Ja paskatās cieši naksnīgajās debesīs, ir viegli pamanīt, ka zvaigznes, kas skatās uz mums, atšķiras pēc krāsas. Zilgani, b alti, sarkani, tie vienmērīgi spīd vai mirgo kā Ziemassvētku eglītes vītne. Teleskopā krāsu atšķirības kļūst skaidrākas. Šīs daudzveidības iemesls ir fotosfēras temperatūra. Un, pretēji loģiskam pieņēmumam, karstākās ir nevis sarkanās, bet zilās, b altzilās un b altās zvaigznes. Bet vispirms vispirms.
Spektrālā klasifikācija
Zvaigznes ir milzīgas karstas gāzes bumbiņas. Tas, kā mēs tos redzam no Zemes, ir atkarīgs no daudziem parametriem. Piemēram, zvaigznes patiesībā nemirgo. Par to ir ļoti viegli pārliecināties: pietiek atcerēties Sauli. Mirgojošais efekts rodas tāpēc, ka gaisma, kas nāk no kosmiskajiem ķermeņiem uz mums, pārvar starpzvaigžņu vidi, kas ir pilna ar putekļiem un gāzēm. Vēl viena lieta ir krāsa. Tas ir čaulu (īpaši fotosfēras) uzkaršanas līdz noteiktām temperatūrām sekas. Patiesā krāsa var atšķirties no redzamās, taču atšķirība parasti ir neliela.
Šodien visā pasaulē izmanto Hārvardas zvaigžņu spektrālo klasifikāciju. Viņa gadāstemperatūra un ir balstīta uz spektra līniju formu un relatīvo intensitāti. Katra klase atbilst noteiktas krāsas zvaigznēm. Klasifikācija tika izstrādāta Hārvardas observatorijā 1890.–1924. gadā.
Viens noskūts anglis sakošļāja dateles kā burkānus
Ir septiņas galvenās spektrālās klases: O-B-A-F-G-K-M. Šī secība atspoguļo pakāpenisku temperatūras pazemināšanos (no O līdz M). Lai to atcerētos, ir īpašas mnemoniskas formulas. Krievu valodā viens no tiem skan šādi: "Viens noskūts anglis košļāja dateles kā burkānus." Šīm klasēm tiek pievienotas vēl divas. Burti C un S apzīmē aukstus gaismekļus ar metāla oksīda joslām spektrā. Apskatīsim tuvāk zvaigžņu klases:
- O klasei ir raksturīga augstākā virsmas temperatūra (no 30 līdz 60 tūkstošiem Kelvinu). Šāda veida zvaigznes pārsniedz Saules masu 60 reizes, bet rādiusā - 15 reizes. To redzamā krāsa ir zila. Spožuma ziņā viņi mūsu zvaigzni apsteidz vairāk nekā miljonu reižu. Šai klasei piederošo zilo zvaigzni HD93129A raksturo viens no augstākajiem spilgtuma rādītājiem starp zināmajiem kosmiskajiem ķermeņiem. Pēc šī rādītāja tas apsteidz Sauli 5 miljonus reižu. Zilā zvaigzne atrodas 7,5 tūkstošu gaismas gadu attālumā no mums.
- B klases temperatūra ir 10–30 tūkstoši kelvinu, kas ir 18 reizes lielāka nekā Saules masa. Tās ir b alti zilas un b altas zvaigznes. To rādiuss ir 7 reizes lielāks nekā Saules rādiuss.
- A klasei raksturīga 7,5–10 tūkstošu kelvinu temperatūra,rādiuss un masa pārsniedz attiecīgi 2,1 un 3,1 reizes līdzīgus Saules parametrus. Tās ir b altas zvaigznes.
- F klase: temperatūra 6000–7500 K. Masa par Sauli ir 1,7 reizes lielāka, rādiuss - par 1,3. No Zemes arī šādas zvaigznes izskatās b altas, to patiesā krāsa ir dzeltenīgi b alta.
- G klase: temperatūra 5-6 tūkstoši kelvinu. Saule pieder šai klasei. Šķietamā un patiesā šādu zvaigžņu krāsa ir dzeltena.
- K klase: temperatūra 3500-5000 K. Rādiuss un masa ir mazāki par Saules, tie ir 0,9 un 0,8 no atbilstošajiem zvaigznes parametriem. Skatoties no Zemes, šo zvaigžņu krāsa ir dzeltenīgi oranža.
- M klase: temperatūra 2-3,5 tūkstoši kelvinu. Masa un rādiuss - 0,3 un 0,4 no līdzīgiem Saules parametriem. No mūsu planētas virsmas tie izskatās sarkani oranži. Beta Andromedae un Alfa gailenes pieder M klasei. Daudziem pazīstamā spilgti sarkanā zvaigzne ir Betelgeuse (Alpha Orionis). Vislabāk to meklēt debesīs ziemā. Sarkanā zvaigzne atrodas virs Oriona jostas un nedaudz pa kreisi no tās.
Katra klase ir sadalīta apakšklasēs no 0 līdz 9, tas ir, no karstākās līdz aukstākajai. Zvaigžņu skaitļi norāda uz piederību noteiktam spektrālajam tipam un fotosfēras sildīšanas pakāpi salīdzinājumā ar citiem šīs grupas gaismekļiem. Piemēram, Saule pieder klasei G2.
Vizuāli b alti
Tādējādi zvaigžņu klases B līdz F var izskatīties b altā krāsā no Zemes. Un tikai A tipa objektiem faktiski ir šāda krāsa. Tātad, zvaigzne Saifs (Oriona zvaigznājs) un Algols (beta Persejs) novērotājam, kas nav bruņots ar teleskopu, šķitīsb alts. Tie pieder pie B spektrālās klases. To patiesā krāsa ir zili b alta. B altas ir arī Mythrax un Procyon, spožākās zvaigznes debess zīmējumos Perseus un Canis Minor. Tomēr to patiesā krāsa ir tuvāk dzeltenai (F pakāpe).
Kāpēc zemes vērotājam zvaigznes ir b altas? Krāsa ir izkropļota, jo mūsu planētu atdala lielais attālums no līdzīgiem objektiem, kā arī apjomīgi putekļu un gāzes mākoņi, kas bieži sastopami kosmosā.
A klase
B altajām zvaigznēm raksturīga ne tik augsta temperatūra kā O un B klases pārstāvjiem, kuru fotosfēra uzsilst līdz 7,5-10 tūkstošiem Kelvinu. A spektrālās klases zvaigznes ir daudz lielākas par Sauli. Arī to spožums ir lielāks - apmēram 80 reizes.
A zvaigžņu spektrā Balmer sērijas ūdeņraža līnijas ir izteikti izteiktas. Citu elementu līnijas ir ievērojami vājākas, taču tās kļūst nozīmīgākas, pārejot no apakšklases A0 uz A9. Milžus un supergigantus, kas pieder pie A spektrālās klases, raksturo nedaudz mazāk izteiktas ūdeņraža līnijas nekā galvenās secības zvaigznēm. Šo gaismekļu gadījumā smago metālu līnijas kļūst pamanāmākas.
Ir daudz savdabīgu zvaigžņu, kas pieder pie A spektrālās klases. Šis termins attiecas uz gaismekļiem, kuru spektrā un fiziskajos parametros ir pamanāmas iezīmes, kas apgrūtina to klasificēšanu. Piemēram, diezgan retām Bootes lambda tipa zvaigznēm raksturīgs smago metālu trūkums un ļoti lēna rotācija. Pie savdabīgiem gaismekļiem pieder arī b altie punduri.
A klase pieder pie tik spilgtiem nakts objektiemdebesīs, piemēram, Siriuss, Menkalināns, Aliots, Kastors un citi. Iepazīsim viņus tuvāk.
Alpha Canis Major
Sīriuss ir spožākā, lai gan ne tuvākā zvaigzne debesīs. Attālums līdz tam ir 8,6 gaismas gadi. Zemes vērotājam tas šķiet tik spilgts, jo tam ir iespaidīgi izmēri un tomēr tas nav tik tālu kā daudzi citi lieli un spilgti objekti. Saulei tuvākā zvaigzne ir Alfa Kentauri. Sirius ir piektajā vietā šajā sarakstā.
Tā pieder pie Canis Major zvaigznāja un ir divu komponentu sistēma. Sirius A un Sirius B ir atdalītas ar 20 astronomiskām vienībām, un tās rotē ar periodu, kas nepārsniedz 50 gadus. Sistēmas pirmā sastāvdaļa, galvenās secības zvaigzne, pieder pie spektrālās klases A1. Tās masa ir divas reizes lielāka nekā Saulei, un tās rādiuss ir 1,7 reizes. Tieši viņu var novērot ar neapbruņotu aci no Zemes.
Otrais sistēmas komponents ir b altais punduris. Zvaigzne Sirius B pēc masas ir gandrīz vienāda ar mūsu gaismekli, kas šādiem objektiem nav raksturīgi. Parasti b altajiem punduriem ir raksturīga 0,6–0,7 saules masas masa. Tajā pašā laikā Sirius B izmēri ir tuvi Zemes izmēriem. Tiek pieņemts, ka b altā pundura stadija šai zvaigznei sākās apmēram pirms 120 miljoniem gadu. Kad Sirius B atradās galvenajā secībā, tas, iespējams, bija gaismeklis ar 5 saules masu masu un piederēja spektrālajam tipam B.
Sirius A, pēc zinātnieku domām, pēc aptuveni 660 miljoniem gadu pāries uz nākamo evolūcijas posmu. Tadtas pārvērtīsies par sarkanu milzi un nedaudz vēlāk - par b altu punduri, tāpat kā tā pavadonis.
Alfa ērglis
Tāpat kā Sīriuss, daudzas b altās zvaigznes, kuru nosaukumi ir norādīti zemāk, ir labi zināmas ne tikai cilvēkiem, kuriem patīk astronomija to spilgtuma un biežas pieminēšanas dēļ zinātniskās fantastikas literatūras lappusēs. Altair ir viens no šiem spīdekļiem. Alfa ērglis ir sastopams, piemēram, Ursulā le Gvinā un Stīvenā Kingā. Nakts debesīs šī zvaigzne ir skaidri redzama, pateicoties tās spilgtumam un relatīvi tuvumam. Attālums starp Sauli un Altairu ir 16,8 gaismas gadi. No A spektrālās klases zvaigznēm tuvāk mums ir tikai Sīriuss.
Altair ir 1,8 reizes masīvāks par Sauli. Tā raksturīgā iezīme ir ļoti ātra rotācija. Zvaigzne veic vienu apgriezienu ap savu asi mazāk nekā deviņās stundās. Rotācijas ātrums pie ekvatora ir 286 km/s. Rezultātā "ņiprais" Altairs tiks saplacināts no stabiem. Turklāt elipses formas dēļ zvaigznes temperatūra un spilgtums samazinās no poliem līdz ekvatoram. Šo efektu sauc par "gravitācijas aptumšošanu".
Vēl viena Altair iezīme ir tā, ka tā spožums laika gaitā mainās. Tas attiecas uz Shield delta tipa mainīgajiem.
Alpha Lyra
Vega ir visvairāk pētīta zvaigzne pēc Saules. Alpha Lyrae ir pirmā zvaigzne, kuras spektrs ir noteikts. Viņa arī kļuva par otro spīdekli aiz Saules, kas iemūžināta fotogrāfijā. Vega bija arī viena no pirmajām zvaigznēm, līdz kurai zinātnieki izmērīja attālumu, izmantojot parlaksa metodi. Ilgu laiku, nosakot citu objektu lielumu, zvaigznes spilgtums tika pieņemts kā 0.
Alpha Lyra ir labi pazīstama gan astronomiem amatieriem, gan vienkāršiem novērotājiem. Tā ir piektā spožākā starp zvaigznēm un ir iekļauta vasaras trijstūra zvaigznēs kopā ar Altair un Deneb.
Attālums no Saules līdz Vegai ir 25,3 gaismas gadi. Tās ekvatoriālais rādiuss un masa ir attiecīgi 2,78 un 2,3 reizes lielāki par līdzīgiem mūsu zvaigznes parametriem. Zvaigznes forma nebūt nav ideāla bumbiņa. Diametrs pie ekvatora ir ievērojami lielāks nekā pie poliem. Iemesls ir lielais rotācijas ātrums. Pie ekvatora tas sasniedz 274 km/s (Saulei šis parametrs ir nedaudz vairāk par diviem kilometriem sekundē).
Viena no Vega īpašajām iezīmēm ir putekļu disks, kas to ieskauj. Jādomā, ka tas radās daudzu komētu un meteorītu sadursmju rezultātā. Putekļu disks griežas ap zvaigzni un tiek uzkarsēts ar tās starojumu. Tā rezultātā palielinās Vega infrasarkanā starojuma intensitāte. Ne tik sen diskā tika atklātas asimetrijas. Viņu iespējamais izskaidrojums ir tāds, ka zvaigznei ir vismaz viena planēta.
Alfa Dvīņi
Otrs spilgtākais objekts Dvīņu zvaigznājā ir Kastors. Viņš, tāpat kā iepriekšējie gaismekļi, pieder pie spektrālās klases A. Kastors ir viena no spožākajām zvaigznēm naksnīgajās debesīs. Atbilstošajā sarakstā viņš ir 23. vietā.
Castor ir vairākas sistēmas, kas sastāv no sešiem komponentiem. Divi galvenie elementi (Castor A un Castor B) griežasap kopīgu masas centru ar periodu 350 gadi. Katra no divām zvaigznēm ir spektrāla bināra zvaigzne. Castor A un Castor B komponenti ir mazāk spilgti un, iespējams, pieder pie spektra tipa M.
Castor C netika uzreiz pievienots sistēmai. Sākotnēji tā tika iecelta kā neatkarīga zvaigzne YY Gemini. Šī debess reģiona izpētes procesā kļuva zināms, ka šis gaismeklis ir fiziski saistīts ar Castor sistēmu. Zvaigzne griežas ap masas centru, kas ir kopīgs visiem komponentiem, un tā periods ir vairāki desmiti tūkstošu gadu, un tā ir arī spektrālā bināra forma.
Beta Aurigae
Aurigas debesu zīmējumā ir iekļauti aptuveni 150 "punkti", daudzi no tiem ir b altas zvaigznes. Gaismekļu vārdi maz ko pateiks cilvēkam, kas ir tālu no astronomijas, taču tas nemazina to nozīmi zinātnē. Spilgtākais objekts debess attēlā, kas pieder pie A spektrālās klases, ir Mencalinan jeb Beta Aurigae. Zvaigznes nosaukums arābu valodā nozīmē "grožu īpašnieka plecs".
Menkalinan - trīskāršā sistēma. Tās divas sastāvdaļas ir A spektrālās klases subgianti. Katras no tām spilgtums 48 reizes pārsniedz Saules līdzīgu parametru. Tos atdala 0,08 astronomisko vienību attālums. Trešā sastāvdaļa ir sarkanais punduris, kas atrodas 330 AU attālumā no pāra. e.
Epsilon Ursa Major
Spilgtākais "punkts" varbūt visslavenākajā zvaigznājā ziemeļu debesīs (Ursa Major) ir Aliots, kas arī klasificēts kā A klase. Šķietamais magnitūds ir 1,76. SarakstāSpožākā spīdošā zvaigzne ieņem 33. vietu. Alioth ieiet Big Dipper asterismā un atrodas tuvāk bļodiņai nekā citi gaismekļi.
Aliota spektru raksturo neparastas līnijas, kas svārstās ar periodu 5,1 dienu. Tiek pieņemts, ka pazīmes ir saistītas ar zvaigznes magnētiskā lauka ietekmi. Spektra svārstības, saskaņā ar jaunākajiem datiem, var rasties kosmiskā ķermeņa tuvuma dēļ ar masu gandrīz 15 Jupitera masām. Vai tas tā ir, joprojām ir noslēpums. To, tāpat kā citus zvaigžņu noslēpumus, astronomi cenšas izprast katru dienu.
B altie punduri
Stāsts par b altajām zvaigznēm būs nepilnīgs, ja nepieminēsim to zvaigžņu evolūcijas posmu, kas tiek apzīmēts kā "b altais punduris". Šādi objekti savu nosaukumu ieguvuši tādēļ, ka pirmais no tiem atklātais piederēja spektrālajai klasei A. Tas bija Sīriuss B un 40 Eridani B. Mūsdienās b altos pundurus sauc par vienu no zvaigznes dzīves pēdējā posma variantiem.
Pakavēsimies sīkāk pie gaismekļu dzīves cikla.
Zvaigžņu evolūcija
Zvaigznes nedzimst vienā naktī: jebkura no tām iziet vairākus posmus. Pirmkārt, gāzes un putekļu mākonis sāk sarukt savu gravitācijas spēku ietekmē. Lēnām tas iegūst bumbiņas formu, savukārt gravitācijas enerģija pārvēršas siltumā – objekta temperatūra paaugstinās. Brīdī, kad tā sasniedz 20 miljonu Kelvinu vērtību, sākas kodolsintēzes reakcija. Šis posms tiek uzskatīts par pilnvērtīgas zvaigznes dzīves sākumu.
Lielāko daļu laika gaismekļi pavada galvenajā secībā. Viņu zarnās pastāvīgi notiek reakcijasūdeņraža cikls. Zvaigžņu temperatūra var atšķirties. Kad viss ūdeņradis kodolā beidzas, sākas jauns evolūcijas posms. Tagad hēlijs ir degviela. Tajā pašā laikā zvaigzne sāk paplašināties. Tā spožums palielinās, savukārt virsmas temperatūra, gluži pretēji, samazinās. Zvaigzne atstāj galveno secību un kļūst par sarkano milzi.
Hēlija serdes masa pakāpeniski palielinās, un tā sāk sarukt zem sava svara. Sarkanā milža posms beidzas daudz ātrāk nekā iepriekšējais. Ceļš, ko veiks tālākā evolūcija, ir atkarīgs no objekta sākotnējās masas. Zemas masas zvaigznes sarkanā milzu stadijā sāk uzbriest. Šī procesa rezultātā objekts izmet čaulas. Izveidojas planētu miglājs un kails zvaigznes kodols. Šādā kodolā visas saplūšanas reakcijas ir pabeigtas. To sauc par hēlija b alto punduri. Masīvāki sarkanie milži (līdz noteiktai robežai) pārvēršas par oglekļa b altajiem punduriem. To kodolos ir smagāki elementi nekā hēlijs.
Funkcijas
B altie punduri ir ķermeņi, masā, kā likums, ļoti tuvu Saulei. Tajā pašā laikā to izmērs atbilst zemei. Šo kosmisko ķermeņu kolosālais blīvums un to dzīlēs notiekošie procesi ir neizskaidrojami no klasiskās fizikas viedokļa. Zvaigžņu noslēpumus atklāja kvantu mehānika.
B alto punduru viela ir elektronu kodola plazma. To ir gandrīz neiespējami izveidot pat laboratorijā. Tāpēc daudzas šādu objektu īpašības paliek nesaprotamas.
Pat pētot zvaigznes visas nakts garumā, bez speciāla aprīkojuma nevarēsiet atklāt vismaz vienu b alto punduri. Viņu spožums ir daudz mazāks nekā saules. Pēc zinātnieku domām, b altie punduri veido aptuveni 3 līdz 10% no visiem galaktikas objektiem. Tomēr līdz šim ir atrasti tikai tie, kas atrodas ne tālāk par 200-300 parsekiem no Zemes.
B altie punduri turpina attīstīties. Tūlīt pēc veidošanās tiem ir augsta virsmas temperatūra, bet tie ātri atdziest. Dažus desmitus miljardu gadu pēc veidošanās, saskaņā ar teoriju, b altais punduris pārvēršas par melno punduri – ķermeni, kas neizstaro redzamu gaismu.
B altā, sarkanā vai zilā zvaigzne novērotājam atšķiras galvenokārt pēc krāsas. Astronoms skatās dziļāk. Krāsa viņam uzreiz daudz pasaka par objekta temperatūru, izmēru un masu. Zila vai spilgti zila zvaigzne ir milzu karsta bumba, kas visos aspektos ir tālu priekšā Saulei. B altie gaismekļi, kuru piemēri ir aprakstīti rakstā, ir nedaudz mazāki. Zvaigžņu numuri dažādos katalogos arī profesionāļiem pasaka daudz, bet ne visu. Liela daļa informācijas par tālu kosmosa objektu dzīvi vai nu vēl nav izskaidrota, vai arī tā pat nav atklāta.
