Qiymatlar. Umumiy kelishuvga ko'ra, bu tarozilar Sirius kabi oq yulduz ikkala masshtabda bir xil kattalikka ega bo'lishi uchun tanlangan. Fotografik va fotovizual miqdorlar orasidagi farq berilgan yulduzning rang indeksi deb ataladi. Rigel kabi ko'k yulduzlar uchun bu raqam manfiy bo'ladi, chunki oddiy plastinkadagi bunday yulduzlar sariqqa sezgir bo'lganidan ko'ra ko'proq qorayish beradi.
Betelgeuse kabi qizil yulduzlar uchun rang indeksi + 2-3 magnitudaga etadi. Rangning bu o'lchovi, shuningdek, yulduzning sirt haroratining o'lchovidir, ko'k yulduzlar qizilga qaraganda ancha issiqroq.
Rang indekslarini hatto juda zaif yulduzlar uchun ham juda oson olish mumkinligi sababli, ular yulduzlarning kosmosda tarqalishini o'rganishda katta ahamiyatga ega.
Asboblar yulduzlarni o'rganish uchun eng muhim vositalardan biridir. Yulduzlarning spektrlariga yuzaki qarash ham ularning barchasi bir xil emasligini ko'rsatadi. Vodorodning Balmer chiziqlari ba'zi spektrlarda kuchli, ba'zilarida zaif, ba'zilarida esa umuman yo'q.
Tez orada yulduzlarning spektrlarini asta-sekin bir-biriga o'tib, oz sonli sinflarga bo'lish mumkinligi ma'lum bo'ldi. Joriy spektral tasnifi Garvard rasadxonasida E. Pikering rahbarligida ishlab chiqilgan.
Dastlab, spektral sinflar lotin harflarida alifbo tartibida belgilandi, ammo tasnifni takomillashtirish jarayonida ketma-ket sinflar uchun quyidagi belgilar belgilandi: O, B, A, F, G, K, M. Bundan tashqari, bir nechta g'ayrioddiy yulduzlar R, N va S sinflariga birlashtirilgan va bu tasnifga umuman to'g'ri kelmaydigan alohida shaxslar PEC (o'ziga xos - maxsus) belgisi bilan belgilanadi.
Qizig'i shundaki, yulduzlarning sinflar bo'yicha joylashishi ham rang bo'yicha tartibdir.
- Rigel va Oriondagi boshqa ko'plab yulduzlar tegishli bo'lgan B sinfidagi yulduzlar ko'k rangda;
- O va A sinflari - oq (Sirius, Deneb);
- F va G sinflari - sariq (Procyon, Capella);
- K va M sinflari - to'q sariq va qizil (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).
Spektrlarni bir xil tartibda joylashtirganda, biz emissiya intensivligining maksimal darajasi binafsha rangdan spektrning qizil uchiga qanday o'tishini ko'ramiz. Bu O sinfdan M sinfga o'tganda haroratning pasayishini ko'rsatadi. Yulduzning ketma-ketlikdagi o'rni kimyoviy tarkibidan ko'ra ko'proq sirt harorati bilan belgilanadi. Kimyoviy tarkibi yulduzlarning katta qismi uchun bir xil ekanligi odatda qabul qilinadi, lekin har xil sirt harorati va bosimi yulduz spektrlarida katta farqlarga olib keladi.
Moviy O toifasidagi yulduzlar eng issiqlari. Ularning sirt harorati 100 000 ° S ga etadi. Ularning spektrlarini ba'zi xarakterli yorqin chiziqlar mavjudligi yoki fonning ultrabinafsha mintaqaga tarqalishi orqali osongina tanib olish mumkin.
Ular bevosita kuzatib boriladi B sinfidagi ko'k yulduzlar, ham juda issiq (sirt harorati 25000°C). Ularning spektrlarida geliy va vodorod chiziqlari mavjud. Birinchisi zaiflashadi, ikkinchisi esa o'tishda kuchayadi sinf A.
IN F va G sinflari(odatiy G sinf yulduzi bizning Quyoshimizdir) kaltsiy va temir va magniy kabi boshqa metallarning chiziqlari asta-sekin o'sib boradi.
IN K sinf kaltsiy chiziqlari juda kuchli bo'lib, molekulyar bantlar ham paydo bo'ladi.
M sinf sirt harorati 3000 ° C dan past bo'lgan qizil yulduzlarni o'z ichiga oladi; ularning spektrlarida titan oksidi chiziqlari ko'rinadi.
R, N va S sinflari spektrlari boshqa molekulyar komponentlarni o'z ichiga olgan sovuq yulduzlarning parallel shoxiga kiradi.
Biluvchi uchun esa "sovuq" va "issiq" B sinf yulduzlari o'rtasida juda katta farq bor.Aniq tasniflash tizimida har bir sinf yana bir nechta kichik sinflarga bo'linadi. B sinfidagi eng issiq yulduzlar VO kichik sinfi, bu sinf uchun o'rtacha haroratli yulduzlar - k B5 kichik sinf, eng sovuq yulduzlar - to B9 kichik sinf. Yulduzlar to'g'ridan-to'g'ri ularning orqasida. kichik sinf AO.
Yulduzlar spektrlarini o'rganish juda foydali bo'lib chiqdi, chunki bu yulduzlarni mutlaq kattaliklariga ko'ra taxminan tasniflash imkonini beradi. Misol uchun, VZ yulduzi mutlaq kattaligi taxminan -2,5 bo'lgan gigantdir. Biroq, yulduz o'n marta yorqinroq (mutlaq qiymat - 5,0) yoki o'n marta zaifroq (mutlaq qiymat 0,0) bo'lishi mumkin, chunki faqat spektral turdan aniqroq baho berish mumkin emas.
Yulduzlar spektrlarining tasnifini o'rnatishda har bir spektr sinfidagi gigantlarni mittilardan ajratishga harakat qilish yoki bu bo'linish mavjud bo'lmaganda, juda yuqori yoki juda past yorqinlikka ega bo'lgan gigant yulduzlarning oddiy ketma-ketligini ajratib ko'rsatish juda muhimdir. .
Mutaxassislar ularning paydo bo'lishining bir nechta nazariyalarini ilgari surdilar. Pastki qismning eng ehtimoliylari shuni ko'rsatadiki, bunday ko'k yulduzlar juda uzoq vaqt davomida ikkilik bo'lgan va ular birlashish jarayoniga ega edi. Ikki yulduz birlashganda, yorqinligi, massasi, harorati ancha yuqori bo'lgan yangi yulduz paydo bo'ladi.
Moviy yulduzlarga misollar:
- Gamma yelkanlari;
- Rigel;
- Zeta Orion;
- Alfa jirafa;
- Zeta Korma;
- Tau Canis Mayor.
Oq yulduzlar - oq yulduzlar
Bir olim Siriusning sun'iy yo'ldoshi bo'lgan juda xira oq yulduzni topdi va unga Sirius B deb nom berildi. Bu noyob yulduzning yuzasi 25 000 Kelvingacha qiziydi va uning radiusi kichik.
Oq yulduzlarga misollar:
- Burgut yulduz turkumidagi Altair;
- Lira yulduz turkumidagi Vega;
- kastor;
- Sirius.
sariq yulduzlar - sariq yulduzlar
Bunday yulduzlar sariq rangga ega va ularning massasi Quyoshning massasi ichida - taxminan 0,8-1,4. Bunday yulduzlarning yuzasi odatda 4-6 ming Kelvin haroratgacha qizdiriladi. Bunday yulduz taxminan 10 milliard yil yashaydi.
Sariq yulduzlarga misollar:
- Star HD 82943;
- Toliman;
- dabih;
- Hara;
- Alhita.
qizil yulduzlar qizil yulduzlar
Birinchi qizil yulduzlar 1868 yilda kashf etilgan. Ularning harorati ancha past va qizil gigantlarning tashqi qatlamlari juda ko'p uglerod bilan to'ldirilgan. Ilgari bunday yulduzlar ikkita spektral sinfni - N va R ni tashkil etgan bo'lsa, endi olimlar yana bir umumiy sinf - C ni aniqlashga muvaffaq bo'lishdi.
> Yulduzlar
Yulduzlar- massiv gaz sharlari: kuzatishlar tarixi, koinotdagi nomlar, fotosuratlar bilan tasnifi, yulduzning tug'ilishi, rivojlanishi, qo'sh yulduzlar, eng yorqinlari ro'yxati.
Yulduzlar- samoviy jismlar va plazmaning ulkan nurli sharlari. Faqatgina bizning Somon yo'li galaktikamizda, jumladan Quyoshda ham ularning milliardlari bor. Yaqinda biz ularning ba'zilarida sayyoralar borligini bilib oldik.
Yulduzlarni kuzatish tarixi
Endi siz bemalol teleskop sotib olishingiz va tungi osmonni kuzatishingiz yoki veb-saytimizda onlayn teleskoplardan foydalanishingiz mumkin. Qadim zamonlardan beri osmondagi yulduzlar ko'plab madaniyatlarda muhim rol o'ynagan. Ular nafaqat afsonalar va diniy hikoyalarda qayd etilgan, balki birinchi navigatsiya vositalari sifatida ham xizmat qilgan. Shuning uchun astronomiya eng qadimgi fanlardan biri hisoblanadi. 17-asrda teleskoplarning paydo bo'lishi va harakat va tortishish qonunlarining ochilishi barcha yulduzlar biznikiga o'xshashligini, ya'ni ular bir xil fizik qonunlarga bo'ysunishini tushunishga yordam berdi.
19-asrda fotografiya va spektroskopiyaning ixtirosi (ob'ektlardan chiqadigan yorug'likning to'lqin uzunliklarini o'rganish) yulduz tarkibiga va harakat tamoyillariga (astrofizikani yaratish) kirib borishga imkon berdi. Birinchi radioteleskop 1937 yilda paydo bo'lgan. Uning yordami bilan ko'rinmas yulduz nurlanishini topish mumkin edi. Va 1990 yilda olamning eng chuqur va batafsil ko'rinishini olishga qodir bo'lgan birinchi Hubble kosmik teleskopi ishga tushirildi (har xil samoviy jismlarning yuqori sifatli Hubble fotosuratlarini bizning veb-saytimizda topish mumkin).
Koinot yulduzlarining nomi
Qadimgi odamlar bizning texnik afzalliklarimizga ega emas edilar, shuning uchun ular samoviy jismlardagi turli mavjudotlarning tasvirlarini tan olishdi. Bu ismlarni eslab qolish uchun afsonalar tuzilgan yulduz turkumlari edi. Bundan tashqari, bu nomlarning deyarli barchasi saqlanib qolgan va bugungi kunda qo'llanilmoqda.
Zamonaviy dunyoda bor (ulardan 12 tasi zodiakga tegishli). Eng yorqin yulduz alfa, ikkinchi yorqin yulduz beta, uchinchisi esa gamma deb nomlanadi. Shunday qilib, yunon alifbosining oxirigacha davom etadi. Tananing qismlarini ifodalovchi yulduzlar mavjud. Misol uchun, Orionning eng yorqin yulduzi (Alpha Orion) "gigantning qo'li (qo'ltig'i)" dir.
Shuni unutmangki, bu vaqt davomida ko'plab kataloglar tuzilgan, ularning belgilari hali ham qo'llaniladi. Misol uchun, Genri Draper katalogi 272 150 yulduz uchun spektral tasnif va pozitsiyalarni taklif qiladi. Betelgeuse belgisi - HD 39801.
Ammo osmonda juda ko'p yulduzlar bor, shuning uchun yangilari uchun ular yulduz turini yoki katalogini bildiruvchi qisqartmalardan foydalanadilar. Masalan, PSR J1302-6350 pulsar (PSR), J "J2000" koordinata tizimidan foydalanadi va oxirgi ikki guruh raqamlari kenglik va uzunlik kodlari bilan koordinatalardir.
Yulduzlar hammasi bir xilmi? Xo'sh, texnologiyadan foydalanmasdan ko'rilganda, ular yorqinligida bir oz farq qiladi. Lekin bular shunchaki gaz to'plari, to'g'rimi? Unchalik emas. Aslida, yulduzlar o'zlarining asosiy xususiyatlariga ko'ra tasnifga ega.
Vakillar orasida siz ko'k gigantlar va mayda jigarrang mittilarni uchratishingiz mumkin. Ba'zida neytron yulduzlari kabi g'alati yulduzlar mavjud. Bu narsalarni tushunmasdan koinotga sho'ng'ish mumkin emas, shuning uchun yulduz turlarini yaxshiroq bilib olaylik.
 Koinotdagi yulduzlarning aksariyati asosiy ketma-ketlikda joylashgan. Siz Quyosh, Alpha Centauri A va Sirusni eslashingiz mumkin. Ular miqyosda, massivlikda va yorqinlikda tubdan farq qilishi mumkin, ammo ular bitta jarayonni amalga oshiradilar: ular vodorodni geliyga aylantiradilar. Bu katta energiya to'lqinini keltirib chiqaradi. Bunday yulduz gidrostatik muvozanat hissini boshdan kechiradi. Gravitatsiya ob'ektning qisqarishiga olib keladi, ammo yadro sintezi uni tashqariga chiqaradi. Bu kuchlar muvozanatda ishlaydi va yulduz shar shaklini saqlab qolishga muvaffaq bo'ladi. Hajmi massaga bog'liq. Chiziq 80 Yupiter massasiga teng. Bu eritish jarayonini faollashtirish mumkin bo'lgan minimal belgidir. Ammo nazariy jihatdan maksimal massa 100 quyoshdir. |
 Agar yoqilg'i bo'lmasa, yulduz yadroviy sintezni davom ettirish uchun etarli massaga ega emas. U oq mittiga aylanadi. Tashqi bosim ishlamaydi va tortishish ta'sirida hajmi qisqaradi. Mitti porlashda davom etmoqda, chunki hali ham issiq haroratlar mavjud. U sovib ketganda, u fon haroratiga etadi. Buning uchun yuzlab milliard yillar kerak bo'ladi, shuning uchun bitta vakilni topishning iloji yo'q.
|
 Sefeidlar - asosiy ketma-ketlikdan Sefeidning beqarorlik chizig'iga qadar rivojlangan yulduzlar. Bu davriylik va yorqinlik o'rtasidagi sezilarli munosabatga ega bo'lgan oddiy radio pulsatsiyalanuvchi yulduzlar. Olimlar buning uchun ularni qadrlashadi, chunki ular kosmosdagi masofalarni aniqlashda ajoyib yordamchilardir. Ular, shuningdek, fotometrik egri chiziqlarga mos keladigan radial tezlik o'zgarishlarini ko'rsatadi. Yorqinroqlar uzoq davriylikka ega. Klassik vakillari - massasi quyoshnikidan 2-3 baravar katta bo'lgan supergigantlar. Ular asosiy ketma-ketlik bosqichida yoqilg'ini yoqish paytida va Sefeidning beqarorlik chizig'ini kesib o'tib, qizil gigantlarga aylanadi. |
 Aniqroq aytadigan bo‘lsak, “qo‘sh yulduz” tushunchasi haqiqiy manzarani aks ettirmaydi. Darhaqiqat, bizning oldimizda yulduz tizimi mavjud bo'lib, u umumiy massa markazi atrofida aylanadigan ikkita yulduz bilan ifodalanadi. Ko'pchilik yalang'och ko'z bilan qaralganda bir-biriga yaqin bo'lib ko'rinadigan ikkita ob'ektni qo'sh yulduz deb adashib xato qiladi. Olimlar ushbu ob'ektlardan foyda olishadi, chunki ular individual ishtirokchilarning massasini hisoblashda yordam beradi. Ular umumiy orbitada harakat qilganda, Nyutonning tortishish uchun hisob-kitoblari massani aql bovar qilmaydigan aniqlik bilan hisoblash imkonini beradi. Vizual xususiyatlarga ko'ra bir nechta toifalarni ajratish mumkin: tutilish, vizual ikkilik, spektroskopik ikkilik va astrometrik. Yashirin - orbitalari kuzatuv nuqtasidan gorizontal chiziq hosil qiladigan yulduzlar. Ya'ni, odam bir xil tekislikda (Algol) qo'sh tutilishni ko'radi. Vizual - teleskop bilan echilishi mumkin bo'lgan ikkita yulduz. Agar ulardan biri juda yorqin porlasa, ikkinchisini ajratish qiyin bo'lishi mumkin. |
yulduz shakllanishi
Keling, yulduz tug'ilishi jarayonini batafsil ko'rib chiqaylik. Avval biz vodorod va geliy bilan to'ldirilgan, asta-sekin aylanadigan ulkan bulutni ko'ramiz. Ichki tortishish uni ichkariga burishiga olib keladi, bu esa tezroq aylanishiga olib keladi. Tashqi qismlar diskka, ichki qismlar esa sharsimon klasterga aylanadi. Materiallar parchalanadi, issiqroq va zichroq bo'ladi. Tez orada sharsimon proto-yulduz paydo bo'ladi. Issiqlik va bosim 1 million °C ga ko'tarilganda, atom yadrolari birlashadi va yangi yulduz yonadi. Yadro sintezi kichik miqdordagi atom massasini energiyaga aylantiradi (energiyaga aylantirilgan 1 gramm massa 22000 tonna trotil portlashiga teng). Yulduzlarning kelib chiqishi va rivojlanishi masalasini yaxshiroq tushunish uchun videodagi tushuntirishga ham qarang.
Protoyulduz bulutlarining evolyutsiyasi
Astronom Dmitriy Vibe aktualizm, molekulyar bulutlar va yulduz tug'ilishi haqida:
Yulduzlarning tug'ilishi
Astronom Dmitriy Vibe protoyulduzlar, spektroskopiyaning kashfiyoti va yulduz shakllanishining gravoturbulent modeli:
Yosh yulduzlarda chaqnashlar
Astronom Dmitriy Vibe o'ta yangi yulduzlar, yosh yulduzlarning turlari va Orion yulduz turkumidagi chaqnash haqida:
Yulduz evolyutsiyasi
Yulduz massasiga asoslanib, uning butun evolyutsiya yo'lini aniqlash mumkin, chunki u ma'lum shablon bosqichlaridan o'tadi. Quyosh massasidan 1,5-8 marta, 8 dan ortiq, shuningdek, quyosh massasining yarmigacha bo'lgan oraliq massali (Quyosh kabi) yulduzlar mavjud. Qizig'i shundaki, yulduzning massasi qanchalik katta bo'lsa, uning umri shunchalik qisqaroq bo'ladi. Agar u quyoshning o'ndan bir qismiga yetib borsa, unda bunday narsalar jigarrang mittilar toifasiga kiradi (ular yadro sintezini yoqib yubora olmaydi).
Oraliq massali ob'ekt 100 000 yorug'lik yili bo'lgan bulut sifatida hayotni boshlaydi. Proto-yulduzga tushish uchun harorat 3725 ° C bo'lishi kerak. Vodorod sintezi boshlangan paytdan boshlab, T Tauri hosil bo'lishi mumkin - yorqinligidagi tebranishlar bilan o'zgaruvchi. Keyingi halokat jarayoni 10 million yil davom etadi. Keyinchalik, uning kengayishi tortishishning siqilishi bilan muvozanatlanadi va u yadrodagi vodorod sintezidan energiya oladigan asosiy ketma-ketlik yulduzi sifatida paydo bo'ladi. Pastki rasmda yulduzlar evolyutsiyasining barcha bosqichlari va o'zgarishlari ko'rsatilgan.
Barcha vodorod geliyga eritilganda, tortishish materiyani yadroga ezib tashlaydi, bu esa tez isitish jarayonini boshlaydi. Tashqi qatlamlar kengayadi va soviydi va yulduz qizil gigantga aylanadi. Keyinchalik geliy birlasha boshlaydi. U ham quriganida, yadro qisqaradi va qiziydi, qobiqni kengaytiradi. Maksimal haroratda tashqi qatlamlar uchib ketadi, harorati 100 000 ° C ga yetadigan oq mitti (uglerod va kislorod) qoladi. Yoqilg'i yo'q, shuning uchun asta-sekin sovutish bor. Milliardlab yillar o'tib, ular qora mittilar sifatida hayotlarini tugatadilar.
Katta massali yulduzda paydo bo'lish va o'lim jarayonlari juda tez sodir bo'ladi. Uning protoyulduzdan o'tishi uchun atigi 10 000-100 000 yil kerak bo'ladi. Asosiy ketma-ketlik davrida bular issiq va ko'k ob'ektlardir (Quyoshdan 1000 dan million marta yorqinroq va 10 baravar kengroq). Keyinchalik, qizil supergigant uglerodni og'irroq elementlarga birlashtira boshlaganini ko'ramiz (10 000 yil). Natijada kengligi 6000 km bo'lgan temir yadro hosil bo'ladi, uning yadroviy nurlanishi endi tortishish kuchiga qarshi tura olmaydi.
Yulduz 1,4 Quyosh massasiga yaqinlashganda, elektron bosimi endi yadroni qulashdan saqlay olmaydi. Shu tufayli o'ta yangi yulduz hosil bo'ladi. Vayron bo'lganda, harorat 10 milliard ° C ga ko'tarilib, temirni neytronlar va neytrinolarga bo'linadi. Bir soniya ichida yadro 10 km kenglikgacha qisqaradi va keyin II turdagi o'ta yangi yulduzda portlaydi.
Agar qolgan yadro 3 Quyosh massasidan kamroq bo'lsa, u neytron yulduziga aylanadi (deyarli faqat neytronlardan). Agar u aylanib, radio impulslarini chiqaradigan bo'lsa, unda shunday bo'ladi. Agar yadro 3 Quyosh massasidan ko'p bo'lsa, unda hech narsa uni yo'q qilishdan va aylanishdan saqlamaydi.
Kam massali yulduz o'zining yoqilg'i zahiralarini shu qadar sekin ishlatadiki, u 100-1 trillion yil o'tgach, asosiy ketma-ketlik yulduziga aylanmaydi. Ammo koinotning yoshi 13,7 milliard yilga etadi, ya'ni bunday yulduzlar hali o'lmagan. Olimlar bu qizil mittilar vodoroddan boshqa hech narsa bilan birlashishga mo'ljallanmaganligini aniqladilar, ya'ni ular hech qachon qizil gigantlarga aylanmaydi. Natijada, ularning taqdiri soviydi va qora mittilarga aylanadi.
Termoyadro reaksiyalari va ixcham ob'ektlar
Astrofizik Valeriy Sulaymonov atmosferani modellashtirish, astronomiyadagi "katta tortishuvlar" va neytron yulduzlarining birlashishi haqida:
Astrofizik Sergey Popov yulduzlargacha bo'lgan masofa, qora tuynuklarning shakllanishi va Olbers paradoksi haqida:
Biz tizimimizni faqat bitta yulduz bilan yoritib turishiga odatlanganmiz. Ammo osmondagi ikkita yulduz bir-biriga nisbatan aylanib yuradigan boshqa tizimlar ham mavjud. Aniqroq qilib aytadigan bo'lsak, Quyoshga o'xshash yulduzlarning atigi 1/3 qismi yolg'iz joylashgan, 2/3 qismi esa qo'sh yulduzdir. Misol uchun, Proxima Centauri Alpha Centauri A va B ni o'z ichiga olgan bir nechta tizimning bir qismidir. Yulduzlarning taxminan 30% ko'p yulduzdir.
Bu tur ikkita protoyulduz yonma-yon rivojlanganda hosil bo'ladi. Ulardan biri kuchliroq bo'ladi va tortishish kuchiga ta'sir qila boshlaydi, massa almashinuvini yaratadi. Agar biri gigant shaklida, ikkinchisi esa neytron yulduzi yoki qora tuynuk shaklida paydo bo'lsa, biz rentgen ikkilik tizimining paydo bo'lishini kutishimiz mumkin, bu erda modda nihoyatda issiq - 555500 ° S. Oq mitti borligida, hamrohning gazi nova sifatida yonishi mumkin. Vaqti-vaqti bilan mitti gazi to'planib boradi va bir zumda birlasha oladi, bu esa yulduzning bir necha oy davomida o'zining yorqinligi bilan galaktikani ortda qoldirishi mumkin bo'lgan I tipdagi o'ta yangi yulduzda portlashiga olib keladi.
Relyativistik qo'sh yulduzlar
Astrofizik Sergey Popov yulduz, qora tuynuklar va o'ta kuchli manbalarning massasini o'lchash bo'yicha:
Ikki yulduzli yulduzlarning xossalari
Astrofizik Sergey Popov sayyora tumanliklari, oq geliy mittilari va tortishish to'lqinlari haqida:
Yulduzlarning o'ziga xos xususiyatlari
Yorqinlik
Yulduzli samoviy jismlarning yorqinligini tasvirlash uchun kattalik va yorqinlikdan foydalaniladi. Kattalik tushunchasi Gipparxning miloddan avvalgi 125-yildagi ishiga asoslanadi. U yulduzlar guruhlarini ko'rinadigan yorqinlikka qarab raqamlagan. Eng yorqinlari birinchi kattalikdir va oltinchigacha davom etadi. Biroq, yulduz orasidagi masofa ko'rinadigan yorug'likka ta'sir qilishi mumkin, shuning uchun endi ular haqiqiy yorqinlikning tavsifini - mutlaq qiymatni qo'shadilar. U Yerdan 32,6 yorug'lik yili uzoqlikda bo'lgani kabi ko'rinadigan kattalikdan foydalanib hisoblangan. Zamonaviy magnitudali shkala oltidan yuqoriga ko'tariladi va birdan pastga tushadi (ko'rinadigan kattalik -1,46 ga etadi). Quyida siz Yerning kuzatuvchisi pozitsiyasidan osmondagi eng yorqin yulduzlar ro'yxatini o'rganishingiz mumkin.
Yerdan ko'rinadigan eng yorqin yulduzlar ro'yxati
| № | Ism | Masofa, St. yillar | Ko'rinadigan qiymat | Mutlaq qiymat | Spektral sinf | samoviy yarim shar |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 0 | 0,0000158 | −26,72 | 4,8 | G2V | ||
| 1 | 8,6 | −1,46 | 1,4 | A1Vm | Janubiy | |
| 2 | 310 | −0,72 | −5,53 | A9II | Janubiy | |
| 3 | 4,3 | −0,27 | 4,06 | G2V+K1V | Janubiy | |
| 4 | 34 | −0,04 | −0,3 | K1.5IIIp | Shimoliy | |
| 5 | 25 | 0,03 (o'zgaruvchan) | 0,6 | A0Va | Shimoliy | |
| 6 | 41 | 0,08 | −0,5 | G6III + G2III | Shimoliy | |
| 7 | ~870 | 0.12 (oʻzgaruvchan) | −7 | B8Iae | Janubiy | |
| 8 | 11,4 | 0,38 | 2,6 | F5IV-V | Shimoliy | |
| 9 | 69 | 0,46 | −1,3 | B3Vnp | Janubiy | |
| 10 | ~530 | 0,50 (o'zgaruvchan) | −5,14 | M2Iab | Shimoliy | |
| 11 | ~400 | 0.61 (oʻzgaruvchan) | −4,4 | B1III | Janubiy | |
| 12 | 16 | 0,77 | 2,3 | A7Vn | Shimoliy | |
| 13 | ~330 | 0,79 | −4,6 | B0,5Iv + B1Vn | Janubiy | |
| 14 | 60 | 0,85 (o‘zgaruvchan) | −0,3 | K5III | Shimoliy | |
| 15 | ~610 | 0,96 (o‘zgaruvchan) | −5,2 | M1.5Iab | Janubiy | |
| 16 | 250 | 0,98 (o‘zgaruvchan) | −3,2 | B1V | Janubiy | |
| 17 | 40 | 1,14 | 0,7 | K0IIIb | Shimoliy | |
| 18 | 22 | 1,16 | 2,0 | A3va | Janubiy | |
| 19 | ~290 | 1.25 (oʻzgaruvchan) | −4,7 | B0.5III | Janubiy | |
| 20 | ~1550 | 1,25 | −7,2 | A2Ia | Shimoliy | |
| 21 | 69 | 1,35 | −0,3 | B7Vn | Shimoliy | |
| 22 | ~400 | 1,50 | −4,8 | B2II | Janubiy | |
| 23 | 49 | 1,57 | 0,5 | A1V+A2V | Shimoliy | |
| 24 | 120 | 1.63 (oʻzgaruvchan) | −1,2 | M3.5III | Janubiy | |
| 25 | 330 | 1.63 (oʻzgaruvchan) | −3,5 | B1.5IV | Janubiy |
Boshqa mashhur yulduzlar:
Yulduzning yorqinligi energiyaning tarqalish tezligidir. Quyosh yorqinligi bilan solishtirish orqali o'lchanadi. Masalan, Alpha Centauri A Quyoshdan 1,3 marta yorqinroq. Mutlaq ko'rsatkichlarda bir xil hisob-kitoblarni amalga oshirish uchun siz mutlaq shkaladagi 5 yorqinlik belgisida 100 ga teng ekanligini hisobga olishingiz kerak. Yorqinlik harorat va o'lchamga bog'liq.
Rang
Yulduzlarning rangi bir-biridan farq qilishini payqagandirsiz, bu aslida sirt haroratiga bog'liq.
| Sinf | Harorat, K | haqiqiy rang | Ko'rinadigan rang | Asosiy xususiyatlar |
|---|---|---|---|---|
| O | 30 000-60 000 | ko'k | ko'k | Neytral vodorod, geliy, ionlangan geliyning zaif chiziqlari ionlangan Si, C, N ni ko'paytiradi. |
| B | 10 000-30 000 | oq-ko'k | oq-ko'k va oq | Geliy va vodorod uchun yutilish chiziqlari. Zaif H va K Ca II chiziqlari. |
| A | 7500-10 000 | oq | oq | Strong Balmer seriyasi, H va K Ca II chiziqlari F sinfga qarab ortadi.Metal chiziqlar ham F sinfiga yaqinroq ko'rina boshlaydi. |
| F | 6000-7500 | sariq-oq | oq | Ca II ning H va K chiziqlari, metall chiziqlar kuchli. Vodorod chiziqlari zaiflasha boshlaydi. Ca I chizig'i paydo bo'ladi.Fe, Ca va Ti chiziqlaridan hosil bo'lgan G tasmasi paydo bo'ladi va kuchayadi. |
| G | 5000-6000 | sariq | sariq | Ca II ning H va K chiziqlari intensivdir. Ca I liniyasi va ko'plab metall chiziqlar. Vodorod chiziqlari zaiflashishda davom etadi va CH va CN molekulalarining bantlari paydo bo'ladi. |
| K | 3500-5000 | apelsin | sarg'ish to'q sariq | Metall chiziqlar va G bandi shiddatli. Vodorod chiziqlari deyarli ko'rinmas. TiO yutilish bantlari paydo bo'ladi. |
| M | 2000-3500 | qizil | to'q sariq qizil | TiO va boshqa molekulalarning tasmasi intensivdir. G bandi zaiflashmoqda. Metall chiziqlar hali ham ko'rinadi. |
Har bir yulduz bitta rangga ega, ammo nurlanishning barcha turlarini o'z ichiga olgan keng spektrni hosil qiladi. Turli xil elementlar va birikmalar ranglarni yoki ranglarning to'lqin uzunliklarini o'zlashtiradi va chiqaradi. Yulduz spektrini o'rganib, siz kompozitsiyani tushunishingiz mumkin.
Sirt harorati
Yulduzli samoviy jismlarning harorati -273,15 °C nol haroratda kelvinlarda o'lchanadi. Toʻq qizil yulduzning harorati 2500K, yorqin qizil yulduzning harorati 3500K, sariqning harorati 5500K, koʻkning harorati 10000K dan 50000K gacha. Harorat qisman massa, yorqinlik va rangga ta'sir qiladi.
Hajmi
Yulduzli kosmik jismlarning kattaligi quyosh radiusi bilan taqqoslaganda aniqlanadi. Alpha Centauri A 1,05 quyosh radiusiga ega. O'lchamlar farq qilishi mumkin. Masalan, neytron yulduzlarning kengligi 20 km, lekin supergigantlar quyosh diametridan 1000 marta katta. Hajmi yulduz yorqinligiga ta'sir qiladi (yorqinlik radius kvadratiga mutanosib). Pastki raqamlarda siz koinot yulduzlarining o'lchamlarini taqqoslashni, shu jumladan quyosh tizimi sayyoralari parametrlari bilan taqqoslashni ko'rib chiqishingiz mumkin.
Har bir inson materiyaning uchta holatini biladi - qattiq, suyuq va gazsimon.. Yopiq hajmda yuqori haroratgacha ketma-ket qizdirilganda modda bilan nima sodir bo'ladi? - bir agregatsiya holatidan ikkinchisiga ketma-ket o'tish: qattiq - suyuq - gaz(harorat ortishi bilan molekulalarning harakat tezligining oshishi hisobiga). Gazni 1200 ºS dan yuqori haroratlarda keyingi isitish bilan gaz molekulalarining atomlarga parchalanishi boshlanadi va 10 000 ºS dan yuqori haroratlarda gaz atomlarining qisman yoki to'liq parchalanishi ularning elementar zarralari - elektronlar va atom yadrolariga aylanadi. Plazma moddaning to'rtinchi holati bo'lib, yuqori harorat yoki boshqa sabablarga ko'ra moddaning molekulalari yoki atomlari qisman yoki to'liq yo'q qilinadi. Koinotdagi moddalarning 99,9% plazma holatidadir.
Yulduzlar massasi 10 26 -10 29 kg boʻlgan kosmik jismlar sinfidir.
Yulduz - bu, qoida tariqasida, gidrodinamik va termodinamik muvozanatda bo'lgan issiq plazma sferik kosmik jism.
Agar muvozanat buzilgan bo'lsa, yulduz pulsatsiya qila boshlaydi (uning o'lchamlari, yorqinligi va harorat o'zgarishi). Yulduz o'zgaruvchan yulduzga aylanadi.
o'zgaruvchan yulduz vaqt o'tishi bilan yorqinligi (osmondagi ko'rinadigan yorqinligi) o'zgarib turadigan yulduzdir. O'zgaruvchanlikning sabablari yulduzning ichki qismidagi jismoniy jarayonlar bo'lishi mumkin. Bunday yulduzlar deyiladi jismoniy o'zgaruvchilar(masalan, d Cephei. Unga o'xshash o'zgaruvchan yulduzlar chaqirila boshlandi Sefeidlar).
uchrashish va tutilish o'zgaruvchilari o'zgaruvchanligi tarkibiy qismlarining o'zaro tutilishi natijasida yuzaga keladigan yulduzlar(masalan, b Perseus - Algol. Uning o'zgaruvchanligini birinchi marta 1669 yilda italiyalik iqtisodchi va astronom Geminiano Montanari kashf etgan).
Tutilayotgan o'zgaruvchan yulduzlar har doim ikki barobar, bular. bir-biriga yaqin joylashgan ikkita yulduzdan iborat. Yulduzlar jadvalidagi o'zgaruvchan yulduzlar aylana bilan ko'rsatilgan:
Yulduzlar har doim ham to'p emas. Agar yulduz juda tez aylansa, uning shakli sharsimon emas. Yulduz qutblardan qisqaradi va mandarin yoki qovoq kabi bo'ladi (masalan, Vega, Regulus). Agar yulduz juft bo'lsa, bu yulduzlarning bir-biriga o'zaro tortishishi ham ularning shakliga ta'sir qiladi. Ular tuxumsimon yoki qovunsimon shaklga ega bo'ladilar (masalan, b Lyra yoki Spica qo'shaloq yulduzining tarkibiy qismlari):
Yulduzlar bizning Galaktikamizning asosiy aholisidir (bizning Galaktikamiz bosh harf bilan yozilgan). U taxminan 200 milliard yulduzni o'z ichiga oladi. Hatto eng katta teleskoplar yordamida ham Galaktikadagi yulduzlar umumiy sonining faqat yarim foizini ko‘rish mumkin. Tabiatda kuzatilgan barcha moddalarning 95% dan ortig'i yulduzlarda to'plangan. Qolgan 5% yulduzlararo gaz, chang va barcha nursiz jismlardir.
Quyoshdan tashqari barcha yulduzlar bizdan shunchalik uzoqdaki, hatto eng katta teleskoplarda ham ular turli rangdagi va yorqinlikdagi nurli nuqtalar shaklida kuzatiladi. Quyoshga eng yaqin bo'lgan a Sentavr tizimi uchta yulduzdan iborat. Ulardan biri - qizil mitti Proksima - eng yaqin yulduzdir. U 4,2 yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan. Siriusga - 8,6 St. yil, Altairga - 17 St. yillar. Vega - 26 St. yillar. Shimoliy yulduzga - 830 St. yillar. Denebgacha - 1500 ko'cha. yillar. Birinchi marta boshqa yulduzgacha bo'lgan masofa (bu Vega edi) 1837 yilda V.Ya.ni aniqlashga muvaffaq bo'ldi. Struve.
Disk tasvirini olishga muvaffaq bo'lgan birinchi yulduz (va hatto undagi ba'zi dog'lar) bu Betelgeuse (a Orion). Ammo buning sababi, Betelgeuse diametri bo'yicha Quyoshdan 500-800 marta kattaroqdir (yulduz pulsatsiyalanadi). Altair (a Eagle) diskining tasviri ham olingan, ammo bu Altair eng yaqin yulduzlardan biri bo'lgani uchun.
Yulduzlarning rangi ularning tashqi qatlamlarining haroratiga bog'liq. Harorat oralig'i - 2000 dan 60000 ° S gacha. Eng sovuq yulduzlar qizil, eng issiqlari esa ko'k. Yulduzning rangiga qarab, uning tashqi qatlamlari qanchalik issiq ekanligini aniqlashingiz mumkin.
Qizil yulduzlarga misollar: Antares (a Scorpio) va Betelgeuse (a Orion).
To'q sariq yulduzlarga misollar: Aldebaran (a Toros),
Arcturus (a Bootes)
va Pollux (b Gemini).
Sariq yulduzlarga misollar: Quyosh, Kapella (a Aurigae) va Toliman (a Centauri).
Sarg'ish-oq yulduzlarga misollar Procyon (a Minor Canis) va Canopus (a Carinae).
Oq yulduzlarga Sirius (a Canis Major), Vega (a Lyrae), Altair (a Eagle) va Deneb (a Cygnus) misol bo'ladi.
Moviy yulduzlarga misollar: Regulus (a Leo) va Spica (a Virgo).
Yulduzlardan juda kam yorug'lik kelishi tufayli inson ko'zi rang soyalarini faqat ularning eng yorqinida ajrata oladi. Durbin va undan ham ko'proq teleskop orqali (ular ko'zdan ko'ra ko'proq yorug'likni ushlaydi) yulduzlarning rangi sezilarli bo'ladi.
Chuqurlik bilan harorat oshadi. Hatto markazdagi eng sovuq yulduzlar ham millionlab darajaga etadi. Quyosh markazida taxminan 15 000 000 ° C haroratga ega (ular Kelvin shkalasidan ham foydalanadilar - mutlaq haroratlar shkalasi, lekin juda yuqori haroratlar haqida gap ketganda, Kelvin va Tselsiy shkalalari orasidagi 273 º farqni e'tiborsiz qoldirish mumkin).
Yulduzli ichki makonni bunchalik isitadigan narsa nima? Ma'lum bo'lishicha, bor termoyadroviy jarayonlar, natijada katta miqdorda energiya ajralib chiqadi. Yunon tilida "termos" issiq degan ma'noni anglatadi. Yulduzlardan tashkil topgan asosiy kimyoviy element hisoblanadi vodorod. Aynan u termoyadroviy jarayonlar uchun yoqilg'i hisoblanadi. Bu jarayonlarda vodorod atomlarining yadrolari geliy atomlarining yadrolariga aylanadi, bu esa energiyaning chiqishi bilan birga keladi. Yulduzdagi vodorod yadrolari soni kamayadi, geliy yadrolari esa ko'payadi. Vaqt o'tishi bilan yulduzda boshqa kimyoviy elementlar sintezlanadi. Turli moddalarning molekulalarini tashkil etuvchi barcha kimyoviy elementlar bir vaqtlar yulduzlar tubida tug'ilgan."Yulduzlar - insonning o'tmishi, odam esa yulduzning kelajagi" - bu ba'zan majoziy ma'noda aytiladi.
Yulduzning elektromagnit to'lqinlar va zarrachalar shaklida energiya chiqarish jarayoni deyiladi radiatsiya. Yulduzlar energiyani nafaqat yorug'lik va issiqlik ko'rinishida, balki boshqa turdagi nurlanishlar - gamma nurlari, rentgen nurlari, ultrabinafsha, radionurlar ham chiqaradi. Bundan tashqari, yulduzlar neytral va zaryadlangan zarralar oqimini chiqaradi. Bu oqimlar yulduz shamolini hosil qiladi. Yulduzli shamol materiyaning yulduzlardan koinotga chiqishi jarayonidir. Natijada, yulduzlarning massasi doimo va asta-sekin kamayib boradi. Bu Quyoshdan (quyosh shamoli) yulduz shamoli bo'lib, Yer va boshqa sayyoralarda auroralarning paydo bo'lishiga sabab bo'ladi. Kometalarning dumlarini Quyoshdan uzoqlashtiradigan quyosh shamolidir.
Yulduzlar, albatta, bo'shliqdan paydo bo'lmaydi (yulduzlar orasidagi bo'shliq mutlaq vakuum emas). Materiallar gaz va changdir. Ular kosmosda notekis taqsimlanib, juda past zichlikdagi va juda katta hajmdagi shaklsiz bulutlarni hosil qiladi - bir yoki ikki yorug'lik yilidan o'nlab yorug'lik yiligacha. Bunday bulutlar deyiladi tarqoq gaz va chang tumanliklari. Ulardagi harorat juda past - taxminan -250 ° C. Lekin har bir gaz-chang tumanligi yulduzlarni hosil qilmaydi. Ba'zi tumanliklar yulduzlarsiz uzoq vaqt mavjud bo'lishi mumkin. Yulduzlarning tug'ilishi jarayoni boshlanishi uchun qanday shartlar zarur? Birinchisi, bulutning massasi. Agar materiya etarli bo'lmasa, unda, albatta, yulduz paydo bo'lmaydi. Ikkinchidan, ixchamlik. Juda cho'zilgan va bo'shashgan bulutda uni siqish jarayonlari boshlanmaydi. Xo'sh, uchinchidan, bizga urug' kerak - ya'ni. bir guruh chang va gaz, keyinchalik ular yulduz embrioniga aylanadi - protoyulduz. protoyulduz shakllanishining oxirgi bosqichidagi yulduzdir. Agar bu shartlar bajarilsa, u holda bulutning gravitatsion siqilishi va qizishi boshlanadi. Bu jarayon tugaydi yulduz shakllanishi- yangi yulduzlarning paydo bo'lishi. Bu jarayon millionlab yillar davom etadi. Astronomlar yulduzlarning paydo boʻlish jarayoni jadal surʼatda kechayotgan tumanliklarni topdilar – baʼzi yulduzlar allaqachon yonib boʻlgan, baʼzilari embrion — protoyulduzlar shaklida, tumanlik hali ham saqlanib qolgan. Masalan, Orionning Buyuk tumanligi.
Yulduzning asosiy fizik xususiyatlari yorug'lik, massa va radiusdir.(yoki diametri), ular kuzatishlar natijasida aniqlanadi. Ularni bilish, shuningdek, yulduzning kimyoviy tarkibi (uning spektri bilan belgilanadi), yulduzning modelini hisoblash mumkin, ya'ni. uning chuqurligidagi jismoniy sharoitlar, unda sodir bo'ladigan jarayonlarni o'rganish.Keling, yulduzlarning asosiy xususiyatlariga batafsil to'xtalib o'tamiz.
Og'irligi. Massani to'g'ridan-to'g'ri yulduzning atrofdagi jismlarga tortishish ta'siri bilan aniqlash mumkin. Masalan, Quyoshning massasi uning atrofidagi sayyoralarning ma'lum aylanish davrlaridan kelib chiqqan holda aniqlangan. Boshqa yulduzlar sayyoralarni bevosita kuzatmaydi. Massani ishonchli o'lchash faqat qo'shaloq yulduzlar uchun mumkin (bu holda Nyuton III tomonidan umumlashtirilgan Kepler qonuni qo'llaniladi, n.o va keyin xato 20-60%). Galaktikamizdagi barcha yulduzlarning qariyb yarmi ikkilikdir. Yulduzlarning massalari ≈0,08 dan ≈100 quyosh massasigacha o'zgarib turadi.Massasi Quyosh massasidan 0,08 dan kam bo'lgan yulduzlar mavjud emas, ular shunchaki yulduzga aylanmaydi, balki qorong'u jismlar bo'lib qoladi.Quyosh massasi 100 dan ortiq bo'lgan yulduzlar juda kam uchraydi. Ko'pgina yulduzlarning massasi 5 Quyosh massasidan kam. Yulduzning taqdiri massaga bog'liq, ya'ni. yulduz qanday stsenariy rivojlanadi, rivojlanadi. Kichik sovuq qizil mittilar vodoroddan juda tejamkor foydalanadi va shuning uchun ularning hayoti yuzlab milliard yillar davom etadi. Quyoshning umri - sariq mitti - taxminan 10 milliard yilni tashkil etadi (Quyosh allaqachon umrining yarmini yashagan). Massiv supergigantlar vodorodni tezda iste'mol qiladi va tug'ilgandan keyin bir necha million yil ichida nobud bo'ladi. Yulduz qanchalik massiv bo'lsa, uning hayot yo'li shunchalik qisqa bo'ladi.
Koinotning yoshi 13,7 milliard yil deb baholanadi. Shuning uchun yoshi 13,7 milliard yildan oshgan yulduzlar hali mavjud emas.
- Massasi bo'lgan yulduzlar 0,08 Quyoshning massalari jigarrang mittilar; ularning taqdiri - barcha termoyadro reaktsiyalarining to'xtashi va qorong'u sayyoraga o'xshash jismlarga aylanishi bilan doimiy qisqarish va sovutish.
- Massasi bo'lgan yulduzlar 0,08-0,5
Quyosh massalari (bular har doim qizil mittilar) vodorod iste'molidan keyin qizib, oq mitti bo'lib, asta-sekin qisqara boshlaydi.
- Massasi bo'lgan yulduzlar 0,5-8
Hayotning oxirida Quyosh massalari avval qizil gigantlarga, keyin esa oq mittilarga aylanadi. Bunday holda, yulduzning tashqi qatlamlari tashqi kosmosda shaklda tarqalgan sayyora tumanligi. Sayyora tumanligi ko'pincha sharsimon yoki halqa shaklida bo'ladi.
- Massasi bo'lgan yulduzlar 8-10 quyosh massalari umrining oxirida portlashi mumkin yoki ular tinchgina qarib, avval qizil supergigantlarga, keyin esa qizil mittilarga aylanadi.
- dan kattaroq massaga ega yulduzlar 10
Quyosh massalari hayot yo'lining oxirida ular avval qizil supergigantlarga aylanadi, keyin o'ta yangi yulduzlar sifatida portlaydi (o'ta yangi yulduz yangi emas, balki eski yulduzdir) va keyin neytron yulduzlarga aylanadi yoki qora tuynuklarga aylanadi.
Qora tuynuklar- bular kosmosdagi teshiklar emas, balki juda katta massa va zichlikka ega bo'lgan jismlar (massiv yulduzlarning qoldiqlari). Qora tuynuklar hech qanday g'ayritabiiy yoki sehrli kuchlarga ega emas, ular "koinot yirtqich hayvonlari" emas. Ular shunchaki kuchli tortishish maydoniga egaki, hech qanday nurlanish (na ko'rinadigan - yorug'lik, na ko'rinmas) ularni tark eta olmaydi. Shuning uchun qora tuynuklar ko'rinmaydi. Biroq, ularni atrofdagi yulduzlarga, tumanliklarga ta'siri orqali aniqlash mumkin. Qora tuynuklar koinotda mutlaqo keng tarqalgan hodisa bo'lib, ulardan qo'rqmaslik kerak. Galaktikamiz markazida o'ta massiv qora tuynuk bo'lishi mumkin.
Radius (yoki diametri). Yulduzlarning o'lchamlari juda xilma-xildir - bir necha kilometrdan (neytron yulduzlar) 2000 quyosh diametrigacha (supergigantlar). Qoidaga ko'ra, yulduz qanchalik kichik bo'lsa, uning o'rtacha zichligi shunchalik yuqori bo'ladi. Neytron yulduzlarida zichlik 10 13 g / sm 3 ga etadi! Bunday moddaning o'simtasi Yerda 10 million tonnani tashkil qiladi. Ammo supergigantlarda zichlik Yer yuzasiga yaqin havo zichligidan kamroq.
Ayrim yulduzlarning diametri Quyoshga nisbatan:
Sirius va Altair 1,7 marta kattaroq,
Vega 2,5 baravar katta,
Regulus 3,5 baravar ko'p
Arcturus 26 marta katta
Polar 30 marta katta,
Rigel 70 marta kattaroq,
Deneb 200 barobar ko'p
Antares 800 marta katta
YV Canis Major 2000 marta katta (eng katta yulduz).
Yorqinlik - vaqt birligida ob'ekt (bu holda, yulduzlar) tomonidan chiqarilgan umumiy energiya. Yulduzlarning yorqinligi odatda Quyoshning yorqinligi bilan taqqoslanadi (yulduzlarning yorqinligi Quyoshning yorqinligi bilan ifodalanadi). Masalan, Sirius Quyoshdan 22 marta ko'proq energiya chiqaradi (Siriusning yorqinligi 22 Quyosh). Veganing yorqinligi 50 Quyosh, Denebning yorqinligi 54 000 Quyosh (Deneb eng kuchli yulduzlardan biridir).
Yer osmonidagi yulduzning ko'rinadigan yorqinligi (to'g'rirog'i, yorqinligi) quyidagilarga bog'liq:
- yulduzgacha bo'lgan masofa. Agar yulduz bizga yaqinlashsa, uning yorqinligi asta-sekin o'sib boradi. Aksincha, yulduz bizdan uzoqlashgani sari uning zohiriy yorqinligi asta-sekin kamayadi. Agar ikkita bir xil yulduzni olsak, bizga eng yaqin yulduz yorqinroq ko'rinadi.
- tashqi qatlamlarning harorati bo'yicha. Yulduz qanchalik issiq bo'lsa, u kosmosga shunchalik ko'p yorug'lik energiyasini yuboradi va u shunchalik yorqinroq ko'rinadi. Agar yulduz sovib qolsa, uning osmondagi yorqinligi pasayadi. Bir xil o'lchamdagi va bizdan bir xil masofada joylashgan ikkita yulduz, bir xil miqdordagi yorug'lik energiyasini chiqarish sharti bilan, aniq yorqinlikda bir xil ko'rinadi, ya'ni. tashqi qatlamlarning bir xil haroratiga ega. Agar yulduzlardan biri boshqasidan sovuqroq bo'lsa, u kamroq yorqinroq ko'rinadi.
- hajmi (diametri). Agar biz tashqi qatlamlarining harorati bir xil bo'lgan (bir xil rangdagi) ikkita yulduzni olib, ularni bizdan bir xil masofada joylashtirsak, u holda kattaroq yulduz ko'proq yorug'lik energiyasini chiqaradi, ya'ni osmonda yorqinroq ko'rinadi.
- yorug'likni ko'rish chizig'i yo'lida joylashgan kosmik chang va gaz bulutlari tomonidan yutilishidan. Kosmik chang qatlami qanchalik qalinroq bo'lsa, u yulduzdan shunchalik ko'p yorug'likni yutadi va yulduz shunchalik xiraroq ko'rinadi. Agar biz ikkita bir xil yulduzni olib, ulardan birining oldiga gaz-chang tumanligini qo'ysak, shunchaki bu yulduz kamroq yorqin ko'rinadi.
- ufq ustidagi yulduz balandligidan. Ufq yaqinida har doim zich tuman bo'lib, u yulduzlarning yorug'ligini o'ziga singdiradi. Ufq yaqinida (quyosh chiqqandan keyin yoki quyosh botishidan biroz oldin) yulduzlar tepada turgandan ko'ra har doim xiraroq ko'rinadi.
"Ko'rinish" va "bo'lish" tushunchalarini chalkashtirmaslik juda muhimdir.
yulduz may bo'lmoq o'zi juda yorqin, lekin tuyuladi turli sabablarga ko'ra xiralashgan: unga masofa katta bo'lganligi sababli, kichik o'lchamlari tufayli, uning yorug'ligini kosmik chang yoki Yer atmosferasidagi chang bilan singdirishi sababli. Shuning uchun ular er osmonidagi yulduzning yorqinligi haqida gapirganda, ular iborani ishlatadilar. "ko'rinadigan yorqinlik" yoki "yorqinlik".
Yuqorida aytib o'tilganidek, qo'shaloq yulduzlar mavjud. Ammo uch (masalan, a Sentavr) va to'rtlik (masalan, e Lyra) va besh va olti (masalan, Kastor) va boshqalar ham bor. Yulduz tizimidagi alohida yulduzlar deyiladi komponentlar. Ikki dan ortiq komponentli yulduzlar deyiladi karrali yulduzlar. Ko'p yulduzning barcha tarkibiy qismlari o'zaro tortishish kuchlari bilan bog'langan (yulduzlar tizimini tashkil qiladi) va murakkab traektoriyalar bo'ylab harakatlanadi.
Agar ko'plab komponentlar bo'lsa, bu endi bir nechta yulduz emas, balki yulduz klasteri. Farqlash to'p Va tarqoq yulduz klasterlari. Globulyar klasterlar ko'plab eski yulduzlarni o'z ichiga oladi va ko'plab yosh yulduzlarni o'z ichiga olgan ochiq klasterlarga qaraganda eskiroqdir. Globular klasterlar ancha barqaror, chunki ulardagi yulduzlar bir-biridan kichik masofada joylashgan va ular orasidagi o'zaro tortishish kuchlari ochiq klasterlarning yulduzlari orasidagidan ancha katta. Ochiq klasterlar vaqt o'tishi bilan yanada ko'proq tarqaladi.
Ochiq klasterlar, to'g'ri bo'lganidek, Somon yo'lida yoki yaqinida joylashgan. Aksincha, globular klasterlar yulduzli osmonda Somon yo'lidan uzoqda joylashgan.
Ba'zi yulduz klasterlarini osmonda hatto yalang'och ko'z bilan ham ko'rish mumkin. Masalan, Torosdagi Hyades va Pleiades (M 45) ning ochiq klasterlari, saraton kasalligida Mangerning (M 44) ochiq klasterlari, Gerkulesdagi M 13 globulyar klasterlari. Ularning ko'pchiligini durbin bilan ko'rish mumkin.
Osmon jismlari dunyosi
Odamlar qadimdan quyoshga muhabbat va alohida hurmat bilan munosabatda bo'lishgan. Axir, qadimgi davrlarda ular na odam, na hayvon, na o'simlik quyoshsiz yashay olmasligini tushunishgan.
Quyosh Yerga eng yaqin yulduzdir. Boshqa yulduzlar singari, bu ham doimo yorug'lik va issiqlik chiqaradigan ulkan issiq samoviy jismdir. Quyosh Yerdagi barcha hayot uchun yorug'lik va issiqlik manbai.
Ma'lumotlardan foydalanib, raqamlarni matnga yozing.
Quyoshning diametri Yer diametridan 109 marta katta. Quyoshning massasi sayyoramizning massasidan 330 000 marta katta. Yerdan Quyoshgacha bo'lgan masofa 150 million kilometr. Quyosh yuzasida harorat 6 ming darajaga, Quyoshning markazida esa 15 - 20 million darajaga etadi.
Yalang'och ko'z bilan odam tungi osmonda 6000 ga yaqin yulduzlarni ko'rishi mumkin. Olimlar milliardlab yulduzlarni bilishadi.
Yulduzlar hajmi, rangi, yorqinligi bilan farqlanadi.
Rangi bo'yicha oq, ko'k, sariq va qizil yulduzlar ajralib turadi.
Quyosh sariq yulduzlarga tegishli.
Moviy yulduzlar eng issiq, undan keyin oq, keyin sariq, eng sovuq esa qizil yulduzlardir.
Eng yorqin yulduzlar Quyoshdan 100 000 marta ko'proq yorug'lik chiqaradi. Ammo Quyoshdan million marta zaifroq porlaydiganlar ham bor.
Rang bo'yicha yulduzlar orasidagi farq
Quyosh va uning atrofida harakatlanuvchi samoviy jismlar Quyosh tizimini tashkil qiladi. Quyosh tizimining modelini yarating. Buning uchun plastilindan sayyora modellarini qolipga soling va ularni karton varag'iga to'g'ri ketma-ketlikda joylashtiring. Plitalarga sayyoralarning nomlarini yozing va ularni modelingizga yopishtiring.
Krossvordni yeching.
bo'sh krossvordni oching>>
1. Quyosh sistemasidagi eng katta sayyora. Javob: Yupiter
2. Teleskopda aniq ko'rinadigan halqalari bo'lgan sayyora. Javob: Saturn
3. Quyoshga eng yaqin sayyora. Javob: Merkuriy
4. Quyoshdan eng uzoqda joylashgan sayyora. Javob: Neptun
5. Biz yashayotgan sayyora. Javob: Yer
6. Sayyora - Yerning qo'shnisi, Yerga qaraganda Quyoshga yaqinroq joylashgan. Javob: Venera
7. Sayyora - Yerning qo'shnisi, Quyoshdan Yerdan uzoqroqda joylashgan.
Javob: Mars
8. Saturn va Neptun oralig'ida joylashgan sayyora. Javob: Uran
Turli ma'lumot manbalaridan foydalanib, siz ko'proq bilmoqchi bo'lgan yulduz, yulduz turkumi yoki sayyora haqida hisobot tayyorlang. Xabaringiz uchun asosiy ma'lumotlarni yozing.
Mars- Yerdan yalang'och ko'z bilan ko'rish mumkin bo'lgan quyosh tizimining beshta sayyorasidan biri. Erdan u kichik qizil nuqtaga o'xshaydi, shuning uchun Mars ba'zan Qizil sayyora deb ataladi. Sayyora qadimgi Rim urush xudosining nomi bilan atalgan, uning ikkita sun'iy yo'ldoshi Phobos va Deimos mavjud. Bu urush xudosining ikki o'g'lining ismlari, ular "Qo'rquv" va "Dahshat" deb tarjima qilingan. Mars - Quyoshdan to'rtinchi sayyora. Ko'p jihatdan u Yerga juda o'xshaydi. Unda atmosfera bor, Marsda fasllar almashinadi. Sayyoramizning ikkala qutbida ham Yerdagi kabi muzliklar mavjud. Mars sayyoramizning deyarli yarmiga teng.