Duke përdorur teleskopin, ju mund të vëzhgoni 2 miliardë yje deri në magnitudën 21. Ekziston një klasifikim spektral i yjeve në Harvard. Në të, llojet spektrale janë rregulluar sipas renditjes së temperaturës në rënie të yjeve. Klasat përcaktohen me shkronja të alfabetit latin. Janë shtatë prej tyre: O - B - A - P - O - K - M.
Një tregues i mirë i temperaturës së shtresave të jashtme të një ylli është ngjyra e tij. Yjet e nxehtë të llojeve spektrale O dhe B janë blu; yjet e ngjashëm me Diellin tonë (klasa spektrale 02) duken të verdhë, ndërsa yjet e llojeve spektrale K dhe M duken të kuq.
Shkëlqimi dhe ngjyra e yjeve
Të gjithë yjet kanë ngjyrë. Ka yje blu, të bardhë, të verdhë, të verdhë, portokalli dhe të kuq. Për shembull, Betelgeuse është një yll i kuq, Castor është i bardhë, Capella është i verdhë. Sipas shkëlqimit ato ndahen në yje të madhësisë 1, 2, ... n (n max = 25). Termi "magnitudë yjore" nuk ka të bëjë fare me madhësinë e vërtetë. Madhësia yjore karakterizon fluksin e ndritshëm që vjen në Tokë nga një yll. Madhësitë yjore mund të jenë edhe të pjesshme edhe negative. Shkalla e madhësisë bazohet në perceptimin e dritës nga syri. Ndarja e yjeve në madhësi yjore bazuar në shkëlqimin e dukshëm u krye nga astronomi i lashtë grek Hipparchus (180 - 110 pes). Hiparku ua caktoi madhësinë e parë yjeve më të shndritshëm; ai i konsideroi ato të radhës në shkallëzimin e shkëlqimit (d.m.th., afërsisht 2,5 herë më të zbehta) si yje të madhësisë së dytë; yjet 2,5 herë më të zbehta se yjet e madhësisë së dytë quheshin yje të madhësisë së tretë etj.; yjeve në kufirin e dukshmërisë me sy të lirë iu caktua madhësia e gjashtë.
Me një gradim të tillë të shkëlqimit të yjeve, rezultoi se yjet e madhësisë së gjashtë janë 2.55 herë më të zbehta se yjet e magnitudës së parë. Prandaj, në vitin 1856, astronomi anglez N.K Pogsoi (1829-1891) propozoi që yjet e madhësisë së gjashtë të konsideroheshin ata që janë saktësisht 100 herë më të dobët se yjet e magnitudës së parë. Të gjithë yjet janë të vendosur në distanca të ndryshme nga Toka. Do të ishte më e lehtë të krahasoheshin madhësitë nëse distancat do të ishin të barabarta.
Madhësia që do të kishte një yll në një distancë prej 10 parsecësh quhet madhësi absolute. Madhësia absolute është caktuar - M, dhe madhësia e dukshme është m.
Përbërja kimike e shtresave të jashtme të yjeve, nga vjen rrezatimi i tyre, karakterizohet nga një mbizotërim i plotë i hidrogjenit. Heliumi është në vendin e dytë, dhe përmbajtja e elementëve të tjerë është mjaft e vogël.
Temperatura dhe masa e yjeve
Njohja e llojit ose ngjyrës spektrale të një ylli jep menjëherë temperaturën e sipërfaqes së tij. Meqenëse yjet lëshojnë trupa përafërsisht po aq të zinj të temperaturës përkatëse, fuqia e emetuar nga një njësi e sipërfaqes së tyre për njësi të kohës përcaktohet nga ligji Stefan-Boltzmann.
Ndarja e yjeve bazuar në krahasimin e shkëlqimit të yjeve me temperaturën dhe ngjyrën dhe madhësinë absolute (diagrami Hertzsprung-Russell):
- sekuenca kryesore (në qendër të së cilës është Dielli - një xhuxh i verdhë)
- supergjigantë (me përmasa të mëdha dhe me shkëlqim të lartë: Antares, Betelgeuse)
- sekuencë gjigante e kuqe
- xhuxhët (e bardhë - Sirius)
- nënxhuxhët
- sekuenca e bardhë-blu
Kjo ndarje bazohet edhe në moshën e yllit.
Dallohen yjet e mëposhtëm:
- i zakonshëm (Dielli);
- dyshe (Mizar, Albkor) ndahen në:
- a) vizualisht dyfish, nëse vërehet dualiteti i tyre kur vëzhgohen me teleskopin;
- b) shumëfisha - një sistem yjesh me numër më të madh se 2, por më të vogël se 10;
- c) Binarët optikë janë yje të tillë që afërsia e tyre është rezultat i një projeksioni të rastësishëm në qiell, dhe në hapësirë janë shumë larg;
- d) binarët fizikë janë yje që formojnë një sistem të vetëm dhe rrotullohen nën ndikimin e forcave të tërheqjes së ndërsjellë rreth një qendre të përbashkët të masës;
- e) Binarët spektroskopikë janë yje që gjatë rrotullimit të ndërsjellë afrohen me njëri-tjetrin dhe dualiteti i tyre mund të përcaktohet nga spektri;
- f) binarët eklipsues janë yje që gjatë qarkullimit të ndërsjellë bllokojnë njëri-tjetrin;
Yjet e rinj- këto janë yje që ekzistonin shumë kohë më parë, por papritmas u ndezën. Shkëlqimi i tyre u rrit në një kohë të shkurtër me 10,000 herë (amplituda e ndryshimit të shkëlqimit ishte nga 7 në 14 magnitudë).
Supernova- këto janë yje që ishin të padukshëm në qiell, por papritmas u ndezën dhe e rritën shkëlqimin e tyre 1000 herë në krahasim me yjet e rinj të zakonshëm.
Pulsar- një yll neutron i krijuar nga një shpërthim supernova.
Të dhënat për numrin e përgjithshëm të pulsarëve dhe jetëgjatësinë e tyre tregojnë se mesatarisht 2-3 pulsarë lindin në shekull, që përafërsisht përkon me frekuencën e shpërthimeve të supernovës në Galaxy.
Evolucioni i yjeve
Ashtu si të gjithë trupat në natyrë, yjet nuk mbeten të pandryshuar, ata lindin, evoluojnë dhe më në fund vdesin. Më parë, astronomët besonin se u deshën miliona vjet që një yll të formohej nga gazi dhe pluhuri ndëryjor. Por vitet e fundit, janë bërë fotografi të një zone të qiellit që është pjesë e Mjegullnajës së Madhe të Orionit, ku një grup i vogël yjesh u shfaq gjatë disa viteve. Në fotografitë e vitit 1947, një grup prej tre objektesh të ngjashme me yjet u regjistruan në këtë vend. Deri në vitin 1954, disa prej tyre ishin bërë të zgjatur, dhe deri në vitin 1959 këto formacione të zgjatura ishin ndarë në yje individualë. Për herë të parë në historinë njerëzore, njerëzit vëzhguan lindjen e yjeve fjalë për fjalë para syve tanë.
Në shumë pjesë të qiellit ekzistojnë kushtet e nevojshme për shfaqjen e yjeve. Gjatë studimit të fotografive të zonave të mjegullta të Rrugës së Qumështit, ishte e mundur të zbuloheshin njolla të vogla të zeza me formë të parregullt, ose rruaza, të cilat janë akumulime masive pluhuri dhe gazi. Këto re gazi dhe pluhuri përmbajnë grimca pluhuri që thithin shumë fort dritën që vjen nga yjet që ndodhen pas tyre. Madhësitë e globulave janë të mëdha - deri në disa vite dritë në diametër. Përkundër faktit se lënda në këto grupime është shumë e rrallë, vëllimi i tyre i përgjithshëm është aq i madh sa është mjaft i mjaftueshëm për të formuar grupime të vogla yjesh me masa afër Diellit.
Në rruzullin e zi, nën ndikimin e presionit të rrezatimit të emetuar nga yjet përreth, lënda është e ngjeshur dhe e ngjeshur. Një kompresim i tillë ndodh gjatë një periudhe kohore, në varësi të burimeve të rrezatimit që rrethojnë globulin dhe intensitetit të kësaj të fundit. Forcat gravitacionale që lindin nga përqendrimi i masës në qendër të rruzullit priren gjithashtu të ngjeshin globulin, duke bërë që materia të bjerë drejt qendrës së saj. Ndërsa bien, grimcat e materies fitojnë energji kinetike dhe ngrohin gazrat në renë e majtë.
Rënia e materies mund të zgjasë qindra vjet. Në fillim kjo ndodh ngadalë, pa nxitim, pasi forcat gravitacionale që tërheqin grimcat në qendër janë ende shumë të dobëta. Pas njëfarë kohe, kur globula bëhet më e vogël dhe fusha gravitacionale intensifikohet, rënia fillon të ndodhë më shpejt. Por rruzulli është i madh, të paktën një vit dritë në diametër. Kjo do të thotë se distanca nga kufiri i saj i jashtëm në qendër mund të kalojë 10 trilion kilometra. Nëse një grimcë nga buza e rruzullit fillon të bjerë drejt qendrës me një shpejtësi pak më të vogël se 2 km/s, atëherë ajo do të arrijë në qendër vetëm pas 200,000 vjetësh.
Jetëgjatësia e një ylli varet nga masa e tij. Yjet me një masë më të vogël se ajo e Diellit shpenzojnë rezervat e tyre të karburantit bërthamor në mënyrë shumë ekonomike dhe mund të shkëlqejnë për dhjetëra miliarda vjet. Shtresat e jashtme të yjeve si Dielli ynë, me masa jo më të mëdha se 1.2 masa diellore, gradualisht zgjerohen dhe, përfundimisht, largohen plotësisht nga bërthama e yllit. Në vend të gjigantit, mbetet një xhuxh i bardhë i vogël dhe i nxehtë.
Bota e trupave qiellorë
Njerëzit e kanë trajtuar diellin me dashuri dhe respekt të veçantë për një kohë të gjatë. Në fund të fundit, tashmë në kohët e lashta ata e kuptuan se pa diell as njeriu, as bisha, as bima nuk mund të jetonin.
Dielli është ylli më i afërt me tokën. Ashtu si yjet e tjerë, ky është një trup i madh qiellor i nxehtë që lëshon vazhdimisht dritë dhe nxehtësi.
Dielli është burimi i dritës dhe nxehtësisë për të gjithë jetën në Tokë.
Duke përdorur informacionin, shkruani numrat në tekst.
Diametri i Diellit është 109 herë diametri i Tokës. Masa e Diellit është 330 mijë herë më e madhe se masa e planetit tonë. Distanca nga Toka në Diell është 150 milion kilometra. Temperatura në sipërfaqen e Diellit arrin 6 mijë gradë, dhe në qendër të Diellit - 15 - 20 milion gradë.
Me sy të lirë, një person mund të shohë rreth 6 mijë yje në qiellin e natës. Shkencëtarët njohin shumë miliarda yje.
Yjet ndryshojnë në madhësi, ngjyrë dhe shkëlqim.
Yjet dallohen nga ngjyra në të bardhë, blu, të verdhë dhe të kuqe.
Dielli i përket yjeve të verdhë.
Yjet blu janë më të nxehtit, të ndjekur nga të bardhët, pastaj të verdhët dhe yjet e kuq më të ftohtët.
Yjet më të shndritshëm lëshojnë 100 mijë herë më shumë dritë se Dielli. Por ka edhe nga ato që shkëlqejnë një milion herë më dobët se Dielli.
Dielli dhe trupat qiellorë që lëvizin rreth tij përbëjnë sistemin diellor. Ndërtoni një model të sistemit diellor. Për ta bërë këtë, formoni modele planetësh nga plastelina dhe vendosni ato në sekuencën e duhur në një fletë kartoni. Etiketoni emrat e planetëve dhe ngjitini ato në modelin tuaj.
Bëni fjalëkryqin.
hap një fjalëkryq bosh >>
1. Planeti më i madh në sistemin diellor. Përgjigje: Jupiteri
2. Një planet që ka unaza që shihen qartë përmes teleskopit. Përgjigje: Saturni
3. Planeti më i afërt me Diellin. Përgjigje: Mërkuri
4. Planeti më i largët nga Dielli. Përgjigje: Neptuni
5. Planeti në të cilin jetojmë. Përgjigje: Toka
6. Një planet është një fqinj i Tokës, i vendosur më afër Diellit se Toka.
Përgjigje: Venusi
7. Një planet është një fqinj i Tokës, i vendosur më larg nga Dielli se Toka.
Përgjigje: Marsi
8. Planeti i vendosur midis Saturnit dhe Neptunit. Përgjigje: Urani
Duke përdorur burime të ndryshme informacioni, përgatitni një mesazh për një yll, yjësi ose planet për të cilin dëshironi të dini më shumë. Shkruani informacionin bazë për mesazhin tuaj. Marsi
- një nga pesë planetët në sistemin diellor që mund të shihet nga Toka me sy të lirë. Nga Toka duket si një pikë e vogël e kuqe, prandaj Marsi nganjëherë quhet Planeti i Kuq. Planeti mban emrin e perëndisë së lashtë romake të luftës dhe ka dy satelitë, Phobos dhe Deimos.
Kaluan shumë shekuj para se njerëzit të kuptonin se çfarë ishin yjet. Llojet e yjeve, karakteristikat e tyre, idetë për proceset kimike dhe fizike që ndodhin atje - kjo është një fushë e re e njohurive. Astrologët më të lashtë as që mund ta imagjinonin se një ndriçues i tillë në fakt nuk ishte aspak një dritë e vogël, por një top gazi i nxehtë me përmasa të paimagjinueshme, në të cilin ndodhin reaksionet e shkrirjes termonukleare. Ekziston një paradoks i çuditshëm në faktin se drita e zbehtë e yjeve është shkëlqimi verbues i një reaksioni bërthamor, dhe ngrohtësia komode e diellit është nxehtësia monstruoze e miliona Kelvinëve.
Të gjithë yjet që mund të shihen në qiell me sy të lirë ndodhen në galaktikën Rruga e Qumështit. Dielli është gjithashtu pjesë e këtij sistemi yjor, dhe ai ndodhet në periferi të tij. Është e pamundur të imagjinohet se si do të dukej qielli i natës nëse Dielli do të ishte në qendër të Rrugës së Qumështit. Në fund të fundit, numri i yjeve në këtë galaktikë është më shumë se 200 miliardë.
Pak për historinë e astronomisë
Astrologët më të lashtë mund të tregonin gjithashtu gjëra të pazakonta dhe magjepsëse për yjet në qiell. Sumerët identifikuan tashmë yjësitë individuale dhe rrethin zodiakal ata ishin të parët që llogaritën ndarjen e një këndi të plotë me 3600. Ata krijuan gjithashtu kalendarin hënor dhe mundën ta sinkronizonin atë me atë diellor. Egjiptianët besonin se Toka ishte në qendër të Universit, por ata gjithashtu e dinin se Mërkuri dhe Venusi rrotulloheshin rreth Diellit.
Në Kinë, astronomia si shkencë u studiua tashmë në fund të mijëvjeçarit të III para Krishtit. e., dhe observatorët e parë u shfaqën në shekullin e 12-të. para Krishtit e. Ata studiuan eklipset hënore dhe diellore, duke qenë në gjendje të kuptonin shkakun e tyre dhe madje të llogaritnin datat e parashikimit, duke vëzhguar shirat e meteoritëve dhe trajektoret e kometave.
Inkasit e lashtë i dinin ndryshimet midis yjeve dhe planetëve. Ka prova indirekte se ata njihnin satelitët galileas të Jupiterit dhe turbullimin vizuale të skicave të diskut të Venusit, për shkak të pranisë së një atmosfere në planet.
Grekët e lashtë ishin në gjendje të vërtetonin sfericitetin e Tokës dhe të parashtronin supozimin se sistemi ishte heliocentrik. Ata u përpoqën të llogaritnin diametrin e Diellit, megjithëse gabimisht. Por grekët ishin të parët që sugjeruan në parim se Dielli është më i madh se Toka më parë, të gjithë, duke u mbështetur në vëzhgimet vizuale, mendonin ndryshe. Hipparchus grek ishte i pari që krijoi një katalog të ndriçuesve dhe identifikoi lloje të ndryshme yjesh. Sistematizimi i yjeve në këtë vepër shkencore u bazua në intensitetin e shkëlqimit. Hipparchus identifikoi 6 klasa të shkëlqimit në total kishte 850 ndriçues në katalog.
Çfarë i kushtuan vëmendje astrologëve të lashtë?
Sistematizimi fillestar i yjeve u bazua në shkëlqimin e tyre. Në fund të fundit, ky kriter i veçantë është i vetmi lehtësisht i arritshëm për një astrolog të armatosur vetëm me një teleskop. Yjet më të shndritshëm ose ata me veti unike të dukshme morën edhe emrat e tyre, dhe secili komb ka të vetin. Kështu, Deneb, Rigel dhe Algol janë emra arabë, Sirius është latin, dhe Antares është grek. Ylli polar në çdo komb ka emrin e vet. Ky është ndoshta një nga yjet më të rëndësishëm në "kuptimin praktik". Koordinatat e tij në qiellin e natës janë të pandryshuara, pavarësisht nga rrotullimi i tokës. Nëse yjet e tjerë lëvizin nëpër qiell, duke shkuar nga lindja e diellit në perëndim të diellit, atëherë Ylli i Veriut nuk e ndryshon vendndodhjen e tij. Prandaj, ai u përdor posaçërisht nga marinarët dhe udhëtarët si një udhëzues i besueshëm. Nga rruga, në kundërshtim me besimin popullor, ky nuk është ylli më i ndritshëm në qiell. Ylli polar nuk dallohet nga jashtë në asnjë mënyrë - as në madhësi dhe as në intensitetin e shkëlqimit të tij. Mund ta gjeni vetëm nëse dini se ku të kërkoni. Ndodhet në fund të "dorezës së kovës" të Ursa Minor.
Në çfarë bazohet sistematizimi yjor?
Astrologët modernë, duke iu përgjigjur pyetjes se çfarë lloje yjesh ekzistojnë, nuk ka gjasa të përmendin shkëlqimin e shkëlqimit ose vendndodhjen në qiellin e natës. Ndoshta si një ekskursion historik ose në një leksion të destinuar për një audiencë krejtësisht larg astronomisë.
Sistematizimi modern i yjeve bazohet në analizën e tyre spektrale. Në këtë rast, zakonisht tregohet edhe masa, shkëlqimi dhe rrezja e trupit qiellor. Të gjithë këta tregues janë dhënë në lidhje me Diellin, domethënë karakteristikat e tij specifike merren si njësi matëse.
Sistematizimi i yjeve bazohet në një kriter të tillë si madhësia absolute e yjeve. Kjo është shkalla e dukshme e shkëlqimit të një trupi qiellor pa atmosferë, i vendosur në mënyrë konvencionale në një distancë prej 10 parsekësh nga pika e vëzhgimit.
Përveç kësaj, merren parasysh ndryshimet e shkëlqimit dhe madhësia e yllit. Llojet e yjeve aktualisht përcaktohen nga klasa e tyre spektrale dhe, më në detaje, nga nënklasa e tyre. Astrologët Russell dhe Hertzsprung analizuan në mënyrë të pavarur marrëdhënien midis shkëlqimit, madhësisë absolute, sipërfaqes së temperaturës dhe klasës spektrale të ndriçuesve. Ata hartuan një diagram me boshtet përkatëse të koordinatave dhe zbuluan se rezultati nuk ishte aspak kaotik. Ndriçuesit në tabelë u vendosën në grupe qartësisht të dallueshme. Diagrami lejon, duke ditur klasën spektrale të një ylli, të përcaktojë madhësinë e tij absolute me të paktën saktësi të përafërt.
Si lindin yjet
Ky diagram shërbeu si një konfirmim i qartë në favor të teorisë moderne të evolucionit të këtyre trupave qiellorë. Grafiku tregon qartë se klasa më e madhe janë ato që u përkasin të ashtuquajturave yje të sekuencës kryesore. Llojet e yjeve që i përkasin këtij segmenti janë në pikën më të zakonshme të zhvillimit në Univers në këtë moment. Kjo është faza e zhvillimit të një ylli në të cilin energjia e shpenzuar në rrezatim kompensohet nga ajo e marrë gjatë reaksionit termonuklear. Kohëzgjatja e qëndrimit në këtë fazë të zhvillimit përcaktohet nga masa e trupit qiellor dhe përqindja e elementeve më të rëndë se heliumi.
Teoria e pranuar përgjithësisht e evolucionit yjor në këtë kohë thotë se në fazën fillestare të zhvillimit ylli është një re gazi ciklopike e rrallë. Nën ndikimin e gravitetit të vet, ajo tkurret, duke u kthyer gradualisht në një top. Sa më i fortë të jetë ngjeshja, aq më mirë energjia gravitacionale shndërrohet në energji termike. Gazi nxehet, dhe kur temperatura arrin 15-20 milion K, një reaksion termonuklear fillon në yllin e porsalindur. Pas kësaj, procesi i ngjeshjes gravitacionale ndalon.
Periudha kryesore e jetës së një ylli
Në fillim, reagimet e ciklit të hidrogjenit mbizotërojnë në thellësitë e yllit të ri. Kjo është periudha më e gjatë e jetës së një ylli. Llojet e yjeve në këtë fazë të zhvillimit përfaqësohen në sekuencën kryesore më masive të diagramit të përshkruar më sipër. Me kalimin e kohës, hidrogjeni në thelbin e yllit përfundon, duke u shndërruar në helium. Pas kësaj, djegia termonukleare mund të ndodhë vetëm në periferi të bërthamës. Ylli bëhet më i ndritshëm, shtresat e tij të jashtme zgjerohen ndjeshëm dhe temperatura e tij bie. Trupi qiellor kthehet në një gjigant të kuq. Kjo periudhë e jetës së yllit është shumë më e shkurtër se ajo e mëparshme. Fati i saj i ardhshëm është eksploruar pak. Ka supozime të ndryshme, por ende nuk është marrë asnjë konfirmim i besueshëm. Teoria më e zakonshme thotë se kur ka shumë helium, bërthama yjore, e paaftë për të përballuar masën e vet, tkurret. Temperatura rritet derisa heliumi të hyjë në një reaksion termonuklear. Temperaturat monstruoze çojnë në një tjetër zgjerim dhe ylli kthehet në një gjigant të kuq. Fati i ardhshëm i yllit, sipas shkencëtarëve, varet nga masa e tij. Por teoritë në lidhje me këtë janë vetëm rezultat i simulimeve kompjuterike, të pa konfirmuara nga vëzhgimet.
Yjet ftohës
Me sa duket, gjigantët e kuq me masë të ulët do të tkurren, duke u kthyer në xhuxh dhe gradualisht do të ftohen. Yjet me masë mesatare mund të shndërrohen në mjegullnaja planetare, ndërsa në qendër të një formacioni të tillë, bërthama, pa mbulesa të jashtme, do të vazhdojë të ekzistojë, duke u ftohur gradualisht dhe duke u shndërruar në një liliput të bardhë borë. Nëse ylli qendror lëshon rrezatim të konsiderueshëm infra të kuq, krijohen kushte për aktivizimin e një maseri kozmik në mbështjellësin e gazit në zgjerim të mjegullnajës planetare.
Yjet masive, duke u ngjeshur, mund të arrijnë një nivel të tillë presioni që elektronet praktikisht të shtypen në bërthamat atomike, duke u kthyer në neutrone. Meqenëse nuk ka forca të sprapsjes elektrostatike midis këtyre grimcave, ylli mund të tkurret në një madhësi prej disa kilometrash. Për më tepër, dendësia e tij do të tejkalojë densitetin e ujit me 100 milion herë. Një yll i tillë quhet yll neutron dhe është, në fakt, një bërthamë e madhe atomike.
Yjet supermasive vazhdojnë të ekzistojnë, duke sintetizuar në mënyrë të njëpasnjëshme në procesin e reaksioneve termonukleare nga heliumi - karboni, pastaj oksigjeni, prej tij - silici dhe, së fundi, hekuri. Në këtë fazë të reaksionit termonuklear, ndodh një shpërthim supernova. Supernova, nga ana tjetër, mund të shndërrohen në yje neutron ose, nëse masa e tyre është mjaft e madhe, të vazhdojnë të ngjeshen në një kufi kritik dhe të formojnë vrima të zeza.
Dimensionet
Sistematizimi i yjeve sipas madhësisë mund të zbatohet në dy mënyra. Madhësia fizike e një ylli mund të përcaktohet nga rrezja e tij. Njësia matëse në këtë rast është rrezja e Diellit. Ka xhuxha, yje me përmasa mesatare, gjigantë dhe supergjigantë. Nga rruga, vetë Dielli është liliputian. Rrezja e yjeve neutron mund të arrijë vetëm disa km. Dhe supergjigandi do t'i përshtatet plotësisht orbitës së planetit Mars. Madhësia e një ylli mund t'i referohet gjithashtu masës së tij. Është e lidhur ngushtë me diametrin e yllit. Sa më i madh të jetë ylli, aq më i ulët është dendësia e tij dhe anasjelltas, sa më i vogël të jetë ylli, aq më i madh është dendësia. Ky kriter nuk ndryshon shumë. Ka shumë pak yje që mund të jenë 10 herë më të mëdhenj ose më të vegjël se Dielli. Shumica e ndriçuesve bien në intervalin nga 60 deri në 0,03 masa diellore. Dendësia e Diellit, e marrë si tregues fillestar, është 1,43 g/cm3. Dendësia e xhuxhëve të bardhë si bora arrin 1012 g/cm3, dhe dendësia e supergjigantëve të rrallë mund të jetë miliona herë më pak se Dielli.
Në sistematizimin standard të yjeve, skema e shpërndarjes në masë duket kështu. Ndriçuesit e vegjël përfshijnë ndriçues me masë nga 0,08 në 0,5 diellore. E moderuar - nga 0,5 në 8 masa diellore, dhe masive - nga 8 ose më shumë.
Sistematizimi i yjeve . Nga blu në të bardhë borë
Sistematizimi i yjeve sipas ngjyrës bazohet në fakt jo në shkëlqimin e dukshëm të trupit, por në karakteristikat spektrale. Spektri i emetimit të një objekti përcaktohet nga përbërja kimike e yllit, dhe temperatura e tij gjithashtu varet nga ai.
Më i zakonshmi është sistematizimi i Harvardit, i krijuar në fillim të shekullit të 20-të. Sipas standardeve të pranuara në atë kohë, sistemimi i yjeve sipas ngjyrës përfshin ndarjen në 7 lloje.
Kështu, yjet me temperaturën më të lartë, nga 30 në 60 mijë K, klasifikohen si ndriçues të klasës O. Ata kanë ngjyrë blu, masa e trupave të tillë qiellorë arrin 60 masa diellore (s.m.), dhe rrezja është 15 rreze diellore. s.m.). Linjat e hidrogjenit dhe heliumit në spektrin e tyre janë mjaft të dobëta. Shkëlqimi i objekteve të tilla qiellore mund të arrijë në 1 milion e 400 mijë ndriçime diellore (s.s.).
Yjet e klasës B përfshijnë ndriçues me temperatura nga 10 deri në 30 mijë K. Këto janë trupa qiellorë me ngjyrë të bardhë-blu, masa e tyre fillon nga 18 s. m., dhe rrezja është nga 7 s. m Shkëlqimi më i ulët i objekteve të kësaj klase është 20 mijë s. s., dhe linjat e hidrogjenit në spektër intensifikohen, duke arritur vlerat mesatare.
Yjet e klasës A kanë temperatura që variojnë nga 7,5 deri në 10 mijë K dhe kanë ngjyrë të bardhë borë. Masa minimale e trupave të tillë qiellorë fillon nga 3.1 s. m., dhe rrezja është nga 2.1 s. r. Shkëlqimi i objekteve varion nga 80 në 20 mijë s. Me. Linjat e hidrogjenit në spektrin e këtyre yjeve janë të forta dhe shfaqen linja metalike.
Objektet e klasës F janë në të vërtetë me ngjyrë të verdhë-bardhë, por duken të bardha borë. Temperatura e tyre varion nga 6 në 7,5 mijë K, masa varion nga 1,7 në 3,1 cm, rrezja - nga 1,3 në 2,1 s. r. Shkëlqimi i yjeve të tillë varion nga 6 në 80 s. Me. Linjat e hidrogjenit në spektër dobësohen, linjat e metaleve, përkundrazi, forcohen.
Kështu, të gjitha llojet e yjeve të bardhë si bora bien brenda klasave nga A në F. Më pas, sipas sistemimit, janë ndriçues të verdhë dhe portokalli.
Yje të verdhë, portokalli dhe të kuqe
Llojet e yjeve variojnë në ngjyrë nga blu në të kuqe ndërsa temperatura bie dhe madhësia dhe shkëlqimi i objektit zvogëlohen.
Yjet e klasës G, që përfshijnë Diellin, arrijnë temperaturat nga 5 deri në 6 mijë K dhe kanë ngjyrë të verdhë. Masa e objekteve të tilla është nga 1.1 në 1.7 s. m., rrezja - nga 1.1 në 1.3 s. r. Shkëlqimi - nga 1.2 në 6 s. Me. Linjat spektrale të heliumit dhe metaleve janë intensive, linjat e hidrogjenit po bëhen më të dobëta.
Ndriçuesit që i përkasin klasës K kanë një temperaturë prej 3,5 deri në 5 mijë K. Ata duken të verdhë-portokalli, por ngjyra e vërtetë e këtyre yjeve është portokallia. Rrezja e këtyre objekteve është në intervalin nga 0,9 në 1,1 s. r., pesha - nga 0.8 në 1.1 s. m Ndriçimi varion nga 0,4 në 1,2 s. Me. Linjat e hidrogjenit janë pothuajse të padukshme, linjat metalike janë shumë të forta.
Yjet më të ftohtë dhe më të vegjël janë të klasës M. Temperatura e tyre është vetëm 2,5 - 3,5 mijë K dhe ato duken të kuqe, megjithëse në fakt këto objekte janë portokalli-të kuqe. Masa e yjeve është në intervalin nga 0,3 deri në 0,8 s. m., rrezja - nga 0.4 në 0.9 s. r. Shkëlqimi është vetëm 0,04 - 0,4 s. Me. Këta janë yje që vdesin. Të vetmet më të ftohta janë xhupat kafe të zbuluara së fundmi. Për ta u nda një klasë e veçantë M-T.
Ngjyra e një ylli varet nga temperatura në sipërfaqen e tij. Temperatura e sipërfaqes së Diellit tonë i kalon 6000 gradë Kelvin. Edhe pse duket e verdhë nga Toka, nga hapësira drita e diellit duket verbuese e bardhë. Ky shkëlqim diellor i bardhë i ndritshëm është formuar pikërisht për shkak të temperaturave kaq të larta. Nëse Dielli do të ishte më i ftohtë, atëherë drita e tij do të merrte një nuancë më të errët, më afër të kuqes, dhe nëse ky yll do të ishte më i nxehtë, do të ishte blu.
Sekreti i ngjyrave të ndryshme të yjeve u bë një mjet i rëndësishëm për astronomët - ngjyra e yjeve i ndihmoi ata të zbulonin temperaturën e sipërfaqes së yjeve. Ai bazohet në një fenomen natyror të jashtëzakonshëm - marrëdhënien midis energjisë së një substance dhe ngjyrës së dritës që lëshon.
Ju ndoshta keni bërë tashmë vëzhgime mbi këtë temë vetë. Filamenti i llambave me fuqi të ulët 30 vat shkëlqen portokalli - dhe kur voltazhi i rrjetit bie, filamenti mezi shkëlqen në të kuqe. Llambat më të forta shkëlqejnë në të verdhë apo edhe të bardhë. Dhe elektroda e saldimit dhe llamba e kuarcit shkëlqejnë blu gjatë funksionimit. Megjithatë, nuk duhet t'i shikoni kurrë - energjia e tyre është aq e madhe sa mund të dëmtojë lehtësisht retinën.
Prandaj, sa më i nxehtë të jetë objekti, aq më afër ngjyrës së tij të shkëlqimit është bluja - dhe sa më e ftohtë të jetë, aq më afër të kuqes së errët. Yjet nuk bëjnë përjashtim: i njëjti parim vlen për ta. Efekti i përbërjes së një ylli në ngjyrën e tij është shumë i vogël - temperatura mund të fshehë elementë individualë, duke i jonizuar ato.
Por është analiza e spektrit të ngjyrave të rrezatimit të yllit që ndihmon për të përcaktuar përbërjen e tij. Atomet e secilës substancë kanë kapacitetin e tyre unik mbajtës. Valët e dritës të disa ngjyrave kalojnë nëpër to të papenguara, ndërsa të tjerat ndalen - në fakt, shkencëtarët përdorin rrezet e bllokuara të dritës për të përcaktuar elementët kimikë.
Mekanizmi i "ngjyrosjes" së yjeve
Cila është baza fizike e këtij fenomeni? Temperatura karakterizohet nga shpejtësia e lëvizjes së molekulave të një lënde trupore - sa më e lartë të jetë, aq më shpejt lëvizin ato. Kjo ndikon në gjatësinë e valës së dritës që udhëton nëpër substancë. Një mjedis i nxehtë shkurton valët, dhe një mjedis i ftohtë, përkundrazi, i zgjat ato. Dhe ngjyra e dukshme e një rreze drite përcaktohet saktësisht nga gjatësia e valës së dritës: valët e shkurtra janë përgjegjëse për nuancat blu, dhe valët e gjata janë përgjegjëse për nuancat e kuqe. Ngjyra e bardhë fitohet si rezultat i mbivendosjes së rrezeve të ndryshme spektrale.
Ngjyra e një ylli luan një rol në disa sisteme të renditjes së yjeve. Në vetvete, ai është kriteri kryesor për përcaktimin e klasës spektrale të një ylli. Meqenëse ngjyra lidhet me temperaturën, ajo vizatohet përgjatë një prej boshteve të diagramit Hertzsprung-Russell. Grafiku mund të përdoret gjithashtu për të përcaktuar shkëlqimin, masën dhe moshën e një ylli, duke e bërë atë një burim të vlefshëm dhe vizual informacioni rreth yjeve.
Klasat e yjeve
Ka shtatë klasa yjesh në Galaxy:
- Yjet e klasës "O"., me ngjyrë blu, kishte temperaturën më të lartë. Ata kishin jetëgjatësinë më të shkurtër, më pak se 1 milion vjet. Në galaktikë kishte afërsisht 100 milionë yje të klasës O, rreth të cilave planetët ishin të përshtatshëm për jetë. Shembull: Garnib.
- Yjet e klasës "B". me ngjyrë të bardhë dhe blu, ishin gjithashtu shumë të nxehta. Jetëgjatësia mesatare e tyre ishte afërsisht 10 milionë vjet. Kishte gjithashtu afërsisht 100 milionë yje të klasës B në Galaktikë, rreth të cilëve planetët ishin të përshtatshëm për jetë. Shembull: Kessa.
- Yjet e klasës "A"., të bardha, ishin mjaft të nxehta. Ata kishin një jetëgjatësi prej 400 milionë deri në 2 miliardë vjet. Kishte gjithashtu afërsisht 100 milionë yje të klasës A në Galaxy, rreth të cilëve planetët ishin të përshtatshëm për jetë. Shembull: Cola.
- Yjet e klasës "F"., me ngjyrë të verdhë-bardhë, kishte një temperaturë mesatare. Jetëgjatësia mesatare e tyre ishte afërsisht 4 miliardë vjet. Kishte gjithashtu afërsisht 100 milionë yje të klasës F në Galaxy, rreth të cilëve planetët ishin të përshtatshëm për jetë. Shembull: Ropagi.
- Yjet e klasit "G"., me ngjyrë të verdhë, gjithashtu kishte një temperaturë mesatare. Jetëgjatësia mesatare e tyre ishte afërsisht 10 miliardë vjet. Në galaktikë kishte afërsisht 2 miliardë yje të klasës G, rreth të cilave planetët ishin të përshtatshëm për jetë. Shembull: Corell.
- Yjet e klasit K, me ngjyrë portokalli, kishte një temperaturë mjaft të ulët për yjet. Jetëgjatësia mesatare e tyre ishte afërsisht 60 miliardë vjet. Në galaktikë kishte afërsisht 3.75 miliardë yje të klasit K, rreth të cilëve planetët ishin të përshtatshëm për jetë. Shembull: Yavin.
- Yjet e klasit "M"., me ngjyrë të kuqe, ishin të ftohtë në krahasim me yjet e tjerë. Yjet e klasit M quheshin gjithashtu xhuxhë të kuq. Jetëgjatësia mesatare e tyre ishte afërsisht 100 trilion vjet. Në Galaxy kishte rreth 700 milionë yje të klasit M, rreth të cilëve planetët ishin të përshtatshëm për jetë. Shembull: Daulle.
Madhësia e yllit varej gjithashtu nga klasa e tij. Më të mëdhenjtë ishin yjet blu, të nxehtë të klasës "O". Sa më e ulët të jetë temperatura e yllit, aq më i vogël ishte vetë ylli. Prandaj, yjet më të vegjël ishin yjet e klasës së kuqe "M". Për më tepër, afërsisht 10 për qind e të gjithë yjeve në Galaxy nuk ranë në këtë gradim dhe 500 milionë prej tyre u orbituan nga planetë të përshtatshëm për jetë.
Supergjiganti blu
Supergjigantët blu janë disa nga yjet më masivë dhe më të shndritshëm. Ata janë më të mëdhenj se gjigantët, por më të vegjël se hipergjigantët. Masa tipike e supergjigantëve blu është 15-50 masa diellore. Në astronomi, ata shpesh quhen supergjigantë të tipit OB. Ata kanë klasën e ndriçimit I dhe klasën spektrale B9 dhe më të lartë. Ato gjenden në pjesën e sipërme të majtë të diagramit Hertzsprung-Russell në të djathtë të sekuencës kryesore. Temperaturat sipërfaqësore - 10,000-50,000 K, shkëlqimi, 10,000-1,000,000 ndriçim diellor. Jetëgjatësia tipike e yjeve të këtij lloji është 5-10 milionë vjet.
Karakteristikat
Për shkak të masave të tyre të mëdha, supergjigantët blu kanë jetëgjatësi mjaft të shkurtër dhe vërehen vetëm në strukturat e reja kozmike si grupimet e hapura, krahët e galaktikave spirale dhe galaktikat e parregullta. Ato pothuajse nuk janë vërejtur kurrë në qendrat e galaktikave spirale, galaktikave eliptike dhe grupimeve rruzullore, të cilat përbëhen kryesisht nga objekte të vjetra.
Pavarësisht nga rrallësia dhe jetëgjatësia e tyre e shkurtër, për shkak të shkëlqimit të tyre, shumë supergjigantë blu mund të shihen në qiell. Një nga supergjigantët më të famshëm është Rigel, ylli më i ndritshëm në yjësinë Orion - masa e tij është pothuajse 20 herë më e madhe se masa e Diellit, dhe shkëlqimi i tij është pothuajse 120,000 herë më i madh se ai i Diellit.
Supergjigantët blu karakterizohen nga erëra të forta yjore dhe, si rregull, ata kanë linja emetimi në spektrin e tyre.
Era yjore nga supergjigantët blu është e shpejtë, por e hollë, në kontrast me erën e supergjigantëve të kuq, e cila është e ngadaltë, por e dendur. Ndërsa një supergjigant i kuq kalon në një supergjigant blu, era më e shpejtë "kapërcen" atë të ngadaltë të emetuar më parë dhe përplaset me të, duke bërë që materiali i hedhur të kompaktohet në një guaskë të hollë. Procesi i kundërt është gjithashtu i mundur - shndërrimi i një supergjiganti blu në një të kuq. Në disa raste, mund të shihen disa guaska të hollë koncentrike të formuara nga episodet e njëpasnjëshme të humbjes së masës për shkak të disa cikleve të kuqe.<->supergjiganti blu."
Evolucioni
Ndërsa karburanti i hidrogjenit mbaron, ylli ftohet dhe zgjerohet, duke kaluar nëpër klasat spektrale O, B, A, F, G, K dhe M, duke u bërë një supergjigant i bardhë, i verdhë, portokalli dhe më në fund një supergjigant i kuq. Pasi të mbarojë hidrogjeni në bërthamë, heliumi do të hyjë në një reaksion termonuklear, pastaj karboni, oksigjeni dhe silikoni. Nukleosinteza mund të kryhet deri në formimin e izotopit më të qëndrueshëm të hekurit-56 (të gjithë izotopet e mëposhtëm mund të zvogëlojnë energjinë e lidhjes për nukleon nga kalbja, dhe të gjithë elementët e mëparshëm, në parim, mund të zvogëlojnë energjinë e lidhjes për nukleon për shkak të te shkrirja). Bërthama e hekurit që rezulton shembet në një yll neutron, një objekt me madhësinë e një qyteti të madh, por me një masë prej 1.4-3 masa diellore, dhe shtresat e jashtme të yllit shpërthejnë si një supernova. Në rastin e supergjigantëve blu veçanërisht masivë (me një masë fillestare prej 25-40 diellore), bërthama mund të mos ndalet në formimin e një ylli neutron, por shembet më tej, duke u kthyer në një vrimë të zezë. Supergjigantët edhe më masivë nuk mund të zgjerohen në fazën e kuqe, por i japin fund jetës së tyre me një shpërthim hipernova (ose pa të) me formimin e një vrime të zezë.
Ndërkonvertimi i supergjigantëve
Supergjigantët blu janë yje masivë që janë në një fazë të caktuar të procesit të "vdekjes". Në këtë fazë, intensiteti i reaksioneve termonukleare që ndodhin në bërthamën e yllit zvogëlohet, gjë që çon në ngjeshjen e yllit. Si rezultat i një rënie të konsiderueshme të sipërfaqes, densiteti i energjisë së emetuar rritet, dhe kjo, nga ana tjetër, sjell ngrohjen e sipërfaqes. Ky lloj kompresimi i një ylli masiv çon në shndërrimin e një supergjigandi të kuq në një blu. Procesi i kundërt është gjithashtu i mundur - shndërrimi i një supergjiganti blu në një të kuq.
Ndërsa era yjore nga një supergjigant i kuq është e dendur dhe e ngadaltë, era nga një supergjigant blu është e shpejtë, por e hollë. Nëse tkurrja bën që një supergjigant i kuq të kthehet në blu, era më e shpejtë përplaset me erën më të ngadaltë të lëshuar më parë dhe bën që materiali i hedhur të kompaktohet në një guaskë të hollë. Pothuajse të gjithë supergjigantët blu të vëzhguar kanë një zarf të ngjashëm, duke konfirmuar se ata ishin të gjithë më parë supergjigantë të kuq.
Ndërsa një yll evoluon, ai mund të kalojë disa herë nga një supergjigant i kuq (erë e ngadaltë, e dendur) në një supergjigant blu (erë e shpejtë, e hollë) dhe anasjelltas, e cila krijon guaska të dobëta koncentrike rreth yllit. Në fazën e ndërmjetme, ylli mund të jetë i verdhë ose i bardhë, siç është Ylli i Veriut. Në mënyrë tipike, një yll masiv e përfundon jetën e tij në një shpërthim supernova, por një numër shumë i vogël yjesh, masa e të cilëve varion nga tetë deri në dymbëdhjetë masa diellore, nuk shpërthejnë, por vazhdojnë të evoluojnë dhe përfundimisht kthehen në xhuxhë të bardhë oksigjen-neoni. Nuk është ende e qartë saktësisht se si dhe pse këta xhuxhë të bardhë janë formuar nga yjet, të cilët teorikisht duhet t'i japin fund evolucionit të tyre me një shpërthim të vogël supernova. Të dy supergjigantët blu dhe të kuq mund të evoluojnë në një supernova.
Për shkak se yjet masive kalojnë pjesën më të madhe të kohës së tyre në gjendjen e supergjigantit të kuq, ne shohim më shumë supergjigantë të kuq sesa supergjigantë blu, dhe shumica e supernovave vijnë nga supergjigantët e kuq. Astrofizikanët më parë madje supozonin se të gjitha supernova e kishin origjinën nga supergjigantët e kuq, por supernova SN 1987A u formua nga një supergjigant blu dhe, kështu, ky supozim doli të ishte i pasaktë. Kjo ngjarje çoi gjithashtu në një rishikim të disa dispozitave të teorisë së evolucionit yjor.
Shembuj të supergjigantëve blu
Rigel
Shembulli më i famshëm është Rigel (beta Orionis), ylli më i ndritshëm në yjësinë e Orionit, me një masë afërsisht 20 herë më të madhe se masa e Diellit dhe shkëlqimin e tij afërsisht 130,000 herë më shumë se Dielli, duke e bërë atë një nga yjet më të fuqishëm në Galaxy (në çdo rast, më i fuqishmi nga yjet më të ndritshëm në qiell, pasi Rigel është ylli më i afërt me një shkëlqim kaq të madh). Egjiptianët e lashtë e lidhën Rigelin me Sakhun, mbretin e yjeve dhe mbrojtësin e të vdekurve, dhe më vonë me Osirisin.
Gamma Parusov
Gamma Vela është një yll i shumëfishtë, më i ndritshmi në konstelacionin Vela. Ka një magnitudë të dukshme prej +1.7 m. Distanca nga yjet e sistemit llogaritet në 800 vjet dritë. Gamma Parus (Regor) është një supergjigant masiv blu. Ka një masë 30 herë më të madhe se masa e Diellit. Diametri i tij është 8 herë më i madh se ai i diellit. Shkëlqimi i Regor është 10,600 shkëlqim diellor. Spektri i pazakontë i yllit, ku në vend të linjave të errëta të absorbimit ka linja të ndritshme emetimi, i dha emrin yllit si "Perla spektrale e qiellit jugor"
Gjirafa Alfa
Distanca nga ylli është afërsisht 7 mijë vjet dritë, dhe megjithatë ylli është i dukshëm me sy të lirë. Është ylli i tretë më i ndritshëm në yjësinë e gjirafës, me gjirafën Beta dhe gjirafën CS që zënë respektivisht vendin e parë dhe të dytë.
Zeta Orionis
Zeta Orionis (i quajtur Alnitak) është një yll në yjësinë e Orionit, i cili është ylli më i ndritshëm i klasës O me një madhësi vizuale +1,72 (maksimumi +1,72 dhe minimumi +1,79), asterizmi yjor i majtë dhe më i afërt "Rripi i Orionit". Distanca nga ylli është rreth 800 vjet dritë, shkëlqimi i tij është afërsisht 35,000 diellore.
Tau Canis Majoris
Yll spektral i dyfishtë në yjësinë Canis Major. Është ylli më i ndritshëm në grupin e hapur yjor NGC 2362, i vendosur në një distancë prej 3200 dritë. vite nga Toka. Tau Canis Majoris është një supergjigant blu i klasës spektrale O me një madhësi të dukshme prej +4,37 m. Sistemi yjor Tau Canis Majoris përbëhet nga të paktën pesë komponentë. Në një përafrim të parë, Tau Canis Majoris është një yll i trefishtë në të cilin dy yje kanë madhësi të dukshme +4,4m dhe +5,3m dhe janë të ndarë me 0,15 sekonda harkore, dhe ylli i tretë ka një madhësi të dukshme prej +10m dhe janë të ndarë prej tyre. me 8 sekonda harkore, duke rrotulluar me një periudhë prej 155 ditësh rreth çiftit të brendshëm.
Yjet që vëzhgojmë ndryshojnë si në ngjyrë ashtu edhe në shkëlqim. Shkëlqimi i një ylli varet nga masa dhe largësia e tij. Dhe ngjyra e shkëlqimit varet nga temperatura në sipërfaqen e saj. Yjet më të lezetshëm janë të kuq. Dhe ato më të nxehtat kanë një nuancë kaltërosh. Yjet e bardhë dhe blu janë më të nxehtët, temperatura e tyre është më e lartë se temperatura e Diellit. Ylli ynë, Dielli, i përket klasës së yjeve të verdhë.
Sa yje ka në qiell?
Është pothuajse e pamundur të llogaritet qoftë edhe afërsisht numri i yjeve në pjesën e Universit të njohur për ne. Shkencëtarët mund të thonë vetëm se mund të ketë rreth 150 miliardë yje në galaktikën tonë, e cila quhet Rruga e Qumështit. Por ka galaktika të tjera! Por njerëzit e dinë shumë më saktë numrin e yjeve që mund të shihen nga sipërfaqja e Tokës me sy të lirë. Janë rreth 4.5 mijë yje të tillë.
Si lindin yjet?
Nëse yjet ndriçojnë, a do të thotë kjo që dikush ka nevojë për të? Në hapësirën e pafund ka gjithmonë molekula të substancës më të thjeshtë në Univers - hidrogjenit. Diku ka më pak hidrogjen, diku më shumë. Nën ndikimin e forcave të ndërsjella tërheqëse, molekulat e hidrogjenit tërhiqen nga njëra-tjetra. Këto procese tërheqëse mund të zgjasin për një kohë shumë të gjatë - miliona dhe madje miliarda vjet. Por herët a vonë, molekulat e hidrogjenit tërhiqen aq afër njëra-tjetrës sa formohet një re gazi. Me tërheqje të mëtejshme, temperatura në qendër të një reje të tillë fillon të rritet. Do të kalojnë miliona vite të tjera dhe temperatura në renë e gazit mund të rritet aq shumë sa të fillojë një reaksion i shkrirjes termonukleare - hidrogjeni do të fillojë të shndërrohet në helium dhe një yll i ri do të shfaqet në qiell. Çdo yll është një top i nxehtë gazi.
Jetëgjatësia e yjeve ndryshon ndjeshëm. Shkencëtarët kanë zbuluar se sa më e madhe të jetë masa e një ylli të porsalindur, aq më e shkurtër është jetëgjatësia e tij. Jetëgjatësia e një ylli mund të variojë nga qindra miliona vjet në miliarda vjet.
Viti i dritës
Një vit drite është distanca e mbuluar në një vit nga një rreze drite që udhëton me një shpejtësi prej 300 mijë kilometra në sekondë. Dhe ka 31,536,000 sekonda në një vit! Pra, nga ylli më i afërt me ne, i quajtur Proxima Centauri, një rreze drite udhëton për më shumë se katër vjet (4,22 vite dritë)! Ky yll është 270 mijë herë më larg nga ne se Dielli. Dhe pjesa tjetër e yjeve janë shumë më larg - dhjetëra, qindra, mijëra dhe madje miliona vite dritë nga ne. Kjo është arsyeja pse yjet na duken kaq të vegjël. Dhe madje edhe në teleskopin më të fuqishëm, ndryshe nga planetët, ato janë gjithmonë të dukshme si pika.
Çfarë është një "plejadë"?
Që nga kohërat e lashta, njerëzit kanë parë yjet dhe kanë parë figura të çuditshme që formojnë grupe yjesh të shndritshëm, imazhe kafshësh dhe heronj mitikë. Shifra të tilla në qiell filluan të quheshin yjësi. Dhe, megjithëse në qiell, yjet e përfshirë nga njerëzit në këtë apo atë plejadë janë vizualisht afër njëri-tjetrit, në hapësirën e jashtme këta yje mund të vendosen në një distancë të konsiderueshme nga njëri-tjetri. Konstelacionet më të famshme janë Arusha e Madhe dhe Ursa e Vogël. Fakti është se yjësia Arusha e Vogël përfshin Yllin Polar, i cili drejtohet nga poli verior i planetit tonë Tokë. Dhe duke ditur se si të gjejë Yllin e Veriut në qiell, çdo udhëtar dhe navigator do të jetë në gjendje të përcaktojë se ku është veriu dhe të lundrojë në zonë.
Supernova
Disa yje, në fund të jetës së tyre, befas fillojnë të shkëlqejnë mijëra e miliona herë më të shndritshëm se zakonisht, dhe nxjerrin masa të mëdha të materies në hapësirën përreth. Zakonisht thuhet se ndodh një shpërthim supernova. Shkëlqimi i supernovës gradualisht zbehet dhe përfundimisht vetëm një re e shndritshme mbetet në vendin e një ylli të tillë. Një shpërthim i ngjashëm supernova u vëzhgua nga astronomët e lashtë në Lindjen e Afërt dhe të Largët më 4 korrik 1054. Prishja e kësaj supernova zgjati 21 muaj. Tani në vendin e këtij ylli është Mjegullnaja e Gaforres, e njohur për shumë adhurues të astronomisë.
Për të përmbledhur këtë pjesë, vërejmë se
V. Llojet e yjeve
Klasifikimi bazë spektral i yjeve:
Xhuxhët kafe
Xhuxhët kafe janë një lloj ylli në të cilin reaksionet bërthamore nuk mund të kompensojnë kurrë energjinë e humbur nga rrezatimi. Për një kohë të gjatë, xhuxhët kafe ishin objekte hipotetike. Ekzistenca e tyre u parashikua në mesin e shekullit të 20-të, bazuar në idetë për proceset që ndodhin gjatë formimit të yjeve. Megjithatë, në vitin 2004, një xhuxh kafe u zbulua për herë të parë. Deri më sot, janë zbuluar mjaft yje të këtij lloji. Klasa e tyre spektrale është M - T. Në teori dallohet një klasë tjetër - e caktuar Y.
Xhuxhët e bardhë
Menjëherë pas ndezjes së heliumit, karboni dhe oksigjeni "ndizen"; secila prej këtyre ngjarjeve shkakton një ristrukturim të fortë të yllit dhe lëvizjen e tij të shpejtë përgjatë diagramit Hertzsprung-Russell. Madhësia e atmosferës së yllit rritet edhe më shumë, dhe ai fillon të humbasë intensivisht gazin në formën e rrymave shpërndarëse të erës yjore. Fati i pjesës qendrore të yllit varet tërësisht nga masa e tij fillestare: thelbi i yllit mund të përfundojë evolucionin e tij si një xhuxh i bardhë (yje me masë të ulët), nëse masa e tij në fazat e mëvonshme të evolucionit tejkalon kufirin Chandrasekhar - si një yll neutron (pulsar), nëse masa e kalon kufirin Oppenheimer-Volkov është si një vrimë e zezë. Në dy rastet e fundit, përfundimi i evolucionit të yjeve shoqërohet me ngjarje katastrofike - shpërthime supernova.
Shumica dërrmuese e yjeve, përfshirë Diellin, i japin fund evolucionit të tyre duke u tkurrur derisa presioni i elektroneve të degjeneruara të balancojë gravitetin. Në këtë gjendje, kur madhësia e yllit zvogëlohet me njëqind herë, dhe dendësia bëhet një milion herë më e lartë se dendësia e ujit, ylli quhet xhuxh i bardhë. Ai është i privuar nga burimet e energjisë dhe, duke u ftohur gradualisht, bëhet i errët dhe i padukshëm.
Gjigantët e kuq
Gjigantët e kuq dhe supergjigantët janë yje me një temperaturë efektive mjaft të ulët (3000 - 5000 K), por me shkëlqim të madh. Madhësia tipike absolute e objekteve të tilla është 3m-0m (klasa e ndriçimit I dhe III). Spektri i tyre karakterizohet nga prania e brezave të përthithjes molekulare dhe emetimi maksimal ndodh në rrezen infra të kuqe.
Yje të ndryshueshëm
Një yll i ndryshueshëm është një yll, shkëlqimi i të cilit ka ndryshuar të paktën një herë në të gjithë historinë e tij të vëzhgimit. Ka shumë arsye për ndryshueshmëri dhe ato mund të lidhen jo vetëm me proceset e brendshme: nëse ylli është i dyfishtë dhe vija e shikimit shtrihet ose është në një kënd të lehtë me fushën e shikimit, atëherë një yll kalon nëpër diskun e ylli, do ta eklipsojë atë, dhe shkëlqimi mund të ndryshojë gjithashtu nëse drita nga ylli do të kalojë nëpër një fushë të fortë gravitacionale. Megjithatë, në shumicën e rasteve, ndryshueshmëria shoqërohet me procese të brendshme të paqëndrueshme. Versioni i fundit i katalogut të përgjithshëm të yjeve të ndryshueshëm miraton ndarjen e mëposhtme:
Yje të ndryshueshme shpërthyese- këto janë yje që ndryshojnë shkëlqimin e tyre për shkak të proceseve të dhunshme dhe ndezjeve në kromosferat dhe koronat e tyre. Ndryshimet në shkëlqim zakonisht ndodhin për shkak të ndryshimeve në mbështjellës ose humbjes së masës në formën e erës yjore me intensitet të ndryshueshëm dhe/ose ndërveprimit me mjedisin ndëryjor.
Yje të ndryshueshme pulsuese janë yje që shfaqin zgjerim dhe tkurrje periodike të shtresave të tyre sipërfaqësore. Pulsimet mund të jenë radiale ose jo radiale. Pulsimet radiale të një ylli e lënë formën e tij sferike, ndërsa pulsimet jo radiale bëjnë që forma e yllit të devijojë nga sferike, dhe zonat fqinje të yllit mund të jenë në faza të kundërta.
Yjet e ndryshueshme rrotulluese- këto janë yje shpërndarja e shkëlqimit të të cilëve mbi sipërfaqe është jo uniforme dhe/ose kanë një formë jo elipsoidale, si rezultat i së cilës, kur yjet rrotullohen, vëzhguesi regjistron ndryshueshmërinë e tyre. Inhomogjenitetet në shkëlqimin e sipërfaqes mund të shkaktohen nga njolla ose temperatura ose parregullsi kimike të shkaktuara nga fusha magnetike, boshtet e të cilave nuk janë në linjë me boshtin e rrotullimit të yllit.
Yje të ndryshueshëm kataklizmik (shpërthyes dhe si nova).. Ndryshueshmëria e këtyre yjeve shkaktohet nga shpërthimet, të cilat shkaktohen nga proceset shpërthyese në shtresat e tyre sipërfaqësore (novae) ose thellë në thellësi të tyre (supernovae).
Eklipsimi i sistemeve binare.
Sisteme binare optike të ndryshueshme me emetim të fortë të rrezeve X
Llojet e reja të variablave- llojet e ndryshueshmërisë të zbuluara gjatë publikimit të katalogut dhe për këtë arsye nuk përfshihen në klasat e publikuara tashmë.
E re
Një nova është një lloj ndryshoreje kataklizmike. Shkëlqimi i tyre nuk ndryshon aq ashpër sa ai i supernovës (megjithëse amplituda mund të jetë 9 m): disa ditë para maksimumit, ylli është vetëm 2 m më i zbehtë. Numri i ditëve të tilla përcakton se cilës klasë të novaeve i përket ylli:
Shumë shpejt nëse kjo kohë (e shënuar si t2) është më pak se 10 ditë.
Shpejtë - 11
Ekziston një varësi e shkëlqimit maksimal të nova nga t2. Ndonjëherë kjo varësi përdoret për të përcaktuar distancën nga një yll. Maksimumi i ndezjes sillet ndryshe në intervale të ndryshme: kur në diapazonin e dukshëm tashmë ka një rënie të rrezatimit, në ultravjollcë ai ende po rritet. Nëse vërehet një blic në rrezen infra të kuqe, atëherë maksimumi do të arrihet vetëm pasi verbimi në rrezet ultravjollcë të ulet. Kështu, shkëlqimi bolometrik gjatë një shpërthimi mbetet i pandryshuar për një kohë mjaft të gjatë.
Në Galaxy tonë, mund të dallohen dy grupe novae: disqe të rinj (mesatarisht, ato janë më të ndritshme dhe më të shpejta), dhe fryrje të reja, të cilat janë pak më të ngadalta dhe, në përputhje me rrethanat, pak më të zbehta.
Supernova
Supernova janë yje që përfundojnë evolucionin e tyre në një proces shpërthyes katastrofik. Termi "supernova" u përdor për të përshkruar yjet që u ndezën shumë (sipas rendit të madhësisë) më fuqishëm se të ashtuquajturat "nova". Në fakt, as njëri dhe as tjetri nuk janë fizikisht të rinj yjet ekzistues. Por në disa raste historike, ato yje u ndezën që më parë ishin praktikisht ose plotësisht të padukshëm në qiell, gjë që krijonte efektin e shfaqjes së një ylli të ri. Lloji i supernovës përcaktohet nga prania e linjave të hidrogjenit në spektrin e ndezjes. Nëse është atje, atëherë është një supernova e tipit II, nëse jo, atëherë është një supernova e tipit I.
Hipernova
Hypernova - kolapsi i një ylli jashtëzakonisht të rëndë pasi nuk ka mbetur më burime në të për të mbështetur reaksionet termonukleare; me fjalë të tjera, është një supernova shumë e madhe. Që nga fillimi i viteve 1990, shpërthimet yjore janë vërejtur aq të fuqishme saqë forca e shpërthimit tejkaloi fuqinë e një supernova të zakonshme me rreth 100 herë, dhe energjia e shpërthimit tejkaloi 1046 xhaule. Përveç kësaj, shumë nga këto shpërthime u shoqëruan me shpërthime shumë të forta të rrezeve gama. Studimi intensiv i qiellit ka gjetur disa argumente në favor të ekzistencës së hipernovave, por tani për tani hipernova janë objekte hipotetike. Sot termi përdoret për të përshkruar shpërthimet e yjeve me masa që variojnë nga 100 në 150 ose më shumë masa diellore. Hipernova teorikisht mund të përbëjë një kërcënim serioz për Tokën për shkak të një shpërthimi të fortë radioaktiv, por aktualisht nuk ka yje pranë Tokës që mund të paraqesin një rrezik të tillë. Sipas disa të dhënave, 440 milionë vjet më parë ka ndodhur një shpërthim hipernova pranë Tokës. Ka të ngjarë që izotopi jetëshkurtër i nikelit 56Ni të ketë rënë në Tokë si rezultat i këtij shpërthimi.
Yjet neutron
Në yjet më masivë se Dielli, presioni i elektroneve të degjeneruara nuk mund të përmbajë ngjeshjen e bërthamës dhe vazhdon derisa shumica e grimcave të kthehen në neutrone, të paketuara aq fort sa madhësia e yllit matet në kilometra dhe dendësia e tij. është 280 trilionë. herë sa dendësia e ujit. Një objekt i tillë quhet yll neutron; ekuilibri i tij mbahet nga presioni i lëndës së degjeneruar neutron.