Si mireu bé el cel nocturn, és fàcil notar que les estrelles que ens miren difereixen de color. Blavoses, blanques, vermelles, brillen uniformement o parpellegen com una garlanda d'arbres de Nadal. En un telescopi, les diferències de color es fan més evidents. El motiu d'aquesta diversitat rau en la temperatura de la fotosfera. I, contràriament a una suposició lògica, les més calentes no són les estrelles vermelles, sinó les estrelles blaves, blanc-blaves i blanques. Però primer és el primer.
Classificació espectral
Les estrelles són enormes boles de gas calents. La manera com els veiem des de la Terra depèn de molts paràmetres. Per exemple, les estrelles en realitat no brillen. És molt fàcil convencer-se d'això: n'hi ha prou de recordar el Sol. L'efecte de parpelleig es produeix pel fet que la llum que ens arriba dels cossos còsmics supera el medi interestel·lar, ple de pols i gas. Una altra cosa és el color. És conseqüència de l'escalfament de les petxines (sobretot de la fotosfera) a determinades temperatures. El color real pot ser diferent del visible, però la diferència sol ser petita.
Avui, la classificació espectral d'estrelles de Harvard s'utilitza a tot el món. Ella passa que ho éstemperatura i es basa en la forma i la intensitat relativa de les línies de l'espectre. Cada classe correspon a les estrelles d'un color determinat. La classificació es va desenvolupar a l'Observatori de Harvard el 1890-1924.
Un anglès afaitat va mastegar dàtils com pastanagues
Hi ha set classes espectrals principals: O-B-A-F-G-K-M. Aquesta seqüència reflecteix una disminució gradual de la temperatura (de O a M). Per recordar-ho, hi ha fórmules mnemotècniques especials. En rus, un d'ells sona així: "One Shaved Englishman Chewed Dates Like Carrots". A aquestes classes s'afegeixen dues més. Les lletres C i S denoten lluminàries fredes amb bandes d'òxid metàl·lic a l'espectre. Fem una ullada més de prop a les classes estrella:
- La classe O es caracteritza per la temperatura superficial més alta (de 30 a 60 mil Kelvin). Les estrelles d'aquest tipus superen el Sol en massa en 60 vegades i en radi, en 15 vegades. El seu color visible és el blau. Pel que fa a la lluminositat, estan més d'un milió de vegades per davant de la nostra estrella. L'estrella blava HD93129A, pertanyent a aquesta classe, es caracteritza per un dels índexs de lluminositat més alts entre els cossos còsmics coneguts. Segons aquest indicador, està per davant del Sol en 5 milions de vegades. L'estrella blava es troba a una distància de 7,5 mil anys llum de nos altres.
- La classe B té una temperatura de 10-30 mil Kelvin, una massa 18 vegades més gran que la del Sol. Aquestes són estrelles blanques i blaves. El seu radi és 7 vegades més gran que el del Sol.
- La classe A es caracteritza per una temperatura de 7,5-10 mil Kelvin,radi i massa que superen 2,1 i 3,1 vegades, respectivament, els paràmetres similars del Sol. Aquestes són estrelles blanques.
- Classe F: temperatura 6000-7500 K. Massa més gran que el sol en 1,7 vegades, radi - 1,3. Des de la Terra, aquestes estrelles també semblen blanques, el seu color veritable és blanc groguenc.
- Classe G: temperatura 5-6 mil Kelvin. El Sol pertany a aquesta classe. El color aparent i veritable d'aquestes estrelles és el groc.
- Classe K: temperatura 3500-5000 K. El radi i la massa són inferiors al solar, són 0,9 i 0,8 dels paràmetres corresponents de l'estrella. Vist des de la Terra, el color d'aquestes estrelles és taronja groguenc.
- Classe M: temperatura 2-3,5 mil Kelvin. Massa i radi - 0,3 i 0,4 a partir de paràmetres similars del Sol. Des de la superfície del nostre planeta, tenen un aspecte vermell-taronja. Beta Andromedae i Alpha Chanterelles pertanyen a la classe M. L'estrella vermella brillant que coneixen molts és Betelgeuse (Alpha Orionis). El millor és buscar-lo al cel a l'hivern. L'estrella vermella es troba a sobre i lleugerament a l'esquerra del cinturó d'Orió.
Cada classe es divideix en subclasses de 0 a 9, és a dir, de la més calenta a la més freda. El nombre d'estrelles indiquen la pertinença a un determinat tipus espectral i el grau d'escalfament de la fotosfera en comparació amb altres lluminàries del grup. Per exemple, el Sol pertany a la classe G2.
Blancs visuals
Així, les classes d'estrelles B a F poden semblar blanques des de la Terra. I només els objectes que pertanyen al tipus A tenen realment aquesta coloració. Així, l'estrella Saif (la constel·lació d'Orió) i Algol (beta Perseu) a un observador no armat amb un telescopi li semblaràblanc. Pertanyen a la classe espectral B. El seu veritable color és el blau-blanc. També apareixen blanques Mythrax i Procyon, les estrelles més brillants dels dibuixos celestes de Perseu i Canis Minor. Tanmateix, el seu color real és més proper al groc (grau F).
Per què les estrelles són blanques per a un observador terrestre? El color es distorsiona a causa de la gran distància que separa el nostre planeta d'objectes similars, així com dels núvols voluminosos de pols i gas, que sovint es troben a l'espai.
Classe A
Les estrelles blanques es caracteritzen per una temperatura no tan alta com els representants de les classes O i B. La seva fotosfera s'escalfa fins a 7,5-10 mil Kelvin. Les estrelles espectrals de classe A són molt més grans que el Sol. La seva lluminositat també és més gran: unes 80 vegades.
En l'espectre de les estrelles A, les línies d'hidrogen de la sèrie Balmer són fortament pronunciades. Les línies d' altres elements són notablement més febles, però es fan més significatives a mesura que passeu de la subclasse A0 a A9. Els gegants i supergegants que pertanyen a la classe espectral A es caracteritzen per línies d'hidrogen una mica menys pronunciades que les estrelles de la seqüència principal. En el cas d'aquestes lluminàries, les línies de metall pesat es fan més notables.
Hi ha moltes estrelles peculiars que pertanyen a la classe espectral A. Aquest terme fa referència a les lluminàries que tenen característiques notables en l'espectre i els paràmetres físics, cosa que dificulta la seva classificació. Per exemple, les estrelles més aviat rares del tipus lambda de Bootes es caracteritzen per la manca de metalls pesants i una rotació molt lenta. Les lluminàries peculiars també inclouen nanes blanques.
La classe A pertany a objectes tan brillants de la nitcel, com Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor i altres. Anem a conèixer-los millor.
Alpha Canis Major
Sirius és l'estrella més brillant, encara que no la més propera, del cel. La seva distància és de 8,6 anys llum. Per a un observador terrestre, sembla tan brillant perquè té una mida impressionant i, tanmateix, no està tan lluny com molts altres objectes grans i brillants. L'estrella més propera al Sol és Alfa Centauri. Sirius ocupa el cinquè lloc d'aquesta llista.
Pertany a la constel·lació del Canis Major i és un sistema de dos components. Sírius A i Sírius B estan separats per 20 unitats astronòmiques i giren amb un període de poc menys de 50 anys. El primer component del sistema, una estrella de seqüència principal, pertany a la classe espectral A1. La seva massa és el doble de la del sol i el seu radi és 1,7 vegades. És ell qui es pot observar a ull nu des de la Terra.
El segon component del sistema és una nana blanca. L'estrella Sirius B és gairebé igual a la nostra lluminària en massa, cosa que no és típica per a aquests objectes. Normalment, les nanes blanques es caracteritzen per una massa de 0,6-0,7 masses solars. Al mateix temps, les dimensions de Sírius B són properes a les de la terra. Se suposa que l'etapa de nana blanca va començar per a aquesta estrella fa uns 120 milions d'anys. Quan Sirius B es trobava a la seqüència principal, probablement era una lluminària amb una massa de 5 masses solars i pertanyia al tipus espectral B.
Sirius A, segons els científics, passarà a la següent etapa d'evolució en uns 660 milions d'anys. Aleshoreses convertirà en una gegant vermella i, una mica més tard, en una nana blanca, com la seva companya.
Àguila alfa
Com Sirius, moltes estrelles blanques, els noms de les quals es donen a continuació, són ben conegudes no només per les persones aficionades a l'astronomia per la seva brillantor i la seva menció freqüent a les pàgines de la literatura de ciència-ficció. Altair és una d'aquestes lluminàries. Alpha Eagle es troba, per exemple, a Ursula le Guin i Steven King. Al cel nocturn, aquesta estrella és clarament visible per la seva brillantor i la seva relativa proximitat. La distància que separa el Sol i Altair és de 16,8 anys llum. De les estrelles de la classe espectral A, només Sirius està més a prop de nos altres.
Altair és 1,8 vegades més massiu que el Sol. La seva característica és una rotació molt ràpida. L'estrella fa una rotació al voltant del seu eix en menys de nou hores. La velocitat de rotació prop de l'equador és de 286 km/s. Com a resultat, el "àgil" Altair s'aplanarà dels pols. A més, a causa de la forma el·líptica, la temperatura i la brillantor de l'estrella disminueixen des dels pols fins a l'equador. Aquest efecte s'anomena "enfosquiment gravitacional".
Una altra característica d'Altair és que la seva brillantor canvia amb el temps. Es refereix a variables del tipus Shield delta.
Alpha Lyra
Vega és l'estrella més estudiada després del Sol. Alpha Lyrae és la primera estrella que s'ha determinat el seu espectre. També es va convertir en la segona lluminària després del Sol, capturada a la fotografia. Vega també va ser una de les primeres estrelles a les quals els científics van mesurar la distància mitjançant el mètode parlax. Durant un llarg període, la brillantor de l'estrella es va prendre com a 0 en determinar les magnituds d' altres objectes.
Alpha Lyra és ben coneguda tant per l'astrònom aficionat com per l'observador simple. És el cinquè més brillant entre les estrelles i s'inclou a l'asterisme del Triangle d'estiu juntament amb Altair i Deneb.
La distància del Sol a Vega és de 25,3 anys llum. El seu radi equatorial i la seva massa són 2,78 i 2,3 vegades més grans que els paràmetres similars de la nostra estrella, respectivament. La forma d'una estrella està lluny de ser una bola perfecta. El diàmetre a l'equador és notablement més gran que als pols. El motiu és la gran velocitat de rotació. A l'equador, arriba als 274 km/s (per al Sol, aquest paràmetre és una mica més de dos quilòmetres per segon).
Una de les característiques especials de Vega és el disc de pols que l'envolta. Presumiblement, va sorgir com a conseqüència d'un gran nombre de col·lisions de cometes i meteorits. El disc de pols gira al voltant de l'estrella i s'escalfa per la seva radiació. Com a resultat, la intensitat de la radiació infraroja de Vega augmenta. No fa molt, es van descobrir asimetries al disc. La seva explicació probable és que l'estrella té almenys un planeta.
Alpha Gemini
El segon objecte més brillant de la constel·lació de Bessons és Castor. Ell, com les lluminàries anteriors, pertany a la classe espectral A. Castor és una de les estrelles més brillants del cel nocturn. A la llista corresponent, ocupa el 23è lloc.
Castor és un sistema múltiple format per sis components. Els dos elements principals (Castor A i Castor B) girenal voltant d'un centre de masses comú amb un període de 350 anys. Cadascuna de les dues estrelles és un binari espectral. Els components de Castor A i Castor B són menys brillants i presumiblement pertanyen al tipus espectral M.
Castor C no es va connectar immediatament al sistema. Inicialment, va ser designada com una estrella independent YY Gemini. En el procés d'investigació d'aquesta regió del cel, es va saber que aquesta lluminària estava físicament connectada amb el sistema Castor. L'estrella gira al voltant d'un centre de masses comú a tots els components amb un període de diverses desenes de milers d'anys i també és un binari espectral.
Beta Aurigae
El dibuix celeste d'Auriga inclou uns 150 "punts", molts d'ells són estrelles blanques. Els noms de les lluminàries diuen poc a una persona lluny de l'astronomia, però això no li resta importància per a la ciència. L'objecte més brillant del patró celeste, pertanyent a la classe espectral A, és Mencalinan o Beta Aurigae. El nom de l'estrella en àrab significa "espatlla del propietari de les regnes".
Menkalinan - sistema triple. Els seus dos components són subgegants de classe espectral A. La brillantor de cadascun d'ells supera en 48 vegades el paràmetre similar del Sol. Estan separats per una distància de 0,08 unitats astronòmiques. El tercer component és una nana vermella a una distància de 330 UA de la parella. e.
Epsilon Óssa Major
El "punt" més brillant de potser la constel·lació més famosa del cel del nord (Ossa Major) és Aliot, també classificat com a classe A. La magnitud aparent és 1,76. L'estrella lluminària més brillant ocupa el lloc 33. Alioth entra a l'asterisme de l'Ossa Major i està més a prop del bol que altres lluminàries.
L'espectre d'Aliot es caracteritza per línies inusuals que fluctuen amb un període de 5,1 dies. Se suposa que les característiques estan associades amb la influència del camp magnètic de l'estrella. Les fluctuacions de l'espectre, segons dades recents, poden ocórrer a causa de la propera ubicació d'un cos còsmic amb una massa de gairebé 15 masses de Júpiter. Si això és així encara és un misteri. Com altres secrets de les estrelles, els astrònoms intenten entendre-ho cada dia.
Nanes blanques
La història sobre les estrelles blanques estarà incompleta si no esmentem aquesta etapa de l'evolució de les estrelles, que es designa com a "na blanca". Aquests objectes van rebre el seu nom pel fet que el primer descobert d'ells pertanyia a la classe espectral A. Era Sirius B i 40 Eridani B. Avui dia, les nanes blanques s'anomenen una de les opcions per a l'etapa final de la vida d'una estrella.
Passegem amb més detall el cicle de vida de les lluminàries.
Evolució estrella
Les estrelles no neixen en una nit: qualsevol d'elles passa per diverses etapes. En primer lloc, un núvol de gas i pols comença a reduir-se sota la influència de les seves pròpies forces gravitatòries. Lentament, pren la forma d'una bola, mentre que l'energia de la gravetat es converteix en calor: la temperatura de l'objecte augmenta. En el moment en què arriba a un valor de 20 milions de Kelvin, comença la reacció de fusió nuclear. Aquesta etapa es considera l'inici de la vida d'una estrella de ple dret.
La majoria del temps les lluminàries passen a la seqüència principal. Les reaccions estan passant constantment a les seves entranyescicle de l'hidrogen. La temperatura de les estrelles pot variar. Quan acaba tot l'hidrogen del nucli, comença una nova etapa d'evolució. Ara l'heli és el combustible. Al mateix temps, l'estrella comença a expandir-se. La seva lluminositat augmenta, mentre que la temperatura superficial, per contra, disminueix. L'estrella abandona la seqüència principal i es converteix en una gegant vermella.
La massa del nucli d'heli augmenta gradualment i comença a reduir-se pel seu propi pes. L'etapa del gegant vermell acaba molt més ràpid que l'anterior. El camí que seguirà l'evolució depèn de la massa inicial de l'objecte. Les estrelles de poca massa a l'etapa de la gegant vermella comencen a inflar-se. Com a resultat d'aquest procés, l'objecte deixa les seves closques. Es formen una nebulosa planetària i un nucli nu d'una estrella. En aquest nucli, totes les reaccions de fusió es completen. S'anomena nana blanca d'heli. Gegants vermelles més massives (fins a un cert límit) evolucionen en nanes blanques de carboni. Tenen elements més pesats que l'heli al nucli.
Característiques
Les nanes blanques són cossos, de massa, per regla general, molt propers al Sol. Al mateix temps, la seva mida correspon a la terra. La densitat colossal d'aquests cossos còsmics i els processos que tenen lloc en les seves profunditats són inexplicables des del punt de vista de la física clàssica. Els secrets de les estrelles van ser revelats per la mecànica quàntica.
La substància de les nanes blanques és un plasma electron-nuclear. És gairebé impossible dissenyar-lo fins i tot en un laboratori. Per tant, moltes característiques d'aquests objectes segueixen sent incomprensibles.
Fins i tot si estudieu les estrelles durant tota la nit, no podreu detectar almenys una nana blanca sense un equip especial. La seva lluminositat és molt menor que la del sol. Segons els científics, les nanes blanques representen aproximadament entre el 3 i el 10% de tots els objectes de la galàxia. Tanmateix, fins ara, només s'han trobat aquells que no es troben més enllà de 200-300 parsecs de la Terra.
Les nanes blanques continuen evolucionant. Immediatament després de la formació, tenen una temperatura superficial elevada, però es refreden ràpidament. Unes quantes desenes de milers de milions d'anys després de la formació, segons la teoria, la nana blanca es converteix en una nana negra, un cos que no emet llum visible.
L'estrella blanca, vermella o blava per a l'observador difereix principalment pel color. L'astrònom mira més a fons. El color per a ell immediatament diu molt sobre la temperatura, la mida i la massa de l'objecte. Una estrella blava o blava brillant és una bola calenta gegant, molt per davant del Sol en tots els aspectes. Les lluminàries blanques, exemples de les quals es descriuen a l'article, són una mica més petites. Els números d'estrelles en diversos catàlegs també diuen molt als professionals, però no tots. Una gran quantitat d'informació sobre la vida dels objectes espacials llunyans encara no s'ha explicat o encara no s'ha descobert.
