Jei atidžiai pažvelgsite į naktinį dangų, nesunku pastebėti, kad į mus žiūrinčios žvaigždės skiriasi spalva. Melsvos, b altos, raudonos spalvos, jos tolygiai šviečia arba mirga kaip eglutės girlianda. Teleskopu spalvų skirtumai tampa ryškesni. Šios įvairovės priežastis yra fotosferos temperatūra. Ir, priešingai nei logiška prielaida, karščiausios yra ne raudonos, o mėlynos, b altai mėlynos ir b altos žvaigždės. Bet pirmiausia pirmiausia.
Spektrinė klasifikacija
Žvaigždės yra didžiuliai karšti dujų kamuoliai. Tai, kaip mes juos matome iš Žemės, priklauso nuo daugelio parametrų. Pavyzdžiui, žvaigždės iš tikrųjų nemirksi. Tuo įsitikinti labai lengva: užtenka prisiminti Saulę. Mirgėjimo efektas atsiranda dėl to, kad iš kosminių kūnų į mus ateinanti šviesa įveikia tarpžvaigždinę terpę, pilną dulkių ir dujų. Kitas dalykas - spalva. Tai yra apvalkalų (ypač fotosferos) įkaitimo iki tam tikros temperatūros pasekmė. Tikroji spalva gali skirtis nuo matomos, tačiau skirtumas paprastai yra nedidelis.
Šiandien Harvardo žvaigždžių spektrinė klasifikacija naudojama visame pasaulyje. Ji būnatemperatūra ir yra pagrįsta spektro linijų forma ir santykiniu intensyvumu. Kiekviena klasė atitinka tam tikros spalvos žvaigždes. Klasifikacija buvo sukurta Harvardo observatorijoje 1890–1924 m.
Vienas nuskustas anglas datules kramtė kaip morkas
Yra septynios pagrindinės spektrinės klasės: O-B-A-F-G-K-M. Ši seka atspindi laipsnišką temperatūros mažėjimą (nuo O iki M). Norėdami tai prisiminti, yra specialios mnemoninės formulės. Rusiškai vienas iš jų skamba taip: „Vienas nuskustas anglas kramtė datules kaip morkas“. Prie šių klasių pridedamos dar dvi. C ir S raidės žymi š altus šviestuvus su metalo oksido juostomis spektre. Pažvelkime atidžiau į žvaigždžių klases:
- O klasei būdinga aukščiausia paviršiaus temperatūra (nuo 30 iki 60 tūkst. Kelvinų). Šio tipo žvaigždės savo mase viršija Saulę 60 kartų, o spinduliu - 15 kartų. Jų matoma spalva yra mėlyna. Pagal šviesumą jie lenkia mūsų žvaigždę daugiau nei milijoną kartų. Šiai klasei priklausanti mėlyna žvaigždė HD93129A pasižymi vienu didžiausių šviesumo rodiklių tarp žinomų kosminių kūnų. Pagal šį rodiklį jis Saulę lenkia 5 milijonus kartų. Mėlynoji žvaigždė yra 7,5 tūkst. šviesmečių atstumu nuo mūsų.
- B klasės temperatūra yra 10–30 tūkstančių Kelvinų, o masė 18 kartų didesnė nei Saulės masė. Tai b altai mėlynos ir b altos žvaigždės. Jų spindulys yra 7 kartus didesnis nei Saulės.
- A klasei būdinga 7,5–10 tūkst. Kelvinų temperatūra,spindulys ir masė atitinkamai viršija 2,1 ir 3,1 karto už panašius Saulės parametrus. Tai b altos žvaigždės.
- F klasė: temperatūra 6000–7500 K. Masė už saulę 1,7 karto didesnė, spindulys - 1,3. Iš Žemės tokios žvaigždės taip pat atrodo b altos, tikroji jų spalva yra gelsvai b alta.
- G klasė: temperatūra 5-6 tūkst. Kelvinų. Saulė priklauso šiai klasei. Tariama ir tikroji tokių žvaigždžių spalva yra geltona.
- K klasė: temperatūra 3500-5000 K. Spindulys ir masė yra mažesni nei saulės, jie yra 0,9 ir 0,8 atitinkamų žvaigždės parametrų. Žiūrint iš Žemės, šių žvaigždžių spalva yra gelsvai oranžinė.
- M klasė: temperatūra 2-3,5 tūkst. Kelvinų. Masė ir spindulys – 0,3 ir 0,4 nuo panašių Saulės parametrų. Iš mūsų planetos paviršiaus jie atrodo raudonai oranžiniai. Beta Andromedae ir Alpha Chanterelles priklauso M klasei. Daugeliui pažįstama ryškiai raudona žvaigždė yra Betelgeuse (Alpha Orionis). Žiemą geriausia jo ieškoti danguje. Raudona žvaigždė yra virš Oriono diržo ir šiek tiek į kairę nuo jo.
Kiekviena klasė suskirstyta į poklasius nuo 0 iki 9, tai yra, nuo karščiausio iki šalčiausio. Žvaigždžių skaičiai rodo priklausymą tam tikram spektriniam tipui ir fotosferos įkaitimo laipsnį, palyginti su kitais grupės šviesuliais. Pavyzdžiui, Saulė priklauso G2 klasei.
Vizualūs b alti
Taigi, žvaigždžių klasės B–F gali atrodyti b altos iš Žemės. Ir tik A tipui priklausantys objektai iš tikrųjų turi tokią spalvą. Taigi, žvaigždė Saif (Oriono žvaigždynas) ir Algol (beta Persėjas) stebėtojui, neapginkluotam teleskopu, atrodysb altas. Jie priklauso B spektrinei klasei. Tikroji jų spalva yra mėlynai b alta. Taip pat b altos spalvos yra Mythrax ir Procyon, ryškiausios žvaigždės dangaus piešiniuose Perseus ir Canis Minor. Tačiau tikroji jų spalva artimesnė geltonai (F klasė).
Kodėl žvaigždės žemiškam stebėtojui yra b altos? Spalva iškraipyta dėl didelio atstumo, skiriančio mūsų planetą nuo panašių objektų, taip pat dėl didelių dulkių ir dujų debesų, dažnai aptinkamų kosmose.
A klasė
B altosioms žvaigždėms būdinga ne tokia aukšta temperatūra kaip O ir B klasių atstovėms, kurių fotosfera įkaista iki 7,5-10 tūkst. Kelvinų. A spektrinės klasės žvaigždės yra daug didesnės už Saulę. Jų šviesumas taip pat didesnis – apie 80 kartų.
A žvaigždžių spektruose Balmer serijos vandenilio linijos yra stipriai išreikštos. Kitų elementų linijos yra pastebimai silpnesnės, tačiau jos tampa reikšmingesnės, kai pereinama iš poklasio A0 į A9. A spektrinei klasei priklausantys milžinai ir supergigantai pasižymi šiek tiek mažiau ryškiomis vandenilio linijomis nei pagrindinės sekos žvaigždės. Šių šviestuvų atveju sunkiųjų metalų linijos tampa labiau pastebimos.
Yra daug savotiškų žvaigždžių, priklausančių A spektrinei klasei. Šis terminas reiškia šviestuvus, kurių spektras ir fiziniai parametrai turi pastebimų savybių, todėl sunku juos klasifikuoti. Pavyzdžiui, gana retoms „Bootes lambda“tipo žvaigždėms būdingas sunkiųjų metalų trūkumas ir labai lėtas sukimasis. Prie savotiškų šviesuolių taip pat priskiriami b altieji nykštukai.
A klasė priklauso tokiems ryškiems nakties objektamsrojus, kaip Sirijus, Menkalinanas, Aliotas, Kastoras ir kt. Susipažinkime su jais geriau.
Alpha Canis Major
Sirijus yra ryškiausia, nors ir ne artimiausia žvaigždė danguje. Atstumas iki jo yra 8,6 šviesmečio. Žemiškajam stebėtojui jis atrodo toks ryškus, nes yra įspūdingo dydžio ir vis dėlto nėra toks nutolęs kaip daugelis kitų didelių ir ryškių objektų. Arčiausiai Saulės esanti žvaigždė yra Kentauro Alfa. Siriusas yra penktoje šio sąrašo vietoje.
Jis priklauso Canis Major žvaigždynui ir yra dviejų komponentų sistema. Sirius A ir Sirius B yra atskirti 20 astronominių vienetų ir sukasi kiek mažiau nei 50 metų. Pirmasis sistemos komponentas, pagrindinės sekos žvaigždė, priklauso A1 spektrinei klasei. Jo masė yra dvigubai didesnė nei saulės, o spindulys yra 1,7 karto. Būtent jį galima stebėti plika akimi iš Žemės.
Antrasis sistemos komponentas yra b altoji nykštukė. Žvaigždė Sirius B savo mase beveik prilygsta mūsų šviesuoliui, kas tokiems objektams nebūdinga. Paprastai b altosioms nykštukėms būdinga 0,6-0,7 saulės masės masė. Tuo pačiu metu Sirijaus B matmenys yra artimi Žemės matmenims. Spėjama, kad b altosios nykštukės stadija šiai žvaigždei prasidėjo maždaug prieš 120 mln. Kai Sirijus B buvo pagrindinėje sekoje, tai tikriausiai buvo šviesulys, kurio masė siekė 5 Saulės mases ir priklausė B spektriniam tipui.
Sirius A, pasak mokslininkų, po maždaug 660 milijonų metų pereis į kitą evoliucijos etapą. Tadajis pavirs raudonuoju milžinu, o kiek vėliau – b altu nykštuku, kaip ir jo palydovas.
Alpha Eagle
Kaip ir Sirijus, daugelis b altųjų žvaigždžių, kurių pavadinimai pateikti žemiau, yra gerai žinomi ne tik astronomiją mėgstantiems žmonėms dėl jų ryškumo ir dažno paminėjimo mokslinės fantastikos puslapiuose. Altair yra vienas iš tų šviesuolių. Alfa erelis randamas, pavyzdžiui, Ursula le Guin ir Steven King. Nakties danguje ši žvaigždė aiškiai matoma dėl savo ryškumo ir gana arti. Atstumas, skiriantis Saulę ir Altairą, yra 16,8 šviesmečio. Iš A spektrinės klasės žvaigždžių arčiau mūsų yra tik Sirijus.
Altair yra 1,8 karto masyvesnis už Saulę. Būdinga jo savybė – labai greitas sukimasis. Žvaigždė vieną kartą apsisuka aplink savo ašį greičiau nei per devynias valandas. Sukimosi greitis prie pusiaujo yra 286 km/s. Dėl to „vikrusis“Altairas bus suplotas nuo polių. Be to, dėl elipsės formos žvaigždės temperatūra ir šviesumas mažėja nuo ašigalių iki pusiaujo. Šis efektas vadinamas „gravitaciniu tamsėjimu“.
Kita „Altair“savybė yra ta, kad laikui bėgant jo spindesys kinta. Tai susiję su Shield delta tipo kintamaisiais.
Alpha Lyra
Vega yra labiausiai ištirta žvaigždė po Saulės. Alpha Lyrae yra pirmoji žvaigždė, kurios spektras buvo nustatytas. Ji tapo ir antruoju šviesuliu po Saulės, užfiksuota nuotraukoje. Vega taip pat buvo tarp pirmųjų žvaigždžių, iki kurių mokslininkai išmatavo atstumą parlakso metodu. Ilgą laiką, nustatant kitų objektų dydžius, žvaigždės šviesumas buvo laikomas 0.
Alpha Lyra yra gerai žinoma ir astronomui mėgėjui, ir paprastam stebėtojui. Jis yra penktas pagal ryškumą tarp žvaigždžių ir įtrauktas į Vasaros trikampio žvaigždyną kartu su Altair ir Deneb.
Atstumas nuo Saulės iki Vegos yra 25,3 šviesmečio. Jos pusiaujo spindulys ir masė yra atitinkamai 2,78 ir 2,3 karto didesni už panašius mūsų žvaigždės parametrus. Žvaigždės forma toli gražu nėra tobulas rutulys. Skersmuo ties pusiauju yra pastebimai didesnis nei ties ašigaliais. Priežastis – didžiulis sukimosi greitis. Prie pusiaujo jis pasiekia 274 km/s (Saulės atveju šis parametras yra šiek tiek daugiau nei du kilometrai per sekundę).
Viena iš ypatingų Vega savybių yra ją supantis dulkių diskas. Manoma, kad jis atsirado dėl daugybės kometų ir meteoritų susidūrimų. Dulkių diskas sukasi aplink žvaigždę ir yra šildomas nuo jos spinduliuotės. Dėl to didėja Vegos infraraudonosios spinduliuotės intensyvumas. Ne taip seniai diske buvo aptiktos asimetrijos. Tikėtinas jų paaiškinimas yra tas, kad žvaigždė turi bent vieną planetą.
Alfa Dvyniai
Antras ryškiausias objektas Dvynių žvaigždyne yra Kastoras. Jis, kaip ir ankstesni šviesuliai, priklauso A spektrinei klasei. Kastoras – viena ryškiausių žvaigždžių nakties danguje. Atitinkamame sąraše jis yra 23 vietoje.
Castor yra daugialypė sistema, kurią sudaro šeši komponentai. Du pagrindiniai elementai (ratukas A ir ratukas B) sukasiaplink bendrą masės centrą, kurio laikotarpis yra 350 metų. Kiekviena iš dviejų žvaigždžių yra dvinarė spektrinė. Castor A ir Castor B komponentai yra mažiau ryškūs ir tikriausiai priklauso M spektriniam tipui.
Castor C nebuvo iš karto prijungtas prie sistemos. Iš pradžių ji buvo paskirta kaip nepriklausoma žvaigždė YY Dvyniai. Tiriant šį dangaus regioną, tapo žinoma, kad šis šviestuvas buvo fiziškai susijęs su Castor sistema. Žvaigždė sukasi aplink masės centrą, bendrą visoms sudedamosioms dalims, kurių periodas yra keliasdešimt tūkstančių metų, ir taip pat yra dvejetainis spektrinis.
Beta Aurigae
Aurigos dangaus piešinyje yra apie 150 „taškų“, daugelis iš jų – b altos žvaigždės. Nuo astronomijos nutolusiam žmogui šviesulių vardai mažai ką pasakys, tačiau tai nesumenkina jų reikšmės mokslui. Ryškiausias dangaus modelio objektas, priklausantis A spektrinei klasei, yra Mencalinan arba Beta Aurigae. Žvaigždės pavadinimas arabiškai reiškia „vadelių savininko petys“.
Menkalinan – triguba sistema. Du jo komponentai yra A spektrinės klasės submilžinai. Kiekvieno iš jų ryškumas panašų Saulės parametrą viršija 48 kartus. Juos skiria 0,08 astronominio vieneto atstumas. Trečiasis komponentas yra raudonoji nykštukė, esanti 330 AU atstumu nuo poros. e.
Epsilon Ursa Major
Ryškiausias "taškas" bene garsiausiame žvaigždyne šiauriniame danguje (Didysis Ursa) yra Aliotas, taip pat priskiriamas A klasei. Tariamasis dydis yra 1,76. Įtraukta į sąrašąRyškiausia šviečianti žvaigždė užima 33 vietą. Aliotas patenka į Big Dipper asterizmą ir yra arčiau dubens nei kiti šviesuoliai.
Alioto spektrui būdingos neįprastos linijos, kurios svyruoja 5,1 dienos periodu. Daroma prielaida, kad savybės yra susijusios su žvaigždės magnetinio lauko įtaka. Spektro svyravimai, naujausiais duomenimis, gali atsirasti dėl artimo kosminio kūno, kurio masė siekia beveik 15 Jupiterio masių, buvimo vietos. Ar taip yra, vis dar paslaptis. Tai, kaip ir kitas žvaigždžių paslaptis, astronomai stengiasi suprasti kiekvieną dieną.
B altieji nykštukai
Pasakojimas apie b altas žvaigždes bus neišsamus, jei nepaminėsime to žvaigždžių evoliucijos etapo, kuris įvardijamas kaip „b altoji nykštukė“. Tokie objektai gavo savo pavadinimą dėl to, kad pirmasis iš jų atrastas priklausė spektrinei klasei A. Tai buvo Sirijus B ir 40 Eridani B. Šiandien b altieji nykštukai vadinami vienu iš paskutinio žvaigždės gyvenimo etapo variantų.
Pakalbėkime išsamiau apie šviestuvų gyvavimo ciklą.
Žvaigždžių evoliucija
Žvaigždės negimsta per vieną naktį: bet kuri iš jų pereina kelis etapus. Pirma, dujų ir dulkių debesis pradeda trauktis veikiamas savo gravitacinių jėgų. Lėtai jis įgauna rutulio formą, o gravitacijos energija virsta šiluma – pakyla objekto temperatūra. Tuo metu, kai jis pasiekia 20 milijonų kelvinų vertę, prasideda branduolių sintezės reakcija. Šis etapas laikomas visavertės žvaigždės gyvenimo pradžia.
Didžiąją laiko dalį šviesuoliai praleidžia prie pagrindinės sekos. Jų žarnyne nuolat vyksta reakcijosvandenilio ciklas. Žvaigždžių temperatūra gali skirtis. Kai visas vandenilis branduolyje baigiasi, prasideda naujas evoliucijos etapas. Dabar degalai yra helis. Tuo pačiu metu žvaigždė pradeda plėstis. Jo šviesumas didėja, o paviršiaus temperatūra, priešingai, mažėja. Žvaigždė palieka pagrindinę seką ir tampa raudona milžine.
Helio šerdies masė palaipsniui didėja ir ji pradeda trauktis nuo savo svorio. Raudonojo milžino etapas baigiasi daug greičiau nei ankstesnis. Kelias, kuriuo eis tolesnė evoliucija, priklauso nuo pradinės objekto masės. Mažos masės žvaigždės raudonojo milžino stadijoje pradeda brinkti. Dėl šio proceso objektas nusimeta savo apvalkalus. Susidaro planetinis ūkas ir plikas žvaigždės šerdis. Tokiame branduolyje visos sintezės reakcijos yra baigtos. Jis vadinamas helio b altuoju nykštuku. Masyvesni raudonieji milžinai (iki tam tikros ribos) išsivysto į anglies b altuosius nykštukus. Jų šerdyje yra sunkesnių elementų nei helis.
Funkcijos
B altosios nykštukės yra kūnai, kurių masė, kaip taisyklė, labai arti Saulės. Tuo pačiu metu jų dydis atitinka žemę. Kolosalus šių kosminių kūnų tankis ir jų gelmėse vykstantys procesai yra nepaaiškinami klasikinės fizikos požiūriu. Žvaigždžių paslaptis atskleidė kvantinė mechanika.
B altųjų nykštukų medžiaga yra elektronų branduolinė plazma. Beveik neįmanoma jo suprojektuoti net laboratorijoje. Todėl daugelis tokių objektų savybių lieka nesuprantamos.
Net jei visą naktį tyrinėsite žvaigždes, be specialios įrangos negalėsite aptikti bent vienos b altosios nykštukės. Jų šviesumas yra daug mažesnis nei saulės. Pasak mokslininkų, b altosios nykštukės sudaro maždaug 3–10% visų galaktikos objektų. Tačiau iki šiol buvo rasti tik tie, kurie yra ne toliau kaip 200–300 parsekų nuo Žemės.
B altosios nykštukai toliau vystosi. Iš karto po susiformavimo jie turi aukštą paviršiaus temperatūrą, tačiau greitai atvėsta. Praėjus kelioms dešimtims milijardų metų po susidarymo, remiantis teorija, b altoji nykštukė virsta juodąja nykštuke – kūnu, kuris neskleidžia matomos šviesos.
B alta, raudona arba mėlyna žvaigždė stebėtojui pirmiausia skiriasi spalva. Astronomas žvelgia giliau. Spalva jam iš karto daug pasako apie objekto temperatūrą, dydį ir masę. Mėlyna arba ryškiai mėlyna žvaigždė yra milžiniškas karštas kamuolys, visais atžvilgiais toli lenkiantis Saulę. B altos spalvos šviestuvai, kurių pavyzdžiai aprašyti straipsnyje, yra šiek tiek mažesni. Žvaigždžių numeriai įvairiuose kataloguose taip pat daug ką pasako profesionalams, bet ne viską. Didelė dalis informacijos apie tolimų kosminių objektų gyvenimą arba dar nepaaiškinta, arba net neatrasta.
