Mis on punasete tähtede temperatuur. Suurused, massid, tähed tihedus. SPECTRAL klasside tähed

Meie universumi sisu on struktuurselt organiseeritud ja moodustab väga kõrgelt vabanenud erinevate erinevate skaala nähtusi füüsikalised omadused. Üks olulisemaid selliseid omadusi on temperatuur. Teades seda indikaatorit ja kasutades teoreetilisi mudeleid, võib hinnata keha palju omadusi - selle seisundi, struktuuri, vanuse kohta.

Variatsioon temperatuuri väärtuste erinevates täheldatud komponentide universumi on väga suur. Niisiis, selle madalaim summa looduses on fikseeritud Beringi Nebula jaoks ja on ainult 1 K. ja millised on tänapäeval teadaolevad universumis kõrgeimad temperatuurid ja millised erineva objekti tunnused tunnused tunnistavad? Alguses vaatame, kuidas teadlased määravad kaunide kosmiliste kehade temperatuuri.

Spektrid ja temperatuur

Kogu teave kaugete tähtede, nebulate, galaktikate teadlaste kohta saadavad teadlased, uurides nende kiirgust. Millise sageduse vahemikus spektri moodustab maksimaalselt kiirguse, temperatuur määratakse keskmise indikaatorina kineetiline energiaMis on kehaosakesed, sest kiirgusagedus on seotud otsese sõltuvusega energiaga. Nii et kõrgeima temperatuuri universumi peaks kajastama vastavalt suurim energia.

Mida kõrgemad kõrged sagedused on iseloomulik maksimaalselt kiirguse intensiivsus, kuumem keha uuringus. Kuid kogu kiirguse valik jaotub läbi väga laia valikut ja vastavalt nähtava piirkonna omadustele ("värv") saate teha teatud üldisi järeldusi temperatuuri kohta, näiteks tähed. Lõplik hindamine toimub kogu spektri uuringu põhjal, võttes arvesse heitkoguste ja imendumise sõiduradasid.

SPECTRAL klasside tähed

Põhineb spektraalse funktsioone, sealhulgas värvi, nn Harvardi klassifikatsioon tähed. See sisaldab seitse põhiklassi tähistatakse tähed O, B, A, F, G, K, M ja mitmed täiendavad tähed. Harvardi klassifikatsioon peegeldab tähtede pinnatemperatuuri. Päike, kelle Photosphere kuumutatakse 5780 K-ni, viitab kollase G2-tähtede klassile. Kuumim sinine stars klass o, külmem - punane - kuuluvad klassi M.

Harvardi klassifikatsioon täiendab Yerkskaja või Morgan-Kinana-Kellani (ICR-i klassifikatsiooni klassifikatsiooni (ICR-i arendajate nimedega), kusjuures kaheksa helenduslihad kaheksa helenduslihast 0 kuni VII-le, mis on tihedalt seotud valgustite massiga - hüpergigantidest kuni valge kääbus. Meie päike on kääbus V.

Rakendatakse koos telgedena, mille värviväärtused lükatakse edasi - temperatuur ja absoluutväärtus - valgustivsus (masside tunnistamine), nad võimaldasid ehitada graafiku, mis on laialdaselt tuntud kui Herzshprung-Russell-skeem, mis peegeldab tähtede peamisi omadusi nende suhetes.

Kuumim tähed

Diagramm näitab, et kõige kuumemad sinised hiiglased, ülemissendid ja hüpergigiandid on kuumemad. Need on äärmiselt massiivsed, heledad ja lühiajalised tähed. Termonukleaarsed reaktsioonid nende sügavuses toimivad väga intensiivselt, genereerides koletu heledus ja kõrgeima temperatuuri. Sellised tähed viitavad klassidele B ja o kas spetsiaalsesse klassi W-ga (erineb spektri laia heitega read).

Näiteks see Suured mesmeni. (Asub "otsa käepideme" ämber), kui mass, 6 korda kõrgem kui päikeseenergia, särab 700 korda võimsam ja on pinnatemperatuur umbes 22 000 K. Orion Zeta - tähed Alnitata - mis on massiivne päike 28 korda, väliste kihtide kuumutatud kuni 33500 K. ja hüpergantne temperatuur kõrgeima tuntud mass ja helendus (vähemalt 8,7 miljonit korda võimsam kui meie päike) - R136A1 suure Magtellane pilve - hinnanguliselt 53 000 K.

Kuid tähtede fotosid, olenemata sellest, kui palju dispersioon, nad ei anna meile ideid universumi kõrgeima temperatuuri kohta. Otsides kuuma piirkondade vaja vaadata kaussi.

COSMOS THERMONEUCLUCLEAR küte

Massiivsete tähtede südamikes, mis on kolossaalse rõhu all, on tõesti kõrged temperatuurid, mis on piisavad nukleosünteesielementide jaoks kuni raua ja nikliga. Niisiis annavad sinise hiiglaste, supergiigantide ja väga haruldaste hüpergeidide arvutused selle parameetri jaoks selle parameetri lõpuni 10 9 k - miljardi kraadi väärtuse väärtuse.

Selliste objektide struktuuri ja arengut ei ole veel hästi mõistetav ja mudelid ei ole ikka veel täis. Siiski on selge, et kõik suurte masside tähed peaksid olema väga kuumad tuumad, mis tahes spektraalsetele klassidele, mida nad kuuluvad näiteks punased superdgigandid. Vaatamata staatuse sügavuses esinevate protsesside kahtlemata erinevustele on peamine parameeter, mis määrab kerneli temperatuuri mass.

Star Jäägid

Alates massist üldiselt sõltub täht saatus sellest, kuidas ta lõpetab oma elutee. Päikese tüübi ebavõrdsed tähed, olles ammendanud vesiniku toite, kaotavad välised kihid, mille järel degenereerunud tuuma jääb säravast, kus termotuuma sünteesi ei saa enam minna, - valge kääbus. Välise õhukese noorte kiht valge kääbus Sellel on tavaliselt kuni 200 000 k temperatuur ja isotermiline tuum on sügavam, kuumutatakse kümneid miljoneid kraadi. Edasine kääbus areng on järk-järgult jahutatud.

Hiiglaslikud tähed ootavad teistsugust saatust - supernova plahvatus, millega kaasneb temperatuuri suurenemine juba enne umbes 10 11 K väärtusi, mis on umbes 10 11 K. Nukleosünteesi plahvatuse ajal. Üks sellise nähtuse tulemustest on neutron Star - Väga kompaktne, superliit, keerulise struktuuri ülejäänud surnud täht. Sünnil on sama kuum - kuni sadu miljardi kraadi, kuid kiiresti jahutab neutrio intensiivse kiirguse tõttu kiiresti. Aga nagu me näeme edasi, isegi vastsündinud neutron staar ei ole koht, kus temperatuur on kõrgeim universumis.

Kaugel eksootilised objektid

Kosmoseobjektide klass on piisavalt kaugel (ja seetõttu iidse), mida iseloomustavad täiesti äärmuslikud temperatuurid. Tänapäeva seisukohtade kohaselt on kvasar omav võimsa akrediteadiga, mis on moodustatud ainega kaunistatud või täpsemalt plasmaga kaunistatud. Tegelikult on see aktiivne galaktika tuum moodustumisetapis.

Kiirus plasma liikumise kettal on nii suur, et hõõrdumise tõttu soojendatakse see ultraheli temperatuurini. Magnetväljad Koguge kiirguse ja osa ketta aine kaheks polar tala - jet, mis väljutatakse kvasar kosmosesse. See on äärmiselt kõrge energiaprotsess. Kvasari heledus keskmiselt on kuus suurusjärku kõrgem kui kõige võimsama R136A1 staari heledus.

Teoreetilised mudelid on lubatud kvasarside jaoks tõhusa temperatuuri jaoks (see tähendab, et sama heledusega, mis sobib sama heledusega) mitte rohkem kui 500 miljardit kraadi (5 × 10 11 K). Lähim Quasar 3C 273 hiljutised uuringud viisid ootamatu tulemuseni: 2 × 10 13 kuni 4 × 10 13 k - kümneid triljonit Kelvinov. Selline väärtus on võrreldav temperatuuriga, mis on saavutatud nähtustes saavutatud kõrgeima tuntud energia vabanemisega - gamma purudes. Praeguseks on see kõrgeim temperatuur universumis, mis oli kunagi registreeritud.

Kuumem kõik

Tuleb meeles pidada, et Kvasar 3c 273 näeme, sest see oli umbes 2,5 miljardit aastat tagasi. Niisiis, arvestades, et kaugemale vaatame kosmose, mida kaugemate varasemate epohhide otsivad, otsides kõige kuumema objekti, meil on õigus universumi ümber vaadata mitte ainult ruumis, vaid ka ajas.

Kui te lähete tagasi oma sünni hetkeni - umbes 13,77 miljardit aastat tagasi, on võimatu jälgida, - leiame täiesti eksootilise universumi, kui kirjeldatakse, kuidas kosmoloogia läheneb selle teoreetiliste võimaluste piirile, mis on seotud selle piiridega kaasaegsete füüsiliste teooriate kohaldatavus.

Universumi kirjeldus muutub võimalikuks, lähtudes vanusest, mis vastab plankile 10 -43 sekundi jooksul. Kõvaim objekt selles ajastu on meie universumi ise, tasapinna temperatuur 1,4 × 10 32 K. ja see, vastavalt kaasaegse mudeli sündi ja evolutsiooni, maksimaalne temperatuur universumis kõigile kunagi saavutatud ja võimalik.

Tähede spektrid on nende passid kõigi stellar funktsioone kirjeldusega. Tähed koosnevad samadest keemilistest elementidest, mis on tuntud maa peal, kuid nende protsent domineerivad valguse elemendid: vesinik ja heelium.

Tähede spektrid on nende passid kõigi stellar funktsioone kirjeldusega.

Star Spectrum'i sõnul saate õppida oma heledust, kaugust tärnist, temperatuuri, suurusest, keemilisest koostisest selle atmosfäärist, pöörlemiskiirust ümber telje ümber, liikumise omadused raskuskeskme ümber.

Teleskoopile paigaldatud spektriseadmed on tähe tähe valguses mööda spektri lainepikkusi. Spektri sõnul saate teada, milline energia pärineb erinevatest lainepikkustest ja hindab seda väga täpselt selle temperatuuri. Tähede värv ja vahemik on seotud nende temperatuuriga. Külmad tähed Photosphere temperatuuriga 3000 k kiirgus punase spektri piirkonnas valitseb. Selliste tähtede spektrites on palju metalle ja molekule. Kuumad sinised tähed, mille temperatuur on üle 10 000-15000 osa Ionisovani aatomitest. Täielikult ioniseeritud aatomid ei anna spektraalseid joone, nii et selliste tähtede spektrites on vähe jooni.

Põhineb paljude stantide spektripiltide põhjal, mis on saadud Ameerika Ühendriikides Harvardi vaatluskeskuses XX sajandi alguses. Välja töötati tähepealse spektri üksikasjalik klassifikatsioon, mis põhines kaasaegsel spektraalklassifikatsioonil.

Sisse Harvardi klassifikatsioon Spektraalse tüübid (klassid) tähistavad ladina tähestiku tähed: O, A, F, G, kuni ja m. Kuna selle klassifikatsiooni arendamise ajastul on seos spektri tüübi ja temperatuuri vahel Ei olnud veel teada, seejärel pidin pärast vastava sõltuvuse kindlaksmääramist muutma spektraalsete klasside järjekorda, mis algselt langes algselt tähestikulise asukohaga.

Main (Harvard) spektraalse tähtklassifikatsioon

Stantide klassi sees on jagatud alaklassidesse 0 (kuumimast) kuni 9 (külmem). Sublasside klassis algab O5-ga. Spektraalsete klasside järjestus peegeldab tähtede temperatuuri pidevat langust, kuna see üleminek on üha enam hilja spektraalklasside suhtes.

Valdav enamus tähed kuuluvad järjestusele umbes M. See järjestus on pidev: tähtede omadused muutuvad sujuvalt ülemineku ajal ühest klassist teise.

Tähtede spektrite iseloomulik tunnusjoon on ka mitmesugustele elementidele kuuluvate imendumisliinide olemasolu. Nende liinide peen analüüs võimaldas meil saada eriti väärtuslikku teavet tähtede väliste kihtide olemuse kohta. Keemiline koostis Täheväljakihid, kust nende kiirgus otse, iseloomustab vesiniku täielik ülekaalus. Teises kohas on heelium ja teiste elementide arv on üsna väike. Umbes iga kümne tuhande vesiniku aatomit moodustavad tuhande heeliumi aatomi jaoks umbes 10 hapniku aatomit, veidi vähem süsiniku ja lämmastikku ning ainult ühte rauast aatomit. Ülejäänud elementide lisandid on täiesti ebaolulised. Liialuseta võib öelda, et tähed koosnevad vesiniku ja heeliumiga, millel on väikese raskemad elemendid.

Star'i väliste tähtede hea temperatuuri näitaja on selle värv. Spektri klasside kuumad tähed O ja sinise värvusega; Tähed sarnased meie päike (kelle spektraalse klassi G2) on esindatud kollased, tähed spektraalsete klasside ja m - punane. Astrofüüsikas on hoolikalt kavandatud ja üsna objektiivne värvide süsteem. See põhineb erinevate rangelt elevandi valguse filtrite abil saadud täheldatud tähtiväärtuste võrdlemisel. Tähede kvantitatiivset värvi iseloomustab kahe filtri kaudu saadud väärtuse erinevus, millest üks läbib valdavalt sinise kiirguse ("B") ja teine \u200b\u200bon inimese silmaga sarnane spektraalse tundlikkuse kõver (V "). Tähede värvi mõõtmise tehnikat on nii suur, et mõõdetud vastavalt b-V väärtus Sümblikulasside spektraalset klassi saab määrata alaklasside täpsusega spektraalse klassi. Nõrkade tähtede puhul on värvianalüüs ainus võimalus nende spektraalse klassifikatsiooni.

Harvardi spektraalse klassifikatsioon põhineb või puudumisel, samuti teatud spektraaljoonte suhtelise intensiivsusega. Lisaks nende peamiste spektraalklasside tabelis loetletud, suhteliselt külmade tähtede puhul on veel klassid N ja R (süsinikumolekulide absorptsiooniribad C2, CN ja süsinikmonooksiidi CO), klass S (tio titaani ja tsirkooniumoksiidiribad), nagu samuti külmemate tähtede puhul - L-klassi L (Hüdriidi straide CRH, Rubidia liinid, Cezia, kaalium ja naatrium). Alam-otsa tüübi objektide jaoks - "Brown kääbus", vahepealne massi järgi tähed ja planeedid, spetsiaalne spektraalse klassi t (hiljuti sisestatakse hiljuti vee imendumise ribad, metaan ja molekulaarne vesinik).

Spektraalsete klasside o, b ja sageli nimetatakse kuumaks või varajaseks, klassideks F ja G - päikesepaisteks ning klasside ja M - külma või hilisemate spektraalsete klasside klassidesse.

Kuna üks Harvardi spektraalne klass võib vastata tähtedele sama temperatuuriga Photosfrere, kuid erinevad valguse klassid (mis on erinevad tuled), siis võttes arvesse heledust töötati välja yerk spektraalse klassifikatsioon (nimetatakse teiseks ICC - oma autorite initsiaalide kohta, U. Morgan, F. Kinana ja E. Kelman).

Selle klassifikatsiooni kohaselt atribuudivad tähed Harvardi spektraalse klassi ja heleduse klassi.

Eristage järgmisi heleduse klassi

Seega, kui Harvardi klassifikatsioon määrab Herzshprung diagrammi abscissa - Russell, siis Yerkskaja on selle diagrammi täht positsioon. Täiendav eelis Yerk klassifikatsioon on võimalus tüübi spektri täht hinnata selle heleduse ja vastavalt vastavalt nähtavale väärtusele - kaugus (meetod spektraalse parallaks).

Päikese kollase kääbus, on jerk spektraalse klassi G2V.

Sama (või sugulaste) tähed (või sugulasi) heleduse klassid moodustavad Herzshprung Chart - Russelli järjestuse (oksad), näiteks punase hiiglaste haru või valge kääbus.

Herzshprung Russelli skeem
(erinevates ideedes)

Diagramm tegi ettepaneku Astronoma Einar Herzshprung ja Henry Russell, iseseisvalt üksteisest umbes 1910. aastal.

Kasutades diagrammi, on astronoomid võimalik jälgida tähtede elutsükli, noorte kuumatoetuse kaudu, läbi peamiste arengufaaside kaudu, kuni sureva punase hiiglane. Diagramm näitab ka tähtede temperatuuri ja värvi oma elutsükli erinevatest etappidest.

Herzshprung-Russelli diagrammis näete diagonaalset liini, mis viib ülemise vasaku nurga all paremale allapoole. Ta on tuntud kui Kodu järjestus Ja enamik tähti on need etapid nende arengus. Üldiselt, kui tähe temperatuur väheneb, langeb tähed ja heledus. Diagramm näeb ka filiaali, mis on üle 100 ühiku. helendus. Need on punased hiiglased, mis on nende elutsükli lõpus. Neid saab samaaegselt helge ja suhteliselt külm, sest need on väga suured. Tavaliselt kestab see etapp mitu miljonit aastat.

Kallutatud katkendlikud jooned alumises diagrammi määrata tähtede suuruse raadiuses päikese käes

Stars on seni, et isegi suurima teleskoopi nad otsivad ainult punktides. Kuidas teada Star'i suurust?

Kuu jõuab astronoomide abile. Ta liigub aeglaselt tähtede tausta vastu, kattudes nendest eemale. Kuigi tähe nurga suurus on äärmiselt väike, vilgub kuu kohe, vaid mitme sajandi või teise fraktsioonide ajal. Star'i heleduse vähendamise protsessi kestuse järgi selle kuu katmisel määratakse tähe nurga suurus. A, teades tähtede kaugust, nurgast on lihtne saada oma tõelisi mõõtmeid.

Aga ainult väike osa taeva tähed on nii edukas, et kuu saab katta. Seetõttu kasutatakse tavaliselt teisi tähe suurusi meetodeid. Helge ja mitte väga kaugel valgustite nurga läbimõõt saab otseselt mõõta spetsiaalse instrumendiga - optilise interferomeetriga. Kuid enamikul juhtudel määratakse tärni (R) raadius teoreetiliselt, tuginedes selle täieliku heleduse (L) ja temperatuurile (t) hinnangute alusel:

R2 \u003d l / (4πσt 4)

Tähtede suurus on väga erinevad. Tähed supergiant on leitud, kelle raadius on tuhandeid kordi rohkem päikeseenergiat. Teisest küljest on kääbuste tähed tuntud kümnete kordade raadiusega vähem kui päike.

Kõige olulisem iseloomulik täht on mass. Mida rohkem aine kogunesid tähele, seda suurem on tema keskel rõhk ja temperatuur ning see määrab peaaegu kõik teised täheomadused, samuti tema eluea omadused.

Otsese massihinnanguid saab teha ainult globaalse maailma põhjal. Starsmass varieerub palju väiksemates piirides: umbes 10 28 kuni 10 32 kilogrammi. Star ja selle heleduse massi vahel on seos: seda suurem on täht, seda suurem on selle heledus. Heledus on proportsionaalne umbes neljanda klassi massiga:

Tähede tihedus erinevad oluliselt. Näiteks Bethelegeuse punase hiiglase tihedus on poolteist tuhat korda vähem siseõhu tihedust (keskmine tihedus; tähe tiheduse keskel on palju suurem kui pinnal). Muide, selle tähe läbimõõt on 300 korda suurem kui päikese läbimõõt, maht vastavalt 27 miljonit korda suurem ja mass on ainult 15 korda suurem kui päikesepaisteline. Ja valge kääbus Sirius tihedus on 30 000 korda suurem vee tihedus, see tähendab 1500 korda kulla tihedus. 1 liiter sellises aine kaalub 30 tonni.

1. Erinevad tähed. Harvardi klassifikatsioon star spektrid.

Peamine meetod tähtede uurimiseks on nende spektrite uuring. Tekeskoobile paigaldatud spetsiaalparaadid, mis on difraktsioonivõrgu abil, asetab tähe valguses piki spektri vikerkaare riba lainepikkust. Astronoomid saavad palju tähti teavet, dekrüpteerides oma spektreid. Star Spectrum võimaldab teil kindlaks teha, milline energia pärineb tärnist erinevates lainepikkustel ja see on täpsem hinnata selle temperatuuri kui värvi. Spektri riba ületavad mitmed tumedad jooned on seotud valguse imendumisega erinevate elementide aatomite aatomite järgi tähtede atmosfääris. Kuna igaüks keemiline element Sellel on oma liinide komplekt, spektri abil saate määrata, millistest ainetest tähed koosnevad. Tähede spektreid saab jagada mitmeks põhiklassiks.

XIX sajandi 70-ndatel aastatel pakkus Vatikani vaatluskeskuse astrofüüsika direktori üks astrofüüsika direktorit Stellari spektrite esimest klassifikatsiooni. Hiljem laiendati ja selgitati.

1924. aastal lõpetas Harvardi vaatluskeskus ratta kataloogi avaldamise, mis sisaldas klassifikatsiooni üle 225 tuhande tähte. Kaasaegne klassifikatsioon on selle klassifikatsiooni rafineeritud ja laiendatud versioon, mis on üldtunnustatud kaasaegses astronoomias.

Harvardi klassifikatsioonis, seitse spektraalaklas, mis on tähistatud ladina tähed O, B, A, F, G, K, M. Rida ümber liikudes vasakule, tähe muutuste värvus: o - sinine ja valge, g - Kollane, m - punane. Samas suunas vähendatakse tähtede temperatuuri vastavalt.

N
spektri Harvardi klassifikatsioonile lisati kaks filiaali ja teine \u200b\u200bpeamine klass. Selle tulemusena klassifikatsioon Stellar spektrid on nüüd järgmine:

Lisaks jagatakse iga põhiklass teise kümne alaklassina, näiteks O1, O2, O3 ja nii edasi. Meie päike viitab klassi G2-le.

Z. rides on peamiselt sama keemilise koostisega: peamised komponendid on vesinik ja heelium koos teiste ainete lisanditega. Seetõttu seletavad spektrite erinevaid tähtede erinevaid temperatuure.

Kuumim tähed on klassi W-i tähed. Nende pinna temperatuur jõuab 100 000 K. Nende värvus on sinine. Sinine ka klass O. nende temperatuur 50000 k ja all. Blue-White Stars klass B on temperatuur 12000 - 25000 K; Valged tähed Klass A - 11000 K. Klasside f ja G ja kollakas-oranži klassi kollased tähed on temperatuur umbes 4500 K. ja lõpuks külmemad tähed - klassi M punased tähed temperatuuri alla 3600 K.

1905. aastal püüdis Hollandi astronoom E. Herzprung võrrelda tähtede ja nende spektraalsete klasside absoluutseid väärtusi. 1913. aastal lõpetas Ameerika Russell oma töö. Selle tulemusena nägi välja kuulus diagramm, mida nimetas teadlased.

Nagu nähtub skeemilt, on tähe ja selle heleduse spektraalne klass mõnes sõltuvuses: erinevatele tähedele vastavad punktid rühmitatakse mitmetesse klastritesse. Neid akumulatsioone nimetatakse järjestusteks.

Suurem osa tähed kuuluvad peamisele järjestusele. Peamise järjestuse kuum täht, seda suurem on heleduse see. Lisaks peamisele järjestusele eristatakse ka valged kääbud, hiiglased ja supergiant.

Diagramm näitab, et selle spektraalse klassi tähed ei saa olla meelevaldne heledus ja vastupidi, teatud heleduse tähed ei saa olla meelevaldne temperatuur.

Stars kuuluvad universumi kuumadesse objektidesse. See on meie päikese kõrge temperatuur, mis on võimalik maa peal. Kuid sellise tugeva tähtede kütmise põhjuseks on pikka aega püsinud tundmatuid inimesi.

Rapid kõrge temperatuuri täht asub selle sees. On arusaadav mitte ainult valgustite koostist - sõna otseses mõttes, kogu tähtede auaste pärineb sees. - See on täht kuum süda, kus esineb sünteesi termotuuma reaktsioon, kõige võimsam tuumareaktsioonid. See protsess on energiaallikas kogu särava - soojuse keskel tõuseb väljaspool ja seejärel avatud ruumi.

Seetõttu varieerub tähe temperatuur oluliselt sõltuvalt mõõtmispaikast. Näiteks temperatuur keskel tuumas meie jõuab 15 miljonit kraadi Celsiuse - ja juba pinnale, fotosfääri soojus väheneb 5 tuhat kraadi.

Miks on tähe temperatuur nii erinev?

Vesiniku aatomite esmane ühendamine - tuuma sünteesi protsessi esimene samm

Tõepoolest, erinevused täht kerneli ja selle pindade kütmises üllatunud. Kui kõik päikese tuuma energia jaotatakse tähe ühtlaselt, on meie valgustite pinnatemperatuur mitu miljonit kraadi Celsiuse! Erinevate spektraalsete klasside tähtede vahel ei ole vähem silmatorkavaid erinevusi.

Asi on see, et tähe temperatuur määratakse kahe peamise teguriga: tuuma tase ja kiirgava pindala tase. Mõtle neid üksikasjalikumalt.

Energiakiirguse tuum

Kuigi kernel tõstetakse 15 miljoni kraadi, ei edastata kõik see energia naaberkihile. Seda kiirgab ainult termotuuma reaktsioonist saadud soojust. Energia, hoolimata selle võimsusest, jääb tuumasse. Sellest tulenevalt määrab tähe ülemise tähte temperatuur ainult termotuuma reaktsioonide võimsuse tuumal.

Erinevused võivad olla kõrge kvaliteediga ja kvantitatiivsed. Kui südamik on piisavalt suur, seal on rohkem vesinikku. Selline energiaviisi saavutatakse noorte ja küpsete tähtede poolt päikese suuruste ja siniste hiiglaste ja supergiant. Massiivsed tähed, nagu punased hiiglased, veedavad tuuma "ahju" mitte ainult vesiniku, vaid ka heeliumi või isegi süsiniku ja hapnikuna.

Sünteesprotsessid raskete elementide tuumadega annab palju rohkem energiat. Sünteesi termiliseerimisreaktsiooni raames saadakse energia ühendusate aatomite liigse massi tõttu. Selle ajal tekib päikese sees, 6 vesiniku tuumaatomi massiga 1 ühendatakse ühte heeliumi südamikku massiga 4- ligikaudselt, 2 tarbetu vesiniku kerneli liiguvad energiasse. Ja kui süsinik on "põletamine", seisavad tuumad juba 12-aastase massiga, energia tootlus on palju muud.

Ruut kiirgavad pinnal

Kuid tähed mitte ainult tekitada energiat, vaid ka kulutada. Järelikult annab rohkem energia täht, seda vähem selle temperatuuri. Ja energiasumma eelmise prioriteedi määrab eralduva pinna pindala.

Selle reegli tõde saab kontrollida isegi igapäevaelus - aluspesu kuivab kiiremini, kui see on köis keevitatud. Ja tähtpind laiendab oma südamikku. Mis see on tihedam, seda kõrgem on selle temperatuur - ja kui see on saavutatud konkreetse ribaga, süttib vesinik väljaspool Steli.