Pin
Send
Share
Send


Խոշոր երկարությունները, ինչպիսիք են հսկա աստղի շառավիղը կամ երկուական աստղային համակարգի կիսամյակային առանցքը, հաճախ արտահայտվում են աստղագիտական ​​միավորի (AU) առումով `մոտավորապես Երկրի և Արևի միջև միջին հեռավորությունը (150 միլիոն կմ կամ 93 միլիոն մղոն):

Ձևավորում և էվոլյուցիա

Աստղը սկսվում է որպես նյութի փլուզման ամպ, որը բաղկացած է հիմնականում ջրածնից, հելիումի հետ միասին և ավելի ծանր տարրերի հետքի քանակը: Երբ աստղային միջուկը բավականաչափ խիտ է, ջրածնի մի մասը կայուն փոխակերպվում է հելիում ՝ միջուկային միաձուլման գործընթացով:23 Աստղի ինտերիերի մնացորդը էներգիա է կրում միջուկից հեռու ՝ ճառագայթային և կոնվեկտիվ գործընթացների համադրության միջոցով: Աստղի ներքին ճնշումը թույլ է տալիս, որ այն ավելի ու ավելի փլուզվի սեփական ծանրության ներքո: Հիմքում ջրածնի վառելիքը սպառվելուց հետո այն աստղերը, որոնք ունեն առնվազն 0,4 անգամ ավելի շատ Արեգակի զանգված24 ընդլայնվել ՝ դառնալու կարմիր հսկա, որոշ դեպքերում ՝ ավելի ուժեղ տարրեր միացնելով առանցքում կամ միջուկի շուրջը: Այնուհետև աստղը վերածվում է այլասերված ձևի ՝ վերամշակելով նյութի մի մասը միջաստղային միջավայր, որտեղ այն կձևավորի աստղերի նոր սերունդ ՝ ծանր տարրերի ավելի մեծ համամասնությամբ:

Աստղերը ձևավորվում են միջաստղային միջավայրում ավելի բարձր խտության ընդլայնված շրջաններում, չնայած խտությունը դեռ ցածր է երկրային վակուումային պալատի ներսից: Այս շրջանները կոչվում են մոլեկուլային ամպեր և բաղկացած է հիմնականում ջրածնից ՝ մոտ 23-28% հելիում և մի քանի տոկոսով ավելի ծանր տարրեր: Նման աստղաբաշխող շրջանի մեկ օրինակ է Օրիոնի միգամածությունը:25 Քանի որ զանգվածային աստղերը ձևավորվում են մոլեկուլային ամպերից, նրանք ուժեղորեն լուսավորում են այդ ամպերը: Դրանք նաև իոնացնում են ջրածինը ՝ ստեղծելով H II շրջան:

Protostar- ի ձևավորում

Աստղի ձևավորումը սկսվում է մոլեկուլային ամպի ներսում գրավիտացիոն անկայունությունից, որը հաճախ առաջանում է գերբեռնվածությունից ցնցող ալիքների կողմից (զանգվածային աստղային պայթյուններ) կամ երկու գալակտիկայի բախում (ինչպես աստղային գալակտիկայի մեջ): Երբ մարզը հասնում է նյութի բավական խտությանը `ջինսե անկայունության չափանիշները բավարարելու համար, այն սկսում է փլուզվել սեփական գրավիտացիոն ուժի ներքո:

Երբ ամպը փլուզվում է, խիտ փոշու և գազի առանձին կոնգլոմերացիաներ են ձևավորվում, որոնք հայտնի են որպես Բոկ գլոբուլներ: Դրանք կարող են պարունակել նյութի մինչև 50 արևային զանգված: Որպես գլոբուս փլուզվում է և խտությունը մեծանում է, գրավիտացիոն էներգիան վերածվում է ջերմության և ջերմաստիճանը բարձրանում է: Երբ պրոտոստեռային ամպը մոտավորապես հասել է հիդրոստատիկ հավասարակշռության կայուն վիճակի, հիմքում ընկնում է նախատետր:26 Այս նախնական հաջորդական հաջորդական աստղերը հաճախ շրջապատված են նախատիպային սկավառակով: Ձգողականության սեղմման ժամանակահատվածը տևում է մոտ 10-15 միլիոն տարի:

Արեգակնից պակաս քան 2 զանգված ունեցող վաղ աստղերը կոչվում են T Tauri աստղեր, իսկ ավելի մեծ զանգված ունեցողները Herbig Ae / Be աստղերն են: Այս նոր ծնված աստղերը գազի ինքնաթիռներ են արտանետում իրենց պտույտի առանցքի երկայնքով ՝ առաջացնելով միկրոավտոբուսության փոքր բեկորներ, որոնք հայտնի են որպես Herbig-Haro օբյեկտներ:27

Հիմնական հաջորդականությունը

Հիմնական հոդված. Հիմնական հաջորդականություն

Աստղերը իրենց կյանքի ողջ կյանքի 90 տոկոսը ծախսում են ջրածնի միացման համար ՝ հիմքի մոտակայքում բարձր ջերմաստիճանի և բարձր ճնշման ռեակցիաներում հելիում արտադրելու համար: Ասում են, որ նման աստղերը գտնվում են հիմնական հաջորդականության մեջ և կոչվում են գաճաճ աստղեր: Սկսելով զրոյական տարիքի հիմնական հաջորդականությունից, աստղի միջուկում հելիումի համամասնությունը կայունորեն կաճի: Որպես հետևանք, առանցքում միջուկային միաձուլման պահանջվող արագությունը պահպանելու համար աստղը դանդաղորեն կբարձրանա ջերմաստիճանի և լուսավորության աստիճանում:28 Օրինակ, Արեգակը գնահատվում է լուսավորության բարձրացումով մոտ 40 տոկոսով, քանի որ այն հասել է 4,6 միլիարդ տարի առաջվա հիմնական հաջորդականությանը:29

Յուրաքանչյուր աստղ առաջացնում է մասնիկների աստղային քամի, որը գազի շարունակական արտահոսք է առաջացնում տիեզերք: Աստղերի մեծ մասի համար կորցրած զանգվածի քանակը աննշան է: Արևը կորցնում է 10−14 արևային զանգվածներ ամեն տարի,30 կամ նրա ամբողջ զանգվածի 0,01 տոկոսը `իր ողջ կյանքի ընթացքում: Այնուամենայնիվ, շատ զանգվածային աստղերը կարող են կորցնել 10-ը−7 դեպի 10−5 արևային զանգվածներ ամեն տարի ՝ էականորեն ազդելով դրանց էվոլյուցիայի վրա:31

Հերցպրունգ-Ռասելի դիագրամների օրինակ ՝ մի շարք աստղերի համար, որոնք ընդգրկում են Արևը (կենտրոն): (Տե՛ս ստորև ներկայացված «Դասակարգումը»):

Տևողությունը, որը աստղը ծախսում է հիմնական հաջորդականության վրա, առաջին հերթին կախված է այն վառելիքի քանակից, որը ապահովելու է այն վառելիքը: Այլ կերպ ասած, դրա նախնական զանգվածը և դրա լուսավորությունը: Արեւի համար սա գնահատվում է մոտ 1010 տարիներ: Խոշոր աստղերը շատ արագ սպառում են իրենց վառելիքը և կարճաժամկետ են: Փոքր աստղերը (որոնք կոչվում են կարմիր թզուկներ) իրենց վառելիքը սպառում են շատ դանդաղ և տևում են տասնյակ հարյուրավոր միլիարդավոր տարիներ: Իրենց կյանքի վերջում նրանք պարզապես դառնում են ավելի մռայլ և մթնոլորտային:24 Այնուամենայնիվ, քանի որ նման աստղերի կյանքի տևողությունը ավելի մեծ է, քան տիեզերքի ներկայիս դարաշրջանը (13,7 միլիարդ տարի), այդպիսի աստղեր դեռևս գոյություն չունեն:

Բացի զանգվածից, հելիումից ծանր է տարրերի մասը կարող է նշանակալի դեր ունենալ աստղերի էվոլյուցիայի մեջ: Աստղագիտության մեջ հելիումից ծանր բոլոր տարրերը համարվում են «մետաղ», և այդ տարրերի քիմիական համակենտրոնացումը կոչվում է մետալիկություն: Մետաղականությունը կարող է ազդել տևողության վրա, որ աստղը վառի իր վառելիքը, վերահսկի մագնիսական դաշտերի ձևավորումը և փոփոխի աստղային քամու ուժը: II- ի ավելի հին, երկրորդ բնակչության աստղերն ունեն էականորեն պակաս մետալիկություն, քան I- ի երիտասարդ, բնակչությունը ՝ կապված մոլեկուլային ամպերի կազմից, որից նրանք ձևավորվել են: (Ժամանակի ընթացքում այս ամպերը ավելի ու ավելի են հարստանում ավելի ծանր տարրերով, քանի որ ավելի վաղ աստղերը մեռնում և թափվում են իրենց մթնոլորտի մի մասը):

Հետագա հիմնական հաջորդականությունը

Որպես աստղ առնվազն 0,4 արևային զանգվածի24 սպառել իրենց հիմքում ջրածնի մատակարարումը, դրանց արտաքին շերտերը մեծապես ընդլայնվում և սառչում են ՝ կազմելով կարմիր հսկա: Օրինակ ՝ մոտ 5 միլիարդ տարվա ընթացքում, երբ Արևը կարմիր հսկա է, այն կտարածվի առավելագույն շառավղով ՝ մոտավորապես 1 AU (150,000,000 կմ), 250 անգամ ավելի քան ներկայիս չափը: Որպես հսկա ՝ Արևը կկորցնի իր ներկայիս զանգվածի մոտավորապես 30 տոկոսը:2932

Մինչև 2,25 արևային զանգվածների կարմիր հսկա, ջրածնի միաձուլումն ընթանում է միջուկը շրջապատող մի շերտի շերտում:33 Ի վերջո, միջուկը բավական սեղմված է, որպեսզի սկսվի հելիումի ձուլում, և աստղն այժմ աստիճանաբար նեղանում է շառավղով և մեծացնում դրա մակերևույթի ջերմաստիճանը: Ավելի մեծ աստղերի համար հիմնական շրջանը անցում է կատարում ուղղակիորեն ջրածնի միացումից հելիումի միացման համար:34

Այն բանից հետո, երբ աստղը սպառել է հելիումը հիմքում ընկած ժամանակահատվածում, միաձուլումը շարունակվում է ածխածնի և թթվածնի տաք առանցքի շուրջ գտնվող մի թաղանթում: Այնուհետև աստղը հետևում է էվոլյուցիոն ճանապարհին, որը զուգահեռում է բուն կարմիր հսկա փուլը, բայց մակերեսի ավելի բարձր ջերմաստիճանում:

Զանգվածային աստղեր

Betelgeuse- ը կարմիր սուպերգետնյա աստղ է, որը մոտենում է իր կյանքի ցիկլի ավարտին

Իրենց հելիումի այրման փուլում շատ ավելի մեծ զանգվածային աստղեր, որոնք ունեն ավելի քան ինը արևային զանգված, ընդլայնվում են ՝ կազմելով կարմիր գերծանրքաշային նյութեր: Այս վառելիքը առանցքում սպառվելուց հետո նրանք կարող են շարունակել ջարդել հելիումից ավելի ծանր տարրեր:

Հիմնական պայմանագրերը մինչև ջերմաստիճանը և ճնշումը բավարար են ածխածնի միացման համար (տես ածխածնի այրման գործընթացը): Այս գործընթացը շարունակվում է ՝ հաջորդական փուլերը բորբոքելով նեոնով (տես նեոնային այրման գործընթաց), թթվածինով (տե՛ս թթվածնի այրման գործընթացը) և սիլիցիում (տե՛ս սիլիցիումի այրման գործընթացը): Աստղի կյանքի ավարտին մոտ կարող է առաջանալ միաձուլում ՝ աստղի ներսում սոխով շերտի մի շարք կեղևների երկայնքով: Յուրաքանչյուր կեղևը միավորում է մեկ այլ տարր, որի ծայրամասային կեղևը միավորում է ջրածինը. հաջորդ կեղևը, որը միացնում է հելիումը և այլն:35

Վերջնական փուլը հասնում է այն ժամանակ, երբ աստղը սկսում է երկաթ արտադրել: Քանի որ երկաթի միջուկները ավելի ամուր են կապում, քան ցանկացած ծանր միջուկներ, եթե դրանք միաձուլվում են, նրանք չեն ազատում էներգիա-գործընթացն, ընդհակառակը, սպառում է էներգիա: Նմանապես, քանի որ դրանք ավելի ամուր կապված են, քան բոլոր թեթև միջուկները, էներգիան չի կարող ազատվել ճեղքման միջոցով:33 Համեմատաբար հին, շատ զանգվածային աստղերի մեջ աստղի կենտրոնում կուտակվի իներտ երկաթի մեծ կորիզ: Այս աստղերի ավելի ծանր տարրերը կարող են գործել մինչև մակերևույթ ՝ կազմելով զարգացած առարկաներ, որոնք հայտնի են որպես Wolf-Rayet աստղեր, որոնք ունեն խիտ աստղային քամի, որոնք թափ են տալիս արտաքին մթնոլորտը:

Փլուզվել

Զարգացած, միջին չափի աստղը այժմ կթափի իր արտաքին շերտերը ՝ որպես մոլորակային միգամածություն: Եթե ​​արտաքին մթնոլորտի թափվելուց հետո մնացել է 1.4 արեգակնային զանգվածից պակաս, այն նեղանում է համեմատաբար փոքր օբյեկտի (Երկրի չափի մասին), որը այնքան էլ զանգվածային չէ, որպեսզի տեղի ունենա հետագա սեղմում, որը հայտնի է որպես սպիտակ գաճաճ:36 Սպիտակ գաճաճի ներսում գտնվող էլեկտրոնային այլասերված նյութն այլևս պլազմա չէ, չնայած աստղերին, ընդհանուր առմամբ, անվանում են պլազմայի ոլորտներ: Սպիտակ թզուկները, ի վերջո, շատ երկար ժամանակ կդառնան սև թզուկների:

Crab Nebula- ը, գերբեռնվածքի մնացորդները, որոնք առաջին անգամ նկատվել են մոտ 1050 C.E.

Ավելի մեծ աստղերում համաձուլումը շարունակվում է այնքան ժամանակ, մինչև երկաթի միջուկն այնքան մեծացել է (ավելի քան 1,4 արևային զանգված), որ այլևս չի կարող աջակցել սեփական զանգվածը: Այս միջուկը հանկարծ կփլուզվի, քանի որ նրա էլեկտրոնները մղվում են նրա պրոտոնները ՝ ձևավորելով նեյտրոններ և նեյտրիններ ՝ հակադարձ բետա քայքայման կամ էլեկտրոնների գրավման արդյունքում: Այս հանկարծակի փլուզման արդյունքում ձևավորված ցնցող ալիքը պատճառ է դառնում, որ աստղի մնացած մասը պայթում են սուպերնովայում: Գերմարդն այնքան պայծառ է, որ կարող է կարճ ժամանակում շողալ աստղի ամբողջ տնային գալակտիկան: Երբ դրանք տեղի են ունենում Կաթնային ճանապարհի ներսում, գերբեռնվածքները պատմականորեն դիտվել են անզեն աչքով դիտորդների կողմից որպես «նոր աստղեր», որտեղ նախկինում գոյություն չուներ:37

Աստղի մեջ նյութի մեծ մասը պայթեցվում է գերբնական պայթյունի միջոցով (այնպիսի միգամածություններ ձևավորելով, ինչպիսիք են Crab Nebula- ն:37), իսկ մնացորդը կլինի նեյտրոնային աստղ (որը երբեմն իրեն դրսևորում է որպես զարկերակային կամ ռենտգենյան պոռթկում) կամ, ամենամեծ աստղերի դեպքում (բավականաչափ մեծ ՝ աստղային մնացորդ թողնելու համար ավելի մեծ, քան մոտավորապես 4 արևային զանգված), սև փոս:38 Նեյտրոնային աստղի մեջ նյութը գտնվում է մի նահանգում, որը հայտնի է որպես նեյտրոնային դեգեներատիվ նյութեր, այլ դեգեներատիվ նյութի ավելի էկզոտիկ ձևով `QCD նյութ, որը հնարավոր է առկա է առանցքում: Սև անցքի մեջ խոսքը մի վիճակի մեջ է, որը ներկայումս չի հասկացվում:

Մահացող աստղերի պայթած արտաքին շերտերը ներառում են ծանր տարրեր, որոնք կարող են վերամշակվել նոր աստղերի ձևավորման ժամանակ: Այս ծանր տարրերը թույլ են տալիս ձևավորել ժայռոտ մոլորակները: Գերհեղեղներից արտահոսքը և մեծ աստղերի աստղային քամին կարևոր դեր են խաղում միջաստղային միջոցի ձևավորման գործում:37

Բաշխում

Սպիտակ գաճաճ աստղ է ուղեծիր Սիրիուսի շուրջը (նկարչի տպավորություն): NASA- ի պատկեր

Բացի մեկուսացված աստղերից, բազմաստղային համակարգը կարող է բաղկացած լինել երկու կամ ավելի ձգողական աստղաբաշխ աստղերից, որոնք պտտվում են միմյանց շուրջ: Ամենատարածված բազմաստղային համակարգը երկուական աստղ է, բայց երեք կամ ավելի աստղերի համակարգեր նույնպես հայտնաբերված են: Ուղեծրային կայունության նկատառումներից ելնելով, այդպիսի բազմաստղային համակարգերը հաճախ կազմակերպվում են երկկողմանի աստղերի համահեղինակային հիերարխիկ հավաքածուների մեջ:39 Կան նաև ավելի մեծ խմբեր, որոնք կոչվում են աստղային կլաստեր: Դրանք տատանվում են չամրացված աստղային ասոցիացիաների հետ, ընդամենը մի քանի աստղերով, մինչև հսկայական գլոբուլային կլաստերներ ՝ հարյուր հազարավոր աստղերով:

Դա վաղուց արդեն ենթադրություն էր, որ աստղերի մեծամասնությունը տեղի է ունենում գրավիտացիոն, մի քանի աստղանի համակարգերում: Սա հատկապես ճիշտ է O և B կարգի շատ զանգվածային աստղերի համար, որտեղ, ըստ իս, համակարգերի 80 տոկոսը բազմակի է: Այնուամենայնիվ, մեկ աստղանի համակարգերի բաժինը մեծանում է ավելի փոքր աստղերի համար, այնպես որ հայտնի է, որ կարմիր գաճաճների միայն 25 տոկոսը աստղային ուղեկիցներ են: Քանի որ բոլոր աստղերի 85 տոկոսը կարմիր գաճաճներ են, Կաթնային ճանապարհի աստղերի մեծ մասը, ամենայն հավանականությամբ, ծնունդից միայնակ է:40

Աստղերը համատարած չեն տարածվում ամբողջ տիեզերքում, բայց սովորաբար աստղանշվում են գալակտիկաների միջև ՝ միջաստղային գազի և փոշու հետ միասին: Սովորական գալակտիկան պարունակում է հարյուրավոր միլիարդավոր աստղեր: Ըստ աստղագետների մի խմբի ՝ Քրիստոֆեր Կոնսելիզի գլխավորությամբ, տիեզերքը պարունակում է առնվազն երկու տրիլիոն գալակտիկա, տասն անգամ ավելին, քան նախկինում էին կարծում:41 Թեև հաճախ հավատում են, որ աստղերը գոյություն ունեն միայն գալակտիկաների ներսում, հայտնաբերվել են ինտերկլակտիկական աստղեր:42 Աստղագետները գնահատում են, որ գոյություն ունեն առնվազն 70 sextillion (7 × 10)22) աստղերը դիտարկվող տիեզերքում:43

Երկրին ամենամոտ աստղը, բացի Արեգակից, Proxima Centauri- ն է, որը 39.9 տրիլիոն է (1012) կմ, կամ 4,2 լուսային տարի հեռավորության վրա: Proxima Centauri- ից լույսը 4,5 տարի է պահանջում Երկիր հասնելու համար: Traveանապարհորդելով Տիեզերական բեռնափոխադրման ուղեծրային արագությամբ (վայրկյանում 5 մղոն ՝ գրեթե 30,000 կմ / ժամ), այնտեղ հասնելու համար անհրաժեշտ կլինի մոտ 150,000 տարի:44 Նման հեռավորությունները բնորոշ են գալակտիկական սկավառակների ներսում, ներառյալ արևային համակարգի հարևանությամբ:45 Աստղերը կարող են շատ ավելի մոտ լինել միմյանց գալակտիկաների կենտրոններում և գլոբուլային կլաստերներում, կամ էլ շատ ավելի հեռու ՝ գալակտիկական հալոներից:

Գալակտիկական միջուկից դուրս աստղերի միջև համեմատաբար հսկայական հեռավորությունների պատճառով, աստղերի միջև բախումները, կարծես, հազվադեպ են: Այն խիտ շրջաններում, ինչպիսիք են գլոբուլային կլաստերի առանցքը կամ գալակտիկական կենտրոնը, բախումները կարող են ավելի տարածված լինել:46 Նման բախումները կարող են առաջացնել այն, ինչը հայտնի է որպես կապույտ թրթռոցներ: Այս աննորմալ աստղերն ունեն մակերևույթի ավելի բարձր ջերմաստիճան, քան մյուս հիմնական հաջորդականության աստղերը, որոնք ունեն նույն լուսավորությամբ կլաստերում:47

Բնութագրերը

Արևը Երկրի ամենամոտ աստղն է

Աստղի մասին գրեթե ամեն ինչ որոշվում է իր նախնական զանգվածով, ներառյալ հիմնական բնութագրերը, ինչպիսիք են լուսավորությունն ու չափը, ինչպես նաև աստղի էվոլյուցիան, կյանքի տևողությունը և վերջնական ճակատագիրը:

Տարիք

Աստղերի մեծ մասը 1 միլիարդից 10 միլիարդ տարեկան է: Որոշ աստղեր կարող են նույնիսկ մոտ 13,7 միլիարդ տարի անց լինել ՝ տիեզերքի դիտարկված տարիքը: Դեռևս հայտնաբերված ամենահին աստղը ՝ HE 1523-0901, տարեկան մոտ 13,2 միլիարդ տարեկան է:48

Որքան ավելի զանգված է աստղը, այնքան ավելի կարճ է նրա կյանքի տևողությունը, հիմնականում այն ​​պատճառով, որ զանգվածային աստղերն ավելի մեծ ճնշում են գործադրում իրենց միջուկների վրա, ինչի հետևանքով նրանք ավելի արագ են այրում ջրածինը: Ամենազանգվածային աստղերը տևում են միջինը մոտավորապես մեկ միլիոն տարի, մինչդեռ նվազագույն զանգվածի աստղերը (կարմիր թզուկներ) իրենց վառելիքը շատ դանդաղ են այրում և տևում են տասնյակ հարյուր միլիարդավոր տարի:

Քիմիական բաղադրությունը

Երբ աստղերը ձևավորվում են, դրանք կազմված են մոտ 70 տոկոս ջրածնի և 28 տոկոս հելիումից, որոնք չափվում են զանգվածով, ավելի ծանր տարրերի մի փոքր մասով: Սովորաբար ծանր տարրերի մասը չափվում է աստղային մթնոլորտի երկաթի պարունակության առումով, քանի որ երկաթը ընդհանուր տարր է, և դրա կլանման գծերը համեմատաբար հեշտ են չափել: Քանի որ մոլեկուլային ամպերը, որտեղ ձևավորվում են աստղերը, կայուն կերպով հարստանում են գերբեռնված պայթյուններից ավելի ծանր տարրերով, աստղի քիմիական կազմի չափումը կարող է օգտագործվել դրա տարիքն ընկալելու համար: Ավելի ծանր տարրերի մասը կարող է նաև լինել այն նշան, որ աստղն ունի մոլորակային համակարգ:49

Երբևէ չափված երկաթի ամենացածր պարունակությամբ աստղը գաճաճ HE1327-2326 է, որի արևի երկաթի պարունակությունը կազմում է ընդամենը 1 / 200,000-րդ:50 Ի հակադրություն, գերարագ մետաղներով հարուստ աստղ Մ Լեոնիսը գրեթե կրկնակի մեծ է երկաթի առատությունից, քանի որ Արևը, իսկ մոլորակի կրող աստղը ՝ 14 Հերկուլիսը, գրեթե եռապատկում է երկաթը:51 Գոյություն ունեն նաև քիմիապես յուրօրինակ աստղեր, որոնք իրենց սպեկտրում ցույց են տալիս որոշակի տարրերի անսովոր առատություն; հատկապես քրոմը և երկրի հազվագյուտ տարրերը:52

Տրամագիծը

Երկրից նրանց մեծ հեռավորության պատճառով բոլոր աստղերը, բացի արևից, մարդու աչքին են թվում, որպես գիշերային երկնքում փայլող կետեր, որոնք շողում են Երկրի մթնոլորտի ազդեցության պատճառով: Արևը նաև աստղ է, բայց Երկրին այն բավական մոտ է, որպեսզի դրա փոխարեն հայտնվի սկավառակ և ապահովի ցերեկային լույս: Արևից բացի, ամենամեծ ակնհայտ չափս ունեցող աստղը R Doradus- ն է, որի անկյունային տրամագիծը կազմում է ընդամենը 0,057 աղեղնավոր:53

Շատ աստղերի սկավառակները անկյունային չափսի չափից շատ փոքր են, որպեսզի դիտարկվեն ներկայիս գետնին վրա հիմնված օպտիկական աստղադիտակների միջոցով, ուստի այդ օբյեկտների պատկերներ կազմելու համար պահանջվում են միջերկրոմետր աստղադիտակներ: Աստղերի անկյունային չափի չափման մեկ այլ տեխնիկա օկուլտացիայի միջոցով է: Preciselyշգրիտ չափելով աստղի պայծառության անկումը, քանի որ այն բորբոքվում է Լուսնի կողմից (կամ պայծառության բարձրացումը, երբ այն նորից հայտնվում է), կարելի է հաշվարկել աստղի անկյունային տրամագիծը:54

Աստղերը չափի չափ ունեն նեյտրոնային աստղերից, որոնք տարբերվում են ցանկացած վայրից 20-ից 40 կմ տրամագծով, դեպի Օրիոնի համաստեղության մեջ գտնվող Betelgeuse- ի նման սուպերգիգենտներ, որոնք ունեն տրամագիծ մոտավորապես 650 անգամ ավելի մեծ, քան Արևը ՝ 0,9 միլիարդ կիլոմետր: Այնուամենայնիվ, Betelgeuse- ն ունի շատ ավելի ցածր խտություն, քան Արևը:55

Կինեմատիկա

Արեգակի համեմատ աստղի շարժումը կարող է օգտակար տեղեկություններ հաղորդել աստղի ծագման և տարիքի, ինչպես նաև շրջակա գալակտիկայի կառուցվածքի և զարգացման մասին: Աստղի շարժման բաղադրիչները բաղկացած են ճառագայթային արագությունից Արեգակիցից դեպի հեռու կամ հեռավոր անկյունային շարժում, որը կոչվում է դրա պատշաճ շարժում:

Ialառագայթային արագությունը չափվում է աստղի սպեկտրային գծերի դոպլերային հերթափոխով և տրվում է կմ / վ-ի միավորներով: Աստղի պատշաճ տեղաշարժը որոշվում է ճշգրիտ աստղաչափական չափումներով `տարեկան milli-arc վայրկյաններով (mas): Աստղի զուգահեռությունը որոշելով, համապատասխան շարժումը այնուհետև կարող է վերածվել արագության միավորների: Պատշաճ շարժման բարձր տեմպերով աստղերը, հավանաբար, համեմատաբար մոտ կլինեն Արևին ՝ նրանց դարձնելով զուգահեռ չափումների լավ թեկնածուներ:56

Տեղաշարժի երկու տեմպերը հայտնի դարձնելուց հետո կարելի է հաշվարկել աստղի տիեզերական արագությունը Արևի կամ գալակտիկայի համեմատությամբ: Մոտակա աստղերի շրջանում պարզվել է, որ I աստղերի բնակչությունն ընդհանուր առմամբ ավելի ցածր արագություններ ունի, քան ավելի հին, բնակչության II աստղերը: Վերջիններս ունեն էլիպսաձև ուղեծրեր, որոնք հակված են գալակտիկայի ինքնաթիռին:57 Մոտակա աստղերի կինեմատիկայի համեմատությունը բերեց նաև աստղային ասոցիացիաների նույնականացման: Սրանք, հավանաբար, աստղերի խմբեր են, որոնք կիսում են ծագման ընդհանուր կետը հսկա մոլեկուլային ամպերի մեջ:

Մագնիսական դաշտը

SU Aur- ի մակերեսային մագնիսական դաշտը (T Tauri տիպի երիտասարդ աստղ), որը վերակառուցվել է Zeeman-Doppler պատկերապատման միջոցով

Աստղի մագնիսական դաշտը ստեղծվում է ինտերիերի այն շրջաններում, որտեղ տեղի է ունենում կոնվեկտիվ շրջանառություն: Հաղորդիչ պլազմայի այս շարժումը գործում է դինամոյի նման ՝ առաջացնելով մագնիսական դաշտեր, որոնք տարածվում են ամբողջ աստղի մեջ: Մագնիսական դաշտի ուժը տատանվում է աստղի զանգվածի և կազմի հետ, և մագնիսական մակերևույթի գործունեության ծավալը կախված է աստղի ռոտացիայի արագությունից: Այս մակերևութային ակտիվությունն արտադրում է աստղադաշտեր, որոնք ուժեղ մագնիսական դաշտերի շրջաններ են և ցածր են, քան նորմալ մակերևույթի ջերմաստիճանը: Կորոնալ հանգույցները մագնիսական դաշտեր են ձգում, որոնք ակտիվ շրջաններից հասնում են պսակը: Աստղային բռնկումները բարձր էներգիայի մասնիկների պոռթկումներ են, որոնք արտանետվում են նույն մագնիսական գործունեության պատճառով:58

Երիտասարդ, արագորեն պտտվող աստղերը հակված են մակերևույթի ակտիվության բարձր մակարդակի ՝ իրենց մագնիսական դաշտի պատճառով: Մագնիսական դաշտը կարող է գործել աստղի աստղային քամու վրա, այնուամենայնիվ, գործում է որպես արգելակ `աստիճանաբար դանդաղեցնել ռոտացիայի արագությունը, քանի որ աստղը մեծանում է: Այսպիսով, արևի նման ավելի հին աստղերն ունեն պտույտի շատ ավելի դանդաղ արագություն և մակերեսային ակտիվության ավելի ցածր մակարդակ: Դանդաղ պտտվող աստղերի գործունեության մակարդակները հակված են ցիկլային եղանակով և կարող են ընդհանրապես փակվել ժամանակահատվածների համար:59 Օրինակ ՝ Մաունդերի նվազագույն ժամանակահատվածում, Արևը անցավ 70-ամյա ժամանակահատված, որի արևի բծախնդրությունը գրեթե ոչ մի գործողություն չուներ:

Զանգված

Հայտնի ամենազանգվածային աստղերից մեկը Էտա Կարինան է,60 100-150 անգամ ավելի շատ զանգվածով, քան Արևը; դրա կյանքի տևողությունը շատ կարճ է `առավելագույնը մի քանի միլիոն տարի: Arches կլաստերի վերջին ուսումնասիրությունը ենթադրում է, որ 150 արևային զանգված տիեզերքի ներկայիս դարաշրջանում աստղերի վերին սահմանն է:61 Այս սահմանի պատճառը ճշգրիտ հայտնի չէ, բայց դա մասամբ պայմանավորված է Էդդինգթոնի լուսավորությամբ, որը սահմանում է լուսավորության առավելագույն քանակությունը, որը կարող է անցնել աստղի մթնոլորտով ՝ առանց գազերը տարածության մեջ մղելու:

Արտացոլման միգամածությունը NGC 1999- ն փայլուն կերպով լուսավորում է V380 Orionis- ը (կենտրոն) ՝ փոփոխական աստղ ՝ Արեգակի շուրջ 3,5 անգամ ավելի մեծ զանգվածով: NASA- ի պատկեր

Մեծ աստղերից հետո ձևավորված առաջին աստղերը կարող են լինել ավելի մեծ ՝ մինչև 300 արևային զանգված կամ ավելին,62 նրանց կազմի մեջ լիթիայից ավելի ծանր տարրերի ամբողջական բացակայության պատճառով: Գերմարդ, բնակչություն ունեցող III աստղերի այս սերունդը երկար ժամանակ ոչնչացված է, բայց ներկայումս միայն տեսական է:

Յուպիտերի միայն 93 անգամ զանգվածով, AB Doradus C- ը, AB Doradus A- ի ուղեկիցը, ամենափոքր ճանաչված աստղն է, որն իր հիմքում միջուկային միաձուլման է ենթարկվում:63 Արեգակի նման մետալիկություն ունեցող աստղերի համար աստղային տեսական նվազագույն զանգվածը, որը դեռևս հիմքում ընկած է միաձուլման, գնահատվում է Յուպիտերի զանգվածի մոտ 75 անգամ:64 Այն դեպքում, երբ մետալիկությունը շատ ցածր է, չնայած ամենաթափ աստղերի վերջերս կատարված ուսումնասիրության արդյունքում պարզվեց, որ աստղի նվազագույն չափը կարծես արևային զանգվածի մոտ 8,3 տոկոսն է, կամ Յուպիտերի զանգվածը մոտ 87 անգամ:6564 Փոքր մարմինները կոչվում են շագանակագույն թզուկներ, որոնք գրավում են վատ սահմանված մոխրագույն տարածք աստղերի և գազային հսկաների միջև:

Շառավիղի և աստղի զանգվածի համադրությունը որոշում է մակերեսի ծանրությունը: Հսկա աստղերը ունեն շատ ավելի ցածր մակերեսային ծանրություն, քան հիմնական հաջորդականության աստղերը, մինչդեռ հակառակը `այլասերված, կոմպակտ աստղերի դեպքում, ինչպիսիք են սպիտակ թզուկները: Մակերևույթի ծանրությունը կարող է ազդել աստղի սպեկտրի տեսքի վրա, ընդ որում `ավելի մեծ ծանրությունը առաջացնում է կլանման գծերի ընդլայնում:11

Պտտում

Աստղերի պտույտի արագությունը կարելի է մոտեցնել սպեկտրոսկոպիկ չափման միջոցով, կամ ավելի ճիշտ որոշվել ՝ աստղանշանների պտտման արագությունը հետևելով: Երիտասարդ աստղերը կարող են ունենալ արագ ռոտացիայի արագություն, քան 100 կմ / վ-ից ավելի է հասարակածում: Օրինակ, B կարգի աստղ Achernar- ը ունի մոտավորապես 225 կմ / վրկ և ավելի մեծ հոսանքի ռոտացիոն արագություն ՝ դրանով նրան տալով հասարակածային տրամագիծ, որը 50 տոկոսից ավելին ավելի է, քան բևեռների միջև հեռավորությունը: Պտտման այս արագությունը գտնվում է 300 կմ / վրկ կրիտիկական արագությունից ցածր, որտեղ աստղը կջատվեր:66 Ի հակադրություն, Արևը պտտվում է ընդամենը 25 - 35 օրվա ընթացքում մեկ անգամ ՝ հասարակածային արագությամբ 1,994 կմ / վ արագությամբ: Աստղի մագնիսական դաշտը և աստղային քամին ծառայում են դանդաղեցնել հիմնական հաջորդականության աստղի ռոտացիայի արագությունը զգալի քանակությամբ, քանի որ այն զարգանում է հիմնական հաջորդականության վրա:67

Այլասերված աստղերը պայմանավորվել են կոմպակտ զանգվածի մեջ, որի արդյունքում արագ ռոտացիայի արագություն է գրանցվում: Այնուամենայնիվ, նրանք ունեն ռոտացիայի համեմատաբար ցածր տեմպեր, համեմատած այն, ինչ սպասվում էր անկյունային թափի պահպանմամբ `պտտվող մարմնի հակվածությունը փոխհատուցելու համար չափի կծկումը` ավելացնելով պտտվողի արագությունը: Աստղի անկյունային թափի մեծ մասը բաժանվում է աստղային քամու միջոցով զանգվածային կորստի արդյունքում:68 Չնայած դրան, pulsar- ի համար ռոտացիայի արագությունը կարող է շատ արագ լինել: Օրինակ ՝ Ծովախեցգետնի միգամածության սրտում գտնվող իմպուլսը, պտտվում է վայրկյանում 30 անգամ:69 Պուլսարի ռոտացիայի արագությունը աստիճանաբար կդանդաղի ՝ ճառագայթման արտանետումների պատճառով:

Երմաստիճանը

Հիմնական հաջորդականության աստղի մակերեսային ջերմաստիճանը որոշվում է աստղի հիմքում և շառավիղում էներգիայի արտադրության արագությամբ և հաճախ գնահատվում է աստղի գույնի ինդեքսից:70 Այն սովորաբար տրվում է որպես արդյունավետ ջերմաստիճան, որը իդեալականացված սև մարմնի ջերմաստիճանն է, որը ճառագայթում է իր էներգիան նույն լուսավորությամբ մեկ մակերեսի մակերեսով, ինչպես աստղը: Ուշադրություն դարձրեք, որ արդյունավետ ջերմաստիճանը միայն ներկայացուցչական արժեք է, այնուամենայնիվ, քանի որ աստղերն իրականում ունեն ջերմաստիճանի գրադիենտ, որը նվազում է առանցքից հեռավորության վրա:71 Աստղի հիմնական շրջանում ջերմաստիճանը մի քանի միլիոն կելվին է:72

Աստղային ջերմաստիճանը որոշելու է տարբեր տարրերի էներգիայի կամ իոնիզացման արագությունը, ինչը հանգեցնում է սպեկտրում բնորոշ կլանման գծերի: Աստղի մակերեսի ջերմաստիճանը, իր տեսողական բացարձակ մեծության և կլանման հատկությունների հետ միասին, օգտագործվում է աստղը դասակարգելու համար (տե՛ս ստորև դասակարգումը):11

Հիմնական զանգվածային հաջորդականության աստղերը կարող են ունենալ մակերեսային ջերմաստիճան 50,000 Կ – ից: Փոքր աստղերը, ինչպիսիք են Արևը, ունեն մակերևութային ջերմաստիճաններ մի քանի հազար աստիճանով: Կարմիր հսկաներն ունեն համեմատաբար ցածր մակերևութային ջերմաստիճաններ ՝ շուրջ 3,600 Կ, բայց նրանք ունեն նաև մեծ լուսավորություն ՝ իրենց մեծ արտաքին մակերեսի պատճառով:73

Առագայթում

Աստղերի կողմից արտադրված էներգիան, որպես միջուկային միաձուլման ենթածրագիր, տարածվում է տիեզերքում, ինչպես էլեկտրամագնիսական ճառագայթահարման, այնպես էլ մասնիկների ճառագայթման միջոցով: Աստղի կողմից արտանետվող մասնիկների ճառագայթումը դրսևորվում է որպես աստղային քամի74 (որը գոյություն ունի որպես էլեկտրական լիցքավորված մասնիկների կայուն հոսք, ինչպիսիք են ազատ պրոտոնները, ալֆա մասնիկները և բետա մասնիկները, որոնք բխում են աստղի արտաքին շերտերից) և որպես աստղի միջուկից բխող նեյտրինոների կայուն հոսք:

Էներգիայի արտադրությունն առանցքում այն ​​պատճառն է, որ աստղերն այդքան պայծառ փայլում են. Ամեն անգամ, երբ մեկ էլեմենտ երկու կամ ավելի ատոմային միջուկներ համատեղվում են, որպեսզի ստեղծեն նոր ավելի ծանր տարրի ատոմային կորիզը, գամմա ճառագայթման ֆոտոնները ազատվում են միջուկային միաձուլման ռեակցայից: Այս էներգիան վերածվում է էլեկտրամագնիսական էներգիայի այլ ձևերի, ներառյալ տեսանելի լույսի, այն ժամանակ, երբ այն հասնում է աստղի արտաքին շերտերին:

Աստղի գույնը, ինչպես որոշվում է տեսանելի լույսի գագաթնակետային հաճախականությամբ, կախված է աստղի արտաքին շերտերի ջերմաստիճանից, ներառյալ դրա ֆոտոշարքը:75 Բացի տեսանելի լույսից, աստղերը նաև արտանետում են էլեկտրամագնիսական ճառագայթման ձևեր, որոնք անտեսանելի են մարդու աչքի համար: Փաստորեն, աստղային էլեկտրամագնիսական ճառագայթումը տարածում է ամբողջ էլեկտրամագնիսական սպեկտրը ՝ ռադիոալիքների ամենաերկար ալիքներից և ինֆրակարմիրից մինչև ուլտրամանուշակագույն, ռենտգենյան ճառագայթների և գամմա ճառագայթների ամենակարճ ալիքի երկարությունները: Աստղային էլեկտրամագնիսական ճառագայթման բոլոր բաղադրիչները, ինչպես տեսանելի, այնպես էլ անտեսանելի, սովորաբար նշանակալի են:

Աստղագուշակները օգտագործելով աստղային սպեկտրը նույնպես կարող են որոշել աստղի մակերևույթի ջերմաստիճանը, մակերևույթի ծանրությունը, մետաղականությունը և պտտվող արագությունը: Եթե ​​հայտնի է աստղի հեռավորությունը, ինչպես, օրինակ, պարալաքսի չափումը, ապա աստղի լուսավորությունը կարող է ստացվել: Այնուհետև զանգվածը, շառավղը, մակերևույթի ծանրությունը և ռոտացիայի ժամանակահատվածը կարելի է գնահատել աստղային մոդելների հիման վրա: (Զանգվածը կարող է ուղղակիորեն չափվել երկուական համակարգերում աստղերի համար: Ձգողական միկրոբացման տեխնիկան նաև կտա աստղի զանգվածը:76) Այս պարամետրերով աստղագետները կարող են գնահատել նաև աստղի տարիքը:77

Լուսավորություն

Աստղագիտության մեջ լուսավորությունը լույսի քանակն է, և պայծառ էներգիայի այլ ձևեր ՝ աստղը ճառագում է յուրաքանչյուր ժամանակի միավորի վրա: Աստղի լուսավորությունը որոշվում է շառավղով և մակերևույթի ջերմաստիճանում: Այնուամենայնիվ, շատ աստղեր չեն ճառագայթում միատեսակ հոսք `էներգիայի քանակությունը, որը ճառագայթվում է մեկ միավորի մակերեսի վրա, իրենց ամբողջ մակերեսի վրա: Օրինակ ՝ արագորեն պտտվող աստղ Վեգան ավելի բարձր էներգիայի հոսք ունի իր բևեռներում, քան իր հասարակածի երկայնքով:78

Մակերևութայինից ավելի ցածր ջերմաստիճան և լուսավորություն ունեցող մակերեսային ծակոտիները հայտնի են որպես աստղանշաններ: Փոքր, թզուկ Արեգակի նման աստղերն, ընդհանուր առմամբ, ունեն անսովոր սկավառակներ միայն փոքր աստղանշաններով: Ավելի մեծ, հսկա աստղերն ունեն շատ ավելի մեծ, շատ ավելի ակնհայտ աստղանշաններ,79 և նրանք նաև ցուցադրում են ուժեղ աստղային վերջույթների մթություն: Այսինքն, պայծառությունը նվազում է աստղային սկավառակի եզրին:80 Կարմիր գաճաճի բռնկման աստղերը, ինչպիսիք են UV Ceti- ը, կարող են ունենալ նաև աստղերի նշանավոր հատկություններ:81

Մեծությունը

Աստղի ակնհայտ պայծառությունը չափվում է ըստ նրա ակնհայտ մեծության, որը աստղի պայծառությունն է աստղի լուսավորության, Երկրից հեռավորության վրա և աստղի լույսի փոփոխության միջոցով, քանի որ այն անցնում է Երկրի մթնոլորտում: Ներքին կամ բացարձակ ուժգնությունն այն է, ինչ կլիներ աստղի ակնհայտ ուժգնությունը, եթե Երկրի և աստղի միջև եղած հեռավորությունը կազմում էր 10 պարսեկ (32,6 լույս-տարի), և դա ուղղակիորեն կապված է աստղի լուսավորության հետ:

Աստղերի քանակը ավելի մեծ է, քան մեծությունից
Ակնհայտ
մեծությունը
Թիվ
աստղերից82
04
115
248
3171
4513
51,602
64,800
714,000

Թե ակնհայտ և բացարձակ մեծության մասշտաբները լոգարիթմական միավորներ են. Մեծության մեկ ամբողջ տարբերությունը հավասար է մոտ 2,5 անգամ պայծառության տարբերությանը83 (100-ի կամ մոտավորապես 2.512-ի 5-րդ արմատը): Սա նշանակում է, որ առաջին մեծության (+1.00) աստղը մոտ 2,5 անգամ ավելի պայծառ է, քան երկրորդ մեծության (+2.00) աստղը, և մոտավորապես 100 անգամ ավելի պայծառ, քան վեցերորդ մեծության (+6.00) աստղը: Լավ տեսնելու պայմաններում անզեն աչքով աննկատ աստղերը տեսանելի են մոտ 6 բալ:

Թե ակնհայտ, և թե բացարձակ մեծության մասշտաբներով, որքան փոքր է մեծության քանակը, այնքան պայծառ է աստղը. որքան մեծ է մեծության քանակը, այնքան ավելի մեղմ է: Ամենապայծառ աստղերը, յուրաքանչյուր մասշտաբով, ունեն բացասական մեծության թվեր: Երկու աստղերի միջև պայծառության փոփոխությունը հաշվարկվում է ՝ հանելով պայծառ աստղի մեծությունը (մ.)բ) ավելի թեթև աստղի մեծության թվից (մզ), այնուհետև օգտագործելով տարբերությունը `որպես հիմնական ցուցիչ 2.512 հիմնական համար; այսինքն:

պայծառության փոփոխություն

Հարաբերված են ինչպես լուսավորության, և Երկրից հեռավորության վրա, բացարձակ մեծությունը (M) և ակնհայտ մեծությունը (մ) հավասար չեն առանձին աստղի.83 Օրինակ ՝ պայծառ աստղը Սիրիուսը ակնհայտ մեծություն ունի 1.44 44, բայց այն ունի բացարձակ մեծություն ՝ +1.41:

Արեգակն ակնհայտ մեծություն ունի .726,7, բայց դրա բացարձակ ուժգնությունը միայն +4.83 է: Սիրիուս, տ

Pin
Send
Share
Send