به استثنای ماه و همه سیارات، هر جسم به ظاهر ثابت در آسمان یک ستاره است - یک منبع انرژی گرما هسته ای، و انواع ستاره ها از کوتوله تا ابرغول متغیر است.

ستاره ما یک ستاره است، اما بسیار درخشان و بزرگ به نظر می رسد زیرا به ما بسیار نزدیک است. بیشتر ستارگان حتی در تلسکوپ های قدرتمند مانند نقاط نورانی به نظر می رسند و با این وجود، ما چیزی در مورد آنها می دانیم. بنابراین، ما می دانیم که آنها در اندازه های مختلف هستند و حداقل نیمی از آنها شامل دو یا چند ستاره است که توسط گرانش محدود شده اند.

ستاره چیست؟

ستاره ها- اینها توپهای گازی عظیمی از هیدروژن و هلیوم با ردپایی از عناصر شیمیایی دیگر هستند. گرانش ماده را به داخل می کشد و فشار گاز داغ آن را بیرون می راند و تعادل برقرار می کند. منبع انرژی یک ستاره در هسته آن نهفته است، جایی که میلیون ها تن هیدروژن در هر ثانیه ذوب می شوند و هلیوم را تشکیل می دهند. و اگرچه این فرآیند تقریباً 5 میلیارد سال است که به طور مداوم در اعماق خورشید در جریان است، تنها بخش بسیار کمی از تمام ذخایر هیدروژن مصرف شده است.

انواع ستاره ها

ستاره های دنباله اصلی در آغاز قرن بیستم. هلندی Einar Hertzsprung و Henry Norris Russell از ایالات متحده یک نمودار Hertzsprung-Russell (HR) ساختند که در امتداد محورهای آن، درخشندگی یک ستاره بسته به دمای سطح آن ترسیم می شود، که امکان تعیین فاصله تا ستاره را فراهم می کند. ستاره ها.

بیشتر ستارگان، از جمله خورشید، در نواری قرار می‌گیرند که به صورت مورب بر روی نمودار HR که دنباله اصلی نامیده می‌شود، می‌رود. این ستارگان اغلب کوتوله نامیده می شوند، اگرچه برخی از آنها 20 برابر بزرگتر از خورشید هستند و 20 هزار بار درخشانتر می درخشند.

کوتوله های قرمز

در انتهای سرد و کم نور دنباله اصلی، کوتوله های قرمز، رایج ترین نوع ستاره ها قرار دارند. آنها که کوچکتر از خورشید هستند، از ذخایر سوخت خود به میزان اندکی استفاده می کنند تا وجود خود را ده ها میلیارد سال افزایش دهند. اگر تمام کوتوله های قرمز دیده می شد، آسمان به معنای واقعی کلمه مملو از آنها می شد. با این حال، کوتوله‌های قرمز چنان ضعیف می‌درخشند که ما فقط می‌توانیم نزدیک‌ترین‌ها مانند پروکسیما قنطورس را مشاهده کنیم.

کوتوله های سفید

حتی کوچکتر از کوتوله های قرمز، کوتوله های سفید هستند. به طور معمول، قطر آنها تقریباً برابر با قطر زمین است، اما جرم آنها می تواند برابر با جرم خورشید باشد. حجم ماده کوتوله سفید برابر با حجم این کتاب حدود 10 هزار تن جرم خواهد داشت! موقعیت آنها در نمودار HR نشان می دهد که آنها بسیار متفاوت از کوتوله های قرمز هستند. منبع اتمی آنها تمام شده است.

غول های سرخ

بعد از ستارگان دنباله اصلی، رایج ترین آنها غول های قرمز هستند. دمای سطح آن‌ها تقریباً برابر با کوتوله‌های قرمز است، اما بسیار روشن‌تر و بزرگ‌تر هستند، بنابراین در بالای دنباله اصلی در نمودار HR قرار دارند. جرم این غول ها معمولاً تقریباً برابر با خورشید است، اما اگر یکی از آنها جای ستاره ما را بگیرد، سیارات درونی منظومه شمسی در جو آن قرار می گیرند.

ابرغول ها

در بالای نمودار GR ابرغول های کمیاب قرار دارند. Betelgeuse، در شانه جبار، تقریبا 1 میلیارد کیلومتر عرض دارد. یکی دیگر از شی درخشان در جبار، ریگل، یکی از درخشان ترین ستاره های قابل مشاهده با چشم غیر مسلح است. تقریباً ده برابر کوچکتر از بتلژوز و در عین حال تقریباً 100 برابر بزرگتر از اندازه خورشید است.

ستارگان غول پیکر - سرنوشت کیهانی این منورهای عظیم الجثه باعث شد که آنها به عنوان یک ابرنواختر در زمان مشخصی منفجر شوند.

همه ستاره ها به یک شکل متولد می شوند. یک ابر غول پیکر از هیدروژن مولکولی تحت تأثیر گرانش شروع به فروپاشی به یک توپ می کند تا زمانی که دمای داخلی باعث همجوشی هسته ای شود. در سراسر وجود خود، نورها در حالت مبارزه با خود هستند، لایه بیرونی توسط نیروی گرانش تحت فشار قرار می گیرد، و هسته تحت فشار نیروی ماده گرم شده، تمایل به انبساط دارد. در طول وجود خود، هیدروژن و هلیوم به تدریج در مرکز می سوزند و ستارگان معمولی با جرم قابل توجه به ابرغول تبدیل می شوند. چنین اجرامی در تشکیلات جوان مانند کهکشان های نامنظم یا خوشه های باز یافت می شوند.

ویژگی ها و گزینه ها

جرم نقش تعیین کننده ای در تشکیل ستارگان دارد - مقدار بیشتری انرژی در یک هسته بزرگ سنتز می شود که باعث افزایش دمای ستاره و فعالیت آن می شود. با نزدیک شدن به دوره نهایی وجود، اجسامی با وزن بیش از 10 تا 70 برابر جرم خورشیدی به ابرغول تبدیل می شوند. در نمودار هرتزسپرونگ-راسل، که رابطه قدر، درخشندگی، دما و نوع طیفی ستاره را مشخص می کند، چنین نورهایی در بالا قرار دارند که نشان دهنده قدر ظاهری اجسام بالا (از 5+ تا 12+) است. آنها کوتاه‌تر از ستاره‌های دیگر هستند، زیرا در پایان فرآیند تکاملی، زمانی که ذخایر سوخت هسته‌ای در حال اتمام است، به حالت خود می‌رسند. در اجسام داغ، هلیوم و هیدروژن تمام می‌شوند و احتراق با هزینه اکسیژن و کربن و بیشتر تا آهن ادامه می‌یابد.

طبقه بندی ستارگان غول پیکر

بر اساس طبقه بندی یرکس، که نشان دهنده تابعیت طیف درخشندگی است، ابرغول ها به کلاس I تعلق دارند. آنها به دو گروه تقسیم شدند:

• Ia - ابرغول های درخشان یا ابرغول ها.
• Ib ابرغول هایی با نور کمتر هستند.

با توجه به نوع طیفی آنها در طبقه بندی هاروارد، این ستارگان محدوده ای از O تا M را اشغال می کنند. ابرغول های آبی با کلاس های O، B، A، قرمز - K، M، زردهای متوسط ​​و ضعیف - F، G نشان داده می شوند.

ابرغول های سرخ

ستارگان بزرگ زمانی که کربن و اکسیژن شروع به سوختن در هسته خود می کنند دنباله اصلی را ترک می کنند - آنها به ابرغول قرمز تبدیل می شوند. پوسته گاز آنها به اندازه های عظیمی رشد می کند و در میلیون ها کیلومتر گسترش می یابد. فرآیندهای شیمیایی که با نفوذ همرفت از پوسته به هسته رخ می دهد منجر به سنتز عناصر سنگین قله آهن می شود که پس از انفجار در فضا پراکنده می شوند. این ابرغول های سرخ هستند که معمولاً به زندگی یک ستاره پایان می دهند و در یک ابرنواختر منفجر می شوند. پوشش گازی ستاره باعث ایجاد یک سحابی جدید می شود و هسته منحط به یک کوتوله سفید تبدیل می شود. و - بزرگترین اجرام در میان ستاره های قرمز در حال مرگ.

ابرغول های آبی

برخلاف غول‌های قرمز که عمر طولانی دارند، این ستارگان جوان و داغ هستند که جرم آنها 10-50 برابر خورشید و شعاع آنها 20-25 برابر بیشتر است. دمای آنها قابل توجه است - 20-50 هزار درجه است. سطح ابرغول های آبی به دلیل فشرده سازی به سرعت در حال کاهش است، در حالی که تابش انرژی درونی به طور مداوم در حال رشد است و دمای ستاره را افزایش می دهد. نتیجه این فرآیند تبدیل ابرغول های قرمز به غول های آبی است. ستاره شناسان متوجه شده اند که ستارگان مراحل مختلفی را در رشد خود طی می کنند که در مراحل میانی زرد یا سفید می شوند. درخشان ترین ستاره، جبار، نمونه ای عالی از یک ابرغول آبی است. جرم چشمگیر آن 20 برابر بیشتر از خورشید است، درخشندگی آن 130 هزار بار بیشتر است.

مجله: اسرار جهان شماره 6 (116)، 2017
دسته: اخترفیزیک

ابرغول های سرخ

با این حال، حتی نزدیکترین ستارگان آنقدر از ما دور هستند که حتی در بهترین تلسکوپ های مدرن نیز فقط به صورت نقاط نورانی قابل مشاهده هستند. بنابراین، تنها در آغاز قرن بیستم، دانشمندان راهی برای محاسبه قطر واقعی ستارگان پیدا کردند. نتایج تحقیق شگفت انگیز بود - آسمان پرستاره هم توسط کوتوله ها و هم غول ها پر شده است. بنابراین، قطر ستاره Betelgeuse در سال 1920 اندازه گیری شد و تقریباً 350 برابر بزرگتر از قطر خورشید بود. سطح Betelgeuse تقریباً 120 هزار بار بزرگتر از سطح آن است و حجم آن 40 میلیون بار بزرگتر از حجم ستاره ما است! اگر بتلژوز در جای خورشید قرار می گرفت، تمام فضای بسیار فراتر از مدار مریخ را پر می کرد.
اما این غول آسمانی از بزرگترین ستاره در گستره وسیع فضا فاصله دارد. برای مدت طولانی، VY، که در صورت فلکی Canis Major قرار دارد، بزرگترین ستاره محسوب می شد. شعاع این ستاره یک میلیارد کیلومتر است که یک و نیم هزار برابر شعاع خورشید است. تصوری از اندازه این غول پیکر با محاسبات زیر ارائه می شود: یک چرخش به دور یک ستاره غول پیکر 1200 سال طول می کشد و سپس اگر با سرعت 800 کیلومتر در ساعت پرواز کنید. اگر قطر زمین را به 1 سانتی متر کاهش دهیم و VY را نیز به نسبت کاهش دهیم، اندازه دومی 2.2 کیلومتر خواهد بود. درست است، جرم این ستاره "فقط" 40 برابر جرم خورشید است (این با این واقعیت توضیح داده می شود که چگالی ستارگان ابرغول بسیار کم است). اما VY 500 هزار بار قوی تر از جسم بهشتی ما می درخشد.

زندگی ستاره ای

Betelgeuse و VY ابرغول قرمز هستند. همانطور که مشخص است، ستاره ها از تجمع کیهانی هیدروژن تشکیل شده اند. هنگامی که چنین ابری به اندازه کافی متراکم باشد، نیروهای گرانشی شروع به عمل کرده و باعث فشرده شدن و گرم شدن گاز می شود. با رسیدن به حد معینی، واکنش های گرما هسته ای در مرکز گرم و فشرده ابر آغاز می شود - این بدان معنی است که ستاره روشن شده است. در ستاره شعله ور، هیدروژن طی میلیون ها و حتی میلیاردها سال به هلیوم تبدیل می شود. اگر ستاره به اندازه کافی بزرگ باشد، زمانی فرا می رسد که کربن و اکسیژن در واکنش های گرما هسته ای گنجانده می شوند - ستاره به یک غول سرخ یا ابرغول تبدیل می شود. پوشش گاز چنین ستاره ای به اندازه های عظیمی می رسد و در میلیون ها کیلومتر گسترش می یابد. ابرغول های سرخ معمولاً در یک انفجار ابرنواختری به زندگی خود پایان می دهند. از این گذشته، وجود یک ستاره با تعادل بین نیروهای گرانش، تمایل به فشرده سازی ستاره، و فشار تابش، "گسترش" آن از داخل تعیین می شود. هنگامی که تابش برای جبران میدان گرانشی ستاره کافی نباشد، یک فروپاشی فاجعه بار ستاره رخ می دهد. فشرده سازی گرانشی باعث "انفجار به داخل" می شود - این فرآیند با آزاد شدن مقدار عظیمی انرژی همراه است.
این ستاره تبدیل به ابرنواختر می شود و برای مدت کوتاهی درخشان تر از مجموع همه ستاره های کهکشان می درخشد. سپس انفجار ابرنواختر به پایان می رسد. پوسته گازی ستاره مرده باعث ایجاد یک سحابی جدید می شود و هسته منحط به جسمی با اندازه کوچک اما چگالی هیولایی تبدیل می شود (این می تواند یک کوتوله سفید، یک ستاره نوترونی یا حتی یک سیاهچاله باشد).
افسوس که بتلژوز، غول بزرگ، همسایه نزدیک منظومه شمسی از نظر استانداردهای کیهانی (که در حدود پنج هزار سال نوری از ما قرار دارد)، به مرحله نهایی تکامل خود رسیده است و ممکن است خیلی زود منفجر شود. و این فاجعه می تواند برای زمین خطرناک باشد. تابش یک ابرنواختر در طول انفجار به طور ناهموار هدایت می شود - حداکثر تابش توسط قطب های مغناطیسی ستاره تعیین می شود. و اگر معلوم شود که یکی از قطب های بتلژوز مستقیماً به سمت زمین است، پس از انفجار ابرنواختر یک جریان مرگبار از تشعشعات پرتو ایکس به سیاره ما برخورد خواهد کرد...

آیا می دانید که…

برخی از دانشمندان پیشنهاد می کنند که خورشید ممکن است یک ماهواره داشته باشد - ستاره "تاریک" Nemesis. این می تواند یک کوتوله سفید یا قهوه ای باشد که در فاصله 1.5 سال نوری به دور خورشید می چرخد. به گفته دانشمندانی که نویسندگان این فرضیه هستند، نمسیس می‌تواند تأثیر مخرب خاصی بر اجزای منظومه سیاره‌ای خورشیدی داشته باشد یا بهتر بگوییم مدار سیارک‌ها و دنباله‌دارها را تغییر دهد. این اجرام با تجربه نفوذ نمسیس، مسیر حرکت خود را به گونه ای تغییر می دهند که برای زمین خطرناک می شوند.

بزرگ و روشن

اما ابرغول های قرمز با سنگین ترین و درخشان ترین ستاره ها فاصله زیادی دارند. قهرمانان در میان ستارگانی که امروزه شناخته می شوند، ابرغول های آبی هستند. برخلاف قرمزها که عمر طولانی دارند، اینها ستارگان جوان و داغی هستند که میلیونها بار درخشانتر از خورشید هستند و جرم آنها دهها و صدها برابر بیشتر از جرم خورشید است. سطح ابرغول های آبی به دلیل فشرده سازی به سرعت در حال کاهش است، در حالی که تابش انرژی درونی به طور مداوم در حال رشد است و دمای ستاره را افزایش می دهد. این دسته از ستارگان شامل درخشان ترین ستاره ای است که دانشمندان به طور قابل اعتمادی شناخته اند. این کشف اخیرا اتفاق افتاد: در سال 2010، محققان در حین مطالعه ابر ماژلانی بزرگ، ستاره R136a1 را کشف کردند. این غول 256 برابر بزرگتر از خورشید ماست!
این بدان معناست که وزن R136a1 5×10 32 کیلوگرم است. یا تن! این داده ها برای دانشمندان آشکار شد، زیرا فرض بر این بود که ستاره هایی که بیش از 150 برابر جرم خورشید دارند وجود ندارند. علاوه بر این، R136a1 ده میلیون بار درخشان تر از خورشید است! این ستاره در ابر ماژلانی بزرگ، یک کهکشان کوتوله که به دور راه شیری ما می چرخد، قرار دارد. فاصله زمین تا سحابی 160 هزار سال نوری غیرقابل تصور است، بنابراین این ستاره غول پیکر با کمک تلسکوپ های قدرتمند قابل مشاهده است. و اگر این نور شگفت انگیز در محل یکی از ستارگان نزدیک به منظومه شمسی قرار می گرفت، درخشش R136a 1 از درخشش خورشید بیشتر می شد.
با این حال، ممکن است R136a1 به زودی عنوان قهرمانی را به ستاره دوگانه مرموز R144 که در اواسط آوریل 2013 کشف شد، واگذار کند. R144 یک منظومه منفرد متشکل از دو ستاره است که در مدارهای نزدیک به دور یکدیگر می چرخند و مجموع جرم آن حدود 300 جرم خورشید است. در آینده نزدیک، آنها ممکن است در یک جسم واحد ادغام شوند، که ستاره بزرگتر از رکورددار فعلی (که به احتمال زیاد به همین شکل متولد شده است) خواهد بود.
جسم مرموز LBV 1806-20، که ظاهراً روشنایی آن 12 میلیون بار بیشتر از خورشید (بیش از R136a1) است، یک ستاره دوگانه است. ستاره هیولایی LBV (متغیر آبی روشن) که در پشت گاز و غبار پنهان شده است، دارای جرم 130-190 خورشیدی است. این سوپراستار تقریباً همان مقدار انرژی را در 2-3 ثانیه ساطع می کند که خورشید در یک سال انجام می دهد. تصادفی نیست که LBV1806-20 و R144 دو ستاره هستند. مطالعات نشان می دهد که سه چهارم ابرغول های آبی یک ستاره همدم نزدیک دارند و حدود یک سوم از آنها در راه ادغام و تشکیل یک ستاره واحد هستند (یک چهارم باقیمانده ابرغول های آبی "تک" ظاهراً نتیجه ادغام گذشته است. از ستاره ها). بنابراین ، چنین ستاره هایی نام ناگفته "ستاره های خون آشام" را دریافت کردند (ستاره اصلی یک سیستم دوتایی ماده را از سطح همسایه خود "مکد" می کند).

آیا می دانید که…

خورشید یکی از 220 تا 400 میلیارد ستاره در کهکشان ما است. در مجموع، حدود 50 میلیارد ستاره در فهرست های نجومی گنجانده شده است - اما این تعداد عظیم تنها بخش کوچکی از ستارگان کهکشان ما است. در عین حال، ابزارهای مدرن به ما امکان رصد 130 میلیارد کهکشان را می دهند! تعداد ستارگان در جهان قابل مشاهده تقریباً 30 میلیارد تریلیون تخمین زده می شود.

به طرز وحشتناکی سنگین ...

با این حال، اگرچه ابرغول های آبی درخشان ترین ستاره های شناخته شده برای علم هستند، اما سوال سنگین ترین ستاره ها همچنان باز است. دلایلی وجود دارد که باور کنیم ستارگان "خنک" در فضایی با جرمی وجود دارند که R136a1 در پس زمینه آنها کوتوله به نظر می رسد. ستاره شناسان به Epsilon Aurigae علاقه مند هستند - ستاره ای به قدری سرد که با وجود اندازه هیولایی آن، حتی در قوی ترین تلسکوپ ها نیز قابل مشاهده نیست، زیرا تابش ضعیف آن تقریباً به طور کامل در ناحیه فروسرخ قرار دارد. ما در مورد وجود این ستاره "پنهان" فقط به این دلیل می دانیم که یک ماهواره درخشان دارد که به طور دوره ای آن را می گیرد. بر اساس شواهد غیرمستقیم، دانشمندان پیشنهاد کرده اند که شی مرموز "کسوف" یک ستاره تاریک است - یک غول مادون قرمز با قطر 4 میلیارد کیلومتر. اگر این فرضیه درست باشد، اپسیلون اوریگا با قرار گرفتن در محل خورشید، تمام فضای منظومه شمسی را تا مدار اورانوس پر می کند!
در همین حال، نمی‌توان گفت که ابرغول‌های فروسرخ به چه اندازه می‌توانند برسند - به هر حال، تشخیص ستاره‌ای به قدری سرد که تقریباً منحصراً در قسمت فروسرخ طیف منتشر می‌شود، بسیار دشوار است. بدون شک، ستارگان تاریک بسیار بزرگتر از Epsilon Aurigae در اعماق فضا کمین کرده اند - و تنها می توان حدس زد که حداکثر اندازه (و حداکثر جرم) آنها به چه اندازه می توانند برسند.
هر چه فرضیه درست باشد، شکی نیست که رکوردداران جدیدی در میان ستارگان به زودی ظاهر خواهند شد - از این گذشته، دانشمندان از کاوش در فضا و اکتشافات جدید خسته نشده اند. چه کسی می داند چه لویاتان هایی در فضای وسیع پنهان شده اند؟

در میان ستاره ها غول ها و کوتوله ها وجود دارند. بزرگترین آنها غول های قرمز هستند که با وجود تابش ضعیف آنها از یک متر مربع سطح، 50000 برابر قوی تر از خورشید می درخشند. بزرگترین غول ها 2400 برابر بزرگتر از خورشید هستند. در داخل آنها می توانند منظومه شمسی ما را تا مدار زحل در خود جای دهند. سیریوس یکی از ستارگان سفید است، 24 برابر قدرتمندتر از خورشید می درخشد، قطر آن تقریباً دو برابر خورشید است.

اما ستاره های کوتوله زیادی وجود دارند. اینها بیشتر کوتوله های قرمز با قطر نیم یا حتی یک پنجم قطر خورشید ما هستند. خورشید یک ستاره متوسط ​​است؛ میلیاردها ستاره در کهکشان ما وجود دارد.

کوتوله های سفید جایگاه ویژه ای در بین ستارگان دارند. اما بعداً به عنوان آخرین مرحله تکامل یک ستاره معمولی مورد بحث قرار خواهند گرفت.

ستاره های متغیر

ستارگان متغیر ستارگانی هستند که روشنایی آنها متفاوت است. برخی از ستارگان متغیر به صورت دوره ای روشنایی را تغییر می دهند، در حالی که برخی دیگر تغییرات تصادفی در روشنایی را تجربه می کنند. برای تعیین ستاره های متغیر، از حروف لاتین استفاده می شود که صورت فلکی را نشان می دهد. در یک صورت فلکی، ستارگان متغیر به ترتیب به یک حرف لاتین، ترکیبی از دو حرف، یا حرف V با یک عدد اختصاص داده می‌شوند. به عنوان مثال، S Car، RT Per، V 557 Sgr.

ستارگان متغیر به سه دسته بزرگ تقسیم می شوند: تپنده، فوران (انفجار) و گرفت.

ستارگان تپنده تغییرات ملایمی در روشنایی از خود نشان می دهند. آنها به دلیل تغییرات دوره ای در شعاع و دمای سطح ایجاد می شوند. دوره های ستارگان تپنده از کسری از روز (ستارگان نوع RR Lyrae) تا ده ها (قیفاووس) و صدها روز (ستارگان نوع Mirids - Mira Ceti) متفاوت است. حدود 14 هزار ستاره تپنده کشف شده است.

دسته دوم ستارگان متغیر انفجاری یا همان طور که به آنها ستاره های فوران کننده نیز گفته می شود. اینها اولاً شامل ابرنواخترها، نواخترها، نواخترهای مکرر، ستارگان جوزا نوع اول، ستارگان نواختر مانند و همزیست هستند. ستارگان فوران شامل ستارگان متغیر سریع جوان، ستارگان نوع IV Ceti و تعدادی از اجرام مرتبط هستند. تعداد متغیرهای فوران باز بیش از 2000 است.

ستارگان تپنده و فوران، ستارگان متغیر فیزیکی نامیده می شوند، زیرا تغییرات در روشنایی ظاهری آنها ناشی از فرآیندهای فیزیکی است که روی آنها اتفاق می افتد. این باعث تغییر دما، رنگ و گاهی اوقات اندازه ستاره می شود.

بیایید با جزئیات بیشتری جالب ترین انواع ستاره های متغیر فیزیکی را در نظر بگیریم. مثلاً قیفاووس. این یک نوع بسیار رایج و بسیار مهم از ستاره متغیر فیزیکی است. آنها ویژگی های ستاره قیفوس را دارند. درخشش آن مدام در حال تغییر است. تغییرات هر 5 روز و 8 ساعت تکرار می شود. براقیت سریعتر از کاهش بعد از حداکثر افزایش می یابد. Cephei یک ستاره متغیر تناوبی است. مشاهدات طیفی تغییراتی را در سرعت های شعاعی و کلاس طیفی نشان می دهد. رنگ ستاره نیز تغییر می کند. این بدان معنی است که تغییرات عمیقی با ماهیت کلی در ستاره رخ می دهد که علت آن تپش لایه های بیرونی ستاره است. قیفاووس ستارگان غیر ساکن هستند. فشرده سازی و انبساط متناوب تحت تأثیر دو نیروی متضاد رخ می دهد: نیروی جاذبه به سمت مرکز ستاره و نیروی فشار گاز که ماده را به بیرون رانده می کند. یکی از ویژگی های بسیار مهم قیفاووسی دوره است. برای هر ستاره معینی با دقت زیادی ثابت است. قیفاووس ستارگانی غول پیکر و ابرغول با درخشندگی زیاد هستند.

نکته اصلی این است که بین درخشندگی و دوره قیفاووسی رابطه وجود دارد: هر چه دوره روشنایی قیفاووس طولانی تر باشد، درخشندگی آن بیشتر است. بنابراین، از دوره شناخته شده از مشاهدات، می توان درخشندگی یا قدر مطلق و سپس فاصله تا قیفاووس را تعیین کرد. بسیاری از ستارگان احتمالاً برای مدتی در طول زندگی خود قیفاووس خواهند بود. بنابراین مطالعه آنها برای درک تکامل ستارگان بسیار مهم است. علاوه بر این، آنها به تعیین فاصله تا دیگر کهکشان ها کمک می کنند، جایی که به دلیل درخشندگی زیادشان قابل مشاهده هستند. قیفاووس همچنین به تعیین اندازه و شکل کهکشان ما کمک می کند.

نوع دیگری از متغیرهای منظم، میراس، ستارگان متغیر بلند دوره ای هستند که به نام ستاره میرا (O Ceti) نامگذاری شده اند. این غول‌های قرمز از طبقه طیفی که حجم عظیمی دارند و میلیون‌ها و ده‌ها میلیون بار از خورشید فراتر می‌روند. مضربان بسیار آهسته، با دوره های 80 تا 1000 روزه. تغییر در درخشندگی در پرتوهای بصری برای نمایندگان مختلف این نوع ستاره از 10 تا 2500 بار رخ می دهد. با این حال، کل انرژی ساطع شده تنها 2-2.5 بار تغییر می کند. شعاع ستارگان حول مقادیر متوسط ​​در محدوده 10-5 درصد در نوسان است و منحنی های نور مشابه منحنی های قیفاووسی است.

همانطور که قبلا ذکر شد، همه ستارگان متغیر فیزیکی تغییرات دوره ای را نشان نمی دهند. ستاره های شناخته شده زیادی وجود دارند که به متغیرهای نیمه منظم یا نامنظم تعلق دارند. برای چنین ستارگانی، مشاهده الگوهای تغییرات روشنایی دشوار یا حتی غیرممکن است.

اجازه دهید اکنون کلاس سوم ستارگان متغیر - متغیرهای گرفتار را در نظر بگیریم. اینها سیستم های دوتایی هستند که صفحه مداری آنها موازی با خط دید است. همانطور که ستارگان در اطراف یک مرکز گرانش مشترک حرکت می کنند، به طور متناوب یکدیگر را می گیرند که باعث نوساناتی در روشنایی آنها می شود. در خارج از ماه گرفتگی، نور هر دو جزء به ناظر می رسد و در طول ماه گرفتگی، نور توسط جزء گرفت کننده کاهش می یابد. در سیستم‌های نزدیک، تغییرات در روشنایی کل نیز می‌تواند به دلیل اعوجاج در شکل ستاره‌ها ایجاد شود. دوره های کسوف شدن ستاره ها از چند ساعت تا ده ها سال متغیر است.

سه نوع اصلی ستارگان متغیر در حال کسوف وجود دارد. اولین مورد ستاره های متغیر از نوع الگول است ( پرسئوس). اجزای این ستارگان کروی شکل هستند و اندازه ستاره همراه بزرگتر و درخشندگی کمتر از ستاره اصلی است. هر دو جزء یا سفید هستند یا ستاره اصلی سفید و ستاره همراه زرد است. در حالی که هیچ کسوفی وجود ندارد، روشنایی ستاره تقریبا ثابت است. هنگامی که ستاره اصلی گرفتار می شود، روشنایی به شدت کاهش می یابد (حداقل اولیه)، و زمانی که ماهواره پشت ستاره اصلی قرار می گیرد، کاهش روشنایی ناچیز است (حداقل ثانویه) یا اصلاً مشاهده نمی شود. از تجزیه و تحلیل منحنی نور می توان شعاع و درخشندگی اجزا را محاسبه کرد.

نوع دوم ستارگان متغیر گرفتار، ستارگانی از نوع هستند لیر. روشنایی آنها به طور مداوم و هموار در حدود دو قدر تغییر می کند. بین پایین ترین نقطه های اصلی، لزوماً یک پایین ثانویه کم عمق تر رخ می دهد. دوره های تغییرپذیری از نیم روز تا چند روز متغیر است. اجزای این ستارگان غول های عظیم آبی متمایل به سفید و سفید از کلاس های طیفی B و A هستند. به دلیل جرم قابل توجه و مجاورت نسبی آنها به یکدیگر، هر دو جزء تحت تأثیر جزر و مد شدید قرار می گیرند که در نتیجه آنها یک شکل بیضی در چنین جفت های نزدیک، اتمسفر ستارگان به یکدیگر نفوذ می کند و تبادل مداوم ماده رخ می دهد که بخشی از آن به فضای بین ستاره ای می رود.

سومین نوع ستارگان دوتایی گرفتار، ستارگانی هستند که پس از این ستاره، ستارگان نوع دب اصلی نامیده می شوند که دوره تغییرپذیری (و مداری) آنها تنها 8 ساعت است. تصور سرعت عظیمی که اجزای عظیم این ستاره با آن می چرخند دشوار است. انواع طیفی این ستارگان F و G هستند.

همچنین یک کلاس جداگانه کوچک از ستارگان متغیر - ستارگان مغناطیسی وجود دارد. آنها علاوه بر میدان مغناطیسی بزرگ، دارای ناهمگنی های قوی در ویژگی های سطح هستند. چنین ناهمگونی هایی در طول چرخش ستاره منجر به تغییر در روشنایی می شود.

برای تقریباً 20000 ستاره کلاس تغییرپذیری تعیین نشده است.

مطالعه ستارگان متغیر از اهمیت بالایی برخوردار است. ستارگان متغیر به تعیین سن منظومه های ستاره ای که در آن یافت می شوند و نوع جمعیت ستاره ای آنها کمک می کند. فاصله تا نقاط دوردست کهکشان ما و همچنین کهکشان های دیگر. مشاهدات مدرن نشان داده است که برخی از ستارگان دوگانه متغیر منابع تابش پرتو ایکس هستند.

ریگل و سحابی که آن را روشن می کند، IC 2118.

ابرغول آبی نوعی ابرغول (کلاس درخشندگی I) کلاس های طیفی O و B است.

خصوصیات عمومی

این ستارگان جوان، بسیار داغ و درخشان با دمای سطحی 20000 تا 50000 درجه سانتیگراد هستند. در نمودار Hertzsprung-Russell آنها در قسمت بالا سمت چپ قرار دارند. جرم آنها در محدوده 10-50 جرم خورشیدی است () ، حداکثر شعاع به 25 شعاع خورشیدی می رسد (). این ستاره های کمیاب و مرموز از داغ ترین، بزرگ ترین و درخشان ترین اجرام در منطقه مورد مطالعه هستند.

به دلیل جرم عظیمشان، طول عمر نسبتاً کوتاهی دارند (10-50 میلیون سال) و فقط در ساختارهای کیهانی جوان مانند خوشه های باز، بازوهای مارپیچی و کهکشان های نامنظم وجود دارند. آنها عملا هرگز در هسته کهکشان های مارپیچی و بیضوی یا در خوشه های کروی، که تصور می شود اجرام قدیمی هستند، یافت نمی شوند.

با وجود نادر بودن و عمر کوتاهشان، ابرغول های آبی اغلب در میان ستارگان قابل مشاهده با چشم غیر مسلح یافت می شوند. روشنایی ذاتی آنها تعداد کم آنها را جبران می کند.

تبدیل ابرغول ها

گاما اوریونیس، الگول B و خورشید (مرکز).

ابرغول های آبی ستارگان عظیمی هستند که در مرحله خاصی از فرآیند "مرگ" هستند. در این مرحله، شدت واکنش‌های گرما هسته‌ای که در هسته ستاره رخ می‌دهند کاهش می‌یابد که منجر به فشردگی ستاره می‌شود. در نتیجه کاهش قابل توجه سطح، چگالی انرژی ساطع شده افزایش می یابد و این به نوبه خود مستلزم گرم شدن سطح است. این نوع فشردگی یک ستاره پرجرم منجر به تبدیل یک ابرغول قرمز به یک ستاره آبی می شود. روند معکوس نیز امکان پذیر است - تبدیل یک ابرغول آبی به یک قرمز.

در حالی که باد ستاره ای یک ابرغول قرمز متراکم و کند است، باد یک ابرغول آبی سریع اما رقیق است. اگر انقباض باعث آبی شدن یک ابرغول قرمز شود، باد سریع‌تر با باد کندتر قبلاً ساطع شده برخورد می‌کند و باعث می‌شود که ماده پرتاب‌شده به یک پوسته نازک فشرده شود. تقریباً تمام ابرغول های آبی مشاهده شده دارای پوشش مشابهی هستند که تأیید می کند که همه آنها قبلاً ابرغول قرمز بودند.

همانطور که یک ستاره تکامل می‌یابد، می‌تواند چندین بار از یک ابرغول قرمز (باد آهسته و متراکم) به یک ابرغول آبی (باد سریع و نازک) و بالعکس تبدیل شود که پوسته‌های ضعیف متحدالمرکزی را در اطراف ستاره ایجاد می‌کند. در فاز میانی، ستاره ممکن است زرد یا سفید باشد، مانند ستاره شمالی. به طور معمول، یک ستاره پرجرم با یک انفجار به وجود خود پایان می دهد، اما تعداد بسیار کمی از ستاره ها، که جرم آنها بین هشت تا دوازده جرم خورشیدی است، منفجر نمی شوند، اما به تکامل خود ادامه می دهند و در نهایت به ستاره های اکسیژن-نئونی تبدیل می شوند. هنوز دقیقاً مشخص نیست که این کوتوله‌های سفید چگونه و چرا از ستارگان تشکیل شده‌اند، که از نظر تئوری باید با یک انفجار ابرنواختری کوچک به تکامل خود پایان دهند. هر دو ابرغول آبی و قرمز می توانند به یک ابرنواختر تبدیل شوند.

از آنجایی که ستارگان پرجرم بیشتر زمان خود را در حالت ابرغول سرخ می گذرانند، ما بیشتر ابرغول های قرمز را نسبت به ابرغول های آبی می بینیم و بیشتر ابرنواخترها از ابرغول های سرخ می آیند. اخترفیزیکدانان قبلا حتی تصور می‌کردند که همه ابرنواخترها از ابرغول‌های قرمز سرچشمه می‌گیرند، اما ابرنواختر SN 1987A از یک ابرغول آبی تشکیل شده است و بنابراین، این فرض نادرست است. این رویداد همچنین منجر به تجدید نظر در برخی مفاد نظریه تکامل ستارگان شد.

نمونه هایی از ابرغول های آبی

ریگل

معروف‌ترین نمونه، ریگل (بتا شکارچی)، درخشان‌ترین ستاره صورت فلکی شکارچی است که جرم آن تقریباً 20 برابر و درخشندگی آن تقریباً 130000 برابر خورشید است و آن را به یکی از قوی‌ترین ستاره‌های کهکشان تبدیل می‌کند. در این مورد، قوی ترین ستاره از درخشان ترین ستاره های آسمان است، زیرا ریگل نزدیک ترین ستاره با چنین درخشندگی عظیمی است). مصریان باستان ریگل را با ساخ، پادشاه ستارگان و حامی مردگان، و بعداً با اوزیریس مرتبط می دانستند.

گاما پاروسوف

گاما ولا یک ستاره چندگانه است که درخشان ترین ستاره صورت فلکی ولا است. قدر ظاهری آن +1.7 متر است. فاصله تا ستاره های منظومه 800 سال نوری تخمین زده شده است. گاما پاروس (رگور) یک ابرغول آبی عظیم است. جرمی 30 برابر جرم خورشید دارد. قطر آن 8 برابر خورشید است. درخشندگی ریگور 10600 درخشندگی خورشیدی است. طیف غیرمعمول ستاره، که در آن به جای خطوط جذب تاریک، خطوط گسیل روشن وجود دارد، نام ستاره را به عنوان "مروارید طیفی آسمان جنوبی" گذاشت.

زرافه آلفا

فاصله تا ستاره تقریباً 7 هزار سال نوری است، اما ستاره با چشم غیر مسلح قابل مشاهده است. این سومین ستاره درخشان صورت فلکی زرافه است که زرافه بتا و زرافه CS به ترتیب در جایگاه اول و دوم قرار دارند.

زتا اوریونیس

زتا شکارچی (به نام Alnitak) ستاره ای در صورت فلکی شکارچی است که درخشان ترین ستاره کلاس O با قدر بصری +1.72 (حداکثر 1.72 + و حداقل تا 1.79 +)، سمت چپ و نزدیکترین ستاره ستاره "کمربند شکارچی" است. . فاصله تا ستاره حدود 800 سال نوری است و درخشندگی آن تقریباً 35000 خورشیدی است.

Tau Canis Majoris

ستاره دوگانه طیفی در صورت فلکی سگ بزرگ. این درخشان ترین ستاره در خوشه ستاره ای باز NGC 2362 است که در فاصله 3200 نور قرار دارد. سال از . Tau Canis Majoris یک ابرغول آبی از کلاس طیفی O با قدر ظاهری +4.37 متر است. منظومه ستاره ای Tau Canis Majoris حداقل از پنج جزء تشکیل شده است. با تقریب اول، Tau Canis Majoris یک ستاره سه گانه است که در آن دو ستاره دارای قدر ظاهری +4.4m و +5.3m هستند و 0.15 ثانیه قوسی از یکدیگر فاصله دارند و ستاره سوم دارای قدر ظاهری +10m است و از آنها جدا می شود. با 8 ثانیه قوسی، با دوره ای 155 روزه به دور جفت داخلی می چرخد.

زتا استرن

زتا پوپیس همانطور که توسط یک هنرمند تصور شده است

زتا توله سگ درخشان ترین ستاره صورت فلکی توله سگ است. این ستاره نام خود را Naos دارد. این ستاره آبی پرجرم با درخشندگی 870000 برابر خورشید است. جرم زتا پوپیس 59 برابر بیشتر از خورشید است. دارای کلاس طیفی O9 است.

در طول صدها هزار سال آینده، انتظار می‌رود که Zeta Puppis به تدریج سرد و منبسط شود و با سرد شدن از تمام کلاس‌های طیفی B، A، F، G، K و M عبور کند. همانطور که این اتفاق می افتد، تابش اصلی ستاره به محدوده مرئی حرکت می کند و Naos به یکی از درخشان ترین ستاره ها در آسمان زمین آینده تبدیل می شود. پس از 2 میلیون سال، نائوس دارای کلاس طیفی M5 خواهد بود و بسیار بزرگتر از مدار فعلی زمین خواهد بود. سپس نائوس به یک ابرنواختر منفجر می شود. با توجه به فاصله کوتاه تا زمین، این ابرنواختر بسیار درخشان تر از ابرنواختر کامل خواهد بود و هسته ستاره بلافاصله در . این امکان وجود دارد که با انفجار شدید پرتو گاما همراه باشد.