Ylli më i afërt me ne është, natyrisht, Dielli. Distanca nga Toka në të, sipas parametrave kozmikë, është shumë e vogël: rrezet e diellit udhëtojnë nga Dielli në Tokë për vetëm 8 minuta.

Dielli nuk është një xhuxh i zakonshëm i verdhë, siç mendohej më parë. Ky është trupi qendror i sistemit diellor, rreth të cilit rrotullohen planetët, me një numër të madh elementësh të rëndë. Ky është një yll i formuar pas disa shpërthimeve të supernovës, rreth të cilit u formua një sistem planetar. Për shkak të vendndodhjes së saj afër kushteve ideale, jeta lindi në planetin e tretë Tokë. Dielli tashmë është pesë miliardë vjeç. Por le të kuptojmë pse shkëlqen? Cila është struktura e Diellit dhe cilat janë karakteristikat e tij? Çfarë i pret e ardhmja? Sa ndikim të rëndësishëm ka ai në Tokë dhe banorët e saj? Dielli është një yll rreth të cilit rrotullohen të 9 planetët e sistemit diellor, përfshirë edhe tonin. 1 a.u. (njësi astronomike) = 150 milion km - e njëjta është distanca mesatare nga Toka në Diell. Sistemi Diellor përfshin nëntë planetë të mëdhenj, rreth njëqind satelitë, shumë kometa, dhjetëra mijëra asteroidë (planetë të vegjël), meteoroidë dhe gaz dhe pluhur ndërplanetar. Në qendër të gjithçkaje është Dielli ynë.

Dielli ka shkëlqyer për miliona vjet, gjë që konfirmohet nga kërkimet moderne biologjike të marra nga mbetjet e algave blu-jeshile-blu. Nëse temperatura e sipërfaqes së Diellit do të ndryshonte qoftë edhe 10%, e gjithë jeta në Tokë do të vdiste. Prandaj, është mirë që ylli ynë rrezaton në mënyrë të barabartë energjinë e nevojshme për prosperitetin e njerëzimit dhe krijesave të tjera në Tokë. Në fetë dhe mitet e popujve të botës, Dielli ka zënë gjithmonë vendin kryesor. Pothuajse për të gjithë popujt e antikitetit, Dielli ishte hyjnia më e rëndësishme: Helios - midis grekëve të lashtë, Ra - perëndia e diellit e egjiptianëve të lashtë dhe Yarilo midis sllavëve. Dielli solli ngrohtësi, korrje, të gjithë e nderuan, sepse pa të nuk do të kishte jetë në Tokë. Madhësia e Diellit është mbresëlënëse. Për shembull, masa e Diellit është 330,000 herë masa e Tokës, dhe rrezja e tij është 109 herë më e madhe. Por dendësia e yllit tonë është e vogël - 1.4 herë më e madhe se dendësia e ujit. Lëvizja e njollave në sipërfaqe është vërejtur nga vetë Galileo Galilei, duke dëshmuar kështu se Dielli nuk qëndron ende, por rrotullohet.

Zona konvektive e Diellit

Zona radioaktive është rreth 2/3 e diametrit të brendshëm të Diellit, dhe rrezja është rreth 140 mijë km. Duke u larguar nga qendra, fotonet humbasin energjinë e tyre nën ndikimin e përplasjes. Ky fenomen quhet fenomeni i konvekcionit. Kjo të kujton procesin që ndodh në një kazan të zier: energjia që vjen nga elementi ngrohës është shumë më e madhe se sasia që hiqet nga përcjellja. Uji i nxehtë afër zjarrit ngrihet dhe uji më i ftohtë fundoset. Ky proces quhet konventë. Kuptimi i konvekcionit është që gazi më i dendur shpërndahet në sipërfaqe, ftohet dhe shkon përsëri në qendër. Procesi i përzierjes në zonën konvektive të Diellit kryhet vazhdimisht. Duke parë sipërfaqen e Diellit përmes një teleskopi, mund të shihni strukturën e tij kokrrizore - granulimet. Ndjehet sikur është bërë nga granula! Kjo është për shkak të konvekcionit që ndodh nën fotosferë.

Fotosfera e Diellit

Një shtresë e hollë (400 km) - fotosfera e Diellit, ndodhet direkt pas zonës konvektive dhe përfaqëson "sipërfaqen e vërtetë diellore" të dukshme nga Toka. Granulat në fotosferë u fotografuan për herë të parë nga francezi Janssen në 1885. Granula mesatare ka një madhësi prej 1000 km, lëviz me një shpejtësi prej 1 km/sek dhe ekziston për afërsisht 15 minuta. Formacionet e errëta në fotosferë mund të vërehen në pjesën ekuatoriale, dhe më pas ato zhvendosen. Fushat e forta magnetike janë një tipar dallues i pikave të tilla. Dhe ngjyra e errët është marrë për shkak të temperaturës më të ulët në krahasim me fotosferën përreth.

Kromosfera e Diellit

Kromosfera diellore (sfera me ngjyrë) është një shtresë e dendur (10,000 km) e atmosferës diellore që shtrihet direkt pas fotosferës. Kromosfera është mjaft problematike për t'u vëzhguar për shkak të vendndodhjes së saj të afërt me fotosferën. Më së miri shihet kur Hëna mbulon fotosferën, d.m.th. gjatë eklipseve diellore.

Shpërthimet diellore janë emetime të mëdha të hidrogjenit, që ngjajnë me fije të gjata ndriçuese. Shpërthimet ngrihen në distanca të mëdha, duke arritur diametrin e Diellit (1.4 mm km), lëvizin me një shpejtësi prej rreth 300 km/sek dhe temperatura arrin 10,000 gradë.

Korona diellore është shtresa e jashtme dhe e zgjeruar e atmosferës së Diellit, me origjinë mbi kromosferën. Gjatësia e koronës diellore është shumë e gjatë dhe arrin vlera të disa diametrave diellorë. Shkencëtarët nuk kanë marrë ende një përgjigje të qartë për pyetjen se ku përfundon saktësisht.

Përbërja e koronës diellore është një plazmë e rrallë, shumë e jonizuar. Ai përmban jone të rënda, elektrone me një bërthamë helium dhe protone. Temperatura e koronës arrin nga 1 deri në 2 milionë gradë K, në raport me sipërfaqen e Diellit.

Era diellore është një dalje e vazhdueshme e materies (plazma) nga guaska e jashtme e atmosferës diellore. Ai përbëhet nga protone, bërthama atomike dhe elektrone. Shpejtësia e erës diellore mund të ndryshojë nga 300 km/sek në 1500 km/sek, në përputhje me proceset që ndodhin në Diell. Era diellore përhapet në të gjithë sistemin diellor dhe duke ndërvepruar me fushën magnetike të Tokës shkakton fenomene të ndryshme, një ndër të cilat janë dritat veriore.

Karakteristikat e Diellit

Masa e Diellit: 2∙1030 kg (332,946 masa tokësore)
Diametri: 1.392.000 km
Rrezja: 696,000 km
Dendësia mesatare: 1400 kg/m3
Pjerrësia e boshtit: 7,25° (në raport me rrafshin ekliptik)
Temperatura e sipërfaqes: 5,780 K
Temperatura në qendër të Diellit: 15 milionë gradë
Klasa spektrale: G2 V
Distanca mesatare nga Toka: 150 milion km
Mosha: 5 miliardë vjet
Periudha e rrotullimit: 25.380 ditë
Shkëlqimi: 3,86∙1026 W
Magnituda e dukshme: 26.75m

Karakteristikat e trupave qiellorë mund të jenë shumë konfuze. Vetëm yjet kanë madhësi të dukshme, absolute, shkëlqim dhe parametra të tjerë. Ne do të përpiqemi ta kuptojmë me këtë të fundit. Cila është shkëlqimi i yjeve? A ka ndonjë lidhje me dukshmërinë e tyre në qiellin e natës? Cila është shkëlqimi i Diellit?

Natyra e yjeve

Yjet janë trupa kozmikë shumë masivë që lëshojnë dritë. Ato formohen nga gazrat dhe pluhuri si rezultat i ngjeshjes gravitacionale. Brenda yjeve ka një bërthamë të dendur në të cilën ndodhin reaksionet bërthamore. Ato kontribuojnë në shkëlqimin e yjeve. Karakteristikat kryesore të ndriçuesve janë spektri, madhësia, shkëlqimi, shkëlqimi dhe struktura e brendshme. Të gjithë këta parametra varen nga masa e një ylli të caktuar dhe përbërja e tij kimike.

"Projektuesit" kryesorë të këtyre trupave qiellorë janë heliumi dhe hidrogjeni. Në sasi më të vogla në krahasim me to, ato mund të përmbajnë karbon, oksigjen dhe metale (mangan, silikon, hekur). Yjet e rinj kanë sasinë më të madhe të hidrogjenit dhe heliumit; me kalimin e kohës, përmasat e tyre zvogëlohen, duke i lënë vendin elementëve të tjerë.

Në zonat e brendshme të yllit, situata është shumë "e nxehtë". Temperatura në to arrin disa milionë Kelvin. Këtu ka reaksione të vazhdueshme në të cilat hidrogjeni shndërrohet në helium. Në sipërfaqe temperatura është shumë më e ulët dhe arrin vetëm disa mijëra Kelvin.

Cila është shkëlqimi i yjeve?

Reaksionet termonukleare brenda yjeve shoqërohen me çlirime energjie. Shkëlqimi është një sasi fizike që pasqyron saktësisht se sa energji prodhon një trup qiellor në një kohë të caktuar.

Shpesh ngatërrohet me parametra të tjerë, siç është shkëlqimi i yjeve në qiellin e natës. Megjithatë, shkëlqimi ose vlera e dukshme është një karakteristikë e përafërt që nuk matet në asnjë mënyrë. Ai lidhet kryesisht me distancën e yllit nga Toka dhe përshkruan vetëm se sa mirë është i dukshëm ylli në qiell. Sa më i vogël të jetë numri i kësaj vlere, aq më i madh është shkëlqimi i saj i dukshëm.

Në të kundërt, shkëlqimi i yjeve është një parametër objektiv. Nuk varet se ku është vëzhguesi. Kjo është një karakteristikë e një ylli që përcakton fuqinë e tij energjetike. Mund të ndryshojë gjatë periudhave të ndryshme të evolucionit të një trupi qiellor.

E përafërt me shkëlqimin, por jo identike, është absolute. Tregon shkëlqimin e një ylli të dukshëm për një vëzhgues në një distancë prej 10 parsekë ose 32,62 vite dritë. Zakonisht përdoret për të llogaritur shkëlqimin e yjeve.

Përcaktimi i shkëlqimit

Sasia e energjisë që lëshon një trup qiellor matet në vat (W), xhaul për sekondë (J/s) ose erg për sekondë (erg/s). Ka disa mënyra për të gjetur parametrin e kërkuar.

Mund të llogaritet lehtësisht duke përdorur formulën L = 0.4 (Ma -M), nëse e dini madhësinë absolute të yllit të dëshiruar. Kështu, shkronja latine L tregon shkëlqimin, shkronja M është madhësia absolute dhe Ma është madhësia absolute e Diellit (4,83 Ma).

Një metodë tjetër përfshin njohuri më të mëdha rreth ndriçuesit. Nëse dimë rrezen (R) dhe temperaturën (T ef) të sipërfaqes së saj, atëherë ndriçimi mund të përcaktohet me formulën L=4pR 2 sT 4 ef. Latinishtja s në këtë rast do të thotë një sasi fizike e qëndrueshme - konstanta Stefan-Boltzmann.

Shkëlqimi i Diellit tonë është 3,839 x 10 26 Watts. Për thjeshtësi dhe qartësi, shkencëtarët zakonisht krahasojnë shkëlqimin e një trupi kozmik me këtë vlerë. Kështu, ka objekte mijëra ose miliona herë më të dobëta ose më të fuqishme se Dielli.

Klasat e shkëlqimit të yjeve

Për të krahasuar yjet me njëri-tjetrin, astrofizikanët përdorin klasifikime të ndryshme. Ato ndahen sipas spektrave, madhësive, temperaturave etj. Por më shpesh sesa jo, disa karakteristika përdoren menjëherë për një pamje më të plotë.

Ekziston një klasifikim qendror i Harvardit bazuar në spektrat që lëshojnë ndriçuesit. Ai përdor shkronja latine, secila prej të cilave korrespondon me një ngjyrë specifike të rrezatimit (O - blu, B - e bardhë-blu, A - e bardhë, etj.).

Yjet e të njëjtit spektër mund të kenë shkëlqim të ndryshëm. Prandaj, shkencëtarët kanë zhvilluar klasifikimin Yerke, i cili merr parasysh këtë parametër. I ndan ato sipas shkëlqimit bazuar në madhësinë absolute. Në këtë rast, çdo lloj ylli i caktohen jo vetëm shkronjat e spektrit, por edhe numrat përgjegjës për shkëlqimin. Pra, ata dallojnë:

• hipergjigantë (0);
• supergjigantët më të ndritshëm (Ia+);
• supergjigantë të ndritshëm (Ia);
• supergjigantë normalë (Ib);
• gjigantë të ndritshëm (II);
• gjigantët normalë (III);
• nëngjigantë (IV);
• sekuenca kryesore xhuxhët (V);
• subdwarfs (VI);
• xhuxhët e bardhë (VII);

Sa më e lartë të jetë shkëlqimi, aq më e ulët është madhësia absolute. Për gjigantët dhe supergjigantët tregohet me një shenjë minus.

Marrëdhënia midis madhësisë absolute, temperaturës, spektrit dhe shkëlqimit të yjeve tregohet nga diagrami Hertzsprung-Russell. Ajo u miratua në vitin 1910. Diagrami kombinon klasifikimet e Harvardit dhe Yerke dhe na lejon të shohim dhe klasifikojmë ndriçuesit në mënyrë më holistike.

Dallimi i ndriçimit

Parametrat e yjeve janë të ndërlidhura fort me njëri-tjetrin. Shkëlqimi ndikohet nga temperatura e yllit dhe masa e tij. Dhe ato varen kryesisht nga përbërja kimike e yllit. Masa e një ylli bëhet më e madhe, aq më pak elementë të rëndë përmban (më të rëndë se hidrogjeni dhe heliumi).

Hipergjigantët dhe supergjigantët e ndryshëm kanë masën më të madhe. Ata janë yjet më të fuqishëm dhe më të shndritshëm në Univers, por në të njëjtën kohë, janë edhe më të rrallët. Xhuxhët, përkundrazi, kanë masë dhe shkëlqim të ulët, por përbëjnë rreth 90% të të gjithë yjeve.

Ylli më masiv i njohur aktualisht është hipergjiganti blu R136a1. Shkëlqimi i tij e kalon atë të diellit me 8.7 milionë herë. Ylli i ndryshueshëm në yjësinë Cygnus (P Cygnus) e tejkalon shkëlqimin e Diellit me 630,000 herë, dhe S Doradus e tejkalon këtë parametër me 500,000 herë. Një nga yjet më të vegjël të njohur, 2MASS J0523-1403, ka një shkëlqim prej 0,00126 diellore.

Vizualisht, yjet duken ndryshe për një vëzhgues në tokë: disa shkëlqejnë më shumë, të tjerët më pak.

Sidoqoftë, kjo ende nuk tregon fuqinë e vërtetë të rrezatimit të tyre, pasi yjet janë në distanca të ndryshme.

Për shembull, Rigel blu nga konstelacioni Orion ka një madhësi të dukshme prej 0.11, dhe Siriusi më i ndritshëm, i vendosur afër në qiell, ka një madhësi të dukshme prej minus 1.5.

Megjithatë, Rigel lëshon 2200 herë më shumë energji të dukshme se Sirius, dhe duket më e zbehtë vetëm sepse është 90 herë më larg nga ne sesa Sirius.

Kështu, vetë madhësia e dukshme nuk mund të jetë një karakteristikë e yllit, pasi varet nga distanca.

Karakteristika e vërtetë e fuqisë së rrezatimit të një ylli është shkëlqimi i tij, d.m.th., energjia totale që ylli lëshon për njësi të kohës.

Shkëlqim në astronomi, energjia totale e emetuar nga një objekt astronomik (planeti, ylli, galaktika etj.) për njësi të kohës. Matur në njësi absolute: vat (W) – në Sistemin Ndërkombëtar të Njësive SI; erg/s – në sistemin GHS (centimetër-gram-sekondë); ose në njësi të ndriçimit diellor (shkëlqimi diellor L s = 3,86·10 33 erg/s ose 3,8·10 26 W).

Shkëlqimi nuk varet nga distanca me objektin; vetëm madhësia e dukshme varet nga ajo.

Shkëlqimi është një nga karakteristikat më të rëndësishme yjore, që ju lejon të krahasoni lloje të ndryshme yjesh me njëri-tjetrin në diagramet "spektër - shkëlqim" dhe "masa - shkëlqim".

ku R është rrezja e yllit, T është temperatura e sipërfaqes së tij, σ është konstanta Stefan-Boltzmann.

Shkëlqimet e yjeve, duhet theksuar, janë shumë të ndryshme: ka yje, shkëlqimi i të cilëve është 500,000 herë më i madh se Dielli, dhe ka yje xhuxh, shkëlqimi i të cilëve është afërsisht po aq më pak.

Shkëlqimi i një ylli mund të matet në njësi fizike (të themi, vat), por astronomët më shpesh shprehin shkëlqimin e yjeve në njësi të shkëlqimit diellor.

Ju gjithashtu mund të shprehni shkëlqimin e vërtetë të një ylli duke përdorur magnitudë absolute.

Le të imagjinojmë se i kemi vendosur të gjithë yjet krah për krah dhe po i shohim nga e njëjta distancë. Atëherë madhësia e dukshme nuk do të varet më nga distanca dhe do të përcaktohet vetëm nga shkëlqimi.

Distanca standarde është 10 ps (parsec).

Madhësia e dukshme (m) që do të kishte një yll në atë distancë quhet madhësi absolute (M).

Kështu, madhësia absolute është një karakteristikë sasiore e shkëlqimit të një objekti, e barabartë me madhësinë që do të kishte objekti në një distancë standarde prej 10 parsekë.

Meqenëse ndriçimi është në përpjesëtim të zhdrejtë me katrorin e distancës, atëherë

ku E është ndriçimi i krijuar nga një yll që është r parsec larg nga Toka; E 0 - ndriçim nga i njëjti yll nga një distancë standarde r 0 (10 pc).

Duke përdorur formulën e Pogson-it, marrim:

m – M = -2,5lg(E/E 0) = -2,5lg(r 0 /r) 2 = -5lgr 0 + 5lgr.

kjo nënkupton

M = m + 5lgr 0 - 5lgr .

Për r 0 = 10 pc

M = m + 5 - 5lgr. (1)

Nëse në (1) r = r 0 = 10 pc, Kjo M = m– sipas përkufizimit të madhësisë absolute.

Dallimi midis madhësive të dukshme (m) dhe absolute (M) quhet moduli i distancës

m - M = 5 lgr - 5 .

Ndërsa M varet vetëm nga vetë shkëlqimi i yllit, m varet gjithashtu nga distanca r (në ps) me të.

Për shembull, le të llogarisim madhësinë absolute për një nga yjet më të ndritshëm dhe më të afërt me ne - Centauri.

Madhësia e tij e dukshme është -0.1, distanca e saj është 1.33 ps. Duke zëvendësuar këto vlera në formulën (1), marrim: M = -0,1 + 5 - 5lg1,33 = 4,3.

Kjo do të thotë, madhësia absolute e një Centauri është afër madhësisë absolute të Diellit, e barabartë me 4.8.

Duhet të merret parasysh edhe thithja e dritës së yjeve nga mediumi ndëryjor. Ky përthithje dobëson shkëlqimin e yllit dhe rrit madhësinë e dukshme m.

Në këtë rast: m = M - 5 + 5lgr + A(r), ku termi A(r) merr parasysh thithjen ndëryjore.

Shkëlqim
Madhësitë e dukshme dhe absolute
Wikipedia