Tähdet ovat kauniita, ihmeellisiä asioita. Kuten planeetat, planetoidit ja muut tähtikappaleet, niitä on monia kokoja, muotoja ja jopa värejä. Ja monien vuosisatojen aikana tähtitieteilijät ovat oppineet erottamaan useita erityyppisiä tähtiä näiden perusominaisuuksien perusteella.
Esimerkiksi tähden väri – joka vaihtelee sinertävänvalkoisesta ja keltaisesta oranssiin ja punaiseen – johtuu ensisijaisesti sen koostumuksesta ja tehokkaasta lämpötilasta. Ja aina tähdet lähettävät valoa, joka on useiden eri aallonpituuksien yhdistelmä. Lisäksi tähden väri voi muuttua ajan myötä.
Sävellys:
Eri elementit säteilevät eri aallonpituuksilla sähkömagneettista säteilyä kuumennettaessa. Tähtien tapauksessa se sisältää sen pääaineosat (vety ja helium), mutta myös sen muodostavat erilaiset hivenaineet. Näkemämme väri on näiden erilaisten sähkömagneettisten aallonpituuksien yhdistelmä, joita kutsutaan nimellä a Planckin käyrä .
Kaavio, joka havainnollistaa Weinin lakia, joka kuvaa mustan kappaleen säteilyn säteilyä sen huippuaallonpituuden perusteella. Luotto: Wikipedia Commons/Darth
Aallonpituutta, jolla tähti säteilee eniten valoa, kutsutaan tähden 'huippuaallonpituudeksi' (joka tunnetaan ns. Wienin laki ), joka on sen Planck-käyrän huippu. Kuitenkin, kuinka tuo valo näyttää ihmissilmälle, lieventää myös sen Planck-käyrän muiden osien panos.
Lyhyesti sanottuna, kun spektrin eri värejä yhdistetään, ne näyttävät valkoisilta paljaalla silmällä. Tämä saa tähden näennäisen värin näyttämään vaaleammalta kuin siellä, missä tähden huippuaallonpituus osuu värispektriin. Ajattele aurinkoamme. Huolimatta siitä, että sen huippuemissioaallonpituus vastaa spektrin vihreää osaa, sen väri näyttää vaaleankeltaiselta.
Tähtien koostumus on seurausta sen muodostumishistoriasta. Ever-tähti syntyy kaasusta ja pölystä koostuvasta sumusta, ja jokainen niistä on erilainen. Vaikka tähtienvälisessä väliaineessa olevat sumut koostuvat suurelta osin vedystä, joka on tähtien luomisen pääpolttoaine, niissä on myös muita elementtejä. Sumun kokonaismassa sekä sen muodostavat eri elementit määräävät, millainen tähti syntyy.
Värinmuutos, jonka nämä alkuaineet lisäävät tähtiin, ei ole kovin ilmeinen, mutta sitä voidaan tutkia spektroanalyysinä tunnetun menetelmän ansiosta. Tutkimalla tähtien tuottamia eri aallonpituuksia spektrometrillä tiedemiehet voivat määrittää, mitä elementtejä sisällä palaa.
Lämpötila ja etäisyys:
Toinen tärkeä tekijä, joka vaikuttaa tähden väriin, on sen lämpötila. Kun tähtien lämpö lisääntyy, kokonaissäteilyenergia kasvaa ja käyrän huippu siirtyy lyhyemmille aallonpituuksille. Toisin sanoen, kun tähti kuumenee, sen lähettämä valo työntyy yhä pidemmälle spektrin sinistä päätä kohti. Kun tähdet kylmenevät, tilanne on päinvastainen (katso alla).
Kolmas ja viimeinen tekijä, joka vaikuttaa siihen, minkä valon tähti näyttää säteilevän, tunnetaan nimellä Doppler-ilmiö . Äänen, valon ja muiden aaltojen taajuus voi kasvaa tai laskea lähteen ja havainnoinnin välisen etäisyyden perusteella.
Tähtitiedessä tämä vaikutus aiheuttaa niin sanotun 'punasiirtymän' ja 'sinisiirron' - jossa kaukaisesta tähdestä tuleva näkyvä valo siirtyy spektrin punaiseen päähän, jos se liikkuu poispäin, ja sinistä päätä kohti. jos se liikkuu lähemmäs.
Nykyaikainen luokitus:
Nykyaikainen tähtitiede luokittelee tähdet niiden olennaisten ominaisuuksien perusteella, joihin kuuluvat niiden spektriluokka (eli väri), lämpötila, koko ja kirkkaus. Useimmat tähdet luokitellaan tällä hetkellä alle Morgan-Keenan (MK) järjestelmä, joka luokittelee tähdet lämpötilan perusteella kirjaimillaTAI,B,TO,F,G,TO, jaM, – O on kuumin ja M viilein.
Jokainen kirjainluokka jaetaan sitten alaryhmiin käyttämällä numeerista numeroa0on kuumin ja9ovat viileimpiä (esim. O1 - M9 ovat kuumimmista kylmimpiin tähtiin). MK-järjestelmässä kirkkausluokka lisätään roomalaisin numeroin. Nämä perustuvat tiettyjen tähtien spektrin absorptioviivojen leveyteen (jotka vaihtelevat ilmakehän tiheyden mukaan), mikä erottaa jättiläistähdet kääpiöistä.
Valoisuusluokat 0 ja I koskevat hyper- tai superjättiläisiä; luokat II, III ja IV koskevat vastaavasti kirkkaita, säännöllisiä jättiläisiä ja alajättiläisiä; luokka V on tarkoitettu pääsarjan tähdille; ja luokka VI ja VII koskevat alikääpiöitä ja kääpiötähtiä. Siellä on myös Hertzsprung-Russell-kaavio , joka liittää tähtiluokituksen absoluuttiseen suuruuteen (eli luontaiseen kirkkauteen), luminositeettiin ja pintalämpötilaan.
Spektrityypeille käytetään samaa luokitusta, joka vaihtelee sinisestä ja valkoisesta toisessa päässä punaiseen toisessa, joka sitten yhdistetään tähtien absoluuttiseen visuaaliseen suuruuteen (ilmaistuna Mv) niiden sijoittamiseksi 2-ulotteiselle kaaviolle (katso alla). ).
Hertzspirg-Russel-kaavio, joka näyttää suhteen tähden värin AM välillä. valoisuus ja lämpötila. Luotto: astronomy.starrynight.com
O-alueen tähdet ovat keskimäärin kuumempia kuin muut luokat ja saavuttavat jopa 30 000 K tehollisen lämpötilan. Samalla ne ovat myös suurempia ja massiivisempia, ja niiden koko on yli 6 ja puoli auringon säteitä ja jopa 16 auringon massaa. Alapäässä K- ja M-tyypin tähdet (oranssit ja punaiset kääpiöt) ovat yleensä viileämpiä (vaihtelevat 2400-5700 K), mitattuna 0,7-0,96 kertaa aurinkomme ja ne ovat missä tahansa 0,08-0,8 massiivisia.
Tähtien evoluutio:
Tähdet käyvät myös läpi evoluution elinkaari , jonka aikana niiden koot, lämpötilat ja värit muuttuvat. Esimerkiksi kun aurinkomme tyhjentää kaiken vedyn ytimeessään, se muuttuu epävakaaksi ja romahtaa oman painonsa alla. Tämä saa ytimen lämpenemään ja tihenemään, jolloin Auringon koko kasvaa.
Tässä vaiheessa se on jättänyt omansa Pääsekvenssi vaiheeseen ja astui sisään Punaisen jättiläisen vaihe sen elämästä, jolle (kuten nimestä voisi päätellä) on ominaista laajentuminen ja siitä tulee syvän punainen. Kun näin tapahtuu, on teoriassa aurinkomme laajenevan Ne kattavat Merkuriuksen ja jopa Venuksen kiertoradat .
Jos maapallo selviää tästä laajenemisesta, se on niin lähellä, että se muuttuu asumiskelvottomaksi. Kun aurinkomme saavuttaa punaisen jättiläisen jälkeisen vaiheen, Aurinko alkaa sinetöidä massaa jättäen jäljelle paljastetun ytimen, joka tunnetaan nimellä valkoinen kääpiö . Tämä jäännös säilyy biljoonia vuosia ennen kuin haalistuu mustaksi.
Tämän uskotaan pätevän kaikkiin tähtiin, joiden Auringon massa on 0,5–1 (puolet tai yhtä paljon aurinkomme massasta). Tilanne on hieman erilainen, kun on kyse pienimassaisista tähdistä (eli punaisista kääpiöistä), joilla on tyypillisesti noin 0,1 Auringon massaa.
Uskotaan, että nämä tähdet voivat pysyä pääsarjassaan noin kuudesta kahteentoista biljoonaan vuoteen eivätkä koe punaisen jättiläisen vaihetta. Niiden lämpötila ja kirkkaus kasvavat kuitenkin vähitellen, ja ne ovat olemassa vielä useita satoja miljardeja vuosia ennen kuin ne lopulta romahtavat valkoiseksi kääpiöksi.
Toisaalta, superjättiläiset tähdet (jopa 100 aurinkomassaa tai enemmän) ytimessä on niin paljon massaa, että he todennäköisesti kokevat heliumin syttymisen heti, kun he käyttävät vetyvaransa loppuun. Sellaisenaan he eivät todennäköisesti selviä punaisista superjättiläisistä, vaan päättävät elämänsä massiiviseen supernovaan.
Tämän kaiken hajottamiseksi tähdet vaihtelevat väriltään riippuen niiden kemiallisesta koostumuksesta, koosta ja lämpötiloista. Ajan myötä näiden ominaisuuksien muuttuessa (polttoaineen kulutuksen seurauksena) monet tummuvat ja muuttuvat punaisemmiksi, kun taas toiset räjähtävät upeasti. Mitä enemmän tähdet tarkkailevat, sitä enemmän saamme tietää universumistamme ja sen pitkästä, pitkästä historiasta!
Olemme kirjoittaneet monia artikkeleita tähdistä Universe Today -sivustolla. Tässä Mikä on maailmankaikkeuden suurin tähti? , Mikä on binaaritähti? , Liikkuvatko tähdet? , Mitkä ovat kuuluisimmat tähdet? , Mikä on kirkkain tähti taivaalla, menneisyys ja tulevaisuus?
Haluatko lisätietoja tähdistä? Tässä Hubblesiten uutistiedotteet tähdistä ja lisätietoja osoitteesta NASA kuvittelee maailmankaikkeuden .
Olemme äänittäneet useita jaksoja Astronomy Cast -sarjasta tähdistä. Tässä on kaksi, joista saatat olla apua: Jakso 12: Mistä Baby Stars tulevat? , ja Jakso 13: Minne tähdet menevät kuollessaan ?
Lähteet: