Kui vaatate tähelepanelikult öist taevast, on lihtne märgata, et meile vastu vaatavad tähed erinevad värvi poolest. Sinakad, valged, punased, säravad ühtlaselt või värelevad nagu jõulupuu vanik. Teleskoobis muutuvad värvierinevused selgemaks. Selle mitmekesisuse põhjuseks on fotosfääri temperatuur. Ja vastupidiselt loogilisele eeldusele pole kuumimad mitte punased, vaid sinised, valge-sinised ja valged tähed. Aga kõigepe alt asjad kõigepe alt.
Spektraalne klassifikatsioon
Tähed on tohutult kuumad gaasipallid. See, kuidas me neid Ma alt näeme, sõltub paljudest parameetritest. Näiteks tähed tegelikult ei vilgu. Selles on väga lihtne veenduda: piisab Päikese meenutamisest. Virvendusefekt tekib tänu sellele, et kosmilistest kehadest meile tulev valgus ületab tähtedevahelise keskkonna, mis on täis tolmu ja gaasi. Teine asi on värv. See on kestade (eriti fotosfääri) teatud temperatuurini kuumutamise tagajärg. Tegelik värv võib erineda nähtavast, kuid erinevus on tavaliselt väike.
Tänapäeval kasutatakse kogu maailmas Harvardi tähtede spektraalklassifikatsiooni. Ta juhtub olematemperatuur ja põhineb spektrijoonte vormil ja suhtelisel intensiivsusel. Igale klassile vastavad teatud värvi tähed. Klassifikatsioon töötati välja Harvardi observatooriumis aastatel 1890–1924.
Üks raseeritud inglane näris datleid nagu porgandeid
Seal on seitse peamist spektriklassi: O-B-A-F-G-K-M. See jada peegeldab temperatuuri järkjärgulist langust (O-lt M-le). Selle meeldejätmiseks on olemas spetsiaalsed mnemoonilised valemid. Vene keeles kõlab üks neist nii: "Üks raseeritud inglane näris datleid nagu porgandeid." Nendele klassidele lisandub veel kaks. Tähed C ja S tähistavad külmi valgusteid, mille spektris on metalloksiidribad. Vaatame staariklasse lähem alt:
- O-klassi iseloomustab kõrgeim pinnatemperatuur (30 kuni 60 tuhat Kelvinit). Seda tüüpi tähed ületavad Päikest massilt 60 ja raadiuses 15 korda. Nende nähtav värv on sinine. Heleduse poolest edestavad nad meie tähte enam kui miljon korda. Sellesse klassi kuuluvat sinist tähte HD93129A iseloomustab teadaolevate kosmiliste kehade seas üks kõrgemaid heledusindekseid. Selle näitaja järgi edestab ta Päikest 5 miljonit korda. Sinine täht asub meist 7,5 tuhande valgusaasta kaugusel.
- B-klassi temperatuur on 10–30 tuhat Kelvinit, mis on 18 korda suurem kui Päikese mass. Need on valge-sinised ja valged tähed. Nende raadius on 7 korda suurem kui Päikese raadius.
- A-klassi iseloomustab temperatuur 7,5–10 tuhat Kelvinit,raadius ja mass on vastav alt 2,1 ja 3,1 korda suuremad kui Päikese sarnased parameetrid. Need on valged tähed.
- Klass F: temperatuur 6000–7500 K. Päikesest 1,7 korda suurem mass, raadius 1,3 korda. Ma alt näevad sellised tähed samuti valged, nende tegelik värvus on kollakasvalge.
- G-klass: temperatuur 5-6 tuhat Kelvinit. Päike kuulub sellesse klassi. Selliste tähtede näiv ja tegelik värvus on kollane.
- Klass K: temperatuur 3500-5000 K. Raadius ja mass on väiksemad kui päikesel, need on 0,9 ja 0,8 tähe vastavatest parameetritest. Ma alt vaadatuna on nende tähtede värvus kollakasoranž.
- M-klass: temperatuur 2-3,5 tuhat Kelvinit. Mass ja raadius - 0,3 ja 0,4 Päikese sarnastest parameetritest. Meie planeedi pinn alt tunduvad nad punakasoranžid. Beta Andromedae ja Alpha Chanterelles kuuluvad M klassi. Paljudele tuttav helepunane täht on Betelgeuse (Alpha Orionis). Kõige parem on seda talvel taevast otsida. Punane täht asub Orioni vöö kohal ja sellest veidi vasakul.
Iga klass on jagatud alamklassideks vahemikus 0 kuni 9, st kõige kuumemast kuni külmemani. Tähtede arvud näitavad kuulumist teatud spektritüüpi ja fotosfääri kuumenemisastet võrreldes teiste rühma valgustitega. Näiteks Päike kuulub klassi G2.
Visuaalsed valged
Seega võivad täheklassid B–F olla Ma alt valged. Ja tegelikult on selline värvus ainult A-tüüpi kuuluvatel objektidel. Niisiis tunduvad Saif (Orioni tähtkuju) ja Algol (beeta Perseus) vaatlejale, kes pole teleskoobiga relvastatud,valge. Need kuuluvad spektriklassi B. Nende tegelik värvus on sinakasvalge. Valgetena paistavad ka Mythrax ja Procyon, Perseuse ja Canis Minori taevajoonistuste heledaimad tähed. Kuid nende tegelik värv on kollasele lähemal (klass F).
Miks on tähed maise vaatleja jaoks valged? Värv on moonutatud, kuna meie planeeti sarnastest objektidest eraldab suur vahemaa, samuti kosmoses sageli esinevad mahukad tolmu- ja gaasipilved.
A-klass
Valgeid tähti iseloomustab mitte nii kõrge temperatuur kui O- ja B-klassi esindajaid, nende fotosfäär soojeneb 7,5-10 tuhande Kelvinini. Spektriklassi A tähed on Päikesest palju suuremad. Nende heledus on samuti suurem – umbes 80 korda.
A-tähtede spektris on Balmeri seeria vesiniku jooned tugev alt väljendunud. Teiste elementide jooned on märgatav alt nõrgemad, kuid muutuvad olulisemaks, kui liigute alamklassist A0 klassi A9. A spektriklassi kuuluvaid hiiglasi ja superhiiglasi iseloomustavad põhijada tähtedega võrreldes veidi vähem väljendunud vesinikujooned. Nende valgustite puhul muutuvad raskemetallide jooned märgatavamaks.
Seal on palju omapäraseid tähti, mis kuuluvad spektriklassi A. See termin viitab valgustitele, mille spektris ja füüsikalistes parameetrites on märgatavad tunnused, mis muudab nende klassifitseerimise keeruliseks. Näiteks Bootes lambda tüüpi üsna haruldastele tähtedele on iseloomulik raskmetallide puudumine ja väga aeglane pöörlemine. Omapäraste valgustite hulka kuuluvad ka valged kääbused.
A-klass kuulub selliste öö eredate objektide hulkataevas, nagu Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor ja teised. Õpime neid paremini tundma.
Alpha Canis Major
Sirius on heledaim, kuigi mitte lähim täht taevas. Kaugus selleni on 8,6 valgusaastat. Maise vaatleja jaoks tundub see nii hele, kuna sellel on muljetavaldav suurus, kuid see pole nii kaugel kui paljud teised suured ja heledad objektid. Päikesele lähim täht on Alfa Centauri. Sirius on selles nimekirjas viiendal kohal.
See kuulub Canis Major tähtkuju ja on kahe komponendi süsteem. Sirius A ja Sirius B on eraldatud 20 astronoomilise ühikuga ja pöörlevad veidi alla 50 aasta. Süsteemi esimene komponent, peajada täht, kuulub spektriklassi A1. Selle mass on kaks korda suurem kui päikese mass ja raadius on 1,7 korda suurem. Just teda saab Ma alt palja silmaga jälgida.
Süsteemi teine komponent on valge kääbus. Täht Sirius B on massilt peaaegu võrdne meie valgustiga, mis pole sellistele objektidele tüüpiline. Tavaliselt iseloomustab valgeid kääbusi mass 0,6–0,7 päikesemassi. Samal ajal on Sirius B mõõtmed lähedased maa omadele. Oletatakse, et valge kääbuse staadium sai sellel tähel alguse umbes 120 miljonit aastat tagasi. Kui Sirius B asus põhijada peal, oli see tõenäoliselt valgusti, mille mass oli 5 päikesemassi ja kuulus spektritüüpi B.
Sirius A liigub teadlaste sõnul evolutsiooni järgmisse etappi umbes 660 miljoni aasta pärast. Siissee muutub punaseks hiiglaseks ja veidi hiljem valgeks kääbuseks, nagu tema kaaslane.
Alpha Eagle
Nagu Siirius, tunnevad paljud valged tähed, mille nimed on toodud allpool, hästi mitte ainult inimestele, kes armastavad astronoomiat nende ereduse ja sagedase mainimise tõttu ulmekirjanduse lehekülgedel. Altair on üks neist valgustitest. Alfakotkast leidub näiteks Ursula le Guinis ja Steven Kingis. Öises taevas on see täht oma heleduse ja suhteliselt lähedase läheduse tõttu selgelt nähtav. Päikese ja Altairi vaheline kaugus on 16,8 valgusaastat. A spektriklassi tähtedest on meile lähemal vaid Siirius.
Altair on Päikesest 1,8 korda massiivsem. Selle iseloomulik tunnus on väga kiire pöörlemine. Täht teeb ühe pöörde ümber oma telje vähem kui üheksa tunniga. Pöörlemiskiirus ekvaatori lähedal on 286 km/s. Selle tulemusena on "krapsakas" Altair pooluste küljest lapik. Lisaks väheneb elliptilise kuju tõttu tähe temperatuur ja heledus poolustelt ekvaatorini. Seda efekti nimetatakse "gravitatsiooniliseks tumenemiseks".
Altairi teine omadus on see, et selle sära muutub aja jooksul. See viitab Shield delta tüüpi muutujatele.
Alpha Lyra
Vega on Päikese järel enim uuritud täht. Alpha Lyrae on esimene täht, mille spekter on kindlaks määratud. Temast sai ka fotole jäädvustatud Päikese järel teine valgusti. Vega oli ka esimeste tähtede seas, kelleni teadlased parlaksi meetodil kaugust mõõtsid. Teiste objektide suuruste määramisel võeti pikka aega tähe heledus 0-ks.
Alpha Lyra on hästi tuntud nii amatöörastronoomile kui ka lihtsale vaatlejale. See on tähtede seas heleduselt viies ja kuulub suvekolmnurga asterismi koos Altairi ja Denebiga.
Päikesest Vegani on 25,3 valgusaastat. Selle ekvaatori raadius ja mass on vastav alt 2,78 ja 2,3 korda suuremad kui meie tähe sarnased parameetrid. Tähe kuju pole kaugeltki täiuslik pall. Läbimõõt ekvaatoril on märgatav alt suurem kui poolustel. Põhjus on tohutu pöörlemiskiirus. Ekvaatoril ulatub see kiiruseni 274 km/s (Päikese puhul on see parameeter veidi üle kahe kilomeetri sekundis).
Üks Vega eripära on seda ümbritsev tolmuketas. Arvatavasti tekkis see suure hulga komeetide ja meteoriitide kokkupõrgete tagajärjel. Tolmuketas tiirleb ümber tähe ja seda soojendab selle kiirgus. Selle tulemusena suureneb Vega infrapunakiirguse intensiivsus. Mitte nii kaua aega tagasi avastati kettal asümmeetriad. Nende tõenäoline seletus on see, et tähel on vähem alt üks planeet.
Alfa Kaksikud
Kaksikute tähtkuju teine ereduselt teine objekt on Castor. Ta, nagu ka eelmised valgustid, kuulub spektriklassi A. Castor on üks eredamaid tähti öötaevas. Vastavas nimekirjas on ta 23. kohal.
Castor on mitmekordne süsteem, mis koosneb kuuest komponendist. Kaks põhielementi (ratas A ja ratas B) pöörlevadümber ühise massikeskme perioodiga 350 aastat. Mõlemad tähed on spektraalne kahend. Castor A ja Castor B komponendid on vähem eredad ja arvatavasti kuuluvad spektritüüpi M.
Castor C ei olnud kohe süsteemiga ühendatud. Algselt määrati see sõltumatuks täheks YY Gemini. Selle taevapiirkonna uurimise käigus sai teatavaks, et see valgusti oli füüsiliselt seotud Castori süsteemiga. Täht tiirleb ümber massikeskme, mis on ühine kõikidele komponentidele perioodiga mitukümmend tuhat aastat ja on ka spektraalne kahend.
Beta Aurigae
Auriga taevajoonis sisaldab umbes 150 "punkti", paljud neist on valged tähed. Valgustite nimed ütlevad astronoomiast kaugel olevale inimesele vähe, kuid see ei vähenda nende tähtsust teaduse jaoks. Taevamustri eredaim objekt, mis kuulub spektriklassi A, on Mencalinan ehk Beta Aurigae. Tähe nimi araabia keeles tähendab "ohjade omaniku õlg".
Menkalinan – kolmekordne süsteem. Selle kaks komponenti on spektriklassi A alamhiiglased. Mõlema heledus ületab Päikese sarnast parameetrit 48 korda. Neid eraldab 0,08 astronoomilise ühiku kaugus. Kolmas komponent on punane kääbus, mis asub paarist 330 AU kaugusel. e.
Epsilon Ursa Major
Põhjataeva ehk kõige kuulsama tähtkuju (Ursa Major) eredaim "punkt" on Aliot, mis on samuti klassifitseeritud A-klassi. Näiv tähesuurus on 1,76. LoetletudEredaim helendav täht võtab 33. koha. Alioth siseneb Suure Vankri asterismi ja on kausile lähemal kui teised valgustid.
Alioti spektrit iseloomustavad ebatavalised jooned, mis kõikuvad 5,1-päevase perioodiga. Eeldatakse, et tunnused on seotud tähe magnetvälja mõjuga. Spektri kõikumised võivad viimastel andmetel tekkida peaaegu 15 Jupiteri massiga kosmilise keha lähedase asukoha tõttu. Kas see nii on, on endiselt mõistatus. Seda, nagu ka muid tähtede saladusi, püüavad astronoomid iga päev mõista.
Valged kääbused
Lugu valgetest tähtedest jääb puudulikuks, kui me ei maini tähtede evolutsiooni seda etappi, mida nimetatakse "valgeks kääbuseks". Sellised objektid on saanud oma nime tänu sellele, et esimene neist avastati spektriklassi A. See oli Sirius B ja 40 Eridani B. Tänapäeval nimetatakse valgeid kääbusi üheks võimaluseks tähe elu viimase etapi jaoks.
Peatume lähem alt valgustite elutsüklil.
Tähe areng
Tähed ei sünni ühe ööga: igaüks neist läbib mitu etappi. Esiteks hakkab gaasi- ja tolmupilv oma gravitatsioonijõudude mõjul kahanema. Aeglaselt omandab see palli kuju, samal ajal kui gravitatsioonienergia muutub soojuseks - objekti temperatuur tõuseb. Hetkel, kui see jõuab väärtuseni 20 miljonit kelvinit, algab tuumasünteesi reaktsioon. Seda etappi peetakse täisväärtusliku tähe elu alguseks.
Enamasti kulutavad valgustid põhijadale. Nende soolestikus toimuvad pidev alt reaktsioonidvesiniku tsükkel. Tähtede temperatuur võib varieeruda. Kui kogu vesinik tuumas lõpeb, algab uus evolutsiooni etapp. Nüüd on kütus heelium. Samal ajal hakkab täht laienema. Selle heledus suureneb, samas kui pinnatemperatuur, vastupidi, langeb. Täht lahkub põhijadast ja muutub punaseks hiiglaseks.
Heeliumi südamiku mass suureneb järk-järgult ja see hakkab oma raskuse all kahanema. Punase hiiu etapp lõppeb palju kiiremini kui eelmine. Edasise evolutsiooni tee sõltub objekti algmassist. Madala massiga tähed punase hiiglase staadiumis hakkavad paisuma. Selle protsessi tulemusena heidab objekt oma kestad maha. Moodustub planetaarne udukogu ja tähe paljas tuum. Sellises tuumas on kõik fusioonireaktsioonid lõpule viidud. Seda nimetatakse heeliumi valgeks kääbuseks. Massiivsemad punased hiiglased (teatud piirini) arenevad süsinikvalgeteks kääbusteks. Nende südamikus on raskemaid elemente kui heelium.
Funktsioonid
Valged kääbused on kehad, mille mass on reeglina Päikesele väga lähedal. Samal ajal vastab nende suurus maapinnale. Nende kosmiliste kehade kolossaalne tihedus ja nende sügavustes toimuvad protsessid on klassikalise füüsika seisukoh alt seletamatud. Tähtede saladused paljastas kvantmehaanika.
Valgete kääbuste aine on elektron-tuumaplasma. Seda on peaaegu võimatu kavandada isegi laboris. Seetõttu jäävad paljud selliste objektide omadused arusaamatuks.
Isegi kui uurite terve öö tähti, ei suuda te ilma erivarustuseta tuvastada vähem alt üht valget kääbust. Nende heledus on palju väiksem kui päikesel. Teadlaste sõnul moodustavad valged kääbused umbes 3–10% kõigist galaktika objektidest. Kuid praeguseks on leitud ainult neid, mis ei asu Maast kaugemal kui 200–300 parseki.
Valged kääbused arenevad edasi. Kohe pärast moodustumist on neil kõrge pinnatemperatuur, kuid jahtuvad kiiresti. Mõnikümmend miljardit aastat pärast teket muutub teooria kohaselt valge kääbus mustaks kääbuseks – kehaks, mis ei kiirga nähtavat valgust.
Vaatleja jaoks valge, punane või sinine täht erinevad peamiselt värvi poolest. Astronoom vaatab sügavamale. Värv ütleb tema jaoks kohe palju objekti temperatuuri, suuruse ja massi kohta. Sinine või helesinine täht on hiiglaslik kuum pall, mis on kõigis aspektides Päikesest kaugel ees. Valged valgustid, mille näiteid on artiklis kirjeldatud, on mõnevõrra väiksemad. Tärninumbrid erinevates kataloogides räägivad ka professionaalidele palju, kuid mitte kõike. Suur hulk teavet kaugete kosmoseobjektide elu kohta ei ole veel selgitatud või jääb isegi avastamata.
