Bizga eng yaqin yulduz, albatta, Quyoshdir. Yerdan unga masofa kosmik parametrlarda juda kichik: Quyoshdan Yergacha quyosh nuri Bu faqat 8 daqiqa davom etadi.

Quyosh, ilgari o'ylangandek, oddiy sariq mitti emas. Bu quyosh tizimining markaziy tanasi bo'lib, uning atrofida sayyoralar aylanadi, ko'plab og'ir elementlar mavjud. Bu bir necha o'ta yangi yulduz portlashlaridan keyin paydo bo'lgan yulduz bo'lib, uning atrofida sayyoralar tizimi shakllangan. Ideal sharoitlarga yaqin joylashganligi sababli uchinchi Yer sayyorasida hayot paydo bo'lgan. Quyosh allaqachon besh milliard yoshda. Ammo keling, nima uchun u porlashini aniqlaylik? Quyoshning tuzilishi qanday va uning xususiyatlari qanday? Kelajakda uni nima kutmoqda? U Yerga va uning aholisiga qanchalik muhim ta'sir ko'rsatadi? Quyosh bu yulduz bo'lib, uning atrofida Quyosh tizimining barcha 9 sayyorasi, shu jumladan bizning sayyoramiz ham aylanadi. 1 a.u. (astronomik birlik) = 150 million km - Yerdan Quyoshgacha bo'lgan o'rtacha masofa bir xil. Quyosh tizimiga toʻqqizta yirik sayyora, yuzga yaqin sunʼiy yoʻldosh, koʻplab kometalar, oʻn minglab asteroidlar (kichik sayyoralar), meteoroidlar, sayyoralararo gaz va chang kiradi. Hammasining markazida bizning Quyosh joylashgan.

Quyosh millionlab yillar davomida porlab turadi, bu ko'k-yashil-ko'k suv o'tlari qoldiqlaridan olingan zamonaviy biologik tadqiqotlar bilan tasdiqlangan. Agar Quyosh sirtining harorati hatto 10% ga o'zgarganida, Yerdagi barcha hayot nobud bo'lar edi. Shuning uchun yulduzimiz insoniyat va Yerdagi boshqa mavjudotlarning gullab-yashnashi uchun zarur bo'lgan energiyani bir tekisda tarqatishi yaxshi. Dunyo xalqlarining dinlari va afsonalarida Quyosh doimo asosiy o'rinni egallagan. Antik davrning deyarli barcha xalqlari uchun Quyosh eng muhim xudo bo'lgan: Helios - qadimgi yunonlar orasida, Ra - qadimgi misrliklarning quyosh xudosi va slavyanlar orasida Yarilo. Quyosh issiqlik, hosil olib keldi, hamma uni hurmat qildi, chunki usiz Yerda hayot bo'lmaydi. Quyoshning kattaligi hayratlanarli. Masalan, Quyoshning massasi Yerning massasidan 330 000 marta, radiusi esa 109 marta katta. Ammo bizning yulduzimizning zichligi kichik - suv zichligidan 1,4 baravar katta. Sirtdagi dog'larning harakatini Galiley Galileyning o'zi payqagan va shu bilan Quyosh bir joyda turmasligini, balki aylanishini isbotlagan.

Quyoshning konvektiv zonasi

Radioaktiv zona Quyoshning ichki diametrining taxminan 2/3 qismini, radiusi esa 140 ming km ga yaqin. Markazdan uzoqlashganda, fotonlar to'qnashuv ta'sirida o'z energiyasini yo'qotadi. Bu hodisa konvektsiya hodisasi deb ataladi. Bu qaynab turgan choynakda sodir bo'ladigan jarayonni eslatadi: energiya kelib chiqadi isitish elementi, ko'p Bundan tashqari o'tkazuvchanlik yo'li bilan chiqarilgan issiqlik miqdori. Issiq suv, olovga yaqin joylashgan, ko'tariladi, sovuqroq esa pastga tushadi. Bu jarayon konventsiya deb ataladi. Konvektsiyaning ma'nosi shundaki, zichroq gaz sirt bo'ylab tarqaladi, soviydi va yana markazga o'tadi. Quyoshning konvektiv zonasida aralashtirish jarayoni doimiy ravishda amalga oshiriladi. Quyosh yuzasiga teleskop orqali qarasangiz, uning donador tuzilishini - granulyatsiyalarni ko'rishingiz mumkin. Bu granulalardan yasalganga o'xshaydi! Bu fotosfera ostida sodir bo'ladigan konveksiya bilan bog'liq.

Quyoshning fotosferasi

Yupqa qatlam (400 km) - Quyoshning fotosferasi to'g'ridan-to'g'ri konvektiv zonaning orqasida joylashgan va Yerdan ko'rinadigan "haqiqiy quyosh yuzasi" ni ifodalaydi. Fotosferadagi granulalar birinchi marta 1885 yilda frantsuz Yansen tomonidan suratga olingan. O'rtacha granulaning o'lchami 1000 km, sekundiga 1 km tezlikda harakat qiladi va taxminan 15 daqiqa davomida mavjud. Fotosferada qorong'u shakllanishlar ekvatorial qismida kuzatilishi mumkin, keyin esa ular siljiydi. Kuchli magnit maydonlar bunday dog'larning o'ziga xos xususiyati hisoblanadi. Va quyuq rang atrofdagi fotosferaga nisbatan past harorat tufayli olinadi.

Quyoshning xromosferasi

Quyosh xromosferasi ( rangli shar) toʻgʻridan-toʻgʻri fotosfera ortida joylashgan quyosh atmosferasining zich qatlami (10000 km). Xromosferani fotosferaga yaqin joylashganligi sababli kuzatish juda qiyin. Oy fotosferani qoplaganida yaxshi ko'rinadi, ya'ni. quyosh tutilishi paytida.

Quyosh nurlari uzoq yorug'lik filamentlariga o'xshash vodorodning katta emissiyasidir. Chiziqlar juda katta masofalarga ko'tarilib, Quyosh diametriga (1,4 mm km) etib boradi, taxminan 300 km / sek tezlikda harakatlanadi va harorat 10 000 darajaga etadi.

Quyosh toji - xromosferadan yuqorida joylashgan Quyosh atmosferasining tashqi va cho'zilgan qatlamlari. Quyosh tojining uzunligi juda uzun va bir necha quyosh diametrlari qiymatlariga etadi. Uning aniq qayerda tugashi haqidagi savolga olimlar hozircha aniq javob ololmadilar.

Quyosh tojining tarkibi kam uchraydigan, yuqori ionlashgan plazmadir. Uning tarkibida og'ir ionlar, geliy yadroli elektronlar va protonlar mavjud. Tojning harorati Quyosh yuzasiga nisbatan 1 dan 2 million daraja K gacha etadi.

Quyosh shamoli - quyosh atmosferasining tashqi qobig'idan materiyaning (plazmaning) uzluksiz chiqishi. U protonlar, atom yadrolari va elektronlardan iborat. Quyosh shamolining tezligi Quyoshda sodir bo'layotgan jarayonlarga qarab 300 km/sek dan 1500 km/sekundgacha o'zgarishi mumkin. Quyosh shamoli butun yerga tarqaladi quyosh sistemasi va bilan o'zaro aloqada magnit maydon Yer turli hodisalarni keltirib chiqaradi, ulardan biri shimoliy yorug'likdir.

Quyoshning xususiyatlari

Quyoshning massasi: 2∙1030 kg (332,946 Yer massasi)
Diametri: 1 392 000 km
Radius: 696 000 km
O'rtacha zichlik: 1400 kg/m3
O'qning egilishi: 7,25 ° (ekliptika tekisligiga nisbatan)
Sirt harorati: 5,780 K
Quyosh markazidagi harorat: 15 million daraja
Spektral sinf: G2 V
Yerdan oʻrtacha masofa: 150 million km
Yoshi: 5 milliard yil
Aylanish davri: 25.380 kun
Yorqinligi: 3,86∙1026 Vt
Ko'rinib turgan kattaligi: 26,75 m

Osmon jismlarining xususiyatlari juda chalkash bo'lishi mumkin. Faqat yulduzlar zohiriy, mutlaq kattalik, yorqinlik va boshqa parametrlarga ega. Biz buni ikkinchisi bilan aniqlashga harakat qilamiz. Yulduzlarning yorqinligi qanday? Bu ularning tungi osmonda ko'rinishi bilan bog'liqmi? Quyoshning yorqinligi qanday?

Yulduzlarning tabiati

Yulduzlar yorug'lik chiqaradigan juda massiv kosmik jismlardir. Ular gravitatsion siqilish natijasida gazlar va changlardan hosil bo'ladi. Yulduzlarning ichida yadro reaktsiyalari sodir bo'ladigan zich yadro mavjud. Ular yulduzlarning porlashiga hissa qo'shadilar. Yoritgichlarning asosiy xarakteristikalari spektr, hajmi, yorqinligi, yorqinligi va ichki tuzilishidir. Bu parametrlarning barchasi ma'lum bir yulduz va uning massasiga bog'liq kimyoviy tarkibi.

Ushbu samoviy jismlarning asosiy "dizaynerlari" geliy va vodoroddir. Ularga nisbatan kichikroq miqdorda ular uglerod, kislorod va metallarni (marganets, kremniy, temir) o'z ichiga olishi mumkin. Yosh yulduzlar vaqt o'tishi bilan eng ko'p miqdorda vodorod va geliyga ega bo'lib, ularning nisbati boshqa elementlarga o'tadi.

Yulduzning ichki hududlarida vaziyat juda "issiq". Ulardagi harorat bir necha million Kelvinga etadi. Bu erda vodorod geliyga aylanadigan doimiy reaktsiyalar mavjud. Sirtda harorat ancha past va faqat bir necha ming Kelvinga etadi.

Yulduzlarning yorqinligi qanday?

Yulduzlar ichidagi termoyadro reaksiyalari energiya chiqishi bilan birga kechadi. Yorqinlik - bu samoviy jismning ma'lum vaqt ichida qancha energiya ishlab chiqarishini aniq aks ettiruvchi jismoniy miqdor.

Ko'pincha tungi osmondagi yulduzlarning yorqinligi kabi boshqa parametrlar bilan aralashtiriladi. Biroq, yorqinlik yoki ko'rinadigan qiymat hech qanday tarzda o'lchanmaydigan taxminiy xususiyatdir. Bu ko'p jihatdan yulduzning Yerdan uzoqligi bilan bog'liq va faqat yulduzning osmonda qanchalik yaxshi ko'rinishini tasvirlaydi. Ushbu qiymatning soni qanchalik kichik bo'lsa, uning yorqinligi shunchalik katta bo'ladi.

Aksincha, yulduzlarning yorqinligi ob'ektiv parametrdir. Bu kuzatuvchining qayerda ekanligiga bog'liq emas. Bu yulduzning o'ziga xos xususiyati bo'lib, uning energiya kuchini belgilaydi. U samoviy jism evolyutsiyasining turli davrlarida o'zgarishi mumkin.

Yorqinlikka taxminiy, lekin bir xil emas, mutlaq, u 10 parsek yoki 32,62 yorug'lik yili masofasida kuzatuvchiga ko'rinadigan yulduzning yorqinligini bildiradi. Odatda yulduzlarning yorqinligini hisoblash uchun ishlatiladi.

Yorqinlikni aniqlash

Osmon jismining chiqaradigan energiya miqdori vatt (Vt), soniyada joul (J/s) yoki sekundiga erg (erg/s) bilan o'lchanadi. Kerakli parametrni topishning bir necha yo'li mavjud.

Agar kerakli yulduzning mutlaq kattaligini bilsangiz, uni L = 0,4 (Ma -M) formulasi yordamida osongina hisoblash mumkin. Shunday qilib, lotincha L harfi yorqinlikni, M harfi mutlaq kattalikni, Ma esa Quyoshning mutlaq kattaligini bildiradi (4,83 Ma).

Yana bir usul yoritgich haqida ko'proq ma'lumotni o'z ichiga oladi. Agar uning sirtining radiusi (R) va harorati (T ef) ni bilsak, u holda yorqinligini L=4pR 2 sT 4 ef formula bilan aniqlash mumkin. Lotincha s bu holda barqaror jismoniy miqdorni - Stefan-Boltzman doimiyligini bildiradi.

Quyoshimizning yorqinligi 3,839 x 10 26 vatt. Oddiylik va ravshanlik uchun olimlar odatda yorqinlikni solishtiradilar kosmik tana aynan shu qiymat bilan. Shunday qilib, Quyoshdan minglab yoki millionlab marta kuchsizroq yoki kuchliroq jismlar mavjud.

Yulduzlarning yorqinligi sinflari

Yulduzlarni bir-biri bilan solishtirish uchun astrofiziklar foydalanadilar turli tasniflar. Ular spektrlar, o'lchamlar, haroratlar va boshqalar bo'yicha bo'linadi. Ammo ko'pincha to'liqroq rasm uchun bir vaqtning o'zida bir nechta xususiyatlardan foydalaniladi.

Yoritgichlar chiqaradigan spektrlarga asoslangan Garvardning markaziy tasnifi mavjud. U lotin harflaridan foydalanadi, ularning har biri nurlanishning o'ziga xos rangiga mos keladi (O - ko'k, B - oq-ko'k, A - oq va boshqalar).

Bir xil spektrdagi yulduzlar turli xil yorug'likka ega bo'lishi mumkin. Shuning uchun olimlar Yerke tasnifini ishlab chiqdilar, bu parametrni hisobga oladi. U ularni mutlaq kattalikka asoslangan yorqinligi bilan ajratadi. Bunday holda, har bir yulduz turiga nafaqat spektrning harflari, balki yorug'lik uchun mas'ul bo'lgan raqamlar ham beriladi. Shunday qilib, ular ajratadilar:

• gipergigantlar (0);
• eng yorqin supergigantlar (Ia+);
• yorqin supergigantlar (Ia);
• oddiy supergigantlar (Ib);
• yorqin gigantlar (II);
• oddiy gigantlar (III);
• subgigantlar (IV);
• asosiy ketma-ketlik mittilari (V);
• kichik mittilar (VI);
• oq mittilar (VII);

Yorqinlik qanchalik yuqori bo'lsa, mutlaq kattalik shunchalik past bo'ladi. Gigantlar va supergigantlar uchun u minus belgisi bilan ko'rsatilgan.

Yulduzlarning mutlaq kattaligi, harorati, spektri va yorqinligi o'rtasidagi bog'liqlik Gertssprung-Rassel diagrammasi orqali ko'rsatilgan. U 1910 yilda qabul qilingan. Diagramma Garvard va Yerke tasniflarini birlashtiradi va bizga yoritgichlarni yanada yaxlit ko'rish va tasniflash imkonini beradi.

Yorqinlik farqi

Yulduzlarning parametrlari bir-biri bilan kuchli bog'liqdir. Yorqinlikka yulduzning harorati va uning massasi ta'sir qiladi. Va ular ko'p jihatdan yulduzning kimyoviy tarkibiga bog'liq. Yulduzning massasi qanchalik katta bo'lsa, undagi og'ir elementlar kamroq bo'ladi (vodorod va geliydan og'irroq).

Gipergiantlar va turli supergigantlar eng katta massaga ega. Ular koinotdagi eng kuchli va eng yorqin yulduzlar, lekin ayni paytda ular eng kam uchraydigan yulduzlardir. Mittilar, aksincha, past massa va yorqinlikka ega, ammo barcha yulduzlarning taxminan 90% ni tashkil qiladi.

Hozirda ma'lum bo'lgan eng massiv yulduz ko'k gipergigant R136a1 hisoblanadi. Uning yorqinligi Quyoshnikidan 8,7 million marta oshadi. Cygnus (P Cygnus) yulduz turkumidagi o'zgaruvchan yulduz Quyoshning yorqinligidan 630 000 marta, S Doradus esa bu parametrdan 500 000 marta oshadi. Ma'lum bo'lgan eng kichik yulduzlardan biri, 2MASS J0523-1403, yorqinligi 0,00126 quyoshga teng.

Vizual ravishda yulduzlar er yuzidagi kuzatuvchiga boshqacha ko'rinadi: ba'zilari yorqinroq porlaydi, boshqalari xiralashadi.

Biroq, bu hali ularning nurlanishining haqiqiy kuchini ko'rsatmaydi, chunki yulduzlar turli masofalarda joylashgan.

Masalan, Orion yulduz turkumidagi ko'k Rigelning ko'rinadigan kattaligi 0,11 ga, osmonda yaqin joylashgan eng yorqin Sirius esa minus 1,5 ko'rinadigan kattalikka ega.

Biroq, Rigel Siriusga qaraganda 2200 marta ko'proq ko'rinadigan energiya chiqaradi va u bizdan Siriusdan 90 marta uzoqroq bo'lgani uchungina zaifroq ko'rinadi.

Shunday qilib, ko'rinadigan kattalikning o'zi yulduzning xarakteristikasi bo'la olmaydi, chunki u masofaga bog'liq.

Yulduzning nurlanish kuchining haqiqiy xususiyati uning yorqinligi, ya'ni yulduzning vaqt birligida chiqaradigan umumiy energiyasidir.

Yorqinlik astronomiyada astronomik ob'ekt (sayyora, yulduz, galaktika va boshqalar) vaqt birligida chiqaradigan umumiy energiya. Mutlaq birliklarda o'lchanadi: vatt (Vt) - dyuym Xalqaro tizim SI birliklari; erg/s – GHS tizimida (santimetr-gram-soniya); yoki quyosh nuri birliklarida (quyosh yorqinligi L s = 3,86·10 33 erg/s yoki 3,8·10 26 Vt).

Yorqinlik ob'ektgacha bo'lgan masofaga bog'liq emas, faqat ko'rinadigan kattalik unga bog'liq.

Yorqinlik yulduzlarning eng muhim xususiyatlaridan biri bo'lib, ular orasidagi taqqoslash imkonini beradi Har xil turlar"spektr - yorqinlik", "massa - yorqinlik" diagrammalarida yulduzlar.

Bu erda R - yulduzning radiusi, T - uning sirtining harorati, s - Stefan-Boltzman doimiysi.

Yulduzlarning yorqinligi, shuni ta'kidlash kerakki, juda xilma-xildir: yorug'ligi Quyoshdan 500 000 marta katta bo'lgan yulduzlar va yorqinligi taxminan bir xil miqdorda kamroq bo'lgan mitti yulduzlar bor.

Yulduzning yorqinligini fizik birliklarda (masalan, vattlarda) o'lchash mumkin, ammo astronomlar ko'pincha yulduzlarning yorqinligini quyosh nuri birliklarida ifodalaydilar.

Bundan tashqari, yulduzning haqiqiy yorqinligini ifodalash mumkin mutlaq kattalik.

Tasavvur qilaylik, biz barcha yulduzlarni yonma-yon joylashtirdik va ularni bir xil masofadan ko'rmoqdamiz. Keyin ko'rinadigan kattalik endi masofaga bog'liq bo'lmaydi va faqat yorug'lik bilan aniqlanadi.

Standart masofa 10 ps (parsek).

Yulduzning bu masofada bo'lishi mumkin bo'lgan ko'rinadigan kattalik (m) mutlaq kattalik (M) deb ataladi.

Shunday qilib, mutlaq kattalik ob'ekt yorqinligining miqdoriy xarakteristikasi bo'lib, ob'ekt 10 parsek standart masofada bo'lishi mumkin bo'lgan kattalikka teng.

Yoritish masofaning kvadratiga teskari proportsional bo'lgani uchun

bu erda E - Yerdan r parsek uzoqlikda joylashgan yulduz tomonidan yaratilgan yorug'lik; E 0 - standart masofadan bir xil yulduzdan yorug'lik r 0 (10 dona).

Pogson formulasidan foydalanib, biz quyidagilarni olamiz:

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

bu nazarda tutadi

M = m + 5lgr 0 - 5lgr.

Uchun r 0 = 10 dona

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

Agar (1) da r = r 0 = 10 dona, Bu M = m- mutlaq kattalik ta'rifi bo'yicha.

Ko'rinadigan (m) va mutlaq (M) kattaliklar orasidagi farq masofa moduli deb ataladi

m - M = 5 lgr - 5.

M faqat yulduzning o'zining yorqinligiga bog'liq bo'lsa, m ham unga bo'lgan masofa r (ps) ga bog'liq.

Masalan, bizga eng yorqin va eng yaqin yulduzlardan biri - Kentavr uchun mutlaq kattalikni hisoblaylik.

Uning zohiriy kattaligi -0,1, masofasi 1,33 ps. Ushbu qiymatlarni formula (1) ga almashtirib, biz quyidagilarni olamiz: M = -0,1 + 5 - 5lg1,33 = 4,3.

Ya'ni, Kentavrning mutlaq kattaligi Quyoshning mutlaq kattaligiga yaqin, 4,8 ga teng.

Yulduzlar nurining yulduzlararo muhit tomonidan yutilishini ham hisobga olish kerak. Bu yutilish yulduzning yorqinligini zaiflashtiradi va ko'rinadigan kattalikni m oshiradi.

Ushbu holatda: m = M - 5 + 5lgr + A(r), bu erda A(r) atamasi yulduzlararo yutilishni hisobga oladi.

Yorqinlik
Ko'rinadigan va mutlaq kattaliklar
Vikipediya