Teleskoobi abil saate jälgida 2 miljardit tähte kuni 21 tähesuuruseni. On olemas Harvardi tähtede spektraalne klassifikatsioon. Selles on spektritüübid paigutatud tähtede temperatuuri languse järjekorras. Klassid on tähistatud ladina tähestiku tähtedega. Neid on seitse: O - B - A - P - O - K - M.
Tähe väliskihtide temperatuuri hea näitaja on selle värvus. O ja B spektritüüpide kuumad tähed on sinised; meie Päikesega sarnased tähed (spektriklass 02) on kollased, spektritüüpide K ja M tähed aga punased.
Tähtede heledus ja värv
Kõigil tähtedel on värv. Seal on sinised, valged, kollased, kollakad, oranžid ja punased tähed. Näiteks Betelgeuse on punane täht, Castor on valge, Capella on kollane. Heleduse järgi jagunevad nad 1., 2., ... n-nda tähesuurusega tähtedeks (n max = 25). Mõistel "tähe suurus" pole tegeliku suurusega midagi pistmist. Tähe suurus iseloomustab tähelt Maale tulevat valgusvoogu. Tähesuurused võivad olla nii murdosalised kui ka negatiivsed. Suuruste skaala põhineb silma valguse tajumisel. Tähtede jagamise tähtede suurusteks näiva heleduse alusel viis läbi Vana-Kreeka astronoom Hipparkhos (180 - 110 eKr). Hipparkhos määras kõige heledamatele tähtedele esimese tähesuuruse; ta pidas heledusastmelt järgmisi (st ligikaudu 2,5 korda nõrgemaid) teise suurusjärgu tähtedeks; teise suurusjärgu tähtedest 2,5 korda nõrgemaid tähti nimetati kolmanda tähesuuruste tähtedeks jne; palja silmaga nähtavuse piiril olevad tähed määrati kuuendaks suurusjärguks.
Sellise tähe heleduse gradatsiooniga selgus, et kuuenda tähesuuruse tähed on 2,55 korda tuhmimad kui esimese tähesuurused. Seetõttu tegi inglise astronoom N. K. Pogsoi (1829-1891) 1856. aastal ettepaneku kaaluda neid kuuenda tähesuuruse tähti, mis on täpselt 100 korda nõrgemad kui esimese tähesuurused. Kõik tähed asuvad Maast erinevatel kaugustel. Lihtsam oleks suurusjärke võrrelda, kui vahemaad oleksid võrdsed.
Suurust, mis tähel oleks 10 parseki kaugusel, nimetatakse absoluutseks suuruseks. Absoluutne suurus on määratud - M, ja näiv suurusjärk on m.
Tähtede väliskihtide keemilist koostist, millest nende kiirgus pärineb, iseloomustab vesiniku täielik ülekaal. Heelium on teisel kohal ja teiste elementide sisaldus on üsna väike.
Tähtede temperatuur ja mass
Tähe spektritüübi või värvuse teadmine annab kohe teada tema pinnatemperatuuri. Kuna tähed kiirgavad välja ligikaudu vastava temperatuuriga täiesti mustade kehadena, määratakse nende pinnaühiku kiirgav võimsus ajaühikus Stefan-Boltzmanni seadusest.
Tähtede jaotus tähtede heleduse võrdlemisel temperatuuri ja värvuse ning absoluutsuurusega (Hertzsprung-Russelli diagramm):
- põhijada (mille keskel on Päike - kollane kääbus)
- superhiiglased (suure suurusega ja suure heledusega: Antares, Betelgeuse)
- punane hiiglane järjestus
- kääbused (valged – Sirius)
- alamkääbikud
- valge-sinine järjestus
See jaotus põhineb ka tähe vanusel.
Eristatakse järgmisi tähti:
- tavaline (Päike);
- double (Mizar, Albkor) jagunevad:
- a) visuaalselt topelt, kui nende kahesus on märgatav läbi teleskoobi vaadeldes;
- b) kordsed - tähtede süsteem, mille arv on suurem kui 2, kuid väiksem kui 10;
- c) optilised kaksikarvud on sellised tähed, mille lähedus tuleneb juhuslikust projektsioonist taevasse ja kosmoses on nad kaugel;
- d) füüsikalised kaksikarvud on tähed, mis moodustavad ühtse süsteemi ja pöörlevad vastastikuse tõmbejõudude mõjul ümber ühise massikeskme;
- e) spektroskoopilised kaksikud on tähed, mis vastastikuse pöörlemise käigus satuvad üksteisele lähedale ja nende duaalsust saab spektri järgi määrata;
- f) eclipsing binäärid on tähed, mis vastastikuse ringluse käigus blokeerivad üksteist;
Uued tähed- need on tähed, mis eksisteerisid kaua aega tagasi, kuid äkitselt süttisid. Nende heledus suurenes lühikese ajaga 10 000 korda (heleduse muutuse amplituud oli 7 kuni 14 magnituudi).
Supernoovad- need on tähed, mis olid taevas nähtamatud, kuid äkitselt süttisid ja suurendasid oma heledust 1000 korda võrreldes tavaliste uute tähtedega.
Pulsar- supernoova plahvatuse tagajärjel tekkinud neutrontäht.
Andmed pulsarite koguarvu ja nende eluea kohta näitavad, et sajandis sünnib keskmiselt 2–3 pulsari, mis langeb ligikaudu kokku supernoova plahvatuste sagedusega Galaktikas.
Tähtede evolutsioon
Nagu kõik kehad looduses, ei jää tähed muutumatuks, nad sünnivad, arenevad ja lõpuks surevad. Varem arvasid astronoomid, et tähtedevahelisest gaasist ja tolmust tähe moodustumiseks kulus miljoneid aastaid. Kuid viimastel aastatel on tehtud fotosid taevapiirkonnast, mis on osa Suurest Orioni udukogust, kus mitme aasta jooksul tekkis väike tähtede kogum. 1947. aastal tehtud fotodel oli selles kohas kolm tähetaolist objekti. 1954. aastaks olid mõned neist muutunud piklikuks ja 1959. aastaks olid need piklikud moodustised üksikuteks tähtedeks lagunenud. Esimest korda inimkonna ajaloos jälgisid inimesed tähtede sündi sõna otseses mõttes meie silme all.
Mitmel pool taevas on tähtede ilmumiseks vajalikud tingimused olemas. Linnutee uduste alade fotosid uurides oli võimalik tuvastada ebakorrapärase kujuga väikseid musti laike ehk gloobuleid, mis kujutavad endast massilist tolmu ja gaasi kogunemist. Need gaasi- ja tolmupilved sisaldavad tolmuosakesi, mis neelavad väga tugevalt nende taga paiknevate tähtede valgust. Gloobulite suurused on tohutud – kuni mitme valgusaasta läbimõõduga. Hoolimata asjaolust, et nendes parvedes esinev aine on väga haruldane, on nende kogumaht nii suur, et sellest piisab väikeste Päikesele lähedase massiga täheparvede moodustamiseks.
Mustas gloobulis toimub ümbritsevate tähtede kiirgava kiirgusrõhu mõjul aine kokkusurumine ja tihendamine. Selline kokkusurumine toimub teatud aja jooksul, olenevalt kerakest ümbritsevatest kiirgusallikatest ja viimase intensiivsusest. Gravitatsioonijõud, mis tulenevad massi kontsentratsioonist kerakese keskel, kipuvad ka kerakest kokku suruma, põhjustades aine langemist selle keskme suunas. Kukkudes omandavad aineosakesed kineetilise energia ja soojendavad vasakpoolses pilves olevaid gaase.
Aine langemine võib kesta sadu aastaid. Alguses toimub see aeglaselt, kiirustamata, kuna gravitatsioonijõud, mis tõmbavad osakesi keskele, on endiselt väga nõrgad. Mõne aja pärast, kui kerake muutub väiksemaks ja gravitatsiooniväli tugevneb, hakkab kukkumine toimuma kiiremini. Kuid kerake on tohutu, vähemalt valgusaasta läbimõõduga. See tähendab, et kaugus selle välispiirist keskuseni võib ületada 10 triljonit kilomeetrit. Kui kera servast osake hakkab tsentri poole langema kiirusega veidi alla 2 km/s, siis jõuab see keskmesse alles 200 000 aasta pärast.
Tähe eluiga sõltub selle massist. Tähed, mille mass on väiksem kui Päikesel, kulutavad oma tuumakütuse varusid väga säästlikult ja võivad särada kümneid miljardeid aastaid. Tähtede, nagu meie Päike, välimised kihid, mille mass ei ületa 1,2 päikesemassi, laienevad järk-järgult ja lõpuks lahkuvad tähe tuumast täielikult. Hiiglase asemele jääb väike ja kuum valge kääbus.
Taevakehade maailm
Inimesed on pikka aega kohtlenud päikest armastuse ja erilise austusega. Lõppude lõpuks mõistsid nad juba iidsetel aegadel, et ilma päikeseta ei saa elada ei inimene, metsaline ega taim.
Päike on Maale lähim täht. Nagu teisedki tähed, on see tohutu kuum taevakeha, mis kiirgab pidevalt valgust ja soojust. Päike on valguse ja soojuse allikas kogu eluks Maal.
Kasutades teavet, kirjutage numbrid teksti.
Päikese läbimõõt on 109 korda suurem kui Maa läbimõõt. Päikese mass on 330 tuhat korda suurem kui meie planeedi mass. Kaugus Maast Päikeseni on 150 miljonit kilomeetrit. Temperatuur Päikese pinnal ulatub 6 tuhande kraadini ja Päikese keskel - 15-20 miljoni kraadini.
Palja silmaga näeb inimene öötaevas umbes 6 tuhat tähte. Teadlased teavad palju miljardeid tähti.
Tähed on erineva suuruse, värvi ja heledusega.
Tähed eristatakse värvi järgi valgeks, siniseks, kollaseks ja punaseks.
Päike kuulub kollaste tähtede hulka.
Kõige kuumemad on sinised tähed, neile järgnevad valged, seejärel kollased ja punased kõige külmemad tähed.
Heledamad tähed kiirgavad 100 tuhat korda rohkem valgust kui Päike. Kuid on ka neid, mis säravad miljon korda nõrgemalt kui Päike.
Tähtede erinevus värvi järgi
Päike ja selle ümber liikuvad taevakehad moodustavad päikesesüsteemi. Ehitage päikesesüsteemi mudel. Selleks voolige plastiliinist planeetide mudelid ja asetage need õiges järjekorras papilehele. Märgistage planeetide nimed ja kleepige need oma mudelile.
Tehke ristsõna.
avage tühi ristsõna >>
1. Päikesesüsteemi suurim planeet. Vastus: Jupiter
2. Planeet, millel on teleskoobi kaudu selgelt nähtavad rõngad. Vastus: Saturn
3. Päikesele kõige lähemal asuv planeet. Vastus: Merkuur
4. Päikesest kaugeim planeet. Vastus: Neptuun
5. Planeet, millel me elame. Vastus: Maa
6. Planeet on Maa naaber, mis asub Päikesele lähemal kui Maa. Vastus: Veenus
7. Planeet on Maa naaber, mis asub Päikesest kaugemal kui Maa.
Vastus: Marss
8. Saturni ja Neptuuni vahel asuv planeet. Vastus: Uraan
Koostage erinevaid teabeallikaid kasutades sõnum tähe, tähtkuju või planeedi kohta, mille kohta soovite rohkem teada saada. Kirjutage üles oma sõnumi põhiteave.
Marss– üks viiest Päikesesüsteemi planeedist, mida võib Maalt palja silmaga näha. Maalt näeb see välja nagu väike punane täpp, mistõttu Marsi nimetatakse mõnikord ka punaseks planeediks. Planeet kannab Vana-Rooma sõjajumala nime ja sellel on kaks satelliiti, Phobos ja Deimos. Need on sõjajumala kahe poja nimed, neid tõlgitakse kui "hirm" ja "õudus". Marss on Päikesest neljas planeet. Paljude omaduste poolest on see Maaga väga sarnane. Sellel on Marsil aastaajad. Planeedi mõlemal poolusel, nagu Maal, on jäämütsid. Marss on meie planeedist peaaegu poole väiksem.
Iga inimene teab, kuidas tähed taevas välja näevad. Külma lumivalge valgusega helkivad pisikesed tuled. Iidsetel aegadel ei osanud inimesed sellele nähtusele seletust pakkuda. Tähti peeti jumalate silmadeks, surnud esivanemate hingedeks, eestkostjateks ja eestkostjateks, kaitstes ööpimeduses inimese rahu. Siis ei osanud keegi arvata, et ka Päike on täht.
Möödus palju sajandeid, enne kui inimesed mõistsid, mis need tähed on. Tähtede tüübid, nende omadused, ideed seal toimuvate keemiliste ja füüsikaliste protsesside kohta - see on uus teadmiste valdkond. Kõige iidsemad astroloogid ei osanud isegi ette kujutada, et selline valgusti pole tegelikult üldsegi tilluke valgus, vaid kujuteldamatult suur kuuma gaasipall, milles toimuvad termotuumasünteesi reaktsioonid. Selles on kummaline paradoks, et hämar tähevalgus on tuumareaktsiooni pimestav kuma ja päikese hubane soojus on miljonite kelvinite koletu soojus.
Kõik tähed, mida palja silmaga taevas näha on, asuvad Linnutee galaktikas. Ka Päike on selle tähesüsteemi osa ja asub selle äärealadel. On võimatu ette kujutada, milline näeks välja öine taevas, kui Päike oleks Linnutee keskmes. Lõppude lõpuks on selle galaktika tähtede arv üle 200 miljardi.
Natuke astronoomia ajaloost
Ka kõige iidsemad astroloogid oskasid taevatähtede kohta rääkida ebatavalisi ja põnevaid asju. Sumerid tuvastasid juba üksikud tähtkujud ja sodiaagiringi, kes arvutasid esimesena täisnurga jagamise 3600-ga. Nad lõid ka kuukalendri ja suutsid selle sünkroniseerida päikesekalendriga. Egiptlased uskusid, et Maa on universumi keskmes, kuid nad teadsid ka, et Merkuur ja Veenus tiirlevad ümber Päikese.
Hiinas hakati astronoomiat kui teadust uurima juba 3. aastatuhande lõpus eKr. e. ja esimesed observatooriumid ilmusid 12. sajandil. eKr e. Nad uurisid kuu- ja päikesevarjutusi, suutes mõista nende põhjust ja isegi arvutada prognoose, vaadeldes meteoriidisadu ja komeetide liikumistrajektoore.
Muistsed inkad teadsid tähtede ja planeetide erinevusi. On kaudseid tõendeid selle kohta, et nad teadsid Jupiteri Galilei satelliite ja Veenuse ketta piirjoonte visuaalset hägustumist planeedi atmosfääri olemasolu tõttu.
Vanad kreeklased suutsid Maa sfäärilisust põhjendada ja esitasid oletuse, et süsteem on heliotsentriline. Nad püüdsid arvutada Päikese läbimõõtu, kuigi ekslikult. Kuid kreeklased olid esimesed, kes väitsid põhimõtteliselt, et Päike on Maast suurem, arvasid kõik visuaalsetele vaatlustele tuginedes erinevalt. Kreeka Hipparkhos oli esimene, kes lõi valgustite kataloogi ja tuvastas eri tüüpi tähti. Tähtede süstematiseerimine selles teaduslikus töös põhines sära intensiivsusel. Hipparkhos tuvastas 6 heleduse klassi, kokku oli kataloogis 850 valgustit.
Millele iidsed astroloogid tähelepanu pöörasid?
Tähtede esialgne süstematiseerimine põhines nende heledusel. Lõppude lõpuks on see konkreetne kriteerium ainus, mis on hõlpsasti kättesaadav ainult teleskoobiga relvastatud astroloogile. Säravamad tähed või need, kellel on ainulaadsed nähtavad omadused, said isegi oma nimed ja igal rahval on oma. Seega on Deneb, Rigel ja Algol araabia nimed, Sirius on ladina ja Antares on kreeka nimed. Iga rahva polaartähel on oma nimi. See on võib-olla üks olulisemaid tähti "praktilises mõttes". Selle koordinaadid öötaevas on vaatamata maa pöörlemisele muutumatud. Kui teised tähed liiguvad üle taeva, liikudes päikesetõusust päikeseloojanguni, siis Põhjatäht ei muuda oma asukohta. Seetõttu kasutasid meremehed ja reisijad seda spetsiaalselt usaldusväärse teejuhina. Muide, vastupidiselt levinud arvamusele pole see taeva kõige heledam täht. Polaartäht ei paista väljastpoolt mitte millegi poolest silma – ei suuruse ega oma sära intensiivsuse poolest. Leiate selle ainult siis, kui teate, kust otsida. See asub Ursa Minori ämbri käepideme lõpus.
Millel põhineb tähtede süstematiseerimine?
Kaasaegsed astroloogid, vastates küsimusele, mis tüüpi tähed on olemas, ei maini tõenäoliselt öises taevas sära heledust või asukohta. Võib-olla ajaloolise ekskursioonina või loengus, mis on mõeldud astronoomiakaugele kuulajaskonnale.
Tänapäevane tähtede süstematiseerimine põhineb nende spektraalanalüüsil. Sel juhul on tavaliselt näidatud ka taevakeha mass, heledus ja raadius. Kõik need näitajad on antud seoses Päikesega, st selle spetsiifilisi omadusi võetakse mõõtühikutena.
Tähtede süstematiseerimine põhineb sellisel kriteeriumil nagu absoluutne tähesuurus. See on ilma atmosfäärita taevakeha näiv heledusaste, mis asub tavapäraselt vaatluspunktist 10 parseki kaugusel.
Lisaks võetakse arvesse heleduse kõikumisi ja tähe suurust. Tähtede tüübid määratakse praegu spektriklassi ja täpsemalt alamklassi järgi. Astroloogid Russell ja Hertzsprung analüüsisid sõltumatult heleduse, absoluutse suuruse, temperatuuri pinna ja valgustite spektriklassi vahelist seost. Nad joonistasid diagrammi koos vastavate koordinaattelgedega ja leidsid, et tulemus polnud sugugi kaootiline. Kaardil olevad valgustid paiknesid selgelt eristatavates rühmades. Diagramm võimaldab, teades tähe spektriklassi, määrata selle absoluutsuuruse vähemalt ligikaudse täpsusega.
Kuidas tähed sünnivad
See diagramm oli selge kinnitus nende taevakehade evolutsiooni kaasaegse teooria kasuks. Graafik näitab selgelt, et kõige arvukam klass on need, mis kuuluvad nn põhijada tähtedesse. Sellesse segmenti kuuluvad tähtede tüübid on praegu universumi kõige tavalisemas arengupunktis. See on tähe arengustaadium, kus kiirgusele kulutatud energia kompenseeritakse termotuumareaktsiooni käigus saadava energiaga. Selles arengujärgus viibimise kestuse määrab taevakeha mass ja heeliumist raskemate elementide protsent.
Praegusel ajal üldtunnustatud tähtede evolutsiooni teooria ütleb, et arengu algfaasis on täht haruldane tsüklopi gaasipilv. Oma gravitatsiooni mõjul tõmbub see kokku, muutudes järk-järgult palliks. Mida tugevam on kokkusurumine, seda paremini muundub gravitatsioonienergia soojusenergiaks. Gaas soojeneb ja kui temperatuur jõuab 15-20 miljoni K-ni, algab vastsündinud tähes termotuumareaktsioon. Pärast seda gravitatsiooniline kokkusurumine peatub.
Staari elu põhiperiood
Algul domineerivad noore tähe sügavuses vesinikutsükli reaktsioonid. See on staari elu pikim periood. Selle arenguetapi tähtede tüübid on esindatud ülalkirjeldatud diagrammi kõige massiivsemas põhijärjestuses. Aja jooksul valmib tähe tuumas olev vesinik, muutudes heeliumiks. Pärast seda saab termotuumapõlemine toimuda ainult tuuma perifeerias. Täht muutub heledamaks, selle välimised kihid laienevad oluliselt ja temperatuur langeb. Taevakeha muutub punaseks hiiglaseks. See staari eluperiood on palju lühem kui eelmine. Tema eelseisvat saatust on vähe uuritud. Oletusi on erinevaid, kuid usaldusväärset kinnitust pole veel saadud. Levinuim teooria ütleb, et kui heeliumi on liiga palju, siis tähe tuum, mis ei suuda oma massile vastu pidada, tõmbub kokku. Temperatuur tõuseb, kuni heelium siseneb termotuumareaktsiooni. Koletu temperatuur viib uue paisumiseni ja täht muutub punaseks hiiglaseks. Tähe eelseisev saatus sõltub teadlaste sõnul selle massist. Kuid selle kohta käivad teooriad on vaid arvutisimulatsioonide tulemus, mida vaatlused ei kinnita.
Jahutavad tähed
Arvatavasti vähenevad väikese massiga punased hiiglased, muutudes kääbusteks ja järk-järgult jahtudes. Keskmise massiga tähed võivad muutuda planetaarseteks udukogudeks, samas kui sellise moodustise keskmes jääb väliskatteta tuum edasi eksisteerima, jahtudes järk-järgult ja muutudes lumivalgeks liliputiks. Kui kesktäht kiirgas märkimisväärset infrapunakiirgust, tekivad tingimused kosmilise maseri aktiveerumiseks planetaarse udukogu paisuvas gaasiümbrises.
Massiivsed tähed võivad kokkusurumisel jõuda sellisele rõhutasemele, et elektronid pressitakse praktiliselt aatomituumadeks, muutudes neutroniteks. Kuna nende osakeste vahel pole elektrostaatilisi tõukejõude, võib täht kahaneda mitme kilomeetri suuruseks. Veelgi enam, selle tihedus ületab vee tihedust 100 miljonit korda. Sellist tähte nimetatakse neutrontäheks ja see on tegelikult tohutu aatomituum.
Supermassiivsed tähed eksisteerivad jätkuvalt, sünteesides järjestikku termotuumareaktsioonide käigus heeliumist - süsinikust, seejärel hapnikust, sellest - ränist ja lõpuks rauast. Selles termotuumareaktsiooni etapis toimub supernoova plahvatus. Supernoovad omakorda võivad muutuda neutrontähtedeks või, kui nende mass on üsna suur, jätkata kriitilise piirini kokkuvarisemist ja mustade aukude moodustumist.
Mõõtmed
Tähtede suuruse järgi süstematiseerimist saab rakendada kahel viisil. Tähe füüsilist suurust saab määrata selle raadiuse järgi. Mõõtühikuks on sel juhul Päikese raadius. Seal on kääbusid, keskmise suurusega tähti, hiiglasi ja superhiiglasi. Muide, Päike ise on liliputi. Neutrontähtede raadius võib ulatuda vaid mõne kilomeetrini. Ja superhiiglane sobib täielikult planeedi Marsi orbiidile. Tähe suurus võib viidata ka selle massile. See on tihedalt seotud tähe läbimõõduga. Mida suurem on täht, seda väiksem on selle tihedus ja vastupidi, mida väiksem on täht, seda suurem on tihedus. See kriteerium ei erine nii palju. On väga vähe tähti, mis võiksid olla Päikesest kümme korda suuremad või väiksemad. Enamik valgustitest jääb vahemikku 60–0,03 päikesemassi. Päikese tihedus lähtenäitajaks on 1,43 g/cm3. Lumivalgete kääbuste tihedus ulatub 1012 g/cm3 ja haruldaste superhiiglaste tihedus võib olla miljoneid kordi väiksem kui Päikesel.
Tähtede standardses süstematiseerimises näeb massijaotuse skeem välja selline. Väikeste valgustite hulka kuuluvad valgustid, mille mass on 0,08–0,5 päikeseenergiat. Mõõdukas - 0,5 kuni 8 päikesemassi ja massiivne - 8 või enam.
Tähtede süstematiseerimine . Sinisest lumivalgeks
Tähtede värvide järgi süstematiseerimine ei põhine tegelikult mitte keha nähtaval säral, vaid spektriomadustel. Objekti emissioonispektri määrab tähe keemiline koostis ja sellest sõltub ka tema temperatuur.
Levinuim on Harvardi süstematiseering, mis loodi 20. sajandi alguses. Tol ajal aktsepteeritud standardite kohaselt hõlmab tähtede süstematiseerimine värvi järgi jagamist 7 tüüpi.
Seega klassifitseeritakse O-klassi valgustiteks kõrgeima temperatuuriga tähed, mille temperatuur on vahemikus 30 kuni 60 tuhat K. Need on sinist värvi, selliste taevakehade mass ulatub 60 päikese massini (s.m.) ja raadius on 15 päikeseraadiust (. s.m.). Vesiniku ja heeliumi jooned nende spektris on üsna nõrgad. Selliste taevaobjektide heledus võib ulatuda 1 miljoni 400 tuhande päikese heleduseni (s.s.).
B-klassi tähtede hulka kuuluvad valgustid, mille temperatuur on 10–30 tuhat K. Need on valge-sinise värvi taevakehad, nende mass algab 18 sekundist. m. ja raadius on alates 7 s. m Selle klassi objektide madalaim heledus on 20 tuhat s. s. ja vesiniku jooned spektris intensiivistuvad, saavutades keskmiste väärtuste.
A-klassi tähtede temperatuur on vahemikus 7,5–10 tuhat K ja nende värvus on lumivalge. Selliste taevakehade minimaalne mass algab 3,1 sekundist. m. ja raadius on alates 2,1 s. R. Objektide heledus on vahemikus 80 kuni 20 tuhat s. Koos. Nende tähtede spektris olevad vesinikujooned on tugevad ja ilmuvad metalljooned.
F-klassi objektid on tegelikult kollakasvalged, kuid tunduvad lumivalged. Nende temperatuur on vahemikus 6–7,5 tuhat K, mass varieerub vahemikus 1,7–3,1 cm, raadius - 1,3–2,1 s. R. Selliste tähtede heledus varieerub 6-80 s. Koos. Vesiniku jooned spektris nõrgenevad, metallide jooned, vastupidi, tugevnevad.
Seega kuuluvad kõik lumivalged tähetüübid klassidesse A kuni F. Järgmiseks on süstematiseeringu järgi kollakad ja oranžid valgustid.
Kollakad, oranžid ja punased tähed
Tähetüüpide värvus varieerub sinisest punaseni, kuna temperatuur langeb ning objekti suurus ja heledus vähenevad.
G-klassi tähed, mille hulka kuulub ka päike, saavutavad temperatuuri 5–6 tuhat K ja nende värvus on kollakas. Selliste objektide mass on 1,1–1,7 s. m., raadius - 1,1 kuni 1,3 s. R. Heledus - 1,2 kuni 6 s. Koos. Heeliumi ja metallide spektrijooned on intensiivsed, vesiniku jooned muutuvad nõrgemaks.
K-klassi kuuluvate valgustite temperatuur on 3,5–5 tuhat K. Nad näevad välja kollakasoranžid, kuid nende tähtede tegelik värvus on oranž. Nende objektide raadius on vahemikus 0,9 kuni 1,1 s. r., kaal - 0,8 kuni 1,1 s. m Heledus on vahemikus 0,4 kuni 1,2 s. Koos. Vesiniku jooned on peaaegu nähtamatud, metalljooned on väga tugevad.
Kõige külmemad ja väikseimad tähed on klass M. Nende temperatuur on vaid 2,5–3,5 tuhat K ja nad näivad punased, kuigi tegelikult on need objektid oranžikaspunased. Tähtede mass on vahemikus 0,3 kuni 0,8 s. m., raadius - 0,4 kuni 0,9 s. R. Heledus on ainult 0,04–0,4 s. Koos. Need on surevad tähed. Ainsad lahedamad on hiljuti avastatud pruunid kääbused. Nende jaoks oli eraldatud eraldi M-T klass.
Tähe värvus sõltub selle pinna temperatuurist. Meie Päikese pinnatemperatuur ületab 6000 Kelvini kraadi. Ehkki Maalt paistab see kollane, paistab päikesevalgus kosmosest pimestavalt valgena. See säravvalge päikese sära tekib just tänu nii kõrgetele temperatuuridele. Kui Päike oleks jahedam, omandaks selle valgus tumedama, punasele lähemale ja kui see täht oleks kuumem, oleks see sinine.
Tähtede erinevate värvide saladusest sai astronoomide jaoks oluline töövahend – tähtede värvus aitas neil teada saada tähtede pinna temperatuuri. Selle aluseks on tähelepanuväärne loodusnähtus – seos aine energia ja selle kiirgava valguse värvuse vahel.
Tõenäoliselt olete juba ise sellel teemal tähelepanekuid teinud. Väikese võimsusega 30-vatiste lambipirnide hõõgniit helendab oranžilt – ja kui võrgupinge langeb, hõõgub hõõgniit vaevu punaselt. Tugevamad sibulad helendavad kollaselt või isegi valgelt. Ja keevituselektrood ja kvartslamp põlevad töö ajal siniselt. Siiski ei tohiks neid kunagi vaadata – nende energia on nii suur, et võib kergesti kahjustada võrkkesta.
Seega, mida kuumem on objekt, seda lähemal on selle helendusvärv sinisele – ja mida külmem see on, seda lähemal tumepunasele. Tähed pole erand: sama põhimõte kehtib ka nende kohta. Tähe koostise mõju selle värvile on väga väike – temperatuur võib varjata üksikuid elemente, ioniseerides neid.
Kuid tähe kiirguse värvispektri analüüs aitab määrata selle koostist. Iga aine aatomitel on oma ainulaadne kandevõime. Mõne värvi valguslained läbivad neid takistamatult, teised aga peatuvad – tegelikult kasutavad teadlased keemiliste elementide määramiseks valguse blokeeritud vahemikke.
Tähtede “värvimise” mehhanism
Mis on selle nähtuse füüsiline alus? Temperatuuri iseloomustab kehaaine molekulide liikumiskiirus – mida kõrgem see on, seda kiiremini nad liiguvad. See mõjutab ainet läbiva valguse lainepikkust. Kuum keskkond lühendab laineid ja külm keskkond, vastupidi, pikendab neid. Ja valguskiire nähtava värvi määrab täpselt valguse lainepikkus: lühikesed lained vastutavad siniste ja pikad lained punaste varjundite eest. Valge värvus saadakse erinevate spektrikiirte superpositsiooni tulemusena.
Tähe värv mängib rolli mitmes tähtede järjestamise süsteemis. Iseenesest on see peamine kriteerium tähe spektriklassi määramisel. Kuna värvus on seotud temperatuuriga, on see joonistatud piki ühte Hertzsprung-Russelli diagrammi telgedest. Tabelit saab kasutada ka tähe heleduse, massi ja vanuse määramiseks, muutes selle väärtuslikuks ja visuaalseks teabeallikaks tähtede kohta.
Täheklassid
Galaktikas on seitse klassi tähti:
- "O" klassi tähed, sinist värvi, oli kõrgeim temperatuur. Nende eluiga oli kõige lühem, alla 1 miljoni aasta. Galaktikas oli ligikaudu 100 miljonit O-klassi tähte, mille ümber olid planeedid eluks sobivad. Näide: Garnib.
- "B" klassi tähed valget ja sinist värvi, olid ka väga kuumad. Nende keskmine eluiga oli umbes 10 miljonit aastat. Galaktikas oli ka ligikaudu 100 miljonit B-klassi tähte, mille ümber olid planeedid eluks sobivad. Näide: Kessa.
- "A" klassi tähed, valged, olid üsna kuumad. Nende eluiga oli 400 miljonit kuni 2 miljardit aastat. Galaktikas oli ka ligikaudu 100 miljonit A-klassi tähte, mille ümber olid planeedid eluks sobivad. Näide: Cola.
- "F" klassi tähed, kollakasvalge värvusega, oli keskmise temperatuuriga. Nende keskmine eluiga oli umbes 4 miljardit aastat. Galaktikas oli ka ligikaudu 100 miljonit F-klassi tähte, mille ümber olid planeedid eluks sobivad. Näide: Ropagi.
- "G" klassi tähed, kollase värvusega, oli ka keskmine temperatuur. Nende keskmine eluiga oli umbes 10 miljardit aastat. Galaktikas oli ligikaudu 2 miljardit G-klassi tähte, mille ümber olid planeedid eluks sobivad. Näide: Corell.
- K-klassi tähed, oranži värvi, temperatuur oli tähtede jaoks üsna madal. Nende keskmine eluiga oli umbes 60 miljardit aastat. Galaktikas oli ligikaudu 3,75 miljardit K-klassi tähte, mille ümber olid planeedid eluks sobivad. Näide: Yavin.
- "M" klassi tähed, punase värvusega, olid teiste tähtedega võrreldes külmad. M-klassi staare kutsuti ka punasteks kääbusteks. Nende keskmine eluiga oli umbes 100 triljonit aastat. Galaktikas oli ligikaudu 700 miljonit M-klassi tähte, mille ümber olid planeedid eluks sobivad. Näide: trumm.
Tähe suurus sõltus ka selle klassist. Suurimad olid sinised kuumad "O" klassi tähed. Mida madalam on tähe temperatuur, seda väiksem oli täht ise. Sellest lähtuvalt olid väikseimad tähed punase klassi “M” tähed. Lisaks sellele ei langenud sellesse gradatsiooni ligikaudu 10 protsenti kõigist galaktika tähtedest ja 500 miljonit neist tiirlesid eluks sobivad planeedid.
Sinine superhiiglane
Sinised superhiiglased on ühed kõige massiivsemad ja säravamad tähed. Nad on suuremad kui hiiglased, kuid väiksemad kui hüperhiiglased. Siniste superhiiglaste tüüpiline mass on 15-50 päikesemassi. Astronoomias nimetatakse neid sageli OB-tüüpi supergiantideks. Neil on I heledusklass ja spektriklass B9 ja kõrgem. Need asuvad Hertzsprung-Russelli diagrammi ülemises vasakpoolses osas põhijadast paremal. Pinnatemperatuurid - 10 000-50 000 K, heledus, 10 000-1 000 000 päikese heledust. Seda tüüpi tähtede tüüpiline eluiga on 5-10 miljonit aastat.
Omadused
Suurte masside tõttu on siniste superhiiglaste eluiga üsna lühike ja neid täheldatakse ainult noortes kosmilistes struktuurides, nagu avatud parved, spiraalgalaktikate harud ja ebakorrapärased galaktikad. Peamiselt vanadest objektidest koosnevate spiraalgalaktikate, elliptiliste galaktikate ja kerasparvede tsentrites neid peaaegu kunagi ei täheldata.
Hoolimata nende haruldusest ja lühikesest elueast võib nende heleduse tõttu taevas näha palju siniseid superhiiglasi. Üks kuulsamaid supergigante on Orioni tähtkuju eredaim täht Rigel – selle mass on ligi 20 korda suurem Päikese massist ja heledus ligi 120 000 korda suurem kui Päikesel.
Sinistele supergigantidele on iseloomulikud tugevad tähetuuled ja reeglina on nende spektris emissioonijooned.
Siniste superhiiglaste tähetuul on kiire, kuid hõre, vastupidiselt punaste superhiiglaste tuulele, mis on aeglane, kuid tihe. Kui punane ülihiiglane läheb üle siniseks ülihiiglaseks, siis kiirem tuul "mööda" varem kiiratud aeglasest ja põrkab sellega kokku, mistõttu paiskuv materjal tiheneb õhukeseks kestaks. Võimalik on ka vastupidine protsess - sinise superhiiglase muutumine punaseks. Mõnel juhul võib näha mitu kontsentrilist nõrka õhukest kesta, mis moodustuvad järjestikuste massikadu episoodide tõttu mitme punase tsükli tõttu.<->sinine superhiiglane."
Evolutsioon
Vesinikukütuse lõppedes täht jahtub ja paisub, läbides spektriklassid O, B, A, F, G, K ja M, muutudes valgeks, kollaseks, oranžiks ja lõpuks punaseks ülihiiuks. Pärast tuumas oleva vesiniku lõppemist hakkab heelium termotuumareaktsiooni, seejärel süsinik, hapnik ja räni. Nukleosünteesi saab läbi viia kuni raud-56 kõige stabiilsema isotoobi moodustumiseni (kõik järgmised isotoobid võivad lagunemise teel vähendada sidumisenergiat nukleoni kohta ja kõik eelnevad elemendid võivad põhimõtteliselt vähendada sidumisenergiat nukleoni kohta. sulandumiseks). Saadud raudtuum variseb kokku neutrontäheks, suure linna suuruseks, kuid 1,4-3 päikesemassi suuruseks objektiks ning tähe väliskihid plahvatavad supernoovana. Eriti massiivsete siniste superhiiglaste puhul (algmassiga 25-40 päikest) ei pruugi tuum neutrontähe tekkimisel peatuda, vaid variseb edasi, muutudes mustaks auguks. Veelgi massiivsemad superhiiud ei saa laieneda punasesse faasi, vaid lõpetavad oma elu hüpernoova plahvatusega (või ilma selleta) koos musta augu tekkega.
Superhiiglaste omavaheline muundumine
Sinised superhiiglased on massiivsed tähed, mis on "suremise" protsessi teatud faasis. Selles faasis tähe tuumas toimuvate termotuumareaktsioonide intensiivsus väheneb, mis viib tähe kokkusurumiseni. Pindala olulise vähenemise tulemusena suureneb väljastatava energia tihedus, mis omakorda toob kaasa pinna kuumenemise. Selline massiivse tähe kokkusurumine viib punase superhiiglase muutumiseni siniseks. Võimalik on ka vastupidine protsess - sinise superhiiglase muutumine punaseks.
Kui punase superhiiglase tähetuul on tihe ja aeglane, siis sinise superhiiglase tuul on kiire, kuid hõre. Kui kokkutõmbumine põhjustab punase superhiiglase siniseks muutumist, põrkub kiirem tuul varem välja lastud aeglasema tuulega ja põhjustab väljapaiskutava materjali tihenemise õhukeseks kestaks. Peaaegu kõigil vaadeldud sinistel superhiiglastel on sarnane ümbris, mis kinnitab, et nad kõik olid varem punased superhiiglased.
Tähe arenedes võib ta mitu korda üle minna punasest ülihiiglasest (aeglane, tihe tuul) siniseks ülihiiglaseks (kiire, õhuke tuul) ja vastupidi, mis loob tähe ümber kontsentrilised nõrgad kestad. Vahefaasis võib täht olla kollane või valge, näiteks Põhjatäht. Tavaliselt lõpetab massiivne täht oma elu supernoova plahvatusega, kuid väga väike hulk tähti, mille mass jääb vahemikku kaheksast kuni kaheteistkümne Päikese massini, ei plahvata, vaid jätkab arengut ja muutuvad lõpuks hapniku-neoonvalgeteks kääbusteks. Veel pole täpselt selge, kuidas ja miks need valged kääbused tähtedest moodustuvad, mis teoreetiliselt peaksid oma evolutsiooni lõpetama väikese supernoova plahvatusega. Nii sinised kui ka punased superhiiglased võivad areneda supernoovaks.
Kuna massiivsed tähed veedavad suure osa oma ajast punases superhiiglas, näeme rohkem punaseid superhiiglasi kui siniseid superhiiglasi ja enamik supernoovad pärinevad punastest superhiiglastest. Astrofüüsikud eeldasid varem isegi, et kõik supernoovad pärinevad punastest superhiiglastest, kuid supernoova SN 1987A tekkis sinisest superhiiglasest ja seega osutus see oletus valeks. See sündmus viis ka tähtede evolutsiooni teooria mõningate sätete läbivaatamiseni.
Näited sinistest superhiiglastest
Rigel
Kuulsaim näide on Rigel (beeta Orionis), Orioni tähtkuju heledaim täht, mille mass on ligikaudu 20 korda suurem kui Päikese mass ja heledus ligikaudu 130 000 korda suurem kui Päikesel, mistõttu on see üks võimsamaid tähti maailmas. Galaktika (igal juhul võimsaim taeva heledamatest tähtedest, kuna Rigel on lähim täht nii tohutu heledusega). Vanad egiptlased seostasid Rigelit tähtede kuninga ja surnute patrooni Sakhiga ning hiljem Osirisega.
Gamma Parusov
Gamma Vela on mitmekordne täht, Vela tähtkuju heledaim. Selle näiv magnituud on +1,7 m. Kaugus süsteemi tähtedest on hinnanguliselt 800 valgusaastat. Gamma Parus (Regor) on massiivne sinine superhiiglane. Selle mass on 30 korda suurem kui Päikese mass. Selle läbimõõt on 8 korda suurem kui päikese läbimõõt. Regori heledus on 10 600 päikese heledust. Tähe ebatavaline spekter, kus tumedate neeldumisjoonte asemel on heledad emissioonijooned, andis tähele nime "Lõunataeva spektraalpärl".
Alfa kaelkirjak
Kaugus tähest on ligikaudu 7 tuhat valgusaastat ja ometi on täht palja silmaga nähtav. See on Heleduselt kolmas täht kaelkirjaku tähtkujus, beeta kaelkirjak ja CS kaelkirjak on vastavalt esimesel ja teisel kohal.
Zeta Orionis
Zeta Orionis (nimega Alnitak) on täht Orioni tähtkujus, mis on O-klassi eredaim täht visuaalse tähesuurusega +1,72 (maksimaalselt +1,72 ja minimaalselt +1,79), vasakpoolne ja lähim tähetäht "Orioni vöö" . Kaugus tähest on umbes 800 valgusaastat, selle heledus on umbes 35 000 päikesekiirgust.
Tau Canis Majoris
Spektraalne kaksiktäht Canis Majori tähtkujus. See on avatud täheparve NGC 2362 heledaim täht, mis asub 3200 valguse kaugusel. aastat Maalt. Tau Canis Majoris on O spektriklassi sinine superhiiglane, mille näiv magnituudi on +4,37 m. Tau Canis Majorise tähesüsteem koosneb vähemalt viiest komponendist. Esialgselt on Tau Canis Majoris kolmiktäht, milles kahe tähe näiv suurus on +4,4 m ja +5,3 m ning neid eraldab 0,15 kaaresekundit ning kolmanda tähe näiv tähesuurus on +10 m ja nad on neist eraldatud. 8 kaaresekundi võrra, tiirledes 155-päevase perioodiga ümber sisemise paari.
Tähed, mida me vaatleme, erinevad nii värvi kui ka heleduse poolest. Tähe heledus sõltub nii selle massist kui ka kaugusest. Ja sära värvus sõltub selle pinna temperatuurist. Kõige lahedamad tähed on punased. Ja kõige kuumemad on sinaka varjundiga. Valged ja sinised tähed on kõige kuumemad, nende temperatuur on kõrgem kui Päikese temperatuur. Meie täht, Päike, kuulub kollaste tähtede klassi.
Mitu tähte on taevas?
Tähtede arvu meile teadaolevas Universumi osas on peaaegu võimatu isegi ligikaudselt välja arvutada. Teadlased saavad vaid öelda, et meie galaktikas, mida nimetatakse Linnuteeks, võib olla umbes 150 miljardit tähte. Kuid on ka teisi galaktikaid! Kuid inimesed teavad palju täpsemalt tähtede arvu, mida Maa pinnalt palja silmaga näha saab. Selliseid tähti on umbes 4,5 tuhat.
Kuidas tähed sünnivad?
Kui tähed süttivad, kas see tähendab, et keegi vajab seda? Lõputus ruumis leidub alati Universumi kõige lihtsama aine – vesiniku – molekule. Kuskil on vesinikku vähem, kuskil rohkem. Vastastikuste külgetõmbejõudude mõjul tõmbuvad vesiniku molekulid üksteise külge. Need külgetõmbeprotsessid võivad kesta väga kaua – miljoneid ja isegi miljardeid aastaid. Kuid varem või hiljem tõmbuvad vesiniku molekulid üksteisele nii lähedale, et tekib gaasipilv. Edasise külgetõmbe korral hakkab temperatuur sellise pilve keskel tõusma. Möödub veel miljoneid aastaid ja temperatuur gaasipilves võib tõusta nii palju, et algab termotuumasünteesi reaktsioon – vesinik hakkab muutuma heeliumiks ja taevasse ilmub uus täht. Iga täht on kuum gaasipall.
Tähtede eluiga varieerub oluliselt. Teadlased on leidnud, et mida suurem on vastsündinud tähe mass, seda lühem on tema eluiga. Tähe eluiga võib ulatuda sadadest miljonitest aastatest miljarditeni.
Valgusaasta
Valgusaasta on vahemaa, mille aastas läbib valguskiir, mis liigub kiirusega 300 tuhat kilomeetrit sekundis. Ja aastas on 31 536 000 sekundit! Niisiis, meile lähimast tähest, nimega Proxima Centauri, liigub valguskiir rohkem kui neli aastat (4,22 valgusaastat)! See täht on meist 270 tuhat korda kaugemal kui Päike. Ja ülejäänud tähed on meist palju kaugemal – kümnete, sadade, tuhandete ja isegi miljonite valgusaastate kaugusel. Seetõttu tunduvad tähed meile nii väikesed. Ja isegi kõige võimsamas teleskoobis on need erinevalt planeetidest alati täppidena nähtavad.
Mis on "tähtkuju"?
Iidsetest aegadest on inimesed vaadanud tähti ja näinud veidraid kujusid, mis moodustavad eredate tähtede rühmi, loomade kujutisi ja müütilisi kangelasi. Selliseid kujundeid taevas hakati nimetama tähtkujudeks. Ja kuigi taevas on selle või selle tähtkuju inimeste poolt kaasatud tähed üksteisele visuaalselt lähedal, võivad kosmoses need tähed asuda üksteisest märkimisväärsel kaugusel. Tuntumad tähtkujud on suur- ja väike-ursa. Fakt on see, et Väikese Ursa tähtkujus on ka Polaartäht, millele osutab meie planeedi Maa põhjapoolus. Ja teades, kuidas taevast Põhjatähte leida, suudab iga reisija ja navigaator kindlaks teha, kus põhjaosa asub, ja selles piirkonnas navigeerida.
Supernoovad
Mõned tähed hakkavad oma eluea lõpus ühtäkki tavalisest tuhandeid ja miljoneid kordi heledamalt hõõguma ning paiskavad ümbritsevasse ruumi tohutuid ainemasse. Tavaliselt öeldakse, et toimub supernoova plahvatus. Supernoova sära hääbub tasapisi ja lõpuks jääb sellise tähe asemele vaid helendav pilv. Sarnast supernoova plahvatust jälgisid iidsed astronoomid Lähis- ja Kaug-Idas 4. juulil 1054. aastal. Selle supernoova lagunemine kestis 21 kuud. Nüüd on selle tähe asemel Krabi udukogu, mida teavad paljud astronoomiasõbrad.
Selle jaotise kokkuvõtteks märgime, et
V. Tähtede tüübid
Tähtede spektraalne klassifikatsioon:
Pruunid kääbused
Pruunid kääbused on tähtede tüüp, mille tuumareaktsioonid ei suuda kunagi kompenseerida kiirgusele kaotatud energiat. Pikka aega olid pruunid kääbused hüpoteetilised objektid. Nende olemasolu ennustati 20. sajandi keskel, tuginedes ideedele tähtede tekkimisel toimuvate protsesside kohta. 2004. aastal avastati aga esimest korda pruun kääbus. Tänaseks on seda tüüpi tähti avastatud üsna palju. Nende spektriklass on M - T. Teoreetiliselt eristatakse teist klassi - tähistatud Y.
Valged kääbused
Varsti pärast heeliumi sähvatust süttivad süsinik ja hapnik; kõik need sündmused põhjustavad tähe tugevat ümberstruktureerimist ja selle kiiret liikumist Hertzsprung-Russelli diagrammi järgi. Tähe atmosfääri suurus suureneb veelgi ja see hakkab intensiivselt kaotama gaasi hajuvate tähetuulevoogude kujul. Tähe keskosa saatus sõltub täielikult selle algmassist: tähe tuum võib oma evolutsiooni lõpetada valge kääbusena (madala massiga tähed), kui selle mass evolutsiooni hilisemates etappides ületab Chandrasekhari piiri - neutrontähena (pulsarina), kui mass ületab Oppenheimeri-Volkovi piir on nagu must auk. Kahel viimasel juhul kaasnevad tähtede evolutsiooni lõpulejõudmisega katastroofilised sündmused – supernoova plahvatused.
Valdav enamik tähti, sealhulgas Päike, lõpetab oma evolutsiooni kokkutõmbumisega, kuni degenereerunud elektronide rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Selles olekus, kui tähe suurus väheneb sada korda ja tihedus muutub miljon korda suuremaks kui vee tihedus, nimetatakse tähte valgeks kääbuseks. See jääb ilma energiaallikatest ja muutub järk-järgult jahtudes tumedaks ja nähtamatuks.
Punased hiiglased
Punased hiiglased ja superhiiglased on üsna madala efektiivse temperatuuriga (3000–5000 K), kuid tohutu heledusega tähed. Selliste objektide tüüpiline absoluutsuurus on 3m-0m (heledusklass I ja III). Nende spektrit iseloomustab molekulaarsete neeldumisribade olemasolu ja maksimaalne emissioon toimub infrapunapiirkonnas.
Muutuvad tähed
Muutuv täht on täht, mille heledus on kogu vaatlusajaloo jooksul vähemalt korra muutunud. Muutumisel on palju põhjuseid ja neid ei saa seostada mitte ainult sisemiste protsessidega: kui täht on kahekordne ja vaatejoon asub vaatevälja suhtes või on väikese nurga all, siis üks täht, mis läbib tähe ketta. täht, varjutab selle ja heledus võib muutuda ka siis, kui tähe valgus läbib tugevat gravitatsioonivälja. Kuid enamikul juhtudel on varieeruvus seotud ebastabiilsete sisemiste protsessidega. Muutuvate tähtede üldkataloogi uusim versioon võtab vastu järgmise jaotuse:
Purskuvad muutlikud tähed- need on tähed, mis muudavad oma heledust vägivaldsete protsesside ja sähvatuste tõttu kromosfäärides ja koroonides. Heleduse muutus toimub tavaliselt mähiskihi muutuste või massikadu tõttu muutuva intensiivsusega tähetuule ja/või interaktsiooni tähtedevahelise keskkonnaga.
Pulseerivad muutujad tähed on tähed, mille pinnakihid paisuvad ja tõmbuvad perioodiliselt kokku. Pulsatsioonid võivad olla radiaalsed või mitteradiaalsed. Tähe radiaalsed pulsatsioonid jätavad selle kuju sfääriliseks, mitteradiaalsed pulsatsioonid aga põhjustavad tähe kuju hälbimist sfäärilisest ja tähe naabertsoonid võivad olla vastupidises faasis.
Pöörlevad muutujad tähed- need on tähed, mille heleduse jaotus pinnal on ebaühtlane ja/või neil on mitteellipsoidne kuju, mille tulemusena tähtede pöörlemisel registreerib vaatleja nende muutlikkuse. Pinna heleduse ebahomogeensuse põhjuseks võivad olla laigud või temperatuur või keemilised ebakorrapärasused, mis on põhjustatud magnetväljadest, mille teljed ei ole kohakuti tähe pöörlemisteljega.
Kataklüsmilised (plahvatusohtlikud ja noovalaadsed) muutlikud tähed. Nende tähtede muutlikkust põhjustavad plahvatused, mis on põhjustatud plahvatusohtlikest protsessidest nende pinnakihtides (noovad) või sügaval nende sügavuses (supernoovad).
Varjutavad kahendsüsteemid.
Tugeva röntgenikiirgusega optilised muutujad kahendsüsteemid
Uued muutujate tüübid- kataloogi avaldamise käigus avastatud ja seetõttu juba avaldatud klassidesse mittekuuluvad varieeruvuse tüübid.
Uus
Nova on teatud tüüpi kataklüsmiline muutuja. Nende heledus ei muutu nii järsult kui supernoovadel (kuigi amplituud võib olla 9m): paar päeva enne maksimumi on täht vaid 2m nõrgem. Selliste päevade arv määrab, millisesse noovide klassi täht kuulub:
Väga kiiresti, kui see aeg (tähistatud kui t2) on lühem kui 10 päeva.
Kiire - 11
Nova maksimaalne heledus sõltub t2-st. Mõnikord kasutatakse seda sõltuvust tähe kauguse määramiseks. Põletusmaksimum käitub erinevates vahemikes erinevalt: kui nähtavas piirkonnas on kiirgus juba vähenemas, siis ultraviolettkiirguses see veel kasvab. Kui sähvatust täheldatakse ka infrapunapiirkonnas, saavutatakse maksimum alles pärast seda, kui ultraviolettkiirguse peegeldus vaibub. Seega püsib bolomeetriline heledus põlemise ajal muutumatuna üsna pikka aega.
Meie Galaktikas saab eristada kahte noovide rühma: uued kettad (keskmiselt on need heledamad ja kiiremad) ja uued punnid, mis on veidi aeglasemad ja vastavalt ka veidi tuhmimad.
Supernoovad
Supernoovad on tähed, mis lõpetavad oma evolutsiooni katastroofilise plahvatusliku protsessiga. Mõistet "supernoovad" kasutati tähtede kirjeldamiseks, mis süttisid palju (suurusjärkude võrra) võimsamalt kui niinimetatud "noovad". Tegelikult ei ole üks ega teine olemasolevad tähed alati süttinud. Kuid mitmel ajaloolisel juhul süttisid need tähed, mis olid varem taevas praktiliselt või täiesti nähtamatud, mis tekitas uue tähe ilmumise efekti. Supernoova tüübi määrab vesinikujoonte olemasolu peegeldusspektris. Kui see on olemas, siis on tegemist II tüüpi supernoovaga, kui mitte, siis I tüüpi supernoovaga.
Hüpernoovad
Hüpernoova – erakordselt raske tähe kokkuvarisemine pärast seda, kui temasse pole enam jäänud termotuumareaktsioone toetavaid allikaid; teisisõnu, see on väga suur supernoova. Alates 1990. aastate algusest on tähtede plahvatusi täheldatud nii võimsalt, et plahvatuse jõud ületas tavalise supernoova võimsuse umbes 100 korda ja plahvatuse energia ületas 1046 džauli. Lisaks kaasnesid paljude nende plahvatustega väga tugevad gammakiirguse pursked. Taeva intensiivne uurimine on leidnud mitmeid argumente hüpernoova olemasolu kasuks, kuid praegu on hüpernoova hüpoteetilised objektid. Tänapäeval kasutatakse seda terminit tähtede plahvatuste kirjeldamiseks, mille mass on vahemikus 100 kuni 150 või rohkem päikesemassi. Hüpernoovad võivad teoreetiliselt kujutada Maale tõsist ohtu tugeva radioaktiivse sähvatuse tõttu, kuid praegu pole Maa lähedal ühtegi tähte, mis võiks sellist ohtu kujutada. Mõnedel andmetel toimus 440 miljonit aastat tagasi Maa lähedal hüpernoova plahvatus. Tõenäoliselt langes selle plahvatuse tagajärjel Maale lühiealine nikli isotoop 56Ni.
Neutronitähed
Päikesest massiivsemate tähtede puhul ei suuda degenereerunud elektronide rõhk sisaldada tuuma kokkusurumist ja see jätkub seni, kuni suurem osa osakestest muutub neutroniteks, mis on pakitud nii tihedalt, et tähe suurust mõõdetakse kilomeetrites ja selle tihedust. on 280 triljonit. korda suurem kui vee tihedus. Sellist objekti nimetatakse neutrontäheks; selle tasakaalu säilitab degenereerunud neutronaine rõhk.