Yıldızlar çok farklı olabilir: küçük ve büyük, parlak ve çok parlak olmayan, yaşlı ve genç, sıcak ve "soğuk", beyaz, mavi, sarı, kırmızı vb.
Hertzsprung-Russell diyagramı yıldızların sınıflandırılmasını anlamanıza olanak sağlar.
Yıldızın mutlak büyüklüğü, parlaklığı, spektral tipi ve yüzey sıcaklığı arasındaki ilişkiyi gösterir. Bu diyagramdaki yıldızlar rastgele yerleştirilmemiştir, açıkça görülebilen alanlar oluşturmaktadır.
Yıldızların çoğu sözde ana sıra. Ana dizinin varlığı, hidrojen yanma aşamasının çoğu yıldızın evrim süresinin ~%90'ını oluşturmasından kaynaklanmaktadır: yıldızın merkez bölgelerindeki hidrojenin yanması, izotermal bir helyum çekirdeğinin oluşumuna yol açar, kırmızı dev aşamasına geçiş ve yıldızın ana diziden ayrılışı. Kırmızı devlerin nispeten kısa evrimi, kütlelerine bağlı olarak beyaz cücelerin, nötron yıldızlarının veya kara deliklerin oluşumuna yol açar.
Evrimsel gelişimlerinin çeşitli aşamalarında olan yıldızlar; normal yıldızlar, cüce yıldızlar ve dev yıldızlar olmak üzere ikiye ayrılır.
Normal yıldızlar ana dizi yıldızlarıdır. Bunlara Güneşimiz de dahildir. Bazen Güneş gibi normal yıldızlara sarı cüceler denir.
Sarı cüce
Sarı cüce, 0,8 ila 1,2 güneş kütlesi arasında bir kütleye ve 5000-6000 K yüzey sıcaklığına sahip bir tür küçük ana dizi yıldızıdır.
Sarı cücenin ömrü ortalama 10 milyar yıldır.
Hidrojen kaynağının tamamı yandıktan sonra yıldızın boyutu birçok kez artar ve kırmızı bir deve dönüşür. Bu tür yıldızların bir örneği Aldebaran'dır.
Kırmızı dev, gezegenimsi bulutsular oluşturmak için dış gaz katmanlarını fırlatırken, çekirdek çökerek küçük, yoğun bir beyaz cüceye dönüşüyor.
Kırmızı dev, kırmızımsı veya turuncu renkte büyük bir yıldızdır. Bu tür yıldızların oluşumu hem yıldız oluşumu aşamasında hem de varoluşlarının sonraki aşamalarında mümkündür.
Erken bir aşamada, yıldız, başlayan termonükleer reaksiyon tarafından sıkıştırma durduruluncaya kadar, sıkıştırma sırasında açığa çıkan yerçekimi enerjisinden dolayı ışın yayar.
Yıldızların evriminin daha sonraki aşamalarında, çekirdeklerindeki hidrojenin yanmasından sonra yıldızlar ana diziden ayrılır ve Hertzsprung-Russell diyagramında kırmızı devler ve süperdevler bölgesine doğru hareket ederler: bu aşama, evrenin yaklaşık %10'u kadar sürer. yıldızların “aktif” yaşamının zamanı, yani yıldızların iç kısmında nükleosentez reaksiyonlarının meydana geldiği evrim aşamaları.
Dev yıldızın yüzey sıcaklığı nispeten düşük, yaklaşık 5000 derece. 800 güneşe ulaşan devasa bir yarıçap ve bu kadar büyük boyutları nedeniyle muazzam bir parlaklık. Maksimum radyasyon spektrumun kırmızı ve kızılötesi bölgelerinde meydana gelir, bu yüzden bunlara kırmızı devler denir.
Devlerin en büyüğü kırmızı süper devlere dönüşüyor. Orion takımyıldızında yer alan Betelgeuse adlı yıldız, kırmızı üstdevin en çarpıcı örneğidir.
Cüce yıldızlar devlerin tam tersidir ve sırada olabilirler.
Beyaz cüce, kütlesi 1,4 güneş kütlesinden az olan sıradan bir yıldızın, kırmızı dev aşamasından geçtikten sonra arta kalan kısmıdır.
Hidrojen eksikliği nedeniyle bu tür yıldızların çekirdeğinde termonükleer reaksiyonlar meydana gelmez.
Beyaz cüceler çok yoğundur. Boyutları Dünya'dan büyük değildir ancak kütleleri Güneş'in kütlesiyle karşılaştırılabilir.
Bunlar inanılmaz derecede sıcak yıldızlardır, sıcaklıkları 100.000 dereceye veya daha fazlasına ulaşır. Kalan enerjilerini kullanarak parlıyorlar, ancak zamanla enerji tükeniyor ve çekirdek soğuyarak siyah bir cüceye dönüşüyor.
Kırmızı cüceler Evrendeki en yaygın yıldız tipi nesnelerdir. Sayılarına ilişkin tahminler galaksideki tüm yıldızların sayısının %70 ila %90'ı arasında değişmektedir. Diğer yıldızlardan oldukça farklıdırlar.
Kırmızı cücelerin kütlesi güneş kütlesinin üçte birini geçmez (kütlenin alt sınırı 0,08 güneştir, bunu kahverengi cüceler takip eder), yüzey sıcaklığı 3500 K'ye ulaşır. Kırmızı cücelerin spektral sınıfı M veya geç K'dır. Bu türden olanlar çok az ışık yayarlar, bazen Güneş'ten 10.000 kat daha küçüktürler.
Düşük radyasyonları göz önüne alındığında, kırmızı cücelerin hiçbiri Dünya'dan çıplak gözle görülemez. Güneş'e en yakın kırmızı cüce olan Proxima Centauri (üçlü sistemdeki Güneş'e en yakın yıldız) ve en yakın tek kırmızı cüce olan Barnard Yıldızı'nın bile görünür büyüklükleri sırasıyla 11,09 ve 9,53'tür. Bu durumda büyüklüğü 7,72'ye kadar olan bir yıldız çıplak gözle gözlemlenebilmektedir.
Hidrojen yanma oranının düşük olması nedeniyle kırmızı cücelerin, on milyarlarca ila on trilyonlarca yıl arasında değişen çok uzun ömürleri vardır (0,1 güneş kütlesi kütlesine sahip bir kırmızı cüce, 10 trilyon yıl boyunca yanacaktır).
Kırmızı cücelerde helyum içeren termonükleer reaksiyonlar mümkün olmadığından kırmızı devlere dönüşemezler. Zamanla, hidrojen yakıtının tamamını tüketene kadar giderek küçülürler ve giderek daha fazla ısınırlar.
Yavaş yavaş, teorik kavramlara göre, varsayımsal bir yıldız sınıfı olan mavi cücelere dönüşürler, kırmızı cücelerin hiçbiri henüz mavi cüceye ve ardından helyum çekirdekli beyaz cücelere dönüşmeyi başaramadı.
Kahverengi cüce - yıldız altı nesneler (kütleleri yaklaşık 0,01 ila 0,08 güneş kütlesi veya sırasıyla 12,57 ila 80,35 Jüpiter kütlesi arasında değişen ve yaklaşık olarak Jüpiter'in çapına eşit bir çapa sahip), derinlikleri ana diziden farklı olan yıldızlarda hidrojenin helyuma dönüşmesiyle termonükleer füzyon reaksiyonu yoktur.
Ana dizi yıldızlarının minimum sıcaklığı yaklaşık 4000 K'dir, kahverengi cücelerin sıcaklığı 300 ila 3000 K aralığındadır. Kahverengi cüceler yaşamları boyunca sürekli olarak soğurlar ve cüce ne kadar büyükse o kadar yavaş soğur.
Kahverengi cüceler
Kahverengi cüceler veya kahverengi yarı cüceler, kahverengi cüce kütle sınırının altına düşen serin oluşumlardır. Kütleleri Güneş'in kütlesinin yaklaşık yüzde birinden veya buna göre Jüpiter'in kütlesinin 12,57'sinden azdır, alt sınır tanımlanmamıştır. Bilim camiası neyin gezegen, neyin alt-kahverengi cüce olduğu konusunda henüz nihai bir sonuca varmasa da, genellikle gezegen olarak kabul edilirler.
Siyah cüce
Siyah cüceler soğumuş ve sonuç olarak görünür aralıkta emisyon yaymayan beyaz cücelerdir. Beyaz cücelerin evriminin son aşamasını temsil eder. Beyaz cücelerin kütleleri gibi siyah cücelerin kütleleri de 1,4 güneş kütlesinin üzerinde sınırlıdır.
İkili yıldız, ortak bir kütle merkezinin etrafında dönen, yerçekimsel olarak birbirine bağlı iki yıldızdır.
Bazen üç veya daha fazla yıldızdan oluşan sistemler vardır; bu genel durumda sisteme çoklu yıldız adı verilir.
Böyle bir yıldız sisteminin Dünya'dan çok uzakta olmadığı durumlarda, tek tek yıldızlar teleskop aracılığıyla ayırt edilebilir. Mesafe önemliyse, gökbilimciler çift yıldızın yalnızca dolaylı işaretlerle görülebildiğini anlayabilirler - bir yıldızın diğeri ve diğer bazı yıldızlar tarafından periyodik olarak tutulmasının neden olduğu parlaklık dalgalanmaları.
Yeni yıldız
Parlaklığı aniden 10.000 kat artan yıldızlar. Nova, bir beyaz cüce ve ana dizide yer alan bir eşlik eden yıldızdan oluşan ikili bir sistemdir. Bu tür sistemlerde yıldızdan gelen gaz yavaş yavaş beyaz cüceye akar ve orada periyodik olarak patlayarak bir parlaklık patlamasına neden olur.
Süpernova
Süpernova, evrimini yıkıcı bir patlama süreciyle sonlandıran bir yıldızdır. Bu durumda parlama, bir nova durumunda olduğundan birkaç kat daha büyük olabilir. Böylesine güçlü bir patlama, evrimin son aşamasında yıldızda meydana gelen süreçlerin bir sonucudur.
Nötron yıldızı
Nötron yıldızları (NS), 1,5 güneş mertebesinde kütlelere ve beyaz cücelerden belirgin şekilde daha küçük boyutlara sahip yıldız oluşumlarıdır; bir nötron yıldızının tipik yarıçapı muhtemelen 10-20 kilometre civarındadır.
Esas olarak yerçekimi kuvvetleri tarafından sıkıca sıkıştırılmış nötr atom altı parçacıklardan - nötronlardan oluşurlar. Bu tür yıldızların yoğunluğu son derece yüksektir, karşılaştırılabilir ve bazı tahminlere göre atom çekirdeğinin ortalama yoğunluğundan birkaç kat daha yüksek olabilir. Bir santimetreküp NS maddesi yüz milyonlarca ton ağırlığında olacaktır. Bir nötron yıldızının yüzeyindeki yerçekimi, Dünya'dakinden yaklaşık 100 milyar kat daha fazladır.
Bilim adamlarına göre galaksimizde 100 milyondan 1 milyara kadar nötron yıldızı, yani sıradan yıldızların binde biri civarında bir sayı mevcut olabilir.
Pulsarlar
Pulsarlar, Dünya'ya periyodik patlamalar (darbeler) şeklinde gelen kozmik elektromanyetik radyasyon kaynaklarıdır.
Baskın astrofizik modele göre pulsarlar, dönme eksenine eğimli bir manyetik alanla dönen nötron yıldızlarıdır. Dünya bu radyasyonun oluşturduğu koninin içine düştüğünde, yıldızın dönüş periyoduna eşit aralıklarla tekrarlanan bir radyasyon darbesini tespit etmek mümkündür. Bazı nötron yıldızları saniyede 600 defaya kadar döner.
Sefeidler
Sefeidler, Delta Cephei yıldızının adını taşıyan, oldukça kesin bir dönem-parlaklık ilişkisine sahip, titreşen değişken yıldızların bir sınıfıdır. En ünlü Sefeidlerden biri Polaris'tir.
Kısa özellikleriyle birlikte ana yıldız türlerinin (türlerinin) verilen listesi elbette Evrendeki olası yıldız çeşitliliğinin tamamını kapsamamaktadır.
Gezegenimizden, güneş sistemimizden başka bir yaşamın olabileceğini asla düşünmüyoruz. Belki mavi, beyaz, kırmızı ya da belki sarı bir yıldızın etrafında dönen gezegenlerden birinde yaşam vardır. Belki buna benzer, aynı insanların yaşadığı başka bir gezegen daha vardır ama onun hakkında henüz bir şey bilmiyoruz. Uydularımız ve teleskoplarımız yaşam barındırabilecek çok sayıda gezegen keşfetti, ancak bu gezegenler onbinlerce, hatta milyonlarca ışıkyılı uzaklıkta.
Mavi başıboşlar mavi renkli yıldızlardır.
Sıcaklığı sıradan yıldızlardan daha yüksek olan ve spektrumu, benzer parlaklığa sahip küme yıldızlarınınkinden önemli ölçüde mavi bölgeye kayma ile karakterize edilen küresel yıldız kümelerinde bulunan yıldızlara, başıboş maviler denir. Bu özellik onların Hertzsprung-Russell diyagramında bu kümedeki diğer yıldızlara göre öne çıkmalarını sağlar. Bu tür yıldızların varlığı, tüm yıldız evrimi teorilerini çürütmektedir; bu teorinin özü, aynı zaman diliminde ortaya çıkan yıldızların Hertzsprung-Russell diyagramının iyi tanımlanmış bir bölgesinde yer almalarının beklenmesidir. Bu durumda yıldızın kesin konumunu etkileyen tek faktör başlangıç kütlesidir. Yukarıdaki eğrinin dışında mavi renklerin sık sık ortaya çıkması, anormal yıldız evrimi gibi bir şeyin varlığını doğrulayabilir. 
Oluşumlarının doğasını açıklamaya çalışan uzmanlar çeşitli teoriler öne sürdüler. Bunlardan en muhtemel olanı, bu mavi yıldızların geçmişte çift yıldız olduklarını, daha sonra birleşmeye başladıklarını veya şu anda birleşme sürecine girdiklerini gösteriyor. İki yıldızın birleşmesinin sonucu, aynı yaştaki yıldızlara göre çok daha büyük kütleye, parlaklığa ve sıcaklığa sahip yeni bir yıldızın ortaya çıkmasıdır.
Eğer bu teorinin doğruluğu bir şekilde kanıtlanabilseydi, yıldızların evrimi teorisi mavi başıboşlar probleminden kurtulmuş olacaktı. Ortaya çıkan yıldız, genç bir yıldıza benzer şekilde davranacak olan daha büyük miktarda hidrojene sahip olacaktır. Bu teoriyi destekleyen gerçekler var. Gözlemler, başıboş olanların çoğunlukla küresel kümelerin merkez bölgelerinde bulunduğunu göstermiştir. Buradaki birim hacimli yıldızların sayısının fazla olması nedeniyle, yakın geçişler veya çarpışmalar daha olası hale geliyor.
Bu hipotezi test etmek için başıboş mavilerin nabzını incelemek gerekir, çünkü Birleşen yıldızların asterosismolojik özellikleri ile normal titreşimli değişkenler arasında bazı farklılıklar olabilir. Nabızları ölçmenin oldukça zor olduğunu belirtmekte fayda var. Bu süreç aynı zamanda yıldızlı gökyüzünün aşırı kalabalıklığından, başıboş mavilerin nabızlarındaki küçük dalgalanmalardan ve bunların değişkenlerinin nadir olmasından da olumsuz etkileniyor.
Birleşmenin bir örneği, Ağustos 2008'de, böyle bir olayın V1309 nesnesini etkilediği, keşfedildikten sonra parlaklığının birkaç on binlerce kez arttığı ve birkaç ay sonra orijinal değerine döndüğü gözlemlenebilir. Bilim insanları, 6 yıllık gözlemler sonucunda bu cismin birbiri etrafındaki yörünge periyodu 1,4 gün olan iki yıldız olduğu sonucuna vardı. Bu gerçekler, bilim adamlarını Ağustos 2008'de bu iki yıldızın birleşme sürecinin gerçekleştiğine inandırdı.
Mavi başıboşlar yüksek torkla karakterize edilir. Örneğin 47 Tucanae kümesinin ortasında yer alan yıldızın dönüş hızı, Güneş'in dönüş hızından 75 kat daha fazladır. Hipoteze göre kütleleri, kümede bulunan diğer yıldızların kütlesinden 2-3 kat daha fazladır. Ayrıca araştırmalar sonucunda, eğer mavi yıldızlar diğer yıldızlara yakın konumdaysa, bu yıldızların komşularına göre daha düşük oksijen ve karbon yüzdesine sahip olacağı bulunmuştur. Muhtemelen yıldızlar bu maddeleri yörüngelerinde hareket eden diğer yıldızlardan çekerek parlaklıklarını ve sıcaklıklarını artırırlar. "Soyulmuş" yıldızlarda, orijinal karbonun diğer elementlere dönüşme sürecinin gerçekleştiği yerler keşfedilir.
Mavi yıldızların adları - örnekler
Rigel, Gama Paralis, Alfa Zürafa, Zeta Orionis, Tau Canis Majoris, Zeta Puppis
Beyaz yıldızlar beyaz yıldızlardır
Königsberg Gözlemevi'ne başkanlık eden Friedrich Bessel, 1844'te ilginç bir keşifte bulundu. Bilim adamı, gökyüzündeki en parlak yıldız Sirius'un gökyüzündeki yörüngesinden en ufak bir sapmasını fark etti. Gökbilimci, Sirius'un bir uydusu olduğunu öne sürdü ve ayrıca yıldızların kendi kütle merkezleri etrafında yaklaşık elli yıl olan dönüş periyodunu da hesapladı. Bessel diğer bilim adamlarından yeterli desteği bulamadı çünkü Kütlesinin Sirius'la karşılaştırılabilir olması gerekirken hiç kimse uyduyu tespit edemedi.
Ve sadece 18 yıl sonra, o zamanların en iyi teleskopunu test eden Alvan Graham Clark, Sirius'un yakınında, Sirius B adında, onun uydusu olduğu ortaya çıkan sönük beyaz bir yıldız keşfetti.
Bu beyaz yıldızın yüzeyi 25 bin Kelvin'e kadar ısıtılıyor ve yarıçapı küçük. Bilim adamları bunu dikkate alarak uydunun yüksek bir yoğunluğa sahip olduğu sonucuna vardı (106 g/cm3 seviyesinde, Sirius'un yoğunluğu yaklaşık 0,25 g/cm3, Güneş'in yoğunluğu ise 1,4 g/cm3). 55 yıl sonra (1917'de), onu keşfeden bilim adamının adını taşıyan başka bir beyaz cüce keşfedildi - Balık takımyıldızında bulunan van Maanen yıldızı.
Beyaz yıldızların isimleri - örnekler
Lyra takımyıldızında Vega, Aquila takımyıldızında Altair (yaz ve sonbaharda görünür), Sirius, Castor.
Sarı yıldızlar – sarı yıldızlar
Sarı cücelere genellikle kütlesi Güneş'in kütlesi (0,8-1,4) dahilinde olan küçük ana dizi yıldızları denir. İsme bakılırsa, bu tür yıldızlar, hidrojenden helyuma termonükleer füzyon işlemi sırasında açığa çıkan sarı bir parıltıya sahiptir.
Bu tür yıldızların yüzeyi 5-6 bin Kelvin sıcaklığa kadar ısınır ve spektral sınıfları G0V ile G9V arasında değişir. Sarı cüce yaklaşık 10 milyar yıl yaşar. Bir yıldızdaki hidrojenin yanması onun boyutunun çoğalmasına ve kırmızı bir deve dönüşmesine neden olur. Kırmızı devin bir örneği Aldebaran'dır. Bu tür yıldızlar, dış gaz katmanlarını dökerek gezegenimsi bulutsular oluşturabilirler. Bu durumda çekirdek, yoğunluğu yüksek bir beyaz cüceye dönüşür.
Hertzsprung-Russell diyagramını dikkate alırsak, sarı yıldızlar ana dizinin orta kısmında bulunur. Güneş tipik bir sarı cüce olarak adlandırılabileceğinden, modeli sarı cücelerin genel modelini dikkate almaya oldukça uygundur. Ancak gökyüzünde isimleri Alhita, Dabikh, Toliman, Khara vb. olan başka karakteristik sarı yıldızlar da var. Bu yıldızlar pek parlak değil. Örneğin, Proxima Centauri'yi hesaba katmazsanız Güneş'e en yakın olan aynı Toliman, 0. büyüklüğe sahiptir, ancak aynı zamanda parlaklığı tüm sarı cüceler arasında en yüksek olanıdır. Bu yıldız Erboğa takımyıldızında yer alır ve aynı zamanda 6 yıldızdan oluşan karmaşık bir sistemin parçasıdır. Toliman'ın spektral sınıfı G'dir. Ancak bizden 350 ışıkyılı uzaklıkta bulunan Dabih, F spektral sınıfına aittir. Ancak yüksek parlaklığı, yakınlarda spektral sınıf olan A0'a ait bir yıldızın varlığından kaynaklanmaktadır.
Toliman'a ek olarak spektral sınıf G, ana dizide yer alan HD82943'e sahiptir. Kimyasal bileşimi ve sıcaklığı Güneş'e benzer olduğundan bu yıldızın da iki büyük gezegeni vardır. Bununla birlikte, bu gezegenlerin yörüngelerinin şekli dairesel olmaktan uzaktır, bu nedenle HD82943'e yaklaşmaları nispeten sık görülür. Şu anda gökbilimciler bu yıldızın eskiden çok daha fazla sayıda gezegene sahip olduğunu ancak zamanla hepsini yuttuğunu kanıtlayabildiler.
Sarı yıldızların adları - örnekler
Toliman, yıldız HD 82943, Hara, Dabih, Alhita
Kırmızı yıldızlar kırmızı yıldızlardır
Hayatınızda en az bir kez teleskopunuzun merceğinden gökyüzünde siyah bir arka planda yanan kırmızı yıldızları gördüyseniz, bu anı hatırlamak, bu makalede ne hakkında yazılacağını daha net hayal etmenize yardımcı olacaktır. Daha önce hiç bu tür yıldızları görmediyseniz, bir dahaki sefere onları bulmaya çalıştığınızdan emin olun. 
Amatör bir teleskopla bile kolayca bulunabilen, gökyüzündeki en parlak kırmızı yıldızların bir listesini derlemeye kalksanız, bunların hepsinin karbon yıldızları olduğunu göreceksiniz. İlk kırmızı yıldızlar 1868'de keşfedildi. Bu tür kırmızı devlerin sıcaklığı düşüktür, ayrıca dış katmanları büyük miktarda karbonla doludur. Daha önce benzer yıldızlar iki spektral sınıftan (R ve N) oluşuyorsa, şimdi bilim adamları bunları tek bir genel sınıfa (C) tanımladılar. Her spektral sınıfın 9'dan 0'a kadar alt sınıfları vardır. Üstelik C0 sınıfı, yıldızın yüksek sıcaklığa sahip olduğu anlamına gelir; ancak C9 sınıfı yıldızlardan daha az kırmızıdır. Karbon ağırlıklı yıldızların tamamının doğası gereği değişken olması da önemlidir: uzun dönemli, yarı düzenli veya düzensiz.
Ayrıca kırmızı yarı düzenli değişkenler olarak adlandırılan iki yıldız da bu listeye dahil edilmiş olup bunlardan en ünlüsü m Cephei'dir. William Herschel onun alışılmadık kırmızı rengiyle ilgilenmeye başladı ve ona "nar" adını verdi. Bu tür yıldızlar, birkaç on günden birkaç yüz güne kadar sürebilen parlaklıktaki düzensiz değişikliklerle karakterize edilir. Bu tür değişken yıldızlar M sınıfına (yüzey sıcaklıkları 2400 ila 3800 K arasında olan soğuk yıldızlar) aittir.
Derecelendirmedeki yıldızların hepsinin değişken olduğu göz önüne alındığında notasyona biraz açıklık getirmek gerekiyor. Kırmızı yıldızların iki bileşenden oluşan bir adı olduğu genel olarak kabul edilir - Latin alfabesinin bir harfi ve değişken bir takımyıldızın adı (örneğin, T Hare). Belirli bir takımyıldızda keşfedilen ilk değişkene R harfi atanır ve bu şekilde Z harfine kadar devam eder. Bu tür çok sayıda değişken varsa, onlar için RR'den ZZ'ye kadar Latin harflerinin çift kombinasyonu sağlanır. Bu yöntem 334 nesneyi “adlandırmanıza” olanak tanır. Ayrıca yıldızlar, seri numarası (V228 Cygnus) ile birlikte V harfi kullanılarak belirlenebilir. Derecelendirmenin ilk sütunu değişkenlerin belirlenmesine ayrılmıştır.
Tablodaki sonraki iki sütun, yıldızların 2000.0 dönemindeki konumlarını göstermektedir. Uranometria 2000.0 atlasının astronomi meraklıları arasında artan popülaritesinin bir sonucu olarak, derecelendirmenin son sütunu, derecelendirmede yer alan her yıldız için arama tablosu numarasını gösterir. Bu durumda ilk hane kartın cilt numarası, ikincisi ise seri numarasıdır.
Derecelendirme aynı zamanda yıldız büyüklüklerinin maksimum ve minimum parlaklık değerlerini de gösteriyor. Parlaklığı minimum olan yıldızlarda daha fazla kırmızı renk doygunluğunun gözlemlendiğini hatırlamakta fayda var. Değişkenlik periyodu bilinen yıldızlar için gün sayısı olarak görüntülenir, doğru periyoda sahip olmayan nesneler ise Irr olarak görüntülenir.
Karbon yıldızını bulmak çok fazla beceri gerektirmez, teleskopunuzun yeteneklerinin onu görmeye yeterli olması yeterlidir. Boyutu küçük olsa bile parlak kırmızı rengi dikkatinizi çekmelidir. Bu nedenle hemen tespit edemezseniz üzülmemelisiniz. Yakındaki parlak yıldızı bulmak için atlası kullanmak ve ardından ondan kırmızı olana geçmek yeterlidir.
Farklı gözlemciler karbon yıldızlarını farklı görürler. Bazılarına göre yakutlara veya uzakta yanan bir kora benziyorlar. Diğerleri bu tür yıldızlarda koyu kırmızı veya kan kırmızısı tonlar görüyor. Başlangıçta, derecelendirmede en parlak altı kırmızı yıldızın bir listesi var ve bu listeyi bulduğunuzda, güzelliklerinin tadını tamamen çıkarabilirsiniz.
Kırmızı yıldızların adları - örnekler
Yıldız renk farklılıkları
Tarif edilemeyen renk tonlarına sahip çok çeşitli yıldızlar var. Sonuç olarak, temeli mavi ve safir yıldızlardan oluşan ve tam ortasında parlak bir şekilde parlayan turuncu bir yıldız bulunan bir takımyıldıza bile “Mücevher Kutusu” adı verildi. Güneş'i ele alırsak soluk sarı bir renge sahiptir.
Yıldızlar arasındaki renk farkını etkileyen doğrudan faktör yüzey sıcaklıklarıdır. Bu basitçe açıklanmaktadır. Işık, doğası gereği dalga şeklinde radyasyondur. Dalga boyu tepeleri arasındaki mesafedir ve çok küçüktür. Hayal etmek için 1 cm'yi 100 bin özdeş parçaya bölmeniz gerekiyor. Bu parçacıkların birçoğu ışığın dalga boyunu oluşturacaktır.
Bu sayının oldukça küçük olduğu göz önüne alındığında, bundaki her değişiklik, hatta en önemsiz değişiklik bile, gözlemlediğimiz tablonun değişmesine neden olacaktır. Sonuçta görme organımız ışığın farklı dalga boylarını farklı renkler olarak algılar. Örneğin mavinin dalgaları kırmızınınkinden 1,5 kat daha kısadır.
Ayrıca hemen hemen hepimiz sıcaklığın vücut rengi üzerinde çok doğrudan bir etkiye sahip olabileceğini biliyoruz. Örneğin herhangi bir metal nesneyi alıp ateşe verebilirsiniz. Isıtma sırasında kırmızıya dönecektir. Ateşin sıcaklığı önemli ölçüde artarsa, nesnenin rengi değişir; kırmızıdan turuncuya, turuncudan sarıya, sarıdan beyaza ve son olarak beyazdan mavi-beyaza.
Güneş'in yüzey sıcaklığı 5,5 bin 0 C civarında olduğundan sarı yıldızların tipik bir örneğidir. Ama en sıcak mavi yıldızlar 33 bin dereceye kadar ısınabiliyor.
Renk ve sıcaklık, bilim adamları tarafından fiziksel yasaları kullanarak ilişkilendirildi. Bir cismin sıcaklığı onun radyasyonuyla doğru, dalga boyuyla ters orantılıdır. Mavi dalgalar kırmızıya göre daha kısa dalga boylarına sahiptir. Sıcak gazlar, enerjisi sıcaklıkla doğru orantılı ve dalga boyuyla ters orantılı olan fotonlar yayar. En sıcak yıldızların mavi-mavi bir emisyon aralığıyla karakterize edilmesinin nedeni budur.
Yıldızlardaki nükleer yakıt sınırsız olmadığı için tüketilme eğiliminde oluyor ve bu da yıldızların soğumasına neden oluyor. Bu nedenle orta yaşlı yıldızlar sarıdır, yaşlı yıldızları ise kırmızı görürüz.
Güneş'in gezegenimize çok yakın olması sonucunda rengi tam olarak tanımlanabilmektedir. Ancak bir milyon ışıkyılı uzaklıktaki yıldızlar için bu görev daha karmaşık hale geliyor. Spektrograf adı verilen bir cihaz bunun için kullanılır. Bilim adamları, yıldızların yaydığı ışığı içinden geçirirler ve bunun sonucunda hemen hemen her yıldızın spektral olarak analiz edilmesi mümkündür.
Ayrıca bir yıldızın rengini kullanarak yaşını belirleyebilirsiniz çünkü matematiksel formüller, bir yıldızın sıcaklığını belirlemek için spektral analizin kullanılmasını mümkün kılar ve buradan yaşını hesaplamak kolaydır.
Yıldızların video sırları çevrimiçi izle
Uzayda çok sayıda yıldız var. Parlak ve devasa olanlar, kozmik standartlara göre çok uzakta olsalar bile çıplak gözle görülebilmektedir. Ancak çok daha fazla cüce yıldız var. Bunları çıplak gözle görmek neredeyse imkansızdır. Cüce yıldızlar arasında faydalı ömürlerini çoktan doldurmuş olan kırmızı cüceler de vardır. Ve yıldız bile denilemeyecek kahverengi cüceler. Ve sonunda siyah olanlara dönüşecek olan beyaz cüceler neredeyse soğumuş durumda.
Gezegenimizde, organizma ne kadar küçük olursa, bireylerinin de o kadar fazla olacağına dair belli bir doğa kanunu vardır. Bu kanun yıldızlar için de geçerlidir. Bu durum birçok soruyu gündeme getiriyor. Sonuçta, Dünya'daki canlılar için her şey son derece nettir, ancak yıldızlar için bu tamamen net değildir. Bilim adamları bu bilmeceyi yarıya kadar çözdüler. Kendilerini yerçekimsel çöküşten korumak için, muazzam ağırlığa sahip yıldızların yüksek sıcaklıklara kadar ısınması gerekir ve bunun sonucunda, sıcaklığı yüzlerce santigrat derecenin ortasında tutabilmek için birkaç milyon yıl içinde enerji kaynaklarını tüketirler. Milyonlarca derecelik bu enerjinin çok büyük harcamaları enerjinin kendisine ihtiyaç duyulmaktadır. Cüceler sessizce için için yanıyor ve "yakıtlarını" on milyarlarca yıl boyunca tüketiyorlar. Galaksimiz yalnızca on üç milyar yaşındadır, bu nedenle ne zaman bir cüce ortaya çıksa bugüne kadar yaşar. Sorunun ikinci yarısı dev yıldızların cücelere göre çok daha az sıklıkta doğmasıdır. Güneşimiz gibi her 100 yıldızdan yalnızca bir yıldız, Güneş'ten on kat daha büyük görünür. Bu tam olarak bilim adamlarının henüz cevaplayamadığı sorudur. Uzun bir süre astronomik sınıflandırmalar arasında ne yıldız ne de gezegen olan nesnelere yer yoktu. Bu tür nesnelerin var olup olmadığı sorusu onlarca yıldır gökbilimcileri endişelendiriyor. Ancak doksanlı yılların ortalarında güneş sisteminin dışında bu tür gezegenler keşfedildi. Güneş sistemindeki en büyük gezegen olan Jüpiter'den daha büyük oldukları ortaya çıktı. 
Ancak bir gezegen ile bir yıldız arasındaki çizginin nerede çizileceği sorusu ortaya çıktı. Yıldızın ana enerji kaynağını kullandığına inanılıyordu; Termonükleer reaksiyonlar. Gezegenler yansıma nedeniyle parlıyor Sveta ve içinde termonükleer reaksiyonlar meydana gelmez. Ancak bunların meydana geldiği termonükleer reaksiyon nesnelerinin olduğu, ancak ana enerji kaynağı olmadığı ortaya çıktı. Astrofizikçi Kumar, kozmik bir cismin kütlesinin Güneş kütlesinin %7,5'i veya daha fazlası olması durumunda, böyle bir nesnenin merkezinde reaksiyonun gerçekleşmesi için sıcaklığın yeterli olacağını hesapladı. Bu değere “hidrojen yanıcılık sınırı” adı verildi. Örneğin, eğer bir yıldız Güneş'in kütlesinin %8'i kadarsa, yaklaşık altı trilyon yıl boyunca için için yanacaktır, bu da Evren'in yaşının 400 katıdır.
Shiv Kumar'ın icat ettiği kahverengi cüce arayışı otuz yıl boyunca devam etti. Bu bilim adamı bir teorisyen olmasına rağmen böyle bir yıldız bulma umuduyla teleskopu eline aldı. Mesafenin zaten bilindiği diğer yıldızların yakınında arama yapmamız gerektiği hemen anlaşıldı. Ancak bu yıldız parlak olmamalıdır çünkü teleskopu kör edecek ve sönük cüceyi görmesini engelleyecektir. Sonuç olarak, kırmızı yıldızların yakınına veya zaten soğuyan beyaz yıldızlara bakmak gerekiyordu. Ancak o dönemde bu aramalar sonuçsuz kaldı.
Gökbilimciler ancak daha hassas aygıtlar kullanıma sunulduğunda çok sönük kırmızı cüceleri tespit edebildiler. Zamanla, "başarısız yıldızlar" olarak adlandırılan yıldızları tespit etmek için büyük teleskoplara gerek olmadığı anlaşıldı.
1995'ten 1997'ye kadar, gezegenler ve yıldızlar arasında bulunan yeni nesnelerin sınıflandırılmasını mümkün kılan bu tür birçok nesne keşfedildi.
Lütfen soruyla ilgili bölümde yazar tarafından verilen cüce yıldızlara bir örnek veriniz. şerit en iyi cevap Cüce YILDIZLAR, Galaksimizdeki en yaygın yıldız türüdür; Güneş dahil yıldızların %90'ı ona aittir. HERZSPRUNG-RUSSELL DİYAGRAMINDAKİ konumlarına göre bunlara ana dizi yıldızları da denir. “Cüce” ismi yıldızların büyüklüğünü değil, PARLAKLIKLARINI ifade eder, dolayısıyla bu terimin herhangi bir küçültme çağrışımı yoktur.
Beyaz cüceler evriminin son aşamasında olan çok küçük yıldızlardır. Çapları kırmızı cücelerden daha küçük olmasına rağmen (Dünya'dan büyük değil), Güneş ile aynı kütleye sahiptirler. Gece gökyüzündeki en parlak yıldız Sirius'tur (eski Mısırlılar arasında Köpek Şafağı). - çift şafak: Yavru Köpek adı verilen bir beyaz cüce içerir (Sirius'un Latince adı - "Tatil" - "küçük köpek" anlamına gelir). Eridanus takımyıldızındaki beyaz cüce Omicron-2, Dünya'dan çıplak gözle görülebilen cücelerden biridir.
Kırmızı cüceler Jüpiter'den daha büyük, ancak Güneşimiz gibi ortalama büyüklükteki bir yıldızdan daha küçüktür. Parlaklıkları Güneş'in parlaklığının %0,01'idir. Çıplak gözle tek bir kırmızı cüce bile görülemez, hatta bize en yakın olan Proxima Centauri bile.
Kahverengi cüceler Jüpiter'den biraz daha büyük, çok havalı kozmik nesnelerdir. Kahverengi cüceler diğer yıldızlarla aynı şekilde oluşur, ancak başlangıç kütleleri nükleer reaksiyonların meydana gelmesi için yeterli değildir; Efendilikleri çok zayıf. Kara cüceler küçük, soğuk ve “ölü” yıldızlardır. Kara cüceler, derinliklerinde nükleer reaksiyonların gerçekleşmesine yetecek kadar büyük değiller ya da içlerindeki nükleer yakıtın tamamı tükenmiş ve yanmış kömür gibi sönüp gidiyorlar. En küçük yıldızlar nötron yıldızlarıdır.
Yıldızlar yalnızca Güneş Sistemindeki değil tüm Evrendeki en sıcak nesnelerdir. İçlerinde sürekli olarak termonükleer reaksiyonlar meydana gelir ve bu reaksiyonlar sonucunda büyük miktarda enerji açığa çıkar. Yıldızların sıcaklığı 2 ila 60 bin santigrat derece arasında devasa değerlere ulaşır. Ancak tüm yıldızlar aynı değildir. Çok daha soğuk başka yıldızlar da var.
Kahverengi cüceler hangi sınıf nesnelere aittir?
Kahverengi cüceler Evrendeki en gizemli nesnelerden biridir. Ağırlığı Güneş'ten 10 kat daha hafif olan yıldızlar kırmızı cüceler olarak sınıflandırılır. Ancak tek bir bilim adamı bile kırmızı cücenin bir yıldız olmadığı fikrini kabul etmez. Ve 1990'ların ortalarında gökbilimciler "kara hayaletler" olarak adlandırılan nesneler buldular. Devasa boyutları ve etkileyici yerçekimi vardı.
Kütle ölçümü
Kütlesi genellikle kahverengi cüceyle karşılaştırılan gezegen Jüpiter'dir. Bu gezegenden 12 kat daha büyük kahverengi cüceler var. Bilim insanları onları yıldız olarak sınıflandırmakta zorlanıyor. Ancak bu kadar büyük bir nesneye gezegen denemez. Şu anda gökbilimciler, gaz devlerinin ve kahverengi cücelerin farklı kategorilerde sınıflandırılması gerekip gerekmediği sorusunu aktif olarak tartışıyorlar (Jüpiter gezegeninin bir gaz devi olduğunu hatırlayın).
Kahverengi cüceler Jüpiter'den birkaç düzine kat daha büyüktür, ancak aynı zamanda "kara hayaletler" Güneş'ten yaklaşık yüz kat daha küçüktür. Kahverengi cücelerin bir diğer adı da kahverengi cücelerdir. Bilimde onlara yıldız altı nesneler denmesi geleneksel olmasına rağmen, çok sıra dışı özelliklere sahip olmalarına rağmen hala yıldızlardır.
İlk tahminler
Gökbilimciler bu tür cisimlerden ilk kez 1960'larda bahsetmeye başladı. Ancak bunların varlığına dair tek bir varsayım bile doğrulanmadı. Pek çok hırslı bilim adamının ilgisini çekti ve benzer nesneler bulmaya çalışarak Evrenin yakın çevresini yoğun bir şekilde incelemeye başladı. Ancak 35 yıl kadar uzun bir süre boyunca hiç kimse kahverengi cüceye uzaktan bile benzeyen bir nesne bulamadı. Bununla birlikte, olayların bu sonucu oldukça doğaldı - sonuçta, bu tür bir yıldız kendi ışığını yaymıyor ya da parlaklığı o kadar düşük ki fark edilmesi imkansız. Ayrıca yer tabanlı teleskopların bu tür nesneleri tespit edecek kadar düşük hassasiyeti vardır.
Kahverengi cücelerin özellikleri
Gökbilimciler kahverengi cüceleri gezegen veya yıldız olarak sınıflandıramazlar. En basit tanım şöyle olabilir: “bir tür kusurlu yıldız.” Çok zayıf büyüdüler, sıradan yıldızların gökyüzünde parladığı sayesinde içlerinde termonükleer reaksiyon süreçlerinin başlayacağı belli bir ağırlığa zar zor ulaşabildiler. Bu nedenle kahverengi cüceler ışık ve ısı kaynağı değildir. Gökbilimciler için konumlarını belirlemek son derece zordur.
Ancak bilim adamlarının her zaman kullanabilecekleri birkaç sırrı vardır. Örneğin, kahverengi cücelerin ışıma spektrumunda her zaman lityum izleri mevcuttur. Bu metal genellikle pil üretimi gibi çeşitli endüstrilerde kullanılır. Ancak lityum uzayda nadir bulunur çünkü bu tür koşullar altında kolayca bozunur. Ancak bu metal kahverengi cücelere özgü bir metaldir.
Soğuk yıldızların atmosferi
Bu tür yıldızların konumunun belirlenebileceği bir başka işaret de metan varlığıdır. Bu gaz, yüksek sıcaklıkları nedeniyle sıradan yıldızların üzerinde birikemez. Ancak kahverengi cüceler nispeten soğuk olduğundan metan atmosferlerinde kolaylıkla birikebilir. Bu tür yıldızların metan atmosferi çok yoğundur.
Yüzeylerinde şiddetli rüzgarlar esiyor ve diğer yıldızların ışınları buraya asla girmiyor ve dolayısıyla hava hiçbir zaman uygun olmuyor. Kahverengi cücelerin fotoğraflarda misafirperver görünmemesinin nedeni budur. Uzay kaşifleri bu yıldızlara asla yaklaşamıyor.
Bir gemiyi onların yüzeyine indirmek imkansızdır. Yerçekimlerinin gücü o kadar korkunç ki, astronotlar, gemi bir metal yığınına dönüşmeden önce bile onun pençelerinde anında öleceklerdi.
Kahverengi cücelerin birçoğu aktif olarak kendi etraflarında gaz ve toz bulutları oluşturuyor ve bu bulutlardan da gezegenler oluşuyor. Böyle bir gezegen sistemi yakın zamanda Bukalemun takımyıldızında keşfedildi.
En yakın nesne
Ve 2014 yılında tüm astronomi dergileri şu manşetlerle doluydu: “Güneş sisteminin yakınında kahverengi bir cüce bulundu.” Kahverengi cüceye WISE J085510.83-071442.5 adı verildi. Güneş'ten yaklaşık 7,2 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Karşılaştırma için: bize en yakın sistem Alpha Centauri'dir ve Dünya gezegeninden 4 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Bu kahverengi cücenin kütlesi bilim adamları tarafından yaklaşık olarak tahmin edilmiştir. Bu cismin Jüpiter gezegeninden 3-10 kat daha büyük olduğuna inanılıyor. Bazı gökbilimciler, bu kadar büyük bir kütleye sahip kahverengi cücenin bir zamanlar gaz devi olarak sınıflandırılabileceğini ve sonunda güneş sisteminin dışına atılabileceğini öne sürüyor.
Ancak çoğu araştırmacı hâlâ bu nesnenin kahverengi cüceler grubuna ait olduğuna inanma eğiliminde. Sonuçta, Evrende oldukça yaygındırlar. Daha sonra bu nesnenin fotoğraflarını inceleyen gökbilimci Kevin Luhmann iki kahverengi cüce daha keşfetti. Gezegenimizden 6,5 ışıkyılı uzaklıkta bulunuyorlar. Gökbilimciler henüz doğrudan Güneş Sisteminde başka kahverengi cüce keşfetmediler. Belki de tüm bu keşifler henüz gelecekte gerçekleşmeyecek.
Güneş'in gizemli uydusu
Güneş sisteminde özel bir kahverengi cücenin varlığına dair başka bir varsayım daha var - Nemesis. Bu, bir zamanlar Güneş'in "arkadaşı" olduğu teorik olarak önerilen bir yıldızdır. Ancak bilim adamları hala hangi kategoriye ait olduğunu tartışıyorlar: kahverengi, kırmızı veya beyaz cüceler. Nemesis'in varlığına dair teori, Dünya'daki çeşitli biyolojik türlerin döngüsel yok olma sürecini açıklamak için ortaya atıldı - bilim adamlarına göre bu, her 27 milyar yılda bir oluyordu.
Ancak gökbilimciler Nemesis'in varlığına dair henüz bir onay bulamadılar. Bu yıldızın Güneş'in bir uydusu olabileceğine ve daha uzun bir yörüngede dönebileceğine inanılıyor. Güneş'in etrafında dönen başka bir yıldızın olduğu teorisi, geçen yüzyılın 70'li ve 80'li yıllarında bilim çevrelerinde popülerdi. Yıldız gezegenlere yaklaştığında yörüngelerinde yerçekimsel bozukluklara neden oldu ve bu da türlerin kitlesel yok olmasına yol açabilir. Ayrıca yıldız, her 27 milyar yılda bir içinden geçtiği Oort Bulutu'ndan kuyruklu yıldızları Dünya'ya getirebilir.
Güneş sisteminin yakınındaki kahverengi cüceler
Kısa bir süre önce gökbilimciler, güneş sisteminin yakınında bir grup aşırı soğuk yıldız (kahverengi cüceler) keşfettiler. Araştırma Montrealli gökbilimci J. Robert tarafından yürütüldü. Bu keşifler, bilim adamlarının bu nesnelerin yıldız sistemimizin yakınında ve diğer yakın bölgelerde ne kadar yoğun bulunduğunu belirlemelerine yardımcı olacak. Gökbilimci J. Robert'ın ekibi 165 kahverengi cüce keşfetti. Bu aşırı soğuk yıldızların üçte biri (yüzey sıcaklıklarının 2.200 Kelvin'den az olduğu anlamına gelen bir terim) oldukça sıra dışı kimyasal bileşimlere sahiptir. Bilim adamları, bu tür yıldızların çoğunun keşfinin ancak gelecekte gerçekleşeceğine inanıyor çünkü önceki bilim adamları çok sayıda nesneyi "gözden kaçırmışlardı".
Yükleniyor...