Als je goed naar de nachtelijke hemel kijkt, is het gemakkelijk op te merken dat de sterren die naar ons kijken in kleur verschillen. Blauwachtig, wit, rood, ze glanzen gelijkmatig of flikkeren als een kerstboomslinger. In een telescoop worden kleurverschillen duidelijker. De reden voor deze diversiteit ligt in de temperatuur van de fotosfeer. En, in tegenstelling tot een logische veronderstelling, zijn de heetste niet rode, maar blauwe, witblauwe en witte sterren. Maar de eerste dingen eerst.
Spectrale classificatie
Sterren zijn enorme hete gasbollen. De manier waarop we ze vanaf de aarde zien, hangt af van veel parameters. Sterren fonkelen bijvoorbeeld niet echt. Het is heel gemakkelijk om hiervan overtuigd te raken: het is voldoende om de zon te onthouden. Het flikkerende effect treedt op vanwege het feit dat het licht dat van kosmische lichamen naar ons komt, het interstellaire medium, vol stof en gas, overwint. Een ander ding is kleur. Het is een gevolg van het opwarmen van de schelpen (vooral de fotosfeer) tot bepaalde temperaturen. De echte kleur kan afwijken van de zichtbare, maar het verschil is meestal klein.
Tegenwoordig wordt de Harvard-spectrale classificatie van sterren over de hele wereld gebruikt. Ze is toevalligtemperatuur en is gebaseerd op de vorm en relatieve intensiteit van de lijnen van het spectrum. Elke klasse komt overeen met de sterren van een bepaalde kleur. De classificatie is ontwikkeld in het Harvard Observatory in 1890-1924.
Een geschoren Engelsman kauwde dadels als wortelen
Er zijn zeven hoofdspectrale klassen: O-B-A-F-G-K-M. Deze volgorde weerspiegelt een geleidelijke temperatuurdaling (van O naar M). Om het te onthouden, zijn er speciale geheugensteuntjes. In het Russisch klinkt een van hen als volgt: "Een geschoren Engelsman kauwde dadels als wortelen." Aan deze klassen zijn er nog twee toegevoegd. De letters C en S duiden koude armaturen aan met metaaloxidebanden in het spectrum. Laten we de sterrenklassen eens nader bekijken:
- Klasse O wordt gekenmerkt door de hoogste oppervlaktetemperatuur (van 30 tot 60 duizend Kelvin). Sterren van dit type overschrijden de zon in massa met 60 en in straal - met 15 keer. Hun zichtbare kleur is blauw. In termen van helderheid liggen ze meer dan een miljoen keer voor op onze ster. De blauwe ster HD93129A, die tot deze klasse behoort, wordt gekenmerkt door een van de hoogste helderheidsindices onder bekende kosmische lichamen. Volgens deze indicator loopt hij 5 miljoen keer voor op de zon. De blauwe ster bevindt zich op een afstand van 7,5 duizend lichtjaar van ons.
- Klasse B heeft een temperatuur van 10-30 duizend Kelvin, een massa die 18 keer groter is dan die van de zon. Dit zijn wit-blauwe en witte sterren. Hun straal is 7 keer groter dan die van de zon.
- Klasse A wordt gekenmerkt door een temperatuur van 7,5-10 duizend Kelvin,straal en massa groter dan respectievelijk 2,1 en 3,1 keer de vergelijkbare parameters van de zon. Dit zijn witte sterren.
- Klasse F: temperatuur 6000-7500 K. Massa groter dan de zon met 1,7 keer, straal - met 1,3 Vanaf de aarde zien dergelijke sterren er ook wit uit, hun ware kleur is geelachtig wit.
- Klasse G: temperatuur 5-6 duizend Kelvin. De zon behoort tot deze klasse. De schijnbare en ware kleur van zulke sterren is geel.
- Klasse K: temperatuur 3500-5000 K. De straal en massa zijn kleiner dan die van de zon, ze zijn 0,9 en 0,8 van de overeenkomstige parameters van de ster. Vanaf de aarde gezien is de kleur van deze sterren geeloranje.
- Klasse M: temperatuur 2-3,5 duizend Kelvin. Massa en straal - 0,3 en 0,4 van vergelijkbare parameters van de zon. Vanaf het oppervlak van onze planeet zien ze er roodoranje uit. Beta Andromedae en Alpha Cantharellen behoren tot de M-klasse. De heldere rode ster die velen kennen is Betelgeuze (Alpha Orionis). Het is het beste om het in de winter in de lucht te zoeken. De rode ster bevindt zich boven en iets links van de gordel van Orion.
Elke klasse is onderverdeeld in subklassen van 0 tot 9, dat wil zeggen, van de heetste tot de koudste. Het aantal sterren geeft aan dat ze tot een bepaald spectra altype behoren en de mate van verwarming van de fotosfeer in vergelijking met andere armaturen in de groep. De zon behoort bijvoorbeeld tot de klasse G2.
Visuele blanken
Zo kunnen sterrenklassen B tot en met F er vanaf de aarde wit uitzien. En alleen objecten die tot het A-type behoren, hebben deze kleuring ook daadwerkelijk. Dus de ster Saif (het sterrenbeeld Orion) en Algol (bèta Perseus) voor een waarnemer die niet gewapend is met een telescoop zullen lijkenwit. Ze behoren tot spectrale klasse B. Hun ware kleur is blauw-wit. Ook wit verschijnen Mythrax en Procyon, de helderste sterren in de hemeltekeningen van Perseus en Canis Minor. Hun ware kleur is echter dichter bij geel (klasse F).
Waarom zijn sterren wit voor een aardse waarnemer? De kleur is vervormd vanwege de enorme afstand die onze planeet scheidt van soortgelijke objecten, evenals omvangrijke wolken van stof en gas, die vaak in de ruimte worden aangetroffen.
Klasse A
Witte sterren worden gekenmerkt door een niet zo hoge temperatuur als vertegenwoordigers van de klassen O en B. Hun fotosfeer warmt op tot 7,5-10 duizend Kelvin. Spectrale klasse A sterren zijn veel groter dan de zon. Hun helderheid is ook groter - ongeveer 80 keer.
In de spectra van A-sterren zijn waterstoflijnen van de Balmer-reeks sterk uitgesproken. De lijnen van andere elementen zijn merkbaar zwakker, maar ze worden belangrijker naarmate je van subklasse A0 naar A9 gaat. Reuzen en superreuzen die tot de spectrale klasse A behoren, worden gekenmerkt door iets minder uitgesproken waterstoflijnen dan hoofdreekssterren. In het geval van deze armaturen vallen zware metalen lijnen meer op.
Er zijn veel eigenaardige sterren die tot de spectrale klasse A behoren. Deze term verwijst naar armaturen met opvallende kenmerken in het spectrum en fysieke parameters, waardoor het moeilijk is om ze te classificeren. Vrij zeldzame sterren van het type Bootes lambda worden bijvoorbeeld gekenmerkt door een gebrek aan zware metalen en een zeer langzame rotatie. Bijzondere armaturen bevatten ook witte dwergen.
Klasse A behoort tot zulke heldere objecten van de nachthemel, zoals Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor en anderen. Laten we ze beter leren kennen.
Alpha Canis Major
Sirius is de helderste, maar niet de dichtstbijzijnde ster aan de hemel. De afstand ernaartoe is 8,6 lichtjaar. Voor een aardse waarnemer lijkt het zo helder omdat het een indrukwekkende grootte heeft en toch niet zo ver verwijderd is als veel andere grote en heldere objecten. De dichtstbijzijnde ster bij de zon is Alpha Centauri. Sirius staat op de vijfde plaats op deze lijst.
Het behoort tot het sterrenbeeld Canis Major en is een systeem van twee componenten. Sirius A en Sirius B worden gescheiden door 20 astronomische eenheden en roteren met een periode van iets minder dan 50 jaar. De eerste component van het systeem, een hoofdreeksster, behoort tot de spectrale klasse A1. Zijn massa is twee keer zo groot als die van de zon en zijn straal is 1,7 keer. Hij is het die vanaf de aarde met het blote oog kan worden waargenomen.
Het tweede onderdeel van het systeem is een witte dwerg. De ster Sirius B is qua massa bijna gelijk aan ons licht, wat niet typisch is voor dergelijke objecten. Typisch, witte dwergen worden gekenmerkt door een massa van 0,6-0,7 zonsmassa's. Tegelijkertijd liggen de afmetingen van Sirius B dicht bij die van de aarde. Aangenomen wordt dat het stadium van de witte dwerg ongeveer 120 miljoen jaar geleden voor deze ster begon. Toen Sirius B zich op de hoofdreeks bevond, was het waarschijnlijk een lichtbron met een massa van 5 zonsmassa's en behoorde het tot het spectra altype B.
Sirius A zal volgens wetenschappers over ongeveer 660 miljoen jaar naar de volgende fase van evolutie gaan. Danhet zal veranderen in een rode reus, en even later - in een witte dwerg, net als zijn metgezel.
Alpha Eagle
Net als Sirius zijn veel witte sterren, waarvan de namen hieronder worden gegeven, niet alleen goed bekend bij mensen die dol zijn op astronomie vanwege hun helderheid en frequente vermelding in de pagina's van sciencefictionliteratuur. Altair is een van die armaturen. Alpha Eagle wordt bijvoorbeeld gevonden in Ursula le Guin en Steven King. Aan de nachtelijke hemel is deze ster duidelijk zichtbaar vanwege zijn helderheid en relatief korte afstand. De afstand tussen de zon en Altair is 16,8 lichtjaar. Van de sterren van spectraalklasse A staat alleen Sirius dichter bij ons.
Altair is 1,8 keer zo massief als de zon. Kenmerkend is een zeer snelle rotatie. De ster maakt in minder dan negen uur één omwenteling om zijn as. De rotatiesnelheid nabij de evenaar is 286 km/s. Hierdoor zal de "behendige" Altair van de palen worden afgeplat. Bovendien nemen door de elliptische vorm de temperatuur en helderheid van de ster af van de polen tot aan de evenaar. Dit effect wordt "zwaartekrachtverduistering" genoemd.
Een ander kenmerk van Altair is dat de schittering ervan in de loop van de tijd verandert. Het verwijst naar variabelen van het type Shield-delta.
Alpha Lyra
Vega is de meest bestudeerde ster na de zon. Alpha Lyrae is de eerste ster waarvan het spectrum is bepaald. Ze werd ook het tweede lichtpunt na de zon, vastgelegd op de foto. Vega was ook een van de eerste sterren waartoe wetenschappers de afstand maten met behulp van de parlax-methode. Gedurende een lange periode werd de helderheid van de ster als 0 genomen bij het bepalen van de magnitudes van andere objecten.
Alpha Lyra is goed bekend bij zowel de amateur-astronoom als de eenvoudige waarnemer. Het is de vijfde helderste onder de sterren en is opgenomen in het asterisme van de Zomerdriehoek, samen met Altair en Deneb.
De afstand van de zon tot Vega is 25,3 lichtjaar. De equatoriale straal en massa zijn respectievelijk 2,78 en 2,3 keer groter dan de vergelijkbare parameters van onze ster. De vorm van een ster is verre van een perfecte bal. De diameter aan de evenaar is merkbaar groter dan aan de polen. De reden is de enorme rotatiesnelheid. Op de evenaar bereikt hij 274 km/s (voor de zon is deze parameter iets meer dan twee kilometer per seconde).
Een van Vega's speciale kenmerken is de stofschijf eromheen. Vermoedelijk is het ontstaan als gevolg van een groot aantal botsingen van kometen en meteorieten. De stofschijf draait om de ster en wordt verwarmd door zijn straling. Hierdoor neemt de intensiteit van de infraroodstraling van Vega toe. Nog niet zo lang geleden werden asymmetrieën in de schijf ontdekt. Hun waarschijnlijke verklaring is dat de ster minstens één planeet heeft.
Alpha Gemini
Het op één na helderste object in het sterrenbeeld Tweelingen is Castor. Hij behoort, net als de vorige armaturen, tot de spectrale klasse A. Castor is een van de helderste sterren aan de nachtelijke hemel. In de bijbehorende lijst staat hij op de 23e plaats.
Castor is een meervoudig systeem dat uit zes componenten bestaat. De twee belangrijkste elementen (Castor A en Castor B) roterenrond een gemeenschappelijk zwaartepunt met een periode van 350 jaar. Elk van de twee sterren is een spectrale dubbelster. De componenten van Castor A en Castor B zijn minder helder en behoren vermoedelijk tot het spectra altype M.
Castor C was niet direct verbonden met het systeem. Aanvankelijk werd het aangewezen als een onafhankelijke ster YY Gemini. Tijdens het onderzoek naar dit deel van de hemel werd bekend dat dit licht fysiek verbonden was met het Castor-systeem. De ster draait rond een zwaartepunt dat alle componenten gemeen hebben met een periode van enkele tienduizenden jaren en is ook een spectrale dubbelster.
Beta Aurigae
Auriga's hemeltekening bevat ongeveer 150 "punten", waarvan vele witte sterren. De namen van de armaturen zullen weinig zeggen voor een persoon die ver van de astronomie afstaat, maar dit doet niets af aan hun betekenis voor de wetenschap. Het helderste object in het hemelpatroon, behorend tot de spectrale klasse A, is Mencalinan of Beta Aurigae. De naam van de ster in het Arabisch betekent "schouder van de eigenaar van de teugels."
Menkalinan - drievoudig systeem. De twee componenten zijn subreuzen van spectrale klasse A. De helderheid van elk van hen is 48 keer groter dan de vergelijkbare parameter van de zon. Ze zijn gescheiden door een afstand van 0,08 astronomische eenheden. De derde component is een rode dwerg op een afstand van 330 AU van het paar. e.
Epsilon Ursa Major
Het helderste "punt" in misschien wel het beroemdste sterrenbeeld aan de noordelijke hemel (Ursa Major) is Aliot, ook geclassificeerd als klasse A. De schijnbare magnitude is 1,76. De helderste lichtster neemt de 33e plaats in. Alioth betreedt het asterisme van de Grote Beer en is dichter bij de schaal dan andere armaturen.
Aliot's spectrum wordt gekenmerkt door ongebruikelijke lijnen die fluctueren met een periode van 5,1 dagen. Aangenomen wordt dat de kenmerken verband houden met de invloed van het magnetische veld van de ster. Volgens recente gegevens kunnen fluctuaties in het spectrum optreden als gevolg van de nabijheid van een kosmisch lichaam met een massa van bijna 15 Jupiter-massa's. Of dat zo is, is nog een raadsel. Het, net als andere geheimen van de sterren, proberen astronomen elke dag te begrijpen.
Witte dwergen
Het verhaal over witte sterren zal onvolledig zijn als we die fase in de evolutie van de sterren niet vermelden, die wordt aangeduid als een "witte dwerg". Dergelijke objecten hebben hun naam gekregen vanwege het feit dat de eerst ontdekte ervan tot de spectrale klasse A behoorde. Het waren Sirius B en 40 Eridani B. Tegenwoordig worden witte dwergen een van de opties genoemd voor de laatste fase van het leven van een ster.
Laten we dieper ingaan op de levenscyclus van de armaturen.
Ster evolutie
Sterren worden niet in één nacht geboren: elk van hen doorloopt verschillende stadia. Ten eerste begint een wolk van gas en stof te krimpen onder invloed van zijn eigen zwaartekracht. Langzaam neemt het de vorm aan van een bal, terwijl de energie van de zwaartekracht in warmte verandert - de temperatuur van het object stijgt. Op het moment dat het een waarde van 20 miljoen Kelvin bereikt, begint de kernfusiereactie. Deze fase wordt beschouwd als het begin van het leven van een volwaardige ster.
Meestal besteden de armaturen aan de hoofdreeks. Er zijn voortdurend reacties in hun darmenwaterstofcyclus. De temperatuur van de sterren kan variëren. Wanneer alle waterstof in de kern eindigt, begint een nieuwe fase van evolutie. Nu is helium de brandstof. Tegelijkertijd begint de ster uit te zetten. De helderheid neemt toe, terwijl de oppervlaktetemperatuur juist afneemt. De ster verlaat de hoofdreeks en wordt een rode reus.
De massa van de heliumkern neemt geleidelijk toe en begint onder zijn eigen gewicht te krimpen. De rode reuzenetappe eindigt veel sneller dan de vorige. Het pad dat verdere evolutie zal volgen, hangt af van de initiële massa van het object. Sterren met een lage massa in het rode reuzenstadium beginnen op te zwellen. Als gevolg van dit proces laat het object zijn schelpen vallen. Een planetaire nevel en een kale kern van een ster worden gevormd. In zo'n kern zijn alle fusiereacties voltooid. Het wordt een helium witte dwerg genoemd. Grotere rode reuzen (tot een bepaalde limiet) evolueren tot koolstofwitte dwergen. Ze hebben zwaardere elementen dan helium in hun kern.
Kenmerken
Witte dwergen zijn lichamen, in massa, in de regel heel dicht bij de zon. Tegelijkertijd komt hun grootte overeen met de aarde. De kolossale dichtheid van deze kosmische lichamen en de processen die in hun diepten plaatsvinden, zijn vanuit het oogpunt van de klassieke natuurkunde onverklaarbaar. De geheimen van de sterren werden onthuld door de kwantummechanica.
De substantie van witte dwergen is een elektron-nucleair plasma. Het is bijna onmogelijk om het zelfs in een laboratorium te ontwerpen. Daarom blijven veel kenmerken van dergelijke objecten onbegrijpelijk.
Zelfs als je de hele nacht de sterren bestudeert, zul je niet in staat zijn om ten minste één witte dwerg te detecteren zonder speciale apparatuur. Hun helderheid is veel minder dan die van de zon. Volgens wetenschappers vormen witte dwergen ongeveer 3 tot 10% van alle objecten in de Melkweg. Tot op heden zijn echter alleen die gevonden die zich niet verder dan 200-300 parsecs van de aarde bevinden.
Witte dwergen blijven evolueren. Ze hebben direct na vorming een hoge oppervlaktetemperatuur, maar koelen snel af. Enkele tientallen miljarden jaren na de formatie verandert de witte dwerg volgens de theorie in een zwarte dwerg - een lichaam dat geen zichtbaar licht uitstra alt.
Witte, rode of blauwe ster voor de waarnemer verschillen voornamelijk in kleur. De astronoom kijkt dieper. Kleur zegt voor hem meteen veel over de temperatuur, grootte en massa van het object. Een blauwe of helderblauwe ster is een gigantische hete bal, in alle opzichten ver voor de zon. Witte armaturen, waarvan voorbeelden in het artikel worden beschreven, zijn iets kleiner. Sternummers in verschillende catalogi vertellen professionals ook veel, maar niet allemaal. Een grote hoeveelheid informatie over het leven van verre ruimtevoorwerpen is ofwel nog niet verklaard, of is nog niet eens ontdekt.
