Жұлдыздар соншалықты алыс, тіпті ең үлкен телескопта да олар жай нүктелер түрінде көрінеді. Жұлдыздың өлшемін қалай білуге ​​болады?

Ай астрономдарға көмекке келеді. Жұлдыздардың фонында баяу қозғалады, олардан келетін жарықты бірінен соң бірі бөгеп тастайды. Жұлдыздың бұрыштық өлшемі өте кішкентай болғанымен, Ай оны бірден жасырмайды, бірақ секундтың бірнеше жүзден немесе мыңнан бір бөлігін құрайтын кезеңде. Жұлдыздың бұрыштық өлшемі Аймен жабылған кезде жұлдыздың жарықтылығының төмендеуі процесінің ұзақтығымен анықталады. Ал, жұлдызға дейінгі қашықтықты біле отырып, оның шынайы өлшемін бұрыштық өлшемнен алу оңай.

Бірақ аспандағы жұлдыздардың аз ғана бөлігінің жақсы орналасқаны сонша, оларды Ай жауып тастай алады. Сондықтан әдетте жұлдыз өлшемдерін бағалаудың басқа әдістері қолданылады. Жарқын және өте алыс емес шамдардың бұрыштық диаметрін арнайы құрылғы - оптикалық интерферометр арқылы тікелей өлшеуге болады. Бірақ көп жағдайда жұлдыздың радиусы (R) оның жалпы жарқырауы (L) мен температурасын (T) бағалау негізінде теориялық түрде анықталады:

R 2 = L / (4πσT 4)

Жұлдыздардың өлшемдері өте әртүрлі. Радиусы күн радиусынан мыңдаған есе үлкен супер алып жұлдыздар бар. Екінші жағынан, ергежейлі жұлдыздардың радиусы Күндікінен ондаған есе кіші екені белгілі.

Жұлдыздың ең маңызды сипаттамасы оның массасы. Жұлдызға неғұрлым көп зат жиналса, оның орталығындағы қысым мен температура соғұрлым жоғары болады және бұл жұлдыздың барлық дерлік басқа сипаттамаларын, сонымен қатар оның өмір сүру жолының ерекшеліктерін анықтайды.

Массаны тура бағалауды тек бүкіләлемдік тартылыс заңы негізінде жасауға болады. Жұлдыздардың массасы әлдеқайда аз шектерде өзгереді: шамамен 10 28-ден 10 32 килограмға дейін. Жұлдыздың массасы мен оның жарқырауы арасында байланыс бар: жұлдыздың массасы неғұрлым көп болса, оның жарқырауы да соғұрлым жоғары болады. Жарықтылық жұлдыз массасының шамамен төртінші дәрежесіне пропорционал:

Жұлдыздардың тығыздығы әр түрлі. Мысалы, қызыл алып Бетельгейзенің тығыздығы бөлмедегі ауаның тығыздығынан бір жарым мың есе аз (орташа тығыздық дегенді білдіреді; жұлдыздың ортасында тығыздық бетіндегіден әлдеқайда көп). Айтпақшы, бұл жұлдыздың диаметрі Күннің диаметрінен 300 есе үлкен, көлемі сәйкесінше 27 миллион есе үлкен, ал массасы Күндікінен 15 есе ғана. Ал ақ ергежейлі Сириустың тығыздығы судың тығыздығынан 30 000 есе, яғни алтынның тығыздығынан 1500 есе көп. Бұл заттың 1 литрінің салмағы 30 тоннаны құрайды.

1. Әртүрлі жұлдыздар. Жұлдыздық спектрлердің Гарвард классификациясы.

Жұлдыздарды зерттеудің негізгі әдісі - олардың спектрлерін зерттеу. Телескопқа орнатылған арнайы құрылғы жұлдыз жарығын толқын ұзындығы бойынша спектрдің кемпірқосақ жолағына сұрыптау үшін дифракциялық торды пайдаланады. Астрономдар жұлдыздардың спектрін ашу арқылы олар туралы көп ақпарат алады. Жұлдыздың спектрі әртүрлі толқын ұзындығында жұлдыздан қандай энергия келетінін анықтауға және оның температурасын түсіне қарағанда дәлірек бағалауға мүмкіндік береді. Спектрлік жолақты кесіп өтетін көптеген қараңғы сызықтар жұлдыздар атмосферасындағы әртүрлі элементтер атомдарының жарықты жұтуымен байланысты. Әрбір химиялық элементтің өзіндік сызықтары болғандықтан, спектр жұлдыздың қандай заттардан жасалғанын анықтауға мүмкіндік береді. Жұлдыздардың спектрлерін бірнеше негізгі кластарға бөлуге болады.

Сонау 19 ғасырдың 70-жылдарында астрофизиканың бастаушыларының бірі, Ватикан обсерваториясының директоры А.Секки жұлдыздар спектрлерінің алғашқы классификациясын ұсынды. Кейінірек ол кеңейтіліп, нақтыланды.

1924 жылы Гарвард обсерваториясы Г.Дреппердің 225 мыңнан астам жұлдыз классификациясын қамтитын каталогын басып шығаруды аяқтады. Қазіргі классификация бұл классификацияның қазіргі астрономияда жалпы қабылданған нақтыланған және кеңейтілген нұсқасы болып табылады.

Гарвард классификациясы бойынша латын әріптерімен белгіленетін жеті спектрлік кластар ажыратылды, O, B, A, F, G, K, M. Жол бойымен солдан оңға қарай жылжу кезінде жұлдыздың түсі өзгереді: O - көк, А - ақ, G - сары, М - қызыл . Сол бағытта жұлдыздардың температурасы сәйкесінше төмендейді.

П
Кейінірек Гарвард спектрлік классификациясына екі тармақ және тағы бір негізгі W класы қосылды. Нәтижесінде жұлдыз спектрлерінің классификациясы енді келесідей болады:

Сонымен қатар, әрбір негізгі сынып тағы он ішкі сыныпқа бөлінеді, мысалы, O1, O2, O3 және т.б. Біздің Күн G2 класына жатады.

З Барлық жерде шамамен бірдей химиялық құрам бар: негізгі құрамдас бөліктер - басқа заттардың шағын қоспалары бар сутегі және гелий. Сондықтан спектрлердің әртүрлілігі жұлдыздардың әртүрлі температураларымен түсіндіріледі.

Ең ыстық жұлдыздар W класындағы жұлдыздар.Олардың бетінің температурасы 100000К жетеді.Түсі көк. Көк жұлдыздар да О класына жатады. Олардың температурасы 50 000 К және одан төмен. Көкшіл-ақ В класты жұлдыздардың температурасы 12 000 – 25 000 К; А класының ақ жұлдыздары - 11000 К. F және G кластарының сары жұлдыздары және К класының сарғыш-қызғылт сары жұлдыздарының температурасы шамамен 4500 К. Және ең суық жұлдыздар М класының қызыл жұлдыздары, температурасы 3600 К төмен.

1905 жылы голланд астрономы Э.Герцпрунг жұлдыздардың абсолютті шамаларын және олардың спектрлік кластарын салыстыруға тырысты. 1913 жылы оның жұмысын американдық Г.Рассел аяқтады. Нәтижесінде ғалымдардың атымен атақты диаграмма пайда болды.

Диаграммадан көрініп тұрғандай, жұлдыздың спектрлік класы мен оның жарқырауы белгілі бір қатынаста: әртүрлі жұлдыздарға сәйкес нүктелер бірнеше шоғырларға топтастырылған. Бұл кластерлер тізбектер деп аталады.

Жұлдыздардың негізгі бөлігі негізгі тізбекке жатады. Негізгі қатардағы жұлдыз неғұрлым ыстық болса, соғұрлым оның жарықтығы жоғары болады. Негізгі тізбектен басқа ақ ергежейлілер, алыптар және супергиганттар да ерекшеленеді.

Диаграмма белгілі бір спектрлік типтегі жұлдыздардың ерікті жарықтылыққа ие бола алмайтынын және керісінше, белгілі бір жарықтылықтағы жұлдыздардың еркін температураға ие бола алмайтынын көрсетеді.

Жұлдыздардың спектрлері - олардың барлық жұлдыздық белгілерінің сипаттамасы бар төлқұжаттары. Жұлдыздар жер бетінде белгілі химиялық элементтерден тұрады, бірақ пайыздық қатынаста оларда жеңіл элементтер басым: сутегі мен гелий.

Жұлдыздардың спектрлері - олардың барлық жұлдыздық белгілерінің сипаттамасы бар төлқұжаттары.

Жұлдыздың спектрінен оның жарқырауын, жұлдызға дейінгі қашықтықты, температурасын, көлемін, атмосферасының химиялық құрамын, өз осінің айналу жылдамдығын, жалпы ауырлық центрінің айналасындағы қозғалыс ерекшеліктерін білуге ​​болады.

Телескопқа орнатылған спектрлік аппарат жұлдыз жарығын толқын ұзындығы бойынша спектр жолағына бөледі. Спектрден сіз әр түрлі толқын ұзындығында жұлдыздан қандай энергия келетінін біле аласыз және оның температурасын өте дәл бағалай аласыз. Жұлдыздардың түсі мен спектрі олардың температурасына байланысты. Фотосфера температурасы 3000 К салқын жұлдыздарда спектрдің қызыл аймағындағы сәулелену басым болады. Мұндай жұлдыздардың спектрлері металдар мен молекулалардың көптеген сызықтарын қамтиды. Температурасы 10 000–15 000 К жоғары ыстық көк жұлдыздарда атомдардың көпшілігі иондалған. Толық иондалған атомдар спектрлік сызықтар тудырмайды, сондықтан мұндай жұлдыздардың спектрлерінде сызықтар аз.

20 ғасырдың басында Гарвард обсерваториясында АҚШ-та алынған жұлдыздар спектрлерінің көптеген фотосуреттеріне негізделген. Қазіргі спектрлік классификацияның негізін құрайтын жұлдыздық спектрлердің егжей-тегжейлі классификациясы жасалды.

IN Гарвард классификациясыспектрлік типтер (сыныптар) латын әліпбиінің әріптерімен белгіленеді: O, B, A, F, G, K және M. Бұл классификацияны жасау кезінде спектр түрі мен температура арасындағы байланыс болмағандықтан. әлі белгілі, сәйкес тәуелділікті орнатқаннан кейін бастапқыда әріптердің алфавиттік орналасуымен сәйкес келетін спектрлік класстардың ретін өзгерту қажет болды.

Жұлдыздардың негізгі (Гарвард) спектрлік классификациясы

Сынып ішінде жұлдыздар 0-ден (ең ыстық) 9-ға (ең суық) дейінгі ішкі сыныптарға бөлінеді. О сыныбында қосалқы сыныптар O5-тен басталады. Спектрлік типтердің тізбегі жұлдыздардың кейінірек спектрлік түрлеріне ауысу кезінде олардың температурасының үздіксіз төмендеуін көрсетеді.

Жұлдыздардың басым көпшілігі Одан М-ге дейінгі тізбегіне жатады. Бұл тізбек үздіксіз: бір кластан екінші класқа ауысқанда жұлдыздардың сипаттамалары біркелкі өзгереді.

Ауқым. Сынып	Түс	Темп., К	Спектр мүмкіндіктері	Кәдімгі жұлдыздар
ТУРАЛЫ	Көк	40000	Иондалған гелийдің қарқынды сызықтары, металдардың сызықтары жоқ	Минтака
IN	Көкшіл ақ	20000	Бейтарап гелий сызықтары. Иондалған кальцийдің әлсіз H және K сызықтары	Spica
А	Ақ	10000	Сутегі сызықтары ең үлкен қарқындылыққа жетеді. Иондалған кальцийдің Н және К көрінетін сызықтары, металдардың әлсіз сызықтары	Сириус, Вега
Ф	Сары түсті	7000	Иондалған металдар. Сутегі желілері әлсірейді	Просион, Канопус
Г	Сары	6000	Бейтарап металдар, иондалған кальцийдің интенсивті сызықтары Н және К	Күн, Капелла
TO	Апельсин	4500	Сутегі сызықтары дерлік жоқ. Титан оксидінің әлсіз жолақтары бар. Көптеген металл сызықтар	Арктур, Альдебаран
М	Қызыл	3000	Титан оксидінің және басқа молекулалық қосылыстардың күшті жолақтары	Антарес, Бетельгейзе

Жұлдыздық спектрлердің сипатты ерекшелігі әртүрлі элементтерге жататын көптеген жұтылу сызықтарының болуы болып табылады. Бұл сызықтарды мұқият талдау жұлдыздардың сыртқы қабаттарының табиғаты туралы ерекше құнды ақпарат берді. Жұлдыздардың сыртқы қабаттарының химиялық құрамы, олардың сәулеленуі бізге тікелей түсетін жерден сутегінің толық басымдылығымен сипатталады. Гелий екінші орында, ал басқа элементтердің саны өте аз. Әрбір он мыңға жуық сутегі атомы үшін мың гелий атомы, 10-ға жуық оттегі атомы, көміртегі мен азот сәл аз және бір ғана темір атомы бар. Басқа элементтердің қоспалары мүлдем елеусіз. Жұлдыздар сутегі мен гелийден тұрады, олар ауыр элементтердің шамалы қоспасынан тұрады деп айта аламыз.

Жұлдыздың сыртқы қабаттарының температурасының жақсы көрсеткіші оның түсі болып табылады. О және В спектрлік типті ыстық жұлдыздар көк түсті; Күнге ұқсас жұлдыздар (оның спектрлік класы G2) сары болып көрінеді, ал К және М спектрлік кластардағы жұлдыздар қызыл болып көрінеді. Астрофизикада мұқият әзірленген және толығымен объективті түс жүйесі бар. Ол әртүрлі қатаң стандартталған жарық сүзгілері арқылы алынған бақыланатын шамаларды салыстыруға негізделген. Сандық жағынан жұлдыздардың түсі екі сүзгі арқылы алынған екі мән арасындағы айырмашылықпен сипатталады, олардың бірі басым көк сәулелерді («В») өткізеді, ал екіншісінде адам көзіне ұқсас спектрлік сезімталдық қисығы бар ( «V»). Жұлдыздардың түсін өлшеу технологиясының жетілгені сонша, өлшенген B-V мәнінен жұлдызшаның спектрлік класын қосалқы класс дәлдігімен анықтауға болады. Әлсіз жұлдыздар үшін түсті талдау оларды спектрлік жіктеудің жалғыз жолы болып табылады.

Гарвард спектрлік классификациясы белгілі бір спектрлік сызықтардың болуы немесе болмауына, сондай-ақ салыстырмалы қарқындылығына негізделген. Кестеде келтірілген негізгі спектрлік кластардан басқа, салыстырмалы түрде суық жұлдыздар үшін N және R кластары (көміртек молекулаларының C2, цианоген CN және көміртек тотығы CO жұту жолақтары), S класы (титан оксидтерінің TiO және цирконий ZrO жолақтары) бар. ), сондай-ақ ең суық жұлдыздар үшін - L класы (хром гидридінің CrH жолағы, рубидий, цезий, калий және натрий сызықтары). Жұлдыз асты типті объектілер үшін - жұлдыздар мен планеталар арасындағы массасы бойынша аралық болатын «қоңыр ергежейлілер» үшін жақында арнайы T спектрлік класы (судың, метанның және молекулалық сутегінің сіңіру жолақтары) енгізілді.

О, В, А спектрлік кластары көбінесе ыстық немесе ерте деп аталады, F және G кластары күн, ал К және М кластары суық немесе кеш спектрлік кластар.

Бір Гарвард спектрлік класы фотосфера температурасы бірдей, бірақ жарықтық кластары әртүрлі (яғни, шама ретімен ерекшеленетін жарқырау) жұлдыздарға сәйкес келуі мүмкін болғандықтан, жарқырауды ескере отырып, а Ерке спектрлік классификациясы(МКК деп те аталады – оның авторлары В. Морган, Ф. Кинан және Э. Кельманның инициалдарының атымен).

Осы классификацияға сәйкес жұлдызға Гарвард спектрлік класы және жарықтық класы тағайындалған.

Жарықтандырудың келесі кластары бөлінеді:

Сынып	Аты	Abs. жұлдызды құндылықтар M V
0	Гипергианттар
Ia+	Ең жарқын супергиганттар	−10
Ia	Жарқын супергиганттар	−7,5
Ib	Қалыпты супергиганттар	−4,7
II	Жарқын алыптар	−2,2
III	Қалыпты алыптар	+1,2
IV	Субгианттар	+2,7
В	Негізгі тізбекті гномдар	+4
VI	Субкарликтер	+5-6
VII	Ақ ергежейлілер	+13-15

Осылайша, Гарвард классификациясы Герцшпрунг – Рассел диаграммасының абсциссасын анықтаса, Йеркес классификациясы жұлдыздың осы диаграммадағы орнын анықтайды. Ерке классификациясының қосымша артықшылығы оның жарқырауын жұлдыз спектрінің түрі бойынша және сәйкесінше оның көрінетін шамасы – қашықтығы бойынша (спектрлік параллакс әдісі) бағалау мүмкіндігі болып табылады.

Сары ергежейлі Күн G2V спектрлік класына ие.

Бірдей (немесе ұқсас) жарықтылық кластарының жұлдыздары Герцспрунг-Рассел диаграммасында тізбектерді (тармақтарды) құрайды, мысалы, қызыл алыптардың немесе ақ ергежейлілердің тармағы.

Герцшпрунг-Рассел диаграммасы
(әртүрлі көзқараста)

Диаграмманы 1910 жылы астрономдар Эйнар Герцспрунг пен Генри Рассел тәуелсіз түрде ұсынған.

Диаграмманы пайдалана отырып, астрономдар жас ыстық протожұлдыздардан бастап, дамудың негізгі фазалары арқылы өліп жатқан қызыл алып фазаға дейінгі жұлдыздардың өмірлік циклін бақылай алады. Диаграмма сонымен қатар жұлдыздардың температурасы мен түсінің олардың өмірлік циклінің әртүрлі кезеңдеріне тәуелділігін көрсетеді.

Hertzsprung-Russell диаграммасында сол жақ жоғарғы бұрыштан оңға төмен қарай өтетін диагональды сызықты көруге болады. Ол негізгі тізбек ретінде белгілі және көптеген жұлдыздар өздерінің дамуында осы кезеңдерден өтеді. Жалпы, жұлдыздың температурасы төмендегенде, жұлдыздың жарқырауы да төмендейді. Диаграммада сіз 100 бірліктен жоғары тармақты да көре аласыз. жарқырау Бұл өмірлік циклінің соңында тұрған қызыл алыптар. Олар жарқын және салыстырмалы түрде салқын болуы мүмкін, өйткені олар өте үлкен. Әдетте бұл кезең бірнеше миллион жылға созылады.

Төменгі диаграммадағы көлбеу нүктелі сызықтар күн радиусындағы жұлдыздардың өлшемдерін көрсетеді.

Жұлдыздар ғаламның ең ыстық нысандарына жатады. Бұл Жерде мүмкін болған біздің Күннің жоғары температурасы болды. Бірақ жұлдыздардың мұндай қатты қызу себебі ұзақ уақыт бойы адамдарға белгісіз болып қалды.

Жұлдыздың жоғары температурасының сыры оның ішінде жатыр. Бұл жұлдыздың құрамына ғана қатысты емес - сөзбе-сөз, жұлдыздың бүкіл жарқырауы ішінен келеді. - бұл термоядролық синтез реакциясы жүретін жұлдыздың ыстық жүрегі, ядролық реакциялардың ең күштісі. Бұл процесс бүкіл жұлдыз үшін энергия көзі болып табылады - орталықтан жылу сыртқа, содан кейін ғарыш кеңістігіне көтеріледі.

Сондықтан жұлдыздың температурасы қай жерде өлшенетініне байланысты қатты өзгереді. Мысалы, біздің ядромыздың орталығындағы температура Цельсий бойынша 15 миллион градусқа жетеді - және қазірдің өзінде жер бетінде, фотосферада жылу 5 мың градусқа дейін төмендейді.

Неліктен жұлдыздың температурасы әртүрлі?

Сутегі атомдарының алғашқы бірігуі ядролық синтез процесінің алғашқы қадамы болып табылады

Шынында да, жұлдыздың өзегі мен оның бетінің қызуындағы айырмашылықтар таң қалдырады. Егер Күн ядросының барлық энергиясы бүкіл жұлдызға біркелкі таралса, біздің жұлдыздың беткі температурасы бірнеше миллион градус Цельсий болар еді! Әртүрлі спектрлік кластардағы жұлдыздар арасындағы температура айырмашылығы да таң қалдырмайды.

Мәселе мынада, жұлдыздың температурасы екі негізгі фактормен анықталады: ядроның деңгейі және сәуле шығару бетінің ауданы. Оларды толығырақ қарастырайық.

Ядродан энергияның шығарылуы

Ядро 15 миллион градусқа дейін қызғанымен, бұл энергияның барлығы көрші қабаттарға берілмейді. Тек термоядролық реакция нәтижесінде пайда болатын жылу ғана бөлінеді. Энергия, оның күшіне қарамастан, ядроның ішінде қалады. Тиісінше, жұлдыздың жоғарғы қабаттарының температурасы тек ядродағы термоядролық реакциялардың күшімен анықталады.

Мұндағы айырмашылықтар сапалық және сандық болуы мүмкін. Егер ядро ​​жеткілікті үлкен болса, онда көбірек сутегі «жанып кетеді». Осылайша Күннің көлеміндей жас әрі жетілген жұлдыздар да, көк алпауыттар мен супер алыптар да энергия алады. Қызыл алыптар сияқты массивті жұлдыздар өздерінің ядролық пешінде сутегін ғана емес, гелийді, тіпті көміртегі мен оттегін де жағады.

Ауыр элементтердің ядроларымен синтез процестері әлдеқайда көп энергия береді. Термоядролық синтез реакциясында энергия қосылатын атомдардың артық массасынан алынады. Күннің ішінде болатын уақыт ішінде атомдық массасы 1 сутегінің 6 ядросы, массасы 4 болатын бір гелий ядросына бірігеді - шамамен айтқанда, қосымша 2 сутегі ядросы энергияға айналады. Ал көміртегі «жанғанда» массасы 12 ядролар соқтығысады - сәйкесінше, энергияның шығуы әлдеқайда көп.

Сәулелену бетінің ауданы

Дегенмен, жұлдыздар энергияны өндіріп қана қоймай, оны босқа жұмсайды. Демек, жұлдыз неғұрлым көп энергия бөлсе, соғұрлым оның температурасы төмен болады. Ал шығарылатын энергия мөлшері ең алдымен шығарылатын беттің ауданын анықтайды.

Бұл ереженің шындығын тіпті күнделікті өмірде де тексеруге болады - кірді сызыққа кеңірек іліп қойса, тезірек кебеді. Ал жұлдыздың беті оның өзегін кеңейтеді. Ол неғұрлым тығыз болса, оның температурасы соғұрлым жоғары болады - белгілі бір деңгейге жеткенде, қыздыру шамынан жұлдыз өзегінен тыс сутегі тұтанады.

ЖАРЫҚТЫҚ

Электромагниттік спектрдің барлық диапазонындағы жұлдыздың жалпы сәуле шығару қуаты шынайы немесе болометриялық «жарық» деп аталады. Мысалы, Күннің жарқырауы 3,86±1026 Вт. Қалыпты жұлдыздың массасы неғұрлым көп болса, оның жарқырауы соғұрлым жоғары болады; ол шамамен массаның текшесіндей өседі. Бұл масса-жарық қатынасы алдымен бақылаулардан табылып, кейін теориялық негіздемеге ие болды.

Жұлдыздан Жерге келетін энергия ағыны «көрінетін жарықтық» деп аталады; ол жұлдыздың шынайы жарқырауына ғана емес, оның Жерден қашықтығына да байланысты. Жерге жақын орналасқан төмен жарықты жұлдыз үлкен қашықтықтағы жарықтығы жоғары жұлдызға қарағанда жарық болуы мүмкін.

жұлдыз атмосферасының спектрінің температурасы

ЖҰЛДЫЗДАР ТЕМПЕРАТУРАСЫ

Аспан денелерінің физикалық күйін анықтайтын маңызды сипаттамалардың бірі олардың температурасы болып табылады. Басқа параметрлер сияқты, шамдардың температурасы белгілі бір теориялық болжамдарды пайдалана отырып, олардың сәулеленуімен анықталады. Атап айтқанда, жарық көзі термодинамикалық тепе-теңдік күйінде болады деп есептеледі.

Соңғысы әрқашан жұлдыздардың атмосферасында бола бермейтіндіктен, жұлдыздардың температурасын әртүрлі әдістермен анықтау бір-бірінен айтарлықтай ерекшеленуі мүмкін. Жұлдыздың эффективті температурасы деп өлшемдері жұлдыздың өлшемдеріне тең және жалпы сәулеленуі жұлдыздың жалпы сәулеленуіне тең болатын қара дененің температурасын айтады.

Жұлдыздың тиімді температурасы Е = oT4 Стефан-Больцман заңы бойынша анықталады. Бұл теңдеудің көмегімен жұлдыздың температурасын анықтау үшін жұлдыздың уақыт бірлігінде бөлетін энергиясының жалпы мөлшерін есептеп, жұлдызға дейінгі қашықтықты және оның радиусын білу керек және осы мәліметтер негізінде E мәнін анықтау керек. содан кейін температура.

Жұлдыздардың сыртқы қабаттарының жалпы сәулеленуіне сүйене отырып, жұлдыздар толығымен қара денелер ретінде шығарады деген болжам бойынша жұлдыздардың бетінің температурасы анықталады. Бұл температура галактикалардағы жекелеген жұлдыздар үшін 30000-нан 3000°-қа дейін өзгереді. Жұлдыздардың ішкі бөлігінің температурасы миллиондаған градус. Бетінің температурасы 30 000 ° болатын жұлдыздар үшін ішкі температура 100 000 000 ° деңгейінде болады. Бетінің температурасы 3000° жұлдыздар үшін жұлдыздардың ішкі бөлігінің температурасы 10 000 000° деп есептеледі.

Күннің бетінің температурасы 6000°, ішкі температурасы 13 000 000°. Түс және жарықтық температурасы. Жұлдыздың спектрофотометриялық немесе түсті температурасы деп спектрдің қарастырылатын бөлігінде байқалғанға сәулелену қарқындылығының салыстырмалы таралуына ең жақын абсолютті қара дененің температурасын айтады. Оның спектрінің әртүрлі бөліктері үшін анықталған жұлдыздың температурасы әртүрлі болуы мүмкін.

Егер жұлдыздың сәулелену қарқындылығының барлық көрінетін диапазон бойынша салыстырмалы таралуы белгілі болса, онда жұлдыздың түс температурасын Вен заңы арқылы анықтауға болады: Вен заңы бойынша жұлдыздың температурасы келесідей анықталады. Жұлдыздық энергияның таралу қисығы тұрғызылып, қара дененің сәулелену теориясынан алынған ең жақын максимумы бар теориялық қисық осы қисыққа сәйкестендіріледі. Максималды позиция жұлдыздың түс температурасын анықтау үшін қолданылады.

Егер жұлдыздың температурасы Планк формуласымен салыстырғанда бүкіл спектрлік интервал бойынша анықталса, онда бұл температура жарықтық температурасы деп аталады. Жұлдыздардың температурасын анықтаудың жоғарыдағы әдістері шамамен алынған. Мұның себептері энергияның бөліну спектріндегі жұтылу, біріншіден, қараңғы жұлдыздардың үздіксіз спектрдің суретін бұрмалауы, екіншіден, жұлдыздардың сәулеленуінің табиғаты толығымен қара дененің сәулеленуінен ерекшеленеді.

Жұлдызша түс индексі. Жұлдыздардың температурасы олардың түсін анықтайды. Бұл көкшіл-ақ түске ие ең жоғары температура (бетінде шамамен 30 000°) жұлдыздар. Бетінің температурасы шамамен 3000° жұлдыздар қызыл түсті болады.

Бетінде 6000° температурасы бар күн сары түсті болады. Аралық бетінің температурасы бар жұлдыздар ақ, сарғыш-ақ және сарғыш-қызыл. Осылайша, әртүрлі температурадағы жұлдыздар бізге әртүрлі түсті болып көрінеді. Жұлдызды аспанға мұқият қарасаңыз, мұны тексеру оңай.

Бұл жағдайда жұлдыздардың кейбіреулері бізге көкшіл-ақ (Сириус, Вега), басқа жұлдыздар сары (Capella, Spica) және, ең соңында, кейбір жұлдыздар қызыл (Антарес, Альдебаран) болып көрінеді. Жұлдыздың түсінің өлшемі ретінде мыналар алынады: көк сүзгі арқылы суретке түсірілген жұлдыздың жарықтығы, ал сары сүзгі арқылы оның жарықтығы анықталады.

Бұл мәндер арасындағы айырмашылық жұлдыздық түс индексі деп аталады және жұлдыз түсінің өлшемі ретінде қабылданады. Жұлдыз түсінің тағы бір анықтамасын беруге болады: түс көрсеткіші – жұлдыздың фотографиялық шамасы мен оның көзбен байқалатын шамасы арасындағы айырмашылық. Соңғы анықтама фотопластинаның көгілдір сәулелерге, ал көздің қызылға ең сезімтал екендігіне негізделген.

Сириус типті ақ жұлдыздардың фотографиялық және көрнекі шамалары бірдей. Көгілдір жұлдыздар визуалды емес, фотосуретте жарқынырақ болады. Сондықтан мұндай жұлдыздардың фотографиялық және көрнекі шамаларының арасындағы айырмашылық теріс болады. Сары және қызыл жұлдыздар визуалды емес фотосуретте азырақ жарық болады. Сондықтан мұндай жұлдыздардың фотографиялық және көрнекі шамаларының арасындағы айырмашылық оң болады.

Түс көрсеткіші бойынша жұлдыздың температурасы мен өлшемін анықтау. Жұлдыздың түсін бір жағынан оның түстік индексімен, ал екінші жағынан максималды сәулеленудің толқын ұзындығымен сипаттауға және Вен заңы бойынша жұлдыздың температурасын анықтауға болады. Демек, жұлдыздың түс көрсеткішінің температураға тәуелділігін көрсетуге болады. Бұл қатынас формула арқылы көрсетілуі немесе графикалық түрде берілуі мүмкін. Осылайша, жұлдыздың түс көрсеткіші оның температурасын анықтауға мүмкіндік береді.

Жұлдыздың температурасынан басқа (оның түстік көрсеткішімен анықталады) жұлдызға дейінгі D қашықтығы (жылдық параллакспен анықталады) белгілі деп есептейік. Сонда жұлдыздың көрінетін шамасын m және оған дейінгі қашықтықты біле отырып, оның М абсолютті шамасын анықтаймыз.

Абсолютті шаманы біле отырып, оның L жарықтығын анықтаймыз, бұл жұлдыз шығаратын энергияның өлшемі. Бірақ жұлдыздың сәулеленуі оның температурасы мен өлшемімен анықталады. Демек, L жарықтылығын және температураны біле отырып, күн радиусымен көрсетілген жұлдыздың сызықтық радиусын есептей аламыз. Осылайша, түс көрсеткішін және жұлдызға дейінгі қашықтықты біле отырып, жұлдыздың өлшемін анықтауға болады.

Ашық түнде мұқият қарасаңыз, аспандағы сан алуан түрлі-түсті жұлдыздарды көруге болады. Сіз олардың жыпылықтауының көлеңкесін не анықтайтынын және аспан денелерінің қандай түстері бар екенін ойлап көрдіңіз бе?

Жұлдыздың түсі оның бетінің температурасымен анықталады. Асыл тастар сияқты шамдардың шашырауы суретшінің сиқырлы палитрасы сияқты шексіз алуан түрлі реңктерге ие. Нысан неғұрлым ыстық болса, оның бетінен сәулелену энергиясы соғұрлым жоғары болады, яғни шығарылатын толқындардың ұзындығы соғұрлым қысқа болады.

Толқын ұзындығындағы шамалы айырмашылықтың өзі адам көзі қабылдайтын түсті өзгертеді. Ең ұзын толқын ұзындығы қызыл реңкке ие, температураның жоғарылауымен ол қызғылт сарыға, сарыға өзгереді, ақ түске айналады, содан кейін ақ-көк болады.

Шамдардың газ қабығы идеалды эмитент ретінде қызмет етеді. Жұлдыздың түсіне қарай оның жасын және бетінің температурасын есептей аласыз. Әрине, көлеңке «көзбен» емес, арнайы аспаптың - спектрографтың көмегімен анықталады.

Жұлдыздардың спектрін зерттеу біздің заманымыздың астрофизикасының негізі болып табылады. Аспан денелерінің түстері қандай, олар туралы бізге қол жетімді жалғыз ақпарат.

Көк жұлдыздар

Көгілдір жұлдыздар ең көп үлкен және ыстық.Олардың сыртқы қабаттарының температурасы орташа есеппен 10 000 Кельвинді құрайды, ал жеке жұлдызды алыптар үшін 40 000-қа жетуі мүмкін.

«Өмірлік саяхатын» енді бастаған жаңа жұлдыздар осы диапазонда сәуле шашады. Мысалы, Ригель, Орион шоқжұлдызының екі негізгі шамдарының бірі, көкшіл-ақ.

Сары жұлдыздар

Біздің планеталық жүйенің орталығы Күн- бетінің температурасы 6000 Кельвиннен жоғары. Ғарыштан ол және осыған ұқсас шамдар жарқыраған ақ болып көрінеді, бірақ Жерден олар біршама сары болып көрінеді. Алтын жұлдыздар орта жастағы адамдар.

Бізге белгілі басқа жарық жұлдыздардың ішінде ақ жұлдыз Сириус, дегенмен оның түсін көзбен анықтау өте қиын. Бұл оның көкжиектен төмен орналасқандығына байланысты және бізге барар жолда оның сәулеленуі бірнеше рет сыну салдарынан қатты бұзылады. Орта ендіктерде жиі жыпылықтайтын Сириус барлық түс спектрін жарты секундта көрсете алады!

Қызыл жұлдыздар

Температурасы төмен жұлдыздардың қара-қызыл реңктері болады., мысалы, массасы Күннің массасының 7,5% -нан аз қызыл ергежейлілер. Олардың температурасы 3500 Кельвиннен төмен, және олардың жарқырауы көптеген түстер мен реңктердің бай жарқырағанына қарамастан, біз оны қызыл деп көреміз.

Сутегі отыны таусылған алып жұлдыздар да қызыл немесе тіпті қоңыр болып көрінеді. Жалпы алғанда, ескі және салқын жұлдыздардың сәулеленуі спектрдің осы диапазонында жатыр.

Орион шоқжұлдызының негізгі жұлдыздарының екіншісінде айқын қызыл реңк бар, Betelgeuse, ал сәл оңға қарай және одан жоғары аспан картасында орналасқан Альдебаран, қызғылт сары түсті.

Ең көне қызыл жұлдыз - HE 1523-0901Таразы шоқжұлдызынан - Күннен 7500 жарық жылы қашықтықта біздің галактикамыздың шетінде табылған алып екінші ұрпақ шамы. Оның мүмкін болатын жасы шамамен 13,2 миллиард жыл, бұл Ғаламның болжалды жасынан әлдеқайда аз емес.