Luminosity

Dugo su astronomi vjerovali da je razlika u prividnom sjaju zvijezda povezana samo s udaljenošću do njih: što je zvijezda udaljenija, to bi trebala biti manje sjajna. No, kada su udaljenosti do zvijezda postale poznate, astronomi su otkrili da ponekad udaljenije zvijezde imaju veći prividni sjaj. To znači da prividni sjaj zvijezda ne ovisi samo o njihovoj udaljenosti, već i o stvarnoj jačini njihove svjetlosti, odnosno o njihovoj svjetlosti. Sjaj zvijezde ovisi o veličini površine zvijezda i o njenoj temperaturi. Sjaj zvijezde izražava njen pravi svjetlosni intenzitet u odnosu na Sunčev. Na primjer, kada kažu da je sjaj Siriusa 17, to znači da je pravi intenzitet njegove svjetlosti 17 puta veći od intenziteta Sunca.

Određujući sjaj zvijezda, astronomi su ustanovili da su mnoge zvijezde hiljade puta svetlije od sunca na primjer, sjaj Deneba (alfa Cygnus) je 9400. Među zvijezdama ima onih koje emitiraju stotine hiljada puta više svjetlosti od Sunca. Primjer je zvijezda označena slovom S u sazviježđu Dorado. Sija 1.000.000 puta jače od Sunca. Druge zvijezde imaju isti ili gotovo isti sjaj kao i naše Sunce, na primjer, Altair (Alfa orao) -8. Postoje zvijezde čija je svjetlina izražena u tisućinkama, odnosno njihov je svjetlosni intenzitet stotine puta manji od Sunčevog.

Boja, temperatura i sastav zvezda

Zvezde su različitih boja. Na primjer, Vega i Deneb su bijele, Capella je žućkasta, a Betelgeuse crvenkasta. Što je niža temperatura zvezde, ona je crvenija. Temperatura bijelih zvijezda doseže 30 000 pa čak i 100 000 stepeni; temperatura žutih zvijezda je oko 6000 stepeni, a temperatura crvenih je 3000 stepeni i niža.

Zvezde su napravljene od užarenih niti plinovite tvari: vodik, helij, željezo, natrij, ugljik, kisik i drugi.

Jato zvezda

Zvijezde u ogromnom prostoru Galaksije raspoređene su prilično ravnomjerno. Ali neki od njih se i dalje akumuliraju na određenim mjestima. Naravno, čak i tamo udaljenosti između zvijezda i dalje su velike. Ali zbog ogromnih udaljenosti, tako bliske zvijezde izgledaju poput zvjezdanog jata. Zato se i zovu tako. Najpoznatije od zvjezdanih jata su Plejade u sazviježđu Bik. Golim okom može se uočiti 6-7 zvijezda u Plejadama, koje se nalaze vrlo blizu jedna drugoj. Više od stotinu njih može se vidjeti teleskopom na malom prostoru. Ovo je jedno od jata, u kojem zvijezde čine manje -više izoliran sistem, povezan zajedničkim kretanjem u svemiru. Ovo zvezdano jato ima prečnik oko 50 svetlosnih godina. Ali čak i uz prividnu bliskost zvijezda u ovom jatu, one su zapravo prilično udaljene jedna od druge. U istom sazviježđu, koje okružuje njegovu glavnu - najsjajniju - crvenkastu zvijezdu Al -Debaran, nalazi se još jedno, raštrkanije zvjezdano jato - Hijade.

Neka zvjezdana jata u slabim teleskopima izgledaju poput maglovitih, mutnih mrlja. U jačim teleskopima te mrlje, posebno prema rubovima, raspadaju se u pojedinačne zvijezde. Veliki teleskopi omogućuju utvrđivanje da su to posebno bliska zvjezdana jata sfernog oblika. Stoga se takvi grozdovi nazivaju globularni. Sada je poznato više od stotinu kuglastih zvjezdanih jata. Svi su oni jako daleko od nas. Svaka od njih sastoji se od stotina hiljada zvijezda.

Pitanje šta je svijet zvijezda, očigledno je jedno od prvih pitanja s kojima se čovječanstvo suočilo u osvit civilizacije. Svaka osoba koja razmišlja o zvjezdanom nebu nehotice povezuje najsjajnije zvijezde zajedno u najjednostavnije figure - kvadrate, trokute, križeve, postajući nesvjesni kreator vlastite karte zvjezdanog neba. I naši su preci prošli istim putem, podijelivši zvjezdano nebo na jasno prepoznatljive kombinacije zvijezda, nazvane sazviježđa. U drevnim kulturama nalazimo reference na prva sazviježđa poistovjećena sa simbolima bogova ili mitovima, koji su do nas došli u obliku pjesničkih imena - sazviježđe Orion, sazviježđe Psi, sazviježđe Andromeda itd. Ova su imena, takoreći, simbolizirala ideje naših predaka o vječnosti i nepromenljivosti univerzuma, postojanosti i nepromenljivosti harmonije kosmosa.

U svemiru iza Sunca postoje zvijezde (od kojih vidimo samo najbliže) koje su milion puta svjetlije iza njega. Intenzitet svjetlosti zvijezde uporediv je sa Sunčevim. Njegov sjaj se naziva. Zvijezda koja nam se čini sjajnom može se pojaviti tako ili zato što nam je blizu, ili zato što je, iako je jako daleko, njena istinska svjetlost vrlo ogromna.

Od 20 nama najbližih zvijezda, samo su tri vidljive golim okom, od 20 zvijezda koje nam se čine sjajne, samo su tri najbliže. Najsvjetlije zvijezde obično se zovu zvijezde prve magnitude, a najslabije vidljive golim okom zovu se zvijezde 6. veličine. Zvijezde prve magnitude su 100 puta sjajnije od zvijezda 6. magnitude. Zvijezde veličine 8-9 vidljive su kroz dvogled. Zvijezde prve magnitude, posebno one najsjajnije, nalaze se na nebu blizu 20, zvijezde druge veličine, poput glavnih sazviježđa Velikog medvjeda, imaju oko 70, a zvijezde koje su najsjajnije izvan zvijezda Šeste magnitude su blizu 6.000.

Vidljiva osvetljenost

Gledajte u nebo noću. Najvjerojatnije ćete vidjeti desetak i pol vrlo sjajnih zvijezda (ovisno o godišnjem dobu i vašoj lokaciji na Zemlji), nekoliko desetina zvijezda je prigušenije, a mnoge, mnoge vrlo prigušene.

Sjaj zvezda je njihov najstarija karakteristika videla osoba. Još u antici ljudi su izmislili mjeru za sjaj zvijezda - "veličinu". Iako se naziva "magnituda", ne radi se, naravno, o veličini zvijezda, već samo o njihovom percipiranom sjaju za oko. Nekim sjajnim zvijezdama dodijeljena je prva veličina. Zvijezde koje su izgledale izvjesno zatamnjene - druga. Zvijezde koje su izgledale manje magnitude od prethodnih - treće. Itd.

Imajte na umu da je svjetlija zvijezda manja magnituda. Zvijezde prve veličine daleko su od najsjajnijih na nebu. Bilo je potrebno unijeti nultu veličinu, pa čak i negativnu. Moguće su i razlomljene veličine. Najmlađe zvijezde koje ljudsko oko vidi su zvijezde šeste veličine. Kroz dalekozor možete vidjeti do sedmog, s amaterskim teleskopom - do desetog ili dvanaestog, a savremeni Hubbleov orbitalni teleskop završava do tridesetog.

Evo zvjezdanih veličina naših poznatih zvijezda: Sirius (-1,5), Alfa Centauri (-0,3), Betelgeuse 0,3 (u prosjeku, jer je promjenjivo). Poznate zvijezde Velike medvjede su zvijezde druge veličine. Zvjezdana veličina Venere može doseći (-4,5) - pa, vrlo svijetla tačka, ako imate sreće da vidite, Jupiter - do (-2,9).

Ovako se sjaj zvezda merio mnogo vekova, okom, upoređujući zvezde sa referentnim. Ali onda su se pojavili nepristrasni instrumenti i zanimljiva činjenica... Koliki je prividni sjaj zvijezde? Može se definirati kao količina svjetlosti (fotona) iz ove zvijezde koja istovremeno ulazi u naše oko. Dakle, pokazalo se da je skala veličine logaritamska (kao i sve ljestvice zasnovane na percepciji osjetila). Odnosno, razlika u svjetlini za jednu zvjezdanu veličinu je razlika u broju fotona za dva i pol puta. Uporedite, na primjer, s muzičkom ljestvicom, postoji ista stvar: razlika u visini po oktavi je razlika u frekvenciji dva puta.

Mjerenje prividnog sjaja zvijezda u veličini i dalje se koristi u vizualnim opažanjima; vrijednosti magnitude unose se u sve astronomske priručnike. Pogodan je, na primjer, za brzo procjenjivanje i upoređivanje sjaja zvijezda.

Snaga zračenja

Sjaj zvijezda koje vidimo očima ne zavisi samo od parametara same zvijezde, već i od udaljenosti do zvijezde. Na primjer, mali, ali blizak Sirius izgleda nam svjetlije od dalekog supergiganta Betelgeuse.

Naravno, za proučavanje zvijezda potrebno je uporediti sjaj koji ne ovisi o udaljenosti. (Možete ih izračunati, znajući prividnu svjetlinu zvijezde, udaljenost do nje i procjenu apsorpcije svjetlosti u određenom smjeru.)

U početku se kao takva mjera koristila apsolutna zvjezdana veličina - teoretska zvjezdana veličina koju bi zvijezda imala da se postavi na standardnu ​​udaljenost od 10 parseka (32 svjetlosne godine). Ali ipak, za astrofizičke proračune, ova vrijednost je nezgodna, zasnovana na subjektivnoj percepciji. Pokazalo se da je mnogo prikladnije mjeriti ne teoretsku prividnu svjetlinu, već vrlo stvarnu snagu zračenja zvijezde. Ova vrijednost se naziva luminoznost i mjeri se u svjetlosima Sunca, a svjetlost Sunca se uzima kao jedinica.

Za referencu: sjaj Sunca je 3,846 * 10 do dvadeset šeste snage vata.

Raspon sjaja poznatih zvijezda je ogroman: od hiljaditih (pa čak i milionitih dijelova) Sunca do pet do šest miliona.

Svjetlosti poznatih nam zvijezda: Betelgeuse - 65.000 solarnih, Sirius - 25 solarnih, Alpha Centauri A - 1.5 solarnih, Alpha Centauri B - 0.5 solarnih, Proxima Centauri - 0.00006 solarnih.

No, budući da smo prešli na govor o svjetlini govoreći o snazi ​​zračenja, treba imati na umu da jedna stvar uopće nije jednoznačno povezana s drugom. Činjenica je da se vidljiva svjetlina mjeri samo u vidljivom rasponu, a zvijezde emitiraju daleko ne samo u njoj. Znamo da naše Sunce ne samo da sja (s vidljivom svjetlošću), već i grije (infracrveno zračenje) i uzrokuje tamnjenje ( ultraljubičasto zračenje), a teže zračenje zadržava atmosfera. Na Suncu maksimalno zračenje pada tačno u sredini vidljivog raspona - što ne čudi: naše su oči u procesu evolucije bile prilagođene upravo sunčevom zračenju; iz istog razloga, Sunce izgleda potpuno bijelo u prostoru bez zraka. Ali u hladnijim zvijezdama maksimalno zračenje se pomiče u crvenu, ili čak u infracrvenu regiju. Postoje vrlo hladne zvijezde, poput R Dorado, čije je zračenje većinom infracrveno. U vrelijim zvijezdama, naprotiv, maksimalno zračenje se pomiče u plavo, ljubičasto ili čak ultraljubičasto područje. Procjena snage zračenja takvih zvijezda od vidljivog zračenja bit će još pogrešnija.

Stoga se koristi koncept "bolometrijske svjetlosti" zvijezde, tj. uključujući zračenje u svim rasponima. Kao što je jasno iz gore navedenog, bolometrijska svjetlina može se značajno razlikovati od uobičajene (u vidljivom rasponu). Na primjer, uobičajena svjetlina Betelgeuse je 65.000 solarnih, a bolometrijska svjetlost 100.000!

Šta određuje snagu zračenja zvezde?

Snaga zračenja zvijezde (a time i svjetlina) ovisi o dva glavna parametra: o temperaturi (što je toplije, više se energije emitira iz jedinične površine) i o površini (što je veća, više energije zvijezda može emitira na istoj temperaturi) ...

Iz ovoga proizlazi da najsjajnije zvijezde u svemiru moraju biti plavi hipergiganti. To je istina, takve zvijezde nazivaju se "jarko plave varijable". Na sreću, ima ih malo i svi su jako udaljeni od nas (što je izuzetno korisno za život proteina), ali tu spadaju poznati "Zvezdani pištolj", Eta Carinae i drugi prvaci Univerzuma u pogledu svjetline.

Imajte na umu da iako su najsjajnije plave varijable zaista najsjajnije poznate zvijezde (5-6 miliona sunčevih sjaja), one nisu najveće. Crveni hipergiganti su mnogo veći od plavih, ali su zbog temperature manje svijetli.

Odstupimo od egzotičnih hipergiganata i pogledajmo zvijezde glavnog niza. U principu, procesi koji se javljaju u svim zvijezdama glavnog niza su slični (distribucija zona zračenja i zona konvekcije u volumenu zvijezde je različita, ali do sada je čitava toplinska nuklearna fuzija ide do srži, nije važno.) Stoga je jedini parametar koji određuje temperaturu zvijezde glavnog niza masa. Tako je jednostavno: što je teže to je vrelije. Veličina zvijezda glavnog niza također je određena masom (iz istog razloga, sličnosti strukture i tekućih procesa). Tako se ispostavlja da su teže, veće i vruće, odnosno najtoplije zvijezde glavnog niza ujedno i najveće. Sjećate se slike sa vidljivim bojama zvijezda? Ona vrlo dobro ilustruje ovaj princip.

To znači da su najtoplije zvijezde glavnog niza istovremeno i najmoćnije (najsjajnije), a što je niža njihova temperatura, to je niža svjetlina. Stoga je glavni niz u Hertzsprung-Russell dijagramu u obliku dijagonalne trake od gornjeg lijevog kuta (najtoplije zvijezde su najsjajnije) do donjeg desnog (najmanje su najsvjetlije).

Manje reflektora od krijesnica

Postoji još jedno pravilo vezano za sjaj zvijezda. Statistički je zaključeno, a zatim je dobilo objašnjenje u teoriji evolucije zvijezda. Što su zvezde sjajnije, njihov broj je manji.

Odnosno, ima mnogo više prigušenih zvezda nego sjajnih. Postoji vrlo malo blistavih zvijezda O-tipa; primetno je više zvezda spektralne klase B; postoji još više spektralnih zvijezda klase A, itd. Štoviše, sa svakom spektralnom klasom broj zvijezda raste eksponencijalno. Dakle, najbrojnija zvjezdana populacija Univerzuma su crveni patuljci - najmanje i najsvjetlije zvijezde.

I iz ovoga proizlazi da naše Sunce nije daleko od "obične" zvijezde u pogledu snage, već vrlo pristojne. Relativno je malo poznatih zvijezda poput Sunca, a još manje moćnijih.

Koliko zvezda može da živi? Prvo, definirajmo: pod životnim vijekom zvijezde mislimo na njenu sposobnost izvođenja nuklearne fuzije. Zato što "leš zvezde" može da visi dugo čak i nakon završetka sinteze.

Općenito, što je zvijezda manje masivna, duže će živjeti. Zvijezde s najmanjom masom su crveni patuljci. One mogu biti 7,5 do 50 posto solarne mase. Sve manje masivno ne može nuklearnu fuziju - i neće biti zvijezda. Moderni modeli procjenjuje se da najmanji crveni patuljci mogu svijetliti i do 10 biliona godina. Uporedite ovo sa našim Suncem koje će se fuzionirati oko 10 milijardi godina - hiljadu puta manje. Nakon što se sintetizira većina vodika, prema teoriji, svijetlocrveni patuljak će postati plavi patuljak, a kada se preostali vodik iscrpi, fuzija u jezgri će prestati i patuljak će pobijeliti.

Najstarije zvezde

Ispostavilo se da su najstarije zvijezde one koje su nastale odmah nakon toga Veliki prasak(prije oko 13,8 milijardi godina). Astronomi mogu procijeniti starost zvijezda gledajući njihovu svjetlost zvijezda - to im govori koliko se svakog elementa nalazi u zvijezdi (na primjer vodik, helij, litij). Najstarije zvijezde uglavnom se sastoje od vodika i helija, a vrlo je malo njihove mase posvećeno težim elementima.

Najstarija uočena zvijezda je SMSS J031300.36-670839.3. Njegovo otkriće objavljeno je u februaru 2014. Njegova se starost procjenjuje na 13,6 milijardi godina, a još uvijek nije jedna od prvih zvijezda. Takve zvijezde još nisu otkrivene, ali definitivno mogu biti. Crveni patuljci, kako smo primijetili, žive trilionima godina, ali ih je vrlo teško pronaći. U svakom slučaju, čak i da postoje takve zvijezde, tražiti ih je poput igle u plastu sijena.

Najslabije zvezde

Koje su najsvjetlije zvijezde? Prije nego što odgovorimo na ovo pitanje, hajde da shvatimo šta je „zatamnjenje“. Što ste dalje od zvijezde, ona izgleda prigušenije, pa samo moramo uzeti faktor kao udaljenost i izmjeriti njen sjaj, odnosno ukupnu količinu energije koju zvijezda emitira u obliku fotona, čestica svjetlosti.

Ako se ograničimo na zvijezde koje su još u procesu fuzije, tada je najmanja svjetlina u crvenim patuljcima. Najhladnija zvijezda s najmanjim sjajem trenutno je crveni patuljak 2MASS J0523-1403. Malo manje svjetla - i naći ćemo se u carstvu smeđih patuljaka, koji više nisu zvijezde.

Mogu postojati i ostaci zvijezda: bijeli patuljci, neutronske zvijezde itd. Koliko mogu biti prigušeni? Bijeli patuljci su nešto svjetliji, ali se vremenom hlade. Nakon određenog vremena pretvaraju se u hladne komade ugljena, praktično ne emitirajući svjetlost - postaju "crni patuljci". Bijelim patuljcima je potrebno jako dugo da se ohlade, pa jednostavno još ne postoje.

Astrofizičari još ne znaju šta se dešava sa materijom neutronskih zvijezda kada se ohlade. Promatrajući supernove u drugim galaksijama, mogu pretpostaviti da je u našoj galaksiji trebalo nastati nekoliko stotina milijuna neutronskih zvijezda, ali do sada je zabilježen samo mali dio ovog broja. Ostatak se morao dovoljno ohladiti da postane nevidljiv.

Šta je sa crnim rupama u dubokom međugalaktičkom prostoru koje nemaju ništa u orbiti? I dalje emituju zračenje poznato kao Hokingovo zračenje, ali ne mnogo. Takve usamljene crne rupe vjerovatno sjaje manje od ostataka zvijezda. Postoje li? Možda.

Najsjajnije zvezde

Najsjajnije zvezde imaju tendenciju da budu i najmasivnije. Takođe imaju običaj da budu Wolf-Rayetove zvijezde, što znači da su vruće i spajaju veliku masu u snažan zvjezdani vjetar. Najsjajnije zvezde takođe ne žive dugo: "živite brzo, umrite mladi".

Svjetlo R136a1 smatra se najsjajnijom zvijezdom do sada (i najmasivnijom). Otvaranje je najavljeno 2010. To je Wolf-Rayetova zvijezda sa svjetlinom od oko 8.700.000 sunčevih zraka i masom 265 puta većom od naše zvijezde. Nekada je imao masu od 320 solarnih masa.

R136a1 je zapravo dio gustog jata zvijezda zvanog R136. Prema Paulu Crowteru, jednom od otkrivača, „planetama je potrebno više vremena da se formiraju od takve zvijezde da živi i umre. Čak i da postoje planete, na njima ne bi bilo astronoma, jer je noćno nebo bilo sjajno kao i dan. "

Najveće zvezde

Uprkos ogromnoj masi, R136a1 nije najveća zvijezda (po veličini). Postoji mnogo većih zvijezda, a sve su to crveni supergiganti - zvijezde koje su bile mnogo manje cijeli život sve dok nije nestalo vodika, počeo se sintetizirati helij, a temperature su počele rasti i širiti se. Naše Sunce na kraju takođe čeka takvu sudbinu. Vodik će prestati i svjetlo će se proširiti, pretvarajući se u crvenog diva. Da bi postala crveni supergigant, zvijezda mora biti 10 puta masivnija od našeg Sunca. Faza crvenog supergiganta obično je kratka i traje samo nekoliko hiljada do milijardu godina. Ovo je malo po astronomskim standardima.

Najpoznatiji crveni supergiganti su Alpha Antares i Betelgeuse, međutim, oni su prilično mali u odnosu na najveće. Pronalaženje najvećeg crvenog supergiganta vrlo je besplodan poduhvat, jer je tačnu veličinu takvih zvijezda vrlo teško sa sigurnošću procijeniti. Najveći bi trebali biti 1.500 puta širi od Sunca, a možda i više.

Zvezde sa najsjajnijim eksplozijama

Fotoni visoke energije nazivaju se gama zraci. Rođeni su iz nuklearnih eksplozija, zbog čega pojedine zemlje lansiraju posebne satelite za traženje gama zraka uzrokovanih nuklearnim testovima. U julu 1967. takvi sateliti pod pokroviteljstvom SAD-a otkrili su eksploziju gama zraka koju nije uzrokovala nuklearna eksplozija... Od tada je otkriveno još mnogo sličnih eksplozija. Obično su kratkotrajni, traju samo od nekoliko milisekundi do nekoliko minuta. Ali vrlo sjajno - mnogo sjajnije od najsjajnijih zvezda. Njihov izvor nije na Zemlji.

Šta uzrokuje eksplozije gama zraka? Puno nagađanja. Danas se većina pretpostavki svodi na eksplozije masivnih zvijezda (supernova ili hipernova) u procesu transformacije u neutronske zvijezde ili crne rupe. Neke eksplozije gama zraka uzrokuju magnetari, neka vrsta neutronske zvijezde... Drugi rafali gama zraka mogu biti posljedica spajanja dvije neutronske zvijezde u jednu ili pada zvijezde u crnu rupu.

Najhladnije bivše zvezde

Crne rupe nisu zvijezde, već njihovi ostaci - međutim, zabavno ih je uspoređivati ​​sa zvijezdama jer takva poređenja pokazuju koliko oboje mogu biti nevjerojatni.

Crna rupa je ono što nastaje kada je gravitacija zvijezde dovoljno jaka da savlada sve ostale sile i uzrokuje da se zvijezda sruši u sebe do točke singularnosti. S masom različitom od nule, ali nulte zapremine, takva točka u teoriji će imati beskonačnu gustoću. Međutim, beskonačnosti su rijetke u našem svijetu, pa jednostavno nemamo dobro objašnjenje za ono što se događa u središtu crne rupe.

Crne rupe mogu biti izuzetno velike. Crne rupe pronađene u centrima pojedinih galaksija mogu biti desetine milijardi solarnih masa. Štaviše, materija u orbiti supermasivnih crnih rupa može biti veoma svijetla, svjetlija od svih zvijezda u galaksijama. U blizini crne rupe mogu se kretati i snažni mlazovi blizu brzine svjetlosti.

Zvijezde koje se najbrže kreću

Godine 2005. Warren Brown i drugi astronomi sa Harvard-Smithsonian Centra za astrofiziku najavili su otkriće zvijezde koja se kreće tako brzo da je izletjela iz Mliječnog puta i nikada se neće vratiti. Njegovo službeno ime je SDSS J090745.0 + 024507, ali ga je Brown nazvao "zvijer lutalica".

Otkrivene su i druge zvijezde koje se brzo kreću. Poznate su kao hiperbrzine ili superbrze zvezde. Sredinom 2014. godine otkriveno je 20 takvih zvijezda. Čini se da većina njih dolazi iz središta galaksije. Prema jednoj hipotezi, par blisko povezanih zvijezda (binarni sistem) prošao je blizu crne rupe u središtu galaksije, jednu je zvijezdu uhvatila crna rupa, a drugu je izbacila velikom brzinom.

Postoje zvijezde koje se kreću još brže. Zapravo, općenito govoreći, što je zvijezda dalje od naše galaksije, to se brže udaljava od nas. To je posljedica širenja svemira, a ne kretanja zvijezde u svemiru.

Većina promenljivih zvezda

Svjetlina mnogih zvijezda jako varira kada se gleda sa Zemlje. Poznate su kao promenljive zvezde. Ima ih mnogo: samo u galaksiji Mliječni put ima ih oko 45.000.

Prema profesoru astrofizike Coel Helieru, najpromenljivije od ovih zvijezda su kataklizmične ili eksplozivne, promjenjive zvijezde. Njihova svjetlina može se povećati za 100 puta tijekom dana, smanjiti, ponovno povećati itd. Ove zvijezde su popularne među astronomima amaterima.

Danas dobro razumijemo šta se dešava sa kataklizmičkim promjenjivim zvijezdama. To su binarni sistemi u kojima je jedna zvijezda obična, a druga bijeli patuljak. Materija obične zvijezde pada na akrecijski disk koji kruži oko bijelog patuljka. Nakon što je masa diska dovoljno velika, počinje sinteza koja rezultira povećanjem svjetline. Sinteza se postupno suši i proces počinje iznova. Ponekad se bijeli patuljak sruši. Postoji dovoljno razvojnih mogućnosti.

Najneobičnije zvezde

Neke vrste zvijezda su prilično neobične. Ne moraju imati ekstremne karakteristike poput svjetline ili mase, samo su čudne.

Kao, na primjer, predmeti Thorn-Zhitkova. Nazvane su po fizičarima Kip Thorne i Anni Zhitkov, koje su prve predložile njihovo postojanje. Njihova ideja je bila takva neutronska zvijezda može postati jezgro crvenog diva ili supergiganta. Ideja je nevjerojatna, ali ... takav je objekt nedavno otkriven.

Ponekad dvije velike žute zvijezde kruže toliko blizu jedna drugoj da, bez obzira na materiju koja se nalazi između njih, izgledaju poput ogromnog svemirskog kikirikija. Poznata su samo dva takva sistema.

Zvijezda Przybylskog ponekad se navodi kao primjer neobične zvijezde jer se njeno svjetlo razlikuje od svjetlosti bilo koje druge zvijezde. Astronomi mjere intenzitet svake valne dužine kako bi shvatili od čega je zvijezda napravljena. To obično nije teško, ali naučnici i dalje pokušavaju razumjeti spektar zvijezde Przybylskog.

Na osnovu materijala sa web stranice listverse.com

Ovisi o dva razloga: njihovoj stvarnoj svjetlini ili količini svjetlosti koju emitiraju, i udaljenosti do nas. Da su sve zvijezde istog sjaja, mogli bismo odrediti njihovu relativnu udaljenost jednostavnim mjerenjem relativni iznos svetlost primljena od njih. Količina svjetlosti mijenja se obrnuto proporcionalno kvadratu udaljenosti. To se može vidjeti na priloženoj slici, gdje S prikazuje položaj zvijezde kao svjetlosnu točku, a A i BBBB prikazuju zaslone postavljene tako da svaki od njih prima istu količinu svjetlosti.

Ako je veći ekran dvostruko širi od ekrana A, njegove stranice moraju biti dvostruko duže kako bi mogao primiti svu svjetlost koja pada na A. Tada će njegova površina biti 4 puta veća od A. da svaki četvrti dio površine primit će četvrtinu svjetlosti koja pada na A. Dakle, oko ili teleskop koji se nalazi na B primit će jednu četvrtinu svjetlosti od zvijezde, u usporedbi s okom ili teleskopom na A, a zvijezda će se pojaviti četiri puta slabija .

Zapravo, zvijezde daleko nisu jednake u svom stvarnom sjaju, pa stoga prividna veličina zvijezde ne daje tačan pokazatelj njene udaljenosti. Među nama bližim zvijezdama mnoge su vrlo slabe, mnoge su čak i nevidljive golim okom, dok među svjetlijima postoje zvijezde čija je udaljenost do vas ogromna. Odličan primjer u tom smislu je Canolus, druga najsjajnija zvijezda na cijelom nebu.

Iz ovih razloga, astronomi su primorani da se ograniče, u prvom slučaju, na određivanje količine svjetlosti koju nam razne zvijezde šalju, ili njihovog prividnog sjaja, bez obzira na njihovu udaljenost ili stvarnu svjetlinu. Drevni astronomi podijelili su sve zvijezde koje se mogu vidjeti u 6 klasa: broj klase, koji izražava prividnu svjetlinu, naziva se veličina zvijezde. Najsjajnije, njih oko 14, nazivaju se zvijezdama prve veličine. Sljedeće najsjajnije, njih oko 50, nazivaju se zvijezdama druge veličine. 3 puta više zvijezda treće veličine. Otprilike u istoj progresiji, broj zvijezda svake veličine povećava se na šestu, koja sadrži zvijezde na granici vidljivosti.

Zvijezde se nalaze u svim mogućim stupnjevima svjetline, pa je nemoguće povući jasnu granicu između susjednih veličina zvijezda. Dva posmatrača mogu napraviti dvije različite procjene; jedan će postaviti zvijezdu u drugu veličinu, a drugi u prvu; neke zvijezde jednog posmatrača bit će pripisane trećoj magnitudi, upravo one koje za drugog posmatrača izgledaju kao zvijezde druge veličine. Nemoguće je, dakle, s apsolutnom preciznošću raspodijeliti zvijezde između pojedinačnih veličina.

Šta je veličina

Koncept veličine zvijezda može lako dobiti svaki slučajni posmatrač neba. Nekoliko zvijezda prve magnitude vidljivo je svake vedre večeri. Primjeri zvijezda druge veličine su 6 najsjajnijih zvijezda medvjeda (Big Dipper), polna zvijezda, najsjajnije zvijezde Kasiopeje. Sve ove zvijezde mogu se vidjeti ispod naših geografskih širina svake noći cijelu godinu. Ima toliko zvijezda treće veličine da je teško odabrati primjere za njih. Najsjajnije zvezde na Plejadama su ove veličine. Međutim, okruženi su s 5 drugih zvijezda, što utječe na procjenu njihovog sjaja. Na udaljenosti od 15 stepeni od Polarne zvijezde nalazi se Beta mala medvjeda: uvijek je vidljiva i razlikuje se od Poljske zvijezde u crvenkastoj nijansi; nalazi se između dvije druge zvijezde, od kojih je jedna treće magnitude, a druga četvrte magnitude.

Pet jasno vidljivih slabijih zvijezda Plejada su također svuda oko 4. magnitude, zvijezde 5. magnitude su još uvijek slobodno vidljive golim okom; Šesta magnituda sadrži zvijezde koje su slabo vidljive za dobar vid.

Savremeni astronomi, uzevši općenito govoreći o sistemu koji im je došao od davnina, pokušali su mu dati veću izvjesnost. Pažljivo istraživanje pokazalo je da stvarna količina svjetlosti koja odgovara različitim veličinama varira od jedne do druge veličine gotovo eksponencijalno; ovaj zaključak je u skladu s poznatim psihološkim zakonom u kojem se osjećaj mijenja aritmetička progresija ako se uzrok koji ga uzrokuje promijeni u geometrijskoj progresiji.

Utvrđeno je da prosječna zvijezda 5. magnitude daje 2 do 3 puta više svjetlosti od prosječne zvijezde 6. magnitude, zvijezda 4. magnitude daje 2 do 3 puta više svjetlosti od pete i tako dalje. 2. vrijednost. Za prvu veličinu razlika je toliko velika da je teško moguće naznačiti bilo koji prosječni omjer. Na primjer, Sirius je 6 puta svjetliji od Altaira, koji se obično smatra tipičnom zvijezdom prve veličine. Da bi dali točne procjene, moderni astronomi pokušali su smanjiti razlike između različitih vrijednosti na jedan i isti standard, naime, pretpostavili su da je omjer sjaja zvijezda dvije uzastopne klase jednak dva i pol .

Da je metoda podjele vidljivih zvijezda u samo 6 različitih veličina usvojena bez ikakvih promjena, naišli bismo na poteškoću da bi se zvijezde vrlo različitih sjaja morale dodijeliti istoj klasi. U istoj klasi bile bi zvijezde koje su dvostruko sjajnije jedna od druge. Stoga je, kako bi rezultati bili točni, bilo potrebno uzeti u obzir klasu, veličinu zvijezda, kao takav broj koji se stalno mijenja - uvesti desetine, pa čak i stotine veličine. Dakle, imamo zvijezde 5,0, 5,1, 5,2 magnitude itd., Ili čak možemo podijeliti još manje i govoriti o zvijezdama koje imaju magnitude 5,11, 5,12 itd.

Mjerenje veličine

Nažalost, još uvijek ne postoji drugi način da se odredi količina svjetlosti primljene od zvijezde, sudeći prema njenom utjecaju na oko. Dvije zvijezde smatraju se jednakim kada se čini da su jednake svjetline oku. Pod ovim uslovima, naš sud je krajnje nepouzdan. Stoga su posmatrači pokušali dati veću preciznost pomoću fotometara - instrumenata za mjerenje količine svjetlosti. Ali čak i sa ovim instrumentima, posmatrač se mora osloniti na ocjenu procjenu jednakosti svjetline. Svjetlost jedne zvijezde se do tada povećava ili smanjuje u određenom omjeru. sve dok se našem oku ne učini da je jednako svjetlosti druge zvijezde; a ova posljednja može biti i umjetna zvijezda, dobijena uz pomoć plamena svijeće ili lampe. Iznos povećanja ili smanjenja će odrediti razliku u veličini obje zvijezde.

Kad pokušamo čvrsto potkrijepiti mjerenja sjaja zvijezde, dolazimo do zaključka da je ovaj zadatak prilično težak. Prije svega, ne percipiramo sve zrake koje dolaze od zvijezde kao svjetlost. Ali sve zrake, vidljive i nevidljive, apsorbira crna površina i izražavaju svoje djelovanje zagrijavajući je. Stoga, najviše Najbolji način Mjerenje zračenja zvijezde sastoji se u procjeni topline koju šalje, budući da to preciznije odražava procese koji se događaju na zvijezdi nego što to može učiniti vidljiva svjetlost. Nažalost, toplotnog dejstva zraci zvezde su toliko mali da se ne mogu meriti čak ni savremenim instrumentima. Za sada moramo odustati od nade da ćemo odrediti ukupno zračenje zvijezde i ograničiti se samo na onaj njen dio koji se naziva svjetlost.

Stoga, ako težimo točnosti, onda moramo reći da se svjetlo, kako ga mi razumijemo, u biti može mjeriti samo njegovim djelovanjem na vidni živac, a ne postoji drugi način za mjerenje njegovog učinka osim procjenom oka . Svi fotometri koji se koriste za mjerenje svjetlosti zvijezda izgrađeni su na takav način da omogućuju povećanje ili smanjenje svjetlosti jedne zvijezde i vizualno je izjednačavaju sa svjetlošću druge zvijezde ili drugog izvora, pa je samo tako ocijeniti .

Veličina i spektar

Poteškoće pri dobijanju tačni rezultati dodatno se povećava činjenicom da se zvijezde razlikuju po boji. S mnogo većom preciznošću možemo se pobrinuti da dva izvora svjetlosti budu jednaka ako imaju istu nijansu boje nego kada su im boje različite. Drugi izvor neizvjesnosti dolazi od onoga što se naziva Purkinjeov fenomen, prema imenu koje ga je prvi put opisalo. Otkrio je da ako imamo dva izvora svjetlosti iste svjetline, ali jedan je crven, a drugi je zelen, tada će, kada se povećavaju ili smanjuju u istom omjeru, ti izvori prestati izgledati isti u svjetlini. Drugim riječima, matematički aksiom da su polovice ili četvrtine jednakih količina jednake jedna drugoj ne odnosi se na djelovanje svjetlosti na oko. Kada se svjetlina smanji, zelena mrlja počinje izgledati svjetlije od crvene. Ako povećamo svjetlinu oba izvora, tada će crvena početi izgledati svjetlije od zelene. Drugim riječima, crveni zraci za naš vid brže se pojačavaju i oslabljuju od zelenih zraka, s istom promjenom stvarne svjetline.

Također je otkriveno da se ovaj zakon promjene prividne svjetline ne primjenjuje dosljedno na sve boje spektra. Istina je da kada pređemo s crvenog na ljubičasti kraj spektra, žuta blijedi brže od crvene, za dato smanjenje svjetline, a zelena čak i brže od žute. Ali ako pređemo sa zelenog na plavo, već možemo reći da ovo drugo ne nestaje tako brzo kao zeleno. Očigledno, iz svega ovoga proizlazi da se dvije zvijezde različitih boja, koje izgledaju jednako svijetle golim okom, više neće pojavljivati ​​jednake u teleskopu. Crvene ili žute zvijezde izgledaju relativno svjetlije u teleskopu, a zelene i plavkaste zvijezde izgledaju relativno svjetlije golim okom.

Dakle, možemo zaključiti da, unatoč značajnom napretku u mjernim instrumentima, razvoju mikroelektronike i računara, vizualna opažanja i dalje igraju najviše važnu ulogu u astronomiji, a mala je vjerovatnoća da će se ta uloga smanjiti u doglednoj budućnosti.