Kokios žvaigždės yra baltos. Žvaigždės
Atidžiai pažvelgus į naktinį dangų, nesunku pastebėti, kad į mus žiūrinčios žvaigždės skiriasi spalva. Melsvos, baltos, raudonos spalvos, jos tolygiai šviečia arba mirga kaip eglutės girlianda. Teleskopu spalvų skirtumai tampa ryškesni. Šios įvairovės priežastis yra fotosferos temperatūra. Ir, priešingai nei logiška prielaida, karščiausios yra ne raudonos, o mėlynos, baltai mėlynos ir baltos žvaigždės. Bet pirmiausia pirmiausia.
Spektrinė klasifikacija
Žvaigždės yra didžiuliai karšti dujų rutuliai. Tai, kaip mes juos matome iš Žemės, priklauso nuo daugelio parametrų. Pavyzdžiui, žvaigždės iš tikrųjų nemirksi. Tuo įsitikinti labai lengva: užtenka prisiminti Saulę. Mirgėjimo efektas atsiranda dėl to, kad iš kosminių kūnų į mus ateinanti šviesa įveikia tarpžvaigždinę terpę, pilną dulkių ir dujų. Kitas dalykas - spalva. Tai yra apvalkalų (ypač fotosferos) įkaitinimo iki tam tikros temperatūros pasekmė. Tikroji spalva gali skirtis nuo matomos, tačiau skirtumas dažniausiai yra nedidelis.
Šiandien visame pasaulyje naudojama Harvardo žvaigždžių spektrinė klasifikacija. Tai yra temperatūros ir yra pagrįsta spektro linijų forma ir santykiniu intensyvumu. Kiekviena klasė atitinka tam tikros spalvos žvaigždes. Klasifikacija buvo sukurta Harvardo observatorijoje 1890–1924 m.
Vienas nuskustas anglas datules kramto kaip morkas
Yra septynios pagrindinės spektrinės klasės: O-B-A-F-G-K-M. Ši seka atspindi laipsnišką temperatūros mažėjimą (nuo O iki M). Norėdami tai prisiminti, yra specialios mnemoninės formulės. Rusiškai vienas iš jų skamba taip: „Vienas nuskustas anglas kramtė datules kaip morkas“. Prie šių klasių pridedamos dar dvi. C ir S raidės žymi šaltus šviestuvus su metalo oksido juostomis spektre. Apsvarstykite žvaigždžių klases išsamiau:
- O klasei būdinga aukščiausia paviršiaus temperatūra (nuo 30 iki 60 tūkst. Kelvinų). Šio tipo žvaigždės savo mase viršija Saulę 60 kartų, o spinduliu - 15 kartų. Jų matoma spalva yra mėlyna. Pagal šviesumą jie lenkia mūsų žvaigždę daugiau nei milijoną kartų. Šiai klasei priklausanti mėlyna žvaigždė HD93129A pasižymi vienu didžiausių šviesu tarp žinomų kosminių kūnų. Pagal šį rodiklį jis Saulę lenkia 5 milijonus kartų. Mėlynoji žvaigždė yra 7,5 tūkstančio šviesmečių atstumu nuo mūsų.
- B klasės temperatūra yra 10–30 tūkstančių kelvinų, masė 18 kartų didesnė už tą patį Saulės parametrą. Tai baltai mėlynos ir baltos žvaigždės. Jų spindulys yra 7 kartus didesnis nei Saulės.
- A klasei būdinga 7,5–10 tūkstančių kelvinų temperatūra, spindulys ir masė atitinkamai 2,1 ir 3,1 karto viršija panašius Saulės parametrus. Tai baltos žvaigždės.
- F klasė: temperatūra 6000-7500 K. Masė 1,7 karto didesnė už saulę, spindulys 1,3. Iš Žemės tokios žvaigždės taip pat atrodo baltos, tikroji jų spalva – gelsvai balta.
- G klasė: temperatūra 5-6 tūkst. Kelvinų. Saulė priklauso šiai klasei. Matoma ir tikroji tokių žvaigždžių spalva yra geltona.
- K klasė: temperatūra 3500-5000 K. Spindulys ir masė mažesni už saulės, jie yra 0,9 ir 0,8 atitinkamų žvaigždės parametrų. Šių žvaigždžių spalva, žiūrint iš Žemės, yra gelsvai oranžinė.
- M klasė: temperatūra 2-3,5 tūkst. Kelvinų. Masė ir spindulys – 0,3 ir 0,4 nuo panašių Saulės parametrų. Iš mūsų planetos paviršiaus jie atrodo raudonai oranžiniai. Beta Andromedae ir Alpha Chanterelles priklauso M klasei. Daugeliui pažįstama ryškiai raudona žvaigždė yra Betelgeuse (Alpha Orionis). Žiemą geriausia jo ieškoti danguje. Raudona žvaigždė yra virš Oriono diržo ir šiek tiek į kairę nuo jo.
Kiekviena klasė yra suskirstyta į poklasius nuo 0 iki 9, tai yra nuo karščiausio iki šalčiausio. Žvaigždžių skaičiai rodo priklausymą tam tikram spektriniam tipui ir fotosferos įkaitimo laipsnį, palyginti su kitais grupės šviesuliais. Pavyzdžiui, Saulė priklauso G2 klasei.
vizualiniai baltai
Taigi žvaigždžių klasės nuo B iki F gali atrodyti baltos iš Žemės. Ir tik A tipui priklausantys objektai iš tikrųjų turi tokią spalvą. Taigi žvaigždės Saifas (Oriono žvaigždynas) ir Algolis (beta Persėjas) stebėtojui, neapginkluotam teleskopu, atrodys balti. Jie priklauso spektrinei klasei B. Tikroji jų spalva yra mėlynai balta. Taip pat baltos spalvos yra Mythrax ir Procyon, ryškiausios žvaigždės dangaus piešiniuose Persėjas ir Canis Minor. Tačiau tikroji jų spalva artimesnė geltonai (F klasė).
Kodėl žemės stebėtojui žvaigždės yra baltos? Spalva iškraipoma dėl didžiulio atstumo, skiriančio mūsų planetą nuo panašių objektų, taip pat dėl didelių dulkių ir dujų debesų, dažnai aptinkamų erdvėje.
A klasė
Baltosioms žvaigždėms būdinga ne tokia aukšta temperatūra kaip O ir B klasių atstovėms, jų fotosfera įkaista iki 7,5-10 tūkst.Kelvinų. A spektrinės klasės žvaigždės yra daug didesnės už Saulę. Jų šviesumas taip pat didesnis – apie 80 kartų.
A žvaigždžių spektruose Balmerio serijos vandenilio linijos yra stipriai išreikštos. Kitų elementų linijos yra pastebimai silpnesnės, tačiau jos tampa reikšmingesnės, kai pereinate iš poklasio A0 į A9. A spektrinei klasei priklausantys milžinai ir supergigantai pasižymi šiek tiek mažiau ryškiomis vandenilio linijomis nei pagrindinės sekos žvaigždės. Šių šviestuvų atveju linijos tampa labiau pastebimos sunkieji metalai.
Daugelis savotiškų žvaigždžių priklauso A spektrinei klasei. Šis terminas reiškia šviestuvus, turinčius pastebimų spektro ir fizinių parametrų savybių, todėl sunku juos klasifikuoti. Pavyzdžiui, gana retoms „Bootes lambda“ tipo žvaigždėms būdingas sunkiųjų metalų trūkumas ir labai lėtas sukimasis. Prie savotiškų šviesulių priskiriami ir baltieji nykštukai.
A klasei priklauso tokie ryškūs naktinio dangaus objektai kaip Sirijus, Menkalinanas, Aliotas, Kastoras ir kt. Susipažinkime su jais geriau.
Alfa Canis Major
Sirijus yra ryškiausia, nors ir ne artimiausia žvaigždė danguje. Atstumas iki jo yra 8,6 šviesmečio. Žemiškajam stebėtojui jis atrodo toks ryškus, nes yra įspūdingo dydžio ir vis dėlto nėra toks nutolęs kaip daugelis kitų didelių ir ryškių objektų. Arčiausiai Saulės esanti žvaigždė yra Kentauro Alfa. Sirius šiame sąraše yra penktoje vietoje.
Ji priklauso Canis Major žvaigždynui ir yra dviejų komponentų sistema. Sirius A ir Sirius B yra atskirti 20 astronominių vienetų ir sukasi kiek mažiau nei 50 metų. Pirmasis sistemos komponentas, pagrindinės sekos žvaigždė, priklauso A1 spektriniam tipui. Jo masė yra dvigubai didesnė nei saulės, o spindulys yra 1,7 karto. Jį galima stebėti plika akimi iš Žemės.
Antrasis sistemos komponentas yra baltoji nykštukė. Žvaigždė Sirius B savo mase beveik prilygsta mūsų šviesuoliui, kas tokiems objektams nebūdinga. Paprastai baltosioms nykštukėms būdinga 0,6-0,7 saulės masės masė. Tuo pačiu metu Sirijaus B matmenys yra artimi Žemės matmenims. Spėjama, kad baltosios nykštukės stadija šiai žvaigždei prasidėjo maždaug prieš 120 mln. Kai Sirius B buvo pagrindinėje sekoje, tai tikriausiai buvo šviesulys, kurio masė siekė 5 Saulės mases ir priklausė B spektrinei klasei.
Sirius A, pasak mokslininkų, į kitą evoliucijos etapą pereis maždaug po 660 mln. Tada jis pavirs raudonuoju milžinu, o kiek vėliau – baltu nykštuku, kaip ir jo kompanionas.
Alfa Erelis
Kaip ir Sirijus, daugelis baltųjų žvaigždžių, kurių pavadinimai pateikti žemiau, yra gerai žinomi ne tik astronomiją mėgstantiems žmonėms dėl jų ryškumo ir dažno paminėjimo mokslinės fantastikos puslapiuose. Altair yra vienas iš tų šviesuolių. Alfa erelis randamas, pavyzdžiui, Ursula le Guin ir Steven King. Nakties danguje ši žvaigždė aiškiai matoma dėl savo ryškumo ir gana arti. Atstumas, skiriantis Saulę ir Altairą, yra 16,8 šviesmečio. Iš A spektrinės klasės žvaigždžių arčiau mūsų yra tik Sirijus.
Altairas yra 1,8 karto masyvesnis už Saulę. Jo būdingas bruožas yra labai greitas sukimasis. Žvaigždė vieną kartą apsisuka aplink savo ašį greičiau nei per devynias valandas. Sukimosi greitis prie pusiaujo yra 286 km/s. Dėl to „vikrusis“ Altair bus suplotas nuo polių. Be to, dėl elipsės formos žvaigždės temperatūra ir ryškumas mažėja nuo ašigalių iki pusiaujo. Šis efektas vadinamas „gravitaciniu tamsėjimu“.
Kitas „Altair“ bruožas yra tas, kad laikui bėgant jo spindesys kinta. Jis priklauso Delta Shield tipo kintamiesiems.
Alfa Lyrae
Vega yra labiausiai ištirta žvaigždė po Saulės. Alpha Lyrae yra pirmoji žvaigždė, kurios spektras buvo nustatytas. Ji tapo ir antruoju šviesuliu po Saulės, užfiksuota nuotraukoje. Vega taip pat buvo tarp pirmųjų žvaigždžių, iki kurių mokslininkai išmatavo atstumą parlakso metodu. Ilgą laiką, nustatant kitų objektų dydžius, žvaigždės ryškumas buvo laikomas 0.
Lyros alfa yra gerai žinoma ir astronomui mėgėjui, ir paprastam stebėtojui. Jis yra penktas ryškiausias tarp žvaigždžių ir yra įtrauktas į Vasaros trikampio žvaigždyną kartu su Altair ir Deneb.
Atstumas nuo Saulės iki Vegos yra 25,3 šviesmečio. Jo pusiaujo spindulys ir masė yra atitinkamai 2,78 ir 2,3 karto didesni už panašius mūsų žvaigždės parametrus. Žvaigždės forma toli gražu nėra tobulas rutulys. Skersmuo ties pusiauju yra pastebimai didesnis nei ties ašigaliais. Priežastis – didžiulis sukimosi greitis. Prie pusiaujo jis pasiekia 274 km / s (Saulės atveju šis parametras yra šiek tiek daugiau nei du kilometrai per sekundę).
Viena iš Vega ypatybių yra jį supantis dulkių diskas. Manoma, kad tai atsirado dėl didelis skaičius kometų ir meteoritų susidūrimai. Dulkių diskas sukasi aplink žvaigždę ir yra kaitinamas jos spinduliuotės. Dėl to Vega infraraudonosios spinduliuotės intensyvumas didėja. Ne taip seniai diske buvo aptiktos asimetrijos. Tikėtinas jų paaiškinimas yra tas, kad žvaigždė turi bent vieną planetą.
Alfa Dvyniai
Antras ryškiausias objektas Dvynių žvaigždyne yra Kastoras. Jis, kaip ir ankstesni šviesuliai, priklauso A spektrinei klasei. Castor – vienas iš labiausiai ryškios žvaigždės naktinis dangus. Atitinkamame sąraše jis užima 23 vietą.
„Castor“ yra daugialypė sistema, susidedanti iš šešių komponentų. Du pagrindiniai elementai (Castor A ir Castor B) sukasi aplink bendrą masės centrą, kurio laikotarpis yra 350 metų. Kiekviena iš dviejų žvaigždžių yra dvinarė spektrinė. Castor A ir Castor B komponentai yra mažiau ryškūs ir tikriausiai priklauso M spektriniam tipui.
Castor C nebuvo iš karto prijungtas prie sistemos. Iš pradžių ji buvo paskirta kaip nepriklausoma žvaigždė YY Gemini. Tiriant šį dangaus regioną, tapo žinoma, kad šis šviestuvas buvo fiziškai susijęs su Castor sistema. Žvaigždė sukasi aplink masės centrą, bendrą visoms sudedamosioms dalims, kurios trukmė yra kelios dešimtys tūkstančių metų, taip pat yra dvinarė spektrinė dalis.
Beta Aurigae
„Charioteer“ dangaus piešinyje yra maždaug 150 „taškų“, daugelis iš jų yra baltos žvaigždės. Nuo astronomijos nutolusiam žmogui šviesulių vardai mažai ką pasakys, tačiau tai nesumenkina jų reikšmės mokslui. daugiausia šviesus objektas dangaus modelis, priklausantis A spektrinei klasei, yra Mencalinan arba Beta Aurigae. Žvaigždės pavadinimas arabiškai reiškia „vadelių savininko petys“.
Menkalinanas yra trinarė sistema. Du jo komponentai yra A spektrinės klasės submilžinai. Kiekvieno iš jų ryškumas panašų Saulės parametrą viršija 48 kartus. Juos skiria 0,08 astronominio vieneto atstumas. Trečiasis komponentas yra raudonoji nykštukė, esanti 330 AU atstumu nuo poros. e.
Epsilon Ursa Major
Ryškiausias „taškas“ bene garsiausiame šiaurinio dangaus žvaigždyne (Ursa Major) yra Aliotas, taip pat priskiriamas A klasei. Matoma vertė– 1,76. Ryškiausių šviesulių sąraše žvaigždė užima 33 vietą. Alioth patenka į Big Dipper asterizmą ir yra arčiau dubens nei kiti šviestuvai.
Alioto spektrui būdingos neįprastos linijos, kurios svyruoja 5,1 dienos laikotarpiu. Daroma prielaida, kad savybės yra susijusios su žvaigždės magnetinio lauko įtaka. Spektro svyravimai, naujausiais duomenimis, gali atsirasti dėl beveik 15 Jupiterio masių masės kosminio kūno artumo. Ar taip yra, vis dar paslaptis. Ją, kaip ir kitas žvaigždžių paslaptis, astronomai stengiasi suprasti kiekvieną dieną.
baltieji nykštukai
Pasakojimas apie baltas žvaigždes bus neišsamus, jei nepaminėsime to žvaigždžių evoliucijos etapo, kuris įvardijamas kaip „baltoji nykštukė“. Tokie objektai gavo savo pavadinimą dėl to, kad pirmasis iš jų atrastas priklausė spektrinei klasei A. Tai buvo Sirijus B ir 40 Eridani B. Šiandien baltieji nykštukai vadinami vienu iš paskutiniojo žvaigždės gyvenimo etapo variantų.
Pakalbėkime išsamiau apie šviestuvų gyvavimo ciklą.
Žvaigždžių evoliucija
Žvaigždės negimsta per vieną naktį: bet kuri iš jų pereina kelis etapus. Pirma, dujų ir dulkių debesis pradeda trauktis veikiamas savo gravitacinių jėgų. Lėtai jis įgauna rutulio formą, o gravitacijos energija virsta šiluma – objekto temperatūra pakyla. Tuo metu, kai jis pasiekia 20 milijonų kelvinų vertę, prasideda branduolių sintezės reakcija. Šis etapas laikomas visavertės žvaigždės gyvenimo pradžia.
Saulės didžiąją laiko dalį praleidžia prie pagrindinės sekos. Jų gelmėse nuolat vyksta vandenilio ciklo reakcijos. Žvaigždžių temperatūra gali skirtis. Kai visas vandenilis branduolyje baigiasi, prasideda naujas evoliucijos etapas. Dabar degalai yra helis. Tuo pačiu metu žvaigždė pradeda plėstis. Jo šviesumas didėja, o paviršiaus temperatūra, priešingai, mažėja. Žvaigždė palieka pagrindinę seką ir tampa raudonuoju milžinu.
Helio šerdies masė palaipsniui didėja, ir ji pradeda trauktis nuo savo svorio. Raudonojo milžino etapas baigiasi daug greičiau nei ankstesnis. Kelias, kuriuo eis tolesnė evoliucija, priklauso nuo pradinės objekto masės. Mažos masės žvaigždės raudonojo milžino stadijoje pradeda brinkti. Dėl šio proceso objektas nusimeta savo apvalkalus. Susidaro planetinis ūkas ir plikas žvaigždės šerdis. Tokiame branduolyje visos sintezės reakcijos yra baigtos. Jis vadinamas helio baltuoju nykštuku. Masyvesni raudonieji milžinai (iki tam tikros ribos) išsivysto į anglies baltuosius nykštukus. Jų šerdyje yra sunkesnių elementų nei helis.
Charakteristikos
Baltieji nykštukai - kūnai, masė, kaip taisyklė, labai arti Saulės. Tuo pačiu metu jų dydis atitinka žemę. Kolosalus šių kosminių kūnų tankis ir jų gelmėse vykstantys procesai yra nepaaiškinami klasikinė fizika. Žvaigždžių paslaptys padėjo atskleisti kvantinę mechaniką.
Baltųjų nykštukų medžiaga yra elektronų branduolinė plazma. Net laboratorijoje jo suprojektuoti beveik neįmanoma. Todėl daugelis tokių objektų savybių lieka nesuprantami.
Net jei visą naktį tyrinėsite žvaigždes, be specialios įrangos negalėsite aptikti bent vienos baltosios nykštukės. Jų šviesumas yra daug mažesnis nei saulės. Pasak mokslininkų, baltosios nykštukės sudaro maždaug 3–10% visų galaktikos objektų. Tačiau iki šiol buvo aptikti tik tie, kurie yra ne toliau kaip 200-300 parsekų nuo Žemės.
Baltieji nykštukai toliau vystosi. Iš karto po susiformavimo jie turi aukštą paviršiaus temperatūrą, bet greitai atvėsta. Praėjus kelioms dešimtims milijardų metų po susidarymo, remiantis teorija, baltoji nykštukė virsta juodąja nykštuke – kūnu, kuris neskleidžia matomos šviesos.
Balta, raudona arba mėlyna žvaigždė stebėtojui pirmiausia skiriasi spalva. Astronomas žvelgia giliau. Spalva jam iš karto daug pasako apie objekto temperatūrą, dydį ir masę. Mėlyna arba ryškiai mėlyna žvaigždė yra milžiniškas karštas kamuolys, visais atžvilgiais toli lenkiantis Saulę. Baltos spalvos šviestuvai, kurių pavyzdžiai aprašyti straipsnyje, yra šiek tiek mažesni. Žvaigždžių numeriai įvairiuose kataloguose taip pat daug ką pasako profesionalams, bet ne viską. Daug informacijos apie tolimų kosminių objektų gyvenimą arba dar nepaaiškinta, arba lieka net neatrasta.
Įvairių spalvų žvaigždės
Mūsų saulė yra šviesiai geltona žvaigždė. Apskritai žvaigždžių spalva yra stulbinančiai įvairi spalvų paletė. Vienas iš žvaigždynų vadinamas „brangakmenių dėžute“. Safyro mėlynos žvaigždės išsibarstę po juodą naktinio dangaus aksomą. Tarp jų, žvaigždyno viduryje, yra ryškiai oranžinė žvaigždė.
Žvaigždžių spalvos skirtumai
Žvaigždžių spalvos skirtumai paaiškinami tuo, kad žvaigždės turi skirtingą temperatūrą. Todėl taip ir atsitinka. Šviesa yra bangų spinduliuotė. Atstumas tarp vienos bangos keterų vadinamas jos ilgiu. Šviesos bangos labai trumpos. Kiek? Pabandykite padalyti colią iš 250 000 lygiomis dalimis(1 colis lygus 2,54 centimetro). Kai kurios iš šių dalių sudaro šviesos bangos ilgį.
Nepaisant tokio nereikšmingo šviesos bangos ilgio, menkiausias šviesos bangų dydžių skirtumas labai pakeičia stebimo vaizdo spalvą. Taip yra dėl to, kad skirtingo bangos ilgio šviesos bangas mes suvokiame kaip skirtingos spalvos. Pavyzdžiui, raudonos spalvos bangos ilgis yra pusantro karto ilgesnis nei mėlynos spalvos bangos ilgis. Balta spalva yra pluoštas, susidedantis iš skirtingo ilgio šviesos bangų fotonų, tai yra iš skirtingų spalvų spindulių.
Susijusios medžiagos:
liepsnos spalva
Iš kasdienės patirties žinome, kad kūnų spalva priklauso nuo jų temperatūros. Padėkite geležinį pokerį ant ugnies. Kaitinamas jis pirmiausia parausta. Tada ji dar labiau parausta. Jei pokerį būtų galima dar labiau pakaitinti jo nelydant, tada jis iš raudonos virstų oranžine, tada geltona, tada balta ir galiausiai mėlynai balta.
Saulė yra geltona žvaigždė. Jo paviršiaus temperatūra siekia 5500 laipsnių Celsijaus. Karščiausios mėlynos žvaigždės paviršiaus temperatūra viršija 33 000 laipsnių.
Fizikiniai spalvos ir temperatūros dėsniai
Mokslininkai suformulavo fiziniai dėsniai kurie susiję su spalva ir temperatūra. Kuo kūnas karštesnis, tuo didesnė jo paviršiaus spinduliuotės energija ir trumpesnis skleidžiamų bangų ilgis. Mėlyna spalva turi trumpesnį bangos ilgį nei raudona. Todėl, jei kūnas spinduliuoja mėlynos bangos ilgio diapazone, tada jis yra karštesnis nei kūnas, skleidžiantis raudoną šviesą. Karštų žvaigždžių dujų atomai išskiria daleles, vadinamas fotonais. Kuo karštesnės dujos, tuo didesnė fotono energija ir trumpesnė jų banga.
Daugelis žmonių mano, kad visos žvaigždės danguje yra baltos. (Išskyrus Saulę, kuri, žinoma, geltona.) Keista, bet iš tikrųjų tai kaip tik atvirkščiai: mūsų, o žvaigždės būna įvairių spalvų – melsvos, baltos, gelsvos, oranžinės ir net raudonos!
Kitas klausimas, Ar galite pamatyti žvaigždžių spalvą plika akimi?? Neryškios žvaigždės atrodo baltos vien todėl, kad yra per silpnos, kad sužadintų mūsų akių tinklainės kūgius – specialias receptorines ląsteles, atsakingas už spalvų matymą. Silpnai šviesai jautrūs strypai neskiria spalvų. Štai kodėl tamsoje visos katės yra pilkos, o visos žvaigždės yra baltos.
ryškios žvaigždžių spalvos
O kaip su ryškiomis žvaigždėmis?
Pažvelkime į Oriono žvaigždyną, tiksliau, į dvi ryškiausias jo žvaigždes Rigel ir Betelgeuse. (Orionas yra centrinis žiemos dangaus žvaigždynas. Jis stebimas vakarais pietuose nuo lapkričio pabaigos iki kovo.)
Betelgeuse žvaigždė tarp kitų Oriono žvaigždyne išsiskiria savo rausvu atspalviu. Nuotrauka: Billas Dickinsonas / APOD
Pakanka net paviršutiniško žvilgsnio, kad pastebėtum raudoną Betelgeuse ir melsvai baltą Rigel spalvą. Tai nėra akivaizdus reiškinys – žvaigždės turi skirtingas spalvas. Spalvų skirtumą lemia tik šių žvaigždžių paviršių temperatūra. Baltos žvaigždės yra karštesnės už geltonas, o geltonos - už oranžines žvaigždes. Karščiausios žvaigždės yra melsvai baltos, o šalčiausios – raudonos. Šiuo būdu, Rigel yra daug karštesnis nei Betelgeuse.
Kokios spalvos iš tikrųjų yra Rigel?
Tačiau kartais tai nėra taip akivaizdu. Šaltą ar vėjuotą naktį, kai oras neramus, galite stebėti keistą dalyką - Rigel greitai keičia ryškumą (kitaip tariant, mirga) ir įvairių spalvų blizgučiai! Kartais atrodo, kad jis mėlynas, kartais atrodo, kad jis baltas, o tada akimirką mirksi raudonai! Pasirodo, Rigelis visai ne melsvai balta žvaigždė – apskritai neaišku, kokios jos spalvos!
Mėlynas Rigelis ir atspindžio ūkas Raganos galva. Nuotrauka: Michael Heffner / Flickr.com
Visa atsakomybė už šį reiškinį tenka Žemės atmosferai. Žemai virš horizonto (o Rigelis mūsų platumose niekada nekyla aukštai) žvaigždės dažnai mirksi ir mirga skirtingomis spalvomis. Jų šviesa praeina per labai didelį atmosferos storį, kol pasiekia mūsų akis. Pakeliui jis lūžta ir nukreipiamas skirtingos temperatūros ir tankio oro sluoksniuose, sukuriant drebėjimo ir greitų spalvų kaitos efektą.
Geriausias skirtingomis spalvomis mirgančios žvaigždės pavyzdys yra balta Sirijus, kuris yra danguje šalia Oriono. Sirijus yra ryškiausia žvaigždė naktiniame danguje, todėl jos mirgėjimas ir greitas spalvų pasikeitimas yra daug labiau pastebimas nei kaimynystėje esančių žvaigždžių.
Nors žvaigždės būna įvairių spalvų, plika akimi geriausiai matomos baltos ir rausvos spalvos. Iš visų ryškių žvaigždžių turbūt tik Vega atrodo ryškiai melsva.
Vega teleskopu atrodo kaip safyras. Nuotrauka: Fred Espanak
Žvaigždžių spalvos teleskopuose ir žiūronuose
Kur kas ryškesnę ir platesnę žvaigždžių spalvų paletę parodys optiniai instrumentai – teleskopai, žiūronai ir žvalgybos akiniai. Pamatysite ryškiai oranžines ir geltonas žvaigždes, melsvai baltas, gelsvai baltas, auksines ir net žalsvas žvaigždes! Kiek tikros šios spalvos?
Iš esmės jie visi yra tikri! Tiesa, gamtoje nėra žalių žvaigždžių(kodėl atskiras klausimas), tai optinė apgaulė, nors ir labai graži! Stebėti žalsvas ir net smaragdo žalias žvaigždes galima tik tada, kai visai arti yra geltona arba gelsvai oranžinė žvaigždė.
Atspindintis teleskopas spalvas atkuria daug tiksliau nei refraktorius., nes objektyvo teleskopai kenčia nuo įvairaus laipsnio chromatinės aberacijos, o veidrodžiai su atšvaitais vienodai atspindi visų spalvų šviesą.
Labai įdomu stebėti įvairiaspalves žvaigždes iš pradžių plika akimi, o paskui žiūronu ar teleskopu. (Žiūrėdami pro teleskopą, naudokite mažiausią didinimą.)
Žemiau esančioje lentelėje parodytos 8 ryškių žvaigždžių spalvos. Žvaigždžių ryškumas nurodomas žvaigždžių dydžiais. Raidė v reiškia, kad žvaigždės ryškumas yra kintamas – dėl fizinių priežasčių ji šviečia arba ryškiau, arba silpniau.
Žvaigždė | Žvaigždynas | Šviesti | Spalva | Vakarinis matomumas |
---|---|---|---|---|
Sirijus | Didelis šuo | -1.44 | Balta, bet dėl atmosferos sąlygų dažnai mirga ir mirga skirtingomis spalvomis | lapkričio – kovo mėn |
Vega | Lyra | 0.03 | mėlyna | Ištisus metus |
Koplyčia | Auriga | 0.08 | geltona | Ištisus metus |
Rigel | Orionas | 0.18 | Melsvai baltas, bet dėl atmosferos sąlygų dažnai labai blizgantis ir vaivorykštis | lapkritis – balandis |
Procyon | Mažas šuo | 0.4 | Baltas | lapkričio – gegužės mėn |
Aldebaranas | Jautis | 0.87 | Oranžinė | spalis – balandis |
Pollux | Dvyniai | 1.16 | šviesiai oranžinė | lapkritis – birželis |
Betelgeuse | Orionas | 0,45v | oranžinė raudona | lapkritis – balandis |
Spalvingos žvaigždės gruodžio danguje
Gruodžio mėnesį galite rasti visą dešimtį ryškiaspalvių žvaigždžių! Jau kalbėjome apie raudoną Betelgeuse ir melsvai baltą Rigel. Išskirtinai ramiomis naktimis Sirijus stebina savo baltumu. Žvaigždė Koplyčia Aurigos žvaigždyne plika akimi jis atrodo beveik baltas, tačiau teleskopu atskleidžia ryškų gelsvą atspalvį.
Būtinai pasižiūrėkite Vega, kuris nuo rugpjūčio iki gruodžio vakarais matomas aukštai danguje pietuose, o vėliau – vakaruose. Ne veltui Vega vadinama dangiškuoju safyru – jos mėlyna spalva stebint pro teleskopą tokia gili!
Pagaliau prie žvaigždės Pollux iš Dvynių žvaigždyno rasite blyškiai oranžinį švytėjimą.
Pollux yra ryškiausia žvaigždė Dvynių žvaigždyne. Nuotrauka: Fred Espanak
Galiausiai pažymiu, kad vizualiai stebimų žvaigždžių spalvos labai priklauso nuo mūsų akių jautrumo ir subjektyvaus suvokimo. Galbūt jūs man prieštarausite visais klausimais ir pasakysite, kad „Pollux“ spalva yra tamsiai oranžinė, o „Betelgeuse“ – gelsvai raudona. Atlik eksperimentą! Pažiūrėkite į žvaigždes aukščiau esančioje lentelėje – plika akimi ir per optinį instrumentą. Įvertinkite jų spalvą!
Įrašo peržiūros: 11 457
kokios spalvos žvaigždės? ir kodėl?
- Žvaigždės būna visų vaivorykštės spalvų. Kadangi jie turi skirtingą temperatūrą ir sudėtį.
-
http://www.pockocmoc.ru/color.php - Žvaigždės turi įvairių spalvų. Arcturus turi geltonai oranžinį atspalvį, Rigel yra baltai mėlynas, Antares yra ryškiai raudonas. Žvaigždės spektre dominuojanti spalva priklauso nuo jos paviršiaus temperatūros. Dujinis žvaigždės apvalkalas elgiasi beveik kaip idealus radiatorius (absoliučiai juodas kūnas) ir visiškai paklūsta klasikiniams M. Plancko (18581947), J. Stefano (18351893) ir V. Wieno (18641928) radiacijos dėsniams, kurie siejasi su temperatūra. kūno ir jo spinduliavimo pobūdžio. Planko dėsnis apibūdina energijos pasiskirstymą kūno spektre. Jis nurodo, kad kylant temperatūrai bendras spinduliuotės srautas didėja, o spektro maksimumas pasislenka trumpųjų bangų link. Bangos ilgis (centimetrais), kuris sudaro didžiausią spinduliuotę, nustatomas pagal Wieno dėsnį: lmax = 0,29/T. Būtent šis dėsnis paaiškina raudoną Antareso spalvą (T = 3500 K) ir melsvą Rigelio spalvą (T = 18000 K).
HARVARDO SPEKTRINĖ KLASIFIKACIJA
Spektrinė klasė Efektyvi temperatūra, KColor
O———————————————2600035000 ——————Mėlyna
B ————————————————1200025000 ———-Balta-mėlyna
A ————————————————800011000 ——————— Balta
F ————————————————-62007900 ———-Geltona balta
G —————————————————50006100 ——————- Geltona
K ————————————————-35004900 ————-Oranžinė
M —————————————————26003400 ——————Raudona - Mūsų saulė yra šviesiai geltona žvaigždė. Apskritai žvaigždės turi daugybę spalvų ir jų atspalvių. Žvaigždžių spalvos skiriasi dėl to, kad jos turi skirtingą temperatūrą. Ir štai kodėl tai vyksta. Šviesa, kaip žinote, yra banginė spinduliuotė, kurios bangos ilgis yra labai mažas. Tačiau jei nors šiek tiek pakeisite šios šviesos ilgį, tada stebimo vaizdo spalva labai pasikeis. Pavyzdžiui, raudonos spalvos bangos ilgis yra pusantro karto didesnis už mėlynos spalvos bangos ilgį.
Įvairiaspalvių žvaigždžių spiečius
Mokslininkai suformulavo fizikinius dėsnius, susijusius su spalva ir temperatūra. Kuo kūnas karštesnis, tuo didesnė jo paviršiaus spinduliuotės energija ir trumpesnis skleidžiamų bangų ilgis. Todėl, jei kūnas spinduliuoja mėlynos bangos ilgio diapazone, jis yra karštesnis nei kūnas, kuris spinduliuoja raudonai.
Karštų žvaigždžių dujų atomai išskiria fotonus. Kuo karštesnės dujos, tuo didesnė fotono energija ir trumpesnė jų banga. Todėl karščiausios naujos žvaigždės spinduliuoja mėlynai baltame diapazone. Kai jų branduolinis kuras išnaudojamas, žvaigždės atvėsta. Todėl senos, vėstančios žvaigždės spinduliuoja raudonajame spektro diapazone. Vidutinio amžiaus žvaigždės, tokios kaip Saulė, spinduliuoja geltoname diapazone.
Mūsų Saulė yra gana arti mūsų, todėl aiškiai matome jos spalvą. Kitos žvaigždės yra taip toli nuo mūsų, kad net galingų teleskopų pagalba negalime tiksliai pasakyti, kokios jos spalvos. Norėdami išsiaiškinti šią problemą, mokslininkai naudoja spektrografą – prietaisą, leidžiantį aptikti žvaigždžių šviesos spektrinę sudėtį. - Karščiausias baltas ir mėlynos gėlėsšalčiausios raudonos, bet ir tada jų temperatūra aukštesnė nei bet kurio išlydyto metalo
- ar saulė balta?
- Spalvos suvokimas yra grynai subjektyvus, jis priklauso nuo stebėtojo akies tinklainės reakcijos.
- danguje? Žinau, kad yra ir mėlynų, ir geltonų, ir baltų. mūsų saulė yra geltona nykštukė
- Žvaigždės būna įvairių spalvų. Mėlynos spalvos turi aukštesnę temperatūrą nei raudonos ir daugiau spinduliuotės energijos iš jo paviršiaus. Jie taip pat būna balti, geltoni ir oranžiniai, ir beveik visi jie pagaminti iš vandenilio.
- Žvaigždės būna įvairių spalvų, beveik visų vaivorykštės spalvų (pavyzdžiui: mūsų Saulė yra geltona, Rigel yra baltai mėlyna, Antares yra raudona ir tt)
Žvaigždžių spalvos skiriasi dėl to, kad jos turi skirtingą temperatūrą. Ir štai kodėl tai vyksta. Šviesa, kaip žinote, yra banginė spinduliuotė, kurios bangos ilgis yra labai mažas. Tačiau jei nors šiek tiek pakeisite šios šviesos ilgį, tada stebimo vaizdo spalva labai pasikeis. Pavyzdžiui, raudonos spalvos bangos ilgis yra pusantro karto didesnis už mėlynos spalvos bangos ilgį.
Kaip žinia, kylant temperatūrai įkaitęs metalas pirmiausia pradeda švytėti raudonai, vėliau geltonai, galiausiai baltai. Žvaigždės šviečia taip pat. Raudonos spalvos yra šalčiausios, o baltos (ar net mėlynos!) yra karščiausios. Naujai sprogusi žvaigždė turės spalvą, atitinkančią jos šerdyje išsiskiriančią energiją, o šio išsiskyrimo intensyvumas, savo ruožtu, priklauso nuo žvaigždės masės. Vadinasi, visos normalios žvaigždės yra šaltesnės, tuo raudonesnės jos, taip sakant. „Sunkiosios“ žvaigždės yra karštos ir baltos, o „lengvos“, nemasyvios – raudonos ir palyginti šaltos. Jau įvardijome karščiausių ir šalčiausių žvaigždžių temperatūras (žr. aukščiau). Dabar žinome, kad aukščiausia temperatūra atitinka mėlynas žvaigždes, žemiausia – raudonas. Paaiškinkime, kad šioje pastraipoje buvo kalbama apie žvaigždžių matomų paviršių temperatūras, nes žvaigždžių centre (jų šerdyje) temperatūra yra daug aukštesnė, tačiau ji yra aukščiausia ir masyviose mėlynose žvaigždėse.
Žvaigždės spektras ir jos temperatūra yra glaudžiai susiję su spalvos indeksu, t.y. su žvaigždės ryškumo santykiu geltoname ir mėlyname spektro diapazonuose. Planko dėsnis, apibūdinantis energijos pasiskirstymą spektre, suteikia spalvų indekso išraišką: C.I. = 7200/T 0,64. Šaltos žvaigždės turi didesnį spalvų indeksą nei karštosios, t. y. šaltos žvaigždės geltonuose spinduliuose yra santykinai ryškesnės nei mėlynose. Karštos (mėlynos) žvaigždės atrodo ryškesnės ant įprastų fotografinių plokštelių, o šaltos žvaigždės – ryškesnės akiai ir specialiose fotografijos emulsijose, kurios jautrios geltoniems spinduliams.
Mokslininkai suformulavo fizikinius dėsnius, susijusius su spalva ir temperatūra. Kuo kūnas karštesnis, tuo didesnė jo paviršiaus spinduliuotės energija ir trumpesnis skleidžiamų bangų ilgis. Todėl, jei kūnas spinduliuoja mėlynos bangos ilgio diapazone, jis yra karštesnis nei kūnas, kuris spinduliuoja raudonai.
Karštų žvaigždžių dujų atomai išskiria fotonus. Kuo karštesnės dujos, tuo didesnė fotono energija ir trumpesnė jų banga. Todėl karščiausios naujos žvaigždės spinduliuoja mėlynai baltame diapazone. Kai jų branduolinis kuras išnaudojamas, žvaigždės atvėsta. Todėl senos, vėstančios žvaigždės spinduliuoja raudonajame spektro diapazone. Vidutinio amžiaus žvaigždės, tokios kaip Saulė, spinduliuoja geltoname diapazone.
Mūsų Saulė yra gana arti mūsų, todėl aiškiai matome jos spalvą. Kitos žvaigždės yra taip toli nuo mūsų, kad net galingų teleskopų pagalba negalime tiksliai pasakyti, kokios jos spalvos. Norėdami išsiaiškinti šią problemą, mokslininkai naudoja spektrografą – prietaisą, leidžiantį aptikti žvaigždžių šviesos spektrinę sudėtį.
HARVARDO SPEKTRALINĖ KLASIFIKACIJA pateikia žvaigždės spalvos priklausomybę nuo temperatūros, pavyzdžiui: 35004900 - oranžinė, 800011000 balta, 2600035000 mėlyna ir tt http://www.pockocmoc.ru/color.phpIr dar svarbus faktas: žvaigždės švytėjimo spalvos priklausomybė nuo masės.
Masyvesnės normalios žvaigždės turi aukštesnę paviršiaus ir vidaus temperatūrą. Jie greitai sudegina savo branduolinį kurą – vandenilį, kurį paprastai sudaro beveik visos žvaigždės. Kuri iš dviejų normalių žvaigždžių yra masyvesnė, galima spręsti pagal spalvą: mėlynos sunkesnės už baltas, baltos – geltonos, geltonos – oranžinės, oranžinės – raudonos.
Žvaigždės, kurias stebime, skiriasi tiek spalva, tiek ryškumu. Žvaigždės ryškumas priklauso ir nuo jos masės, ir nuo atstumo. O švytėjimo spalva priklauso nuo jo paviršiaus temperatūros. Šalčiausios žvaigždės yra raudonos. O patys karščiausi – melsvo atspalvio. Baltos ir mėlynos žvaigždės yra karščiausios, jų temperatūra yra aukštesnė už Saulės temperatūrą. Mūsų žvaigždė Saulė priklauso geltonųjų žvaigždžių klasei.
Kiek žvaigždžių yra danguje?
Apskaičiuoti net bent apytiksliai žvaigždžių skaičių mums žinomoje Visatos dalyje praktiškai neįmanoma. Mokslininkai gali pasakyti tik tai, kad mūsų galaktikoje, kuri vadinama " paukščių takas“, gal apie 150 milijardų žvaigždžių. Tačiau yra ir kitų galaktikų! Tačiau daug tiksliau, žmonės žino, kiek žvaigždžių galima pamatyti nuo Žemės paviršiaus plika akimi. Tokių žvaigždžių yra apie 4,5 tūkst.
Kaip gimsta žvaigždės?
Jei dega žvaigždės, kam to reikia? Beribėje išorinėje erdvėje visada yra paprasčiausios Visatos medžiagos – vandenilio – molekulių. Kai kur mažiau vandenilio, kai kur daugiau. Veikiant abipusės traukos jėgoms, vandenilio molekulės traukia viena kitą. Šie traukos procesai gali trukti labai ilgai – milijonus ir net milijardus metų. Tačiau anksčiau ar vėliau vandenilio molekulės pritraukiamos taip arti viena kitos, kad susidaro dujų debesis. Toliau traukiant, temperatūra tokio debesies centre pradeda kilti. Praeis dar milijonai metų, o temperatūra dujų debesyje gali pakilti tiek, kad prasidės reakcija. termobranduolinė sintezė- vandenilis pradės virsti heliu ir danguje pasirodys nauja žvaigždė. Bet kuri žvaigždė yra karštas dujų kamuolys.
Žvaigždžių gyvenimo trukmė labai skiriasi. Mokslininkai nustatė, kad kuo didesnė naujagimio žvaigždė, tuo trumpesnė jos gyvenimo trukmė. Žvaigždės gyvenimo trukmė gali svyruoti nuo šimtų milijonų metų iki milijardų metų.
Šviesmetis
Šviesmečiai – tai atstumas, kurį šviesos spindulys per metus nukeliauja 300 000 kilometrų per sekundę greičiu. O per metus yra 31536000 sekundžių! Taigi, nuo artimiausios mums žvaigždės, vadinamos Proxima Centauri, šviesos spindulys skrenda daugiau nei ketverius metus (4,22 šviesmečio)! Ši žvaigždė yra 270 tūkstančių kartų toliau nuo mūsų nei Saulė. O likusios žvaigždės yra daug toliau – dešimtys, šimtai, tūkstančiai ir net milijonai šviesmečių nuo mūsų. Štai kodėl žvaigždės mums atrodo tokios mažos. Ir net galingiausiame teleskope, skirtingai nei planetose, jie visada matomi kaip taškai.
Kas yra „žvaigždynas“?
Nuo seniausių laikų žmonės žiūrėjo į žvaigždes ir matė keistas figūras, kurios sudaro ryškių žvaigždžių grupes, gyvūnų atvaizdus ir mitinius herojus. Tokios figūros danguje pradėtos vadinti žvaigždynais. Ir nors danguje tam tikro žvaigždyno žmonių įtrauktos žvaigždės vizualiai yra viena šalia kitos, kosmose šios žvaigždės gali būti viena nuo kitos gerokai nutolusios. Žymiausi žvaigždynai yra Ursa Major ir Ursa Minor. Faktas yra tas, kad Mažoji Ursa žvaigždyne patenka į Šiaurinę žvaigždę, kurią nurodo Šiaurės ašigalis mūsų planeta Žemė. Ir žinant, kaip rasti danguje poliarinė žvaigždė, bet kuris keliautojas ir navigatorius galės nustatyti, kur yra šiaurė, ir naršyti reljefą.
supernovos
Kai kurios žvaigždės savo gyvenimo pabaigoje staiga pradeda švytėti tūkstančius ir milijonus kartų ryškiau nei įprastai ir išmeta į supančią erdvę didžiules materijos mases. Įprasta sakyti, kad įvyksta supernovos sprogimas. Supernovos švytėjimas palaipsniui blėsta, o galiausiai tokios žvaigždės vietoje lieka tik šviečiantis debesis. Panašų supernovos sprogimą stebėjo senovės astronomai Arti ir Tolimieji Rytai 1054 m. liepos 4 d. Šios supernovos irimas truko 21 mėnesį. Dabar šios žvaigždės vietoje yra Krabo ūkas, žinomas daugeliui astronomijos mylėtojų.
Apibendrindami šį skyrių pažymime tai
v. Žvaigždžių rūšys
Pagrindinė žvaigždžių spektrinė klasifikacija:
rudieji nykštukai
Rudosios nykštukės yra žvaigždės, kuriose branduolinės reakcijos niekada negali kompensuoti spinduliuotės prarastos energijos. Ilgą laiką rudieji nykštukai buvo hipotetiniai objektai. Jų egzistavimas buvo prognozuojamas XX amžiaus viduryje, remiantis idėjomis apie procesus, vykstančius žvaigždžių formavimosi metu. Tačiau 2004 m. pirmą kartą buvo aptikta rudoji nykštukė. Iki šiol buvo atrasta daug tokio tipo žvaigždžių. Jų spektrinė klasė yra M – T. Teoriškai išskiriama dar viena klasė – žymima Y.
baltieji nykštukai
Netrukus po helio pliūpsnio „užsidega“ anglis ir deguonis; kiekvienas iš šių įvykių sukelia stiprų žvaigždės persitvarkymą ir greitą jos judėjimą pagal Hertzsprung-Russell diagramą. Žvaigždės atmosferos dydis dar labiau padidėja ir ji pradeda intensyviai netekti dujų besiplečiančių žvaigždžių vėjo srautų pavidalu. Centrinės žvaigždės dalies likimas visiškai priklauso nuo jos pradinės masės: žvaigždės šerdis gali baigti evoliuciją kaip baltoji nykštukė (mažos masės žvaigždės), jei jos masė vėlesniuose evoliucijos etapuose viršys Chandrasekhar ribą – kaip neutroninė žvaigždė(pulsaras), bet jei masė viršija Oppenheimerio – Volkovo ribą – kaip Juodoji skylė. Paskutiniais dviem atvejais žvaigždžių evoliucijos pabaigą lydi katastrofiški įvykiai – supernovų sprogimai.
Didžioji dauguma žvaigždžių, įskaitant Saulę, baigia savo evoliuciją susitraukdamos tol, kol išsigimusių elektronų slėgis subalansuos gravitaciją. Šioje būsenoje, kai žvaigždės dydis sumažėja šimtą kartų, o tankis tampa milijoną kartų didesnis nei vandens, žvaigždė vadinama baltąja nykštuke. Jis netenka energijos šaltinių ir palaipsniui vėsdamas tampa tamsus ir nematomas.
raudonieji milžinai
Raudonieji milžinai ir supergigantai yra gana žemos efektyvios temperatūros (3000 - 5000 K), bet didžiulio šviesumo žvaigždės. Tipinis absoliutus tokių objektų žvaigždžių dydis?3m-0m (I ir III šviesumo klasės). Jų spektrui būdingos molekulinės sugerties juostos, o emisijos maksimumas patenka į infraraudonųjų spindulių diapazoną.
kintamos žvaigždės
Kintamoji žvaigždė yra žvaigždė, kurios šviesumas pasikeitė bent kartą per visą stebėjimo istoriją. Kintamumo priežasčių yra daug ir jos gali būti siejamos ne tik su vidiniais procesais: jei žvaigždė yra dviguba, o matymo linija yra arba yra nedideliu kampu regėjimo lauko atžvilgiu, tada viena žvaigždė, einanti per žvaigždė, pranoks ją, o ryškumas taip pat gali pasikeisti, jei žvaigždės šviesa praeis per stiprų gravitacinį lauką. Tačiau daugeliu atvejų kintamumas yra susijęs su nestabiliais vidiniais procesais. AT Naujausia versija Bendrasis kintamų žvaigždžių katalogas skirstomas taip:
Išsiveržiančios kintamos žvaigždės- tai žvaigždės, kurios keičia savo ryškumą dėl smarkių procesų ir pliūpsnių jų chromosferose ir vainikinėse ląstelėse. Šviesumo pokytis dažniausiai atsiranda dėl apvalkalo pokyčių arba masės praradimo įvairaus intensyvumo žvaigždžių vėjo pavidalu ir (arba) sąveikos su tarpžvaigždine terpe.
Pulsuojančios kintamos žvaigždės yra žvaigždės, periodiškai besiplečiančios ir traukiančios savo paviršiaus sluoksnius. Pulsacijos gali būti radialinės arba neradialinės. Spindulinis žvaigždės pulsavimas palieka savo formą sferinę, o dėl neradialinės žvaigždės formos nukrypsta nuo sferinės, o gretimos žvaigždės zonos gali būti priešingų fazių.
Besisukančios kintamos žvaigždės- tai žvaigždės, kurių ryškumo pasiskirstymas paviršiuje yra netolygus ir (arba) yra ne elipsoidinės formos, dėl to, kai žvaigždės sukasi, stebėtojas nustato jų kintamumą. Paviršiaus ryškumo netolygumą gali sukelti dėmės, temperatūra arba cheminis nehomogeniškumas, kurį sukelia magnetiniai laukai, kurio ašys nesutampa su žvaigždės sukimosi ašimi.
Kataklizminės (sprogstamosios ir į novas panašios) kintamos žvaigždės. Šių žvaigždžių kintamumą lemia sprogimai, kuriuos sukelia sprogstamieji procesai jų paviršiniuose sluoksniuose (novos) arba giliai jų gelmėse (supernovos).
Dvejetainių sistemų užtemimas.
Optinės kintamos dvejetainės sistemos su kietais rentgeno spinduliais
Nauji kintamųjų tipai- kintamumo tipai, aptikti leidžiant katalogą ir todėl neįtraukti į jau paskelbtas klases.
Nauja
Nauja žvaigždė- kataklizminių kintamųjų tipas. Jų ryškumas nesikeičia taip smarkiai kaip supernovų (nors amplitudė gali būti ir 9m): likus kelioms dienoms iki maksimumo, žvaigždė būna vos 2m blankesnė. Tokių dienų skaičius lemia, kuriai novų klasei priklauso žvaigždė:
Labai greitai, jei šis laikas (vadinamas kaip t2) yra trumpesnis nei 10 dienų.
Greitai - 11
Didžiausias novos ryškumas priklauso nuo t2. Kartais šis santykis naudojamas atstumui iki žvaigždės nustatyti. Blyksnio maksimumas skirtinguose diapazonuose elgiasi skirtingai: kai jau pastebimas spinduliuotės sumažėjimas matomame diapazone, ultravioletinių spindulių padidėjimas vis tiek tęsiasi. Jei blykstė taip pat stebima infraraudonųjų spindulių diapazone, tada maksimumas bus pasiektas tik tada, kai ultravioletinių spindulių ryškumas pradės mažėti. Taigi bolometrinis šviesumas pliūpsnio metu išlieka nepakitęs gana ilgą laiką.
Mūsų Galaktikoje galima išskirti dvi novų grupes: naujus diskus (vidutiniškai jie yra ryškesni ir greitesni) ir naujus iškilimus, kurie yra šiek tiek lėtesni ir atitinkamai šiek tiek silpnesni.
supernovos
Supernovos yra žvaigždės, kurios baigia savo evoliuciją katastrofišku sprogstamuoju procesu. Sąvoka „supernovos“ buvo vartojama apibūdinti žvaigždes, kurios įsiliepsnojo daug (didumo tvarka) stipriau nei vadinamosios „naujos žvaigždės“. Tiesą sakant, nei viena, nei kita fiziškai nėra nauja, jau esančios žvaigždės visada įsiliepsnoja. Tačiau keliais istoriniais atvejais įsiliepsnojo tos žvaigždės, kurios anksčiau buvo beveik arba visiškai nematomos danguje, o tai sukėlė naujos žvaigždės atsiradimo efektą. Supernovos tipą lemia vandenilio linijų buvimas pliūpsnio spektre. Jei taip, tai II tipo supernova, jei ne, tai I tipo
Hipernovos
Hipernova – išskirtinai sunkios žvaigždės žlugimas po to, kai ji nebeturi šaltinių palaikyti termobranduolines reakcijas; kitaip tariant, tai labai didelė supernova. Nuo 1990-ųjų pradžios buvo stebimi tokie galingi žvaigždžių sprogimai, kad sprogimo jėga maždaug 100 kartų viršijo įprasto supernovos sprogimo galią, o sprogimo energija viršijo 1046 džaulius. Be to, daugelį šių sprogimų lydėjo labai stiprūs gama spindulių pliūpsniai. Intensyviai tyrinėjant dangų buvo rasti keli argumentai, patvirtinantys hipernovų egzistavimą, tačiau kol kas hipernovos yra hipotetiniai objektai. Šiandien šis terminas vartojamas apibūdinant žvaigždžių, kurių masė yra nuo 100 iki 150 ar daugiau saulės masių, sprogimus. Hipernovos teoriškai gali kelti rimtą pavojų Žemei dėl stipraus radioaktyvaus pliūpsnio, tačiau šiuo metu šalia Žemės nėra žvaigždžių, kurios galėtų kelti tokį pavojų. Remiantis kai kuriais pranešimais, prieš 440 milijonų metų netoli Žemės įvyko hipernovos sprogimas. Tikriausiai dėl šio sprogimo į Žemę pataikė trumpalaikis nikelio izotopas 56Ni.
neutroninės žvaigždės
Žvaigždėse, masyvesnėse už Saulę, išsigimusių elektronų slėgis negali sulaikyti šerdies žlugimo ir tęsiasi tol, kol dauguma dalelių virsta neutronais, supakuotais taip sandariai, kad žvaigždės dydis matuojamas kilometrais, o tankis yra lygus. 280 trilijonų. kartų didesnis už vandens tankį. Toks objektas vadinamas neutronine žvaigžde; jos pusiausvyrą palaiko išsigimusios neutroninės medžiagos slėgis.