ในปริมาณ. ตามข้อตกลงทั่วไป ตาชั่งเหล่านี้ถูกเลือกเพื่อให้ดาวสีขาว เช่น ซิเรียส มีขนาดเท่ากันบนทั้งสองตาชั่ง ความแตกต่างระหว่างขนาดภาพถ่ายและขนาดภาพเรียกว่าดัชนีสีของดาวฤกษ์ที่กำหนด สำหรับดาวสีน้ำเงินเช่น Rigel ตัวเลขนี้จะเป็นลบ เนื่องจากดาวดังกล่าวบนจานปกติจะแสดงสีดำมากกว่าบนจานที่ไวต่อสีเหลือง

สำหรับดาวสีแดงอย่างบีเทลจูส ดัชนีสีจะมีค่าความสว่างถึง +2-3 แมกนิจูด การวัดสีนี้ยังเป็นการวัดอุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ด้วย โดยดาวสีน้ำเงินจะร้อนกว่าดาวสีแดงมาก

เนื่องจากสามารถหาดัชนีสีได้ง่ายแม้กับดาวฤกษ์ที่จางมาก ดัชนีสีจึงมีความสำคัญอย่างยิ่งในการศึกษาการกระจายตัวของดาวฤกษ์ในอวกาศ

เครื่องมือที่สำคัญที่สุดในการศึกษาดวงดาว ได้แก่ เครื่องมือ แม้แต่การมองสเปกตรัมของดวงดาวอย่างผิวเผินที่สุดก็เผยให้เห็นว่ามันไม่เหมือนกันทั้งหมด เส้นไฮโดรเจนของบัลเมอร์มีความเข้มข้นในบางสเปกตรัม อ่อนในบางสเปกตรัม และไม่มีเลยในสเปกตรัมอื่นๆ

ในไม่ช้าก็เห็นได้ชัดว่าสเปกตรัมของดวงดาวสามารถแบ่งออกเป็นกลุ่มเล็กๆ น้อยๆ และค่อยๆ แปรสภาพเป็นกันและกัน ใช้อยู่ในปัจจุบัน การจำแนกสเปกตรัมได้รับการพัฒนาที่หอดูดาวฮาร์วาร์ดภายใต้การนำของอี. พิกเคอริง

ในตอนแรกคลาสสเปกตรัมถูกกำหนดเป็นตัวอักษรละตินตามลำดับตัวอักษร แต่ในกระบวนการชี้แจงการจำแนกประเภทนั้นการกำหนดต่อไปนี้ได้ถูกสร้างขึ้นสำหรับคลาสต่อเนื่อง: O, B, A, F, G, K, M. นอกจากนี้ ดาวที่ผิดปกติสองสามดวงถูกรวมเข้าเป็นคลาส R, N และ S และบุคคลบางคนที่ไม่เข้าข่ายการจำแนกประเภทนี้เลยจะถูกกำหนดด้วยสัญลักษณ์ PEC (แปลก - พิเศษ)

เป็นที่น่าสนใจที่จะทราบว่าการจัดเรียงดาวตามชั้นก็คือการจัดเรียงตามสีเช่นกัน

• ดาวคลาส B ซึ่งรวมถึงดาวริเจลและดาวดวงอื่นๆ ในกลุ่มดาวนายพรานเป็นสีน้ำเงิน
• คลาส O และ A - สีขาว (Sirius, Deneb);
• คลาส F และ G - สีเหลือง (Procyon, Capella);
• คลาส K และ M - สีส้มและสีแดง (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse)

เมื่อจัดเรียงสเปกตรัมในลำดับเดียวกัน เราจะเห็นว่าความเข้มของรังสีสูงสุดเปลี่ยนจากสีม่วงไปยังปลายสเปกตรัมสีแดงอย่างไร สิ่งนี้บ่งชี้ถึงอุณหภูมิที่ลดลงเมื่อเราเคลื่อนที่จากคลาส O ไปยังคลาส M ตำแหน่งของดาวฤกษ์ในลำดับจะถูกกำหนดโดยอุณหภูมิพื้นผิวมากกว่าองค์ประกอบทางเคมี เป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไปว่าองค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่นั้นเหมือนกัน แต่อุณหภูมิพื้นผิวและความดันที่แตกต่างกันทำให้เกิดสเปกตรัมดาวฤกษ์ที่แตกต่างกันมาก

ดาวสีน้ำเงินคลาส Oเป็นที่ร้อนแรงที่สุด อุณหภูมิพื้นผิวสูงถึง 100,000°C สเปกตรัมของพวกมันสามารถจดจำได้ง่ายจากการมีเส้นสว่างบางลักษณะหรือโดยการแพร่กระจายของพื้นหลังออกไปไกลถึงบริเวณอัลตราไวโอเลต

พวกเขาจะถูกติดตามทันที ดาวสีน้ำเงินคลาส B, ร้อนมากเช่นกัน (อุณหภูมิพื้นผิว 25,000°C) สเปกตรัมของพวกมันประกอบด้วยเส้นฮีเลียมและไฮโดรเจน อดีตอ่อนแอและหลังแข็งแกร่งขึ้นในช่วงการเปลี่ยนผ่าน คลาส A.

ใน คลาส F และ G(ดาวคลาส G ทั่วไปคือดวงอาทิตย์) เส้นแคลเซียมและโลหะอื่นๆ เช่น เหล็กและแมกนีเซียม จะค่อยๆ เข้มขึ้น

ใน คลาสเคเส้นแคลเซียมมีความแข็งแรงมากและมีแถบโมเลกุลปรากฏขึ้นด้วย

คลาสเอ็มรวมถึงดาวสีแดงที่มีอุณหภูมิพื้นผิวต่ำกว่า 3000°C; แถบไทเทเนียมออกไซด์จะมองเห็นได้ในสเปกตรัม

คลาส R, N และ Sอยู่ในสาขาคู่ขนานของดาวฤกษ์เย็น ในสเปกตรัมที่มีส่วนประกอบโมเลกุลอื่นๆ อยู่

อย่างไรก็ตาม สำหรับนักเลง มีความแตกต่างอย่างมากระหว่างดาวคลาส B “เย็น” และ “ร้อน” ในระบบการจำแนกประเภทที่แม่นยำ แต่ละคลาสจะถูกแบ่งออกเป็นคลาสย่อยเพิ่มเติมอีกหลายคลาส ดาวคลาส B ที่ร้อนแรงที่สุดคือ คลาสย่อย VO, ดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิเฉลี่ยในระดับที่กำหนด - k คลาสย่อย B5,ดาวที่หนาวที่สุด-ถึง คลาสย่อย B9. ดวงดาวติดตามไปข้างหลังพวกเขาโดยตรง คลาสย่อย AO.

การศึกษาสเปกตรัมของดาวฤกษ์มีประโยชน์มาก เนื่องจากทำให้สามารถจำแนกดาวฤกษ์คร่าวๆ ตามขนาดสัมบูรณ์ได้ ตัวอย่างเช่น ดาว VZ เป็นดาวยักษ์ที่มีขนาดสัมบูรณ์ประมาณเท่ากับ - 2.5 อย่างไรก็ตาม มีความเป็นไปได้ที่ดาวฤกษ์จะสว่างขึ้น 10 เท่า (ขนาดสัมบูรณ์ - 5.0) หรือจางลง 10 เท่า (ขนาดสัมบูรณ์ 0.0) เนื่องจากเป็นไปไม่ได้ที่จะให้ค่าประมาณที่แม่นยำมากขึ้นตามประเภทสเปกตรัมเพียงอย่างเดียว

เมื่อทำการจำแนกสเปกตรัมดาวฤกษ์ เป็นสิ่งสำคัญมากที่จะต้องพยายามแยกดาวยักษ์ออกจากดาวแคระในแต่ละระดับสเปกตรัม หรือในกรณีที่ไม่มีการแบ่งประเภทนี้ ให้แยกออกจากลำดับปกติของดาวฤกษ์ยักษ์ที่มีความส่องสว่างมากเกินไปหรือน้อยเกินไป .

หนังสือเรียนสำหรับเกรด 10

สเปกตรัม อุณหภูมิ ความส่องสว่างของดาวฤกษ์ และระยะห่างของดาวฤกษ์

จากการศึกษาดวงดาว วิทยาศาสตร์ได้ค้นพบความหลากหลายมหาศาลของพวกมัน แม้ว่าพวกมันจะคล้ายกับดวงอาทิตย์ตรงที่พวกมันเป็นลูกบอลก๊าซร้อนที่ส่องสว่างได้เอง ซึ่งดึงพลังงานสำรองขนาดมหึมาจากส่วนลึกของพวกมัน ในด้านหนึ่ง นี่แสดงให้เห็นว่าดวงอาทิตย์ของเราไม่ได้มีลักษณะเฉพาะในจักรวาล แต่เป็นดวงอาทิตย์ดวงหนึ่งจำนวนนับไม่ถ้วนและไม่โดดเด่นจากดวงใดๆ เลย ในทางกลับกัน มีการพิสูจน์แล้วว่าความหลากหลายของดาวฤกษ์มีรูปแบบบางอย่างเนื่องมาจากเหตุผลทางกายภาพ

แคตตาล็อกดาวมีพิกัดและการประมาณขนาดไม่เพียงแต่ดาวฤกษ์ทั้งหมด 6,000 ดวงที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่าเท่านั้น แต่ยังมีดาวที่จางกว่าอีกหลายดวงจนถึงขนาด 11 อีกด้วย จำนวนของพวกเขาคือประมาณหนึ่งล้าน แผนที่ท้องฟ้าภาพถ่ายที่นักดาราศาสตร์ใช้กันอย่างแพร่หลายแสดงดาวฤกษ์ที่มีขนาดไม่เกิน 21 แมกนิจูด มีประมาณ 2 พันล้านดวงบนท้องฟ้าทั้งหมด

§22.1 สเปกตรัม สี และอุณหภูมิของดาวฤกษ์

สเปกตรัมของดวงดาวมีความหลากหลายมาก เกือบทั้งหมดมีสเปกตรัมการดูดกลืนแสง นี่เป็นผลมาจากการดูดกลืนแสงในเปลือกดาวฤกษ์ชั้นนอก การศึกษาสเปกตรัมทำให้สามารถระบุองค์ประกอบทางเคมีของบรรยากาศดาวฤกษ์ได้

ชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ทุกดวงมีไฮโดรเจนและฮีเลียมเป็นส่วนใหญ่ ธรรมชาติของสเปกตรัมของดาวฤกษ์ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิและความกดดันในชั้นบรรยากาศ ที่อุณหภูมิสูง โมเลกุลจะแตกตัวเป็นอะตอม ที่อุณหภูมิสูงขึ้นไปอีก อะตอมที่มีความเข้มข้นน้อยกว่าจะถูกทำลาย และกลายเป็นไอออนและสูญเสียอิเล็กตรอน อะตอมที่แตกตัวเป็นไอออนขององค์ประกอบทางเคมีหลายชนิด เช่น อะตอมที่เป็นกลาง จะปล่อยและดูดซับพลังงานที่ความยาวคลื่นที่แน่นอน โดยการเปรียบเทียบความเข้มของเส้นดูดกลืนของอะตอมและไอออนขององค์ประกอบทางเคมีเดียวกัน ปริมาณสัมพัทธ์ของพวกมันจะถูกกำหนดในทางทฤษฎี มันเป็นฟังก์ชันของอุณหภูมิ ดังนั้นจากเส้นมืดในสเปกตรัมของดวงดาวจึงสามารถกำหนดอุณหภูมิของชั้นบรรยากาศได้ สิ่งนี้ช่วยเสริมความสามารถในการระบุอุณหภูมิของดาวฤกษ์โดยการกระจายพลังงานในสเปกตรัมต่อเนื่องของดาวฤกษ์ และโดยการวัดพลังงานที่ได้รับจากดาวฤกษ์บนโลก

สเปกตรัมของดวงดาวแบ่งออกเป็นประเภทต่างๆ กำหนดด้วยตัวอักษรละตินและตัวเลข (ดูรูปที่ 88)

สีและสเปกตรัมของดาวฤกษ์สัมพันธ์กับอุณหภูมิ ในดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างเย็น การแผ่รังสีในบริเวณสีแดงของสเปกตรัมมีมากกว่า ซึ่งเป็นเหตุผลว่าทำไมดาวฤกษ์จึงมีสีแดง อุณหภูมิของดาวแดงอยู่ในระดับต่ำ มันจะเติบโตตามลำดับเมื่อมันเคลื่อนจากดาวสีแดงเป็นสีส้ม จากนั้นเป็นสีเหลือง สีเหลือง สีขาวและสีน้ำเงิน ในลำดับนี้ สีของตัวทำความร้อนจะเปลี่ยนไป ในสเปกตรัมของดาวคลาส M สีแดงเย็นซึ่งมีอุณหภูมิประมาณ 3,000°K แถบการดูดกลืนแสงของโมเลกุลไดอะตอมมิกที่ง่ายที่สุด ซึ่งส่วนใหญ่มักเป็นไททาเนียมออกไซด์จะมองเห็นได้ สเปกตรัมของดาวสีแดงดวงอื่นมีคาร์บอนหรือเซอร์โคเนียมออกไซด์เป็นส่วนใหญ่ ดาวสีแดงขนาดแรกของคลาส M - Antares, Betelgeuse สเปกตรัมของดาวคลาส G สีเหลือง ซึ่งรวมถึงดวงอาทิตย์ด้วย (ซึ่งมีอุณหภูมิ 6,000°K บนพื้นผิว) ถูกครอบงำด้วยโลหะเส้นบางๆ เช่น เหล็ก แคลเซียม โซเดียม ฯลฯ ดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์ในด้านสเปกตรัม สี และอุณหภูมิคือคาเปลลาสว่างในกลุ่มดาวออริกา ในสเปกตรัมของดาวสีขาวคลาส A เช่น ซิเรียส เวก้า และเดเนบ เส้นไฮโดรเจนมีความแข็งแกร่งที่สุด โลหะไอออไนซ์มีเส้นอ่อนหลายเส้น อุณหภูมิของดาวฤกษ์ดังกล่าวอยู่ที่ประมาณ 10,000°K

ในสเปกตรัมของดาวฤกษ์สีน้ำเงินที่ร้อนที่สุดซึ่งมีอุณหภูมิประมาณ 30,000 เคลวิน มองเห็นเส้นฮีเลียมที่เป็นกลางและแตกตัวเป็นไอออนได้ อุณหภูมิของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่อยู่ระหว่าง 3,000 ถึง 30,000°K มีดาวเพียงไม่กี่ดวงที่มีอุณหภูมิประมาณ 100,000°K

แหล่งที่มาของพลังงานที่ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่และดวงอาทิตย์ได้รับคือปฏิกิริยานิวเคลียร์ในการเปลี่ยนไฮโดรเจนให้เป็นฮีเลียม ซึ่งเกิดขึ้นที่ระดับความลึกที่อุณหภูมิสูงกว่า 10,000,000°K (สำหรับข้อมูลเพิ่มเติมเกี่ยวกับเรื่องนี้ ดูมาตรา 30)

ซี ทุกที่ - เทห์ฟากฟ้าที่เกิดปฏิกิริยาแสนสาหัส สิ่งเหล่านี้เป็นวัตถุที่พบได้บ่อยที่สุดในจักรวาล มวลมากกว่า 98% ของมวลสสารจักรวาลที่มองเห็นนั้นกระจุกตัวอยู่ในลูกบอลก๊าซเหล่านี้ ส่วนที่เหลือกระจัดกระจายไปในอวกาศระหว่างดวงดาว

ด้วยตาเปล่า และยิ่งกว่านั้นเมื่อสังเกตผ่านกล้องส่องทางไกลหรือกล้องโทรทรรศน์ จะสังเกตได้ง่ายว่าดวงดาวมีสีต่างกัน สีของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะถูกกำหนดโดยอุณหภูมิของพื้นผิวที่มองเห็นได้

ด้วยการมองเห็นที่ดี ดาวประมาณ 6,000 ดวงจึงมองเห็นได้บนท้องฟ้า และ 3,000 ดวงในแต่ละซีกโลก

ส่องแสง

สิ่งแรกที่บุคคลสังเกตเห็นเมื่อสังเกตท้องฟ้ายามค่ำคืนคือความสว่าง (ความสุกใส) ที่แตกต่างกันของดวงดาว ความสว่างปรากฏของดวงดาวประเมินตามขนาดดาวฤกษ์ (ดูบทความ "ขนาดดาวฤกษ์") ในอดีต ระบบการวัดขนาดดาวฤกษ์กำหนดขนาด 1 ให้กับดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุด และขนาด 6 ให้กับดาวฤกษ์ที่จางที่สุด ซึ่งอยู่ในขอบเขตการมองเห็นด้วยตาเปล่า ต่อมา เพื่อที่จะทำการประมาณค่าขนาดดาวฤกษ์เชิงปริมาณอย่างเป็นกลาง มาตราส่วนนี้ได้รับการปรับปรุง สันนิษฐานว่าความแตกต่าง 5 ขนาดสอดคล้องกับความแตกต่างของความสว่างที่ปรากฏ 100 เท่าพอดี ดังนั้น ความแตกต่างขนาดหนึ่งหมายความว่าดาวฤกษ์จะสว่างกว่าอีกขนาดประมาณ 2,512 ครั้ง เพื่อการวัดที่แม่นยำยิ่งขึ้น สเกลที่มีเพียงตัวเลขทั้งหมดจะหยาบเกินไป จึงต้องป้อนค่าเศษส่วน ขนาดของดาวฤกษ์ถูกกำหนดโดยดัชนี t (จากขนาดภาษาละติน - "ขนาด") ซึ่งวางไว้ที่ด้านบนหลังค่าตัวเลข เช่น ความสว่างของดาวเหนือคือ 2.3^m

เพื่อชื่นชมความสุกใสของเทห์ฟากฟ้าที่สว่างที่สุด หกขั้นตอนนั้นไม่เพียงพอ ขนาดศูนย์และลบปรากฏขึ้น ดังนั้นพระจันทร์เต็มดวงจึงมีความสว่างประมาณ -11 เมตร (สว่างกว่าดาวที่สว่างที่สุด - ซิเรียส 10,000 เท่า) ดาวศุกร์ - สูงถึง -4 เมตร ด้วยการประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์ นักดาราศาสตร์จึงคุ้นเคยกับดาวฤกษ์ที่จางกว่า 6 เมตร แม้ว่าจะใช้กล้องส่องทางไกล แต่ก็สามารถมองเห็นดวงดาวได้ในระยะ 10^m และกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดก็สามารถมองเห็นวัตถุได้ในระยะ 27-29 ม.

ความเงาที่มองเห็นได้นั้นเป็นคุณสมบัติที่วัดได้ง่าย สำคัญ แต่ยังห่างไกลจากลักษณะเฉพาะที่ละเอียดถี่ถ้วน ในการสร้างพลังการแผ่รังสีของดาวฤกษ์ - ความส่องสว่างคุณจำเป็นต้องรู้ระยะห่างของมัน

ระยะทางสู่ดวงดาว

สามารถกำหนดระยะห่างจากวัตถุที่อยู่ห่างไกลได้โดยไม่ต้องไปถึงวัตถุนั้นจริงๆ จำเป็นต้องวัดทิศทางไปยังวัตถุนี้จากปลายทั้งสองของส่วนที่รู้จัก (พื้นฐาน) จากนั้นคำนวณขนาดของรูปสามเหลี่ยมที่เกิดจากปลายของส่วนและวัตถุที่อยู่ห่างไกล ซึ่งสามารถทำได้เนื่องจากรูปสามเหลี่ยมมีด้านเดียว (ฐาน) และมีมุมสองมุมที่อยู่ติดกัน เมื่อทำการวัดบนโลก วิธีการนี้เรียกว่าสามเหลี่ยม

พารัลแลกซ์ประจำปี ดาวฤกษ์คือมุมที่สามารถมองเห็นรัศมีเฉลี่ยของวงโคจรของโลกได้ ตั้งฉากกับทิศทางของดาวฤกษ์

พารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุดมีขนาดเล็กมาก น้อยกว่า 1 นิ้ว เครื่องมือที่แม่นยำมากจำเป็นต้องใช้ที่นี่ จึงไม่น่าแปลกใจที่เป็นเวลานาน (จนถึงกลางศตวรรษที่ 19) ไม่สามารถวัดพารัลแลกซ์ได้ และแน่นอนว่า นี่เป็นไปไม่ได้เลยในสมัยของโคเปอร์นิคัส ซึ่งเป็นครั้งแรกที่เสนอวิธีพารัลแลกซ์ว่าเป็นผลโดยตรงจากระบบเฮลิโอเซนตริกของเขา (ไม่ควรมีการกระจัดของพารัลแลกซ์ในระบบศูนย์กลางทางภูมิศาสตร์)

แนวคิดของพารัลแลกซ์มีความเกี่ยวข้องกับชื่อของหน่วยระยะทางพื้นฐานหน่วยหนึ่งในดาราศาสตร์ - พาร์เซก (ย่อมาจาก "พารัลแลกซ์" และ "วินาที") นี่คือระยะทางถึงดาวฤกษ์ในจินตนาการซึ่งมีพารัลแลกซ์ต่อปีเท่ากับ 1 นิ้วพอดี กล่าวอีกนัยหนึ่ง รัศมีของวงโคจรของโลกซึ่งเท่ากับหนึ่งหน่วยดาราศาสตร์ (1 AU) สามารถมองเห็นได้จากดาวฤกษ์ดังกล่าวที่มุม 1" พารัลแลกซ์ประจำปีของดาวฤกษ์ใดๆ สัมพันธ์กับระยะห่างของมันด้วยวิธีง่ายๆ สูตร:

r = 1/n (พาย)

โดยที่ r คือระยะทางเป็นพาร์เซก n คือพารัลแลกซ์รายปีเป็นวินาที

จากอัตราส่วนในสามเหลี่ยมพาราแลกติก ง่ายต่อการคำนวณว่า 1 พาร์เซก (pc) เท่ากับ 206,265 AU จ. หรือประมาณ 30 ล้านล้านกิโลเมตร นี่เป็นค่าที่สูงมาก แสงเดินทางได้ไกลขนาดนี้ใน 3.26 ปี

ขณะนี้ระยะทางถึงดาวฤกษ์หลายพันดวงถูกกำหนดโดยใช้วิธีพารัลแลกซ์ น่าเสียดายที่สามารถทำได้ด้วยความแม่นยำสูงสำหรับเพื่อนบ้านที่ใกล้ที่สุดเท่านั้น อย่างไรก็ตาม มีหลายวิธีในการหาระยะห่างถึงดาวฤกษ์โดยอ้อม โดยใช้ความสัมพันธ์ทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์หรือสถิติต่างๆ ดังนั้น ความส่องสว่างของดาวแปรแสงที่เรียกว่าเซเฟอิด จึงสัมพันธ์กับช่วงการเปลี่ยนแปลงความสว่าง เมื่อทราบคาบของดาวแปรผันที่อยู่ห่างไกลและขนาดปรากฏของมัน จึงสามารถหาระยะห่างจากดาวฤกษ์ได้โดยง่าย วิธีการศึกษาดาวคู่ยังทำให้สามารถคำนวณระยะทางของดาวบางดวงได้อีกด้วย มีวิธีทางอ้อมอื่นๆ ในการกำหนดระยะทางถึงดวงดาวและระบบดาวฤกษ์

องค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์

กำหนดโดยสเปกตรัม (ความเข้มของเส้น Fraunhofer ในสเปกตรัม) ความหลากหลายของสเปกตรัมของดาวฤกษ์นั้นอธิบายได้จากอุณหภูมิที่แตกต่างกันเป็นหลัก นอกจากนี้ ประเภทของสเปกตรัมยังขึ้นอยู่กับความดันและความหนาแน่นของโฟโตสเฟียร์ การมีอยู่ ของสนามแม่เหล็ก คุณสมบัติ องค์ประกอบทางเคมี. ดาวประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมเป็นส่วนใหญ่ (95-98% ของมวล) และอะตอมที่แตกตัวเป็นไอออนอื่นๆ ในขณะที่ดาวเย็นมีอะตอมที่เป็นกลางและแม้แต่โมเลกุลในชั้นบรรยากาศ

ความส่องสว่าง

เมื่อวัดระยะทางถึงดาวสว่าง เห็นได้ชัดว่าหลายดวงส่องสว่างมากกว่าดวงอาทิตย์อย่างเห็นได้ชัด หากความส่องสว่างของดวงอาทิตย์ถือเป็นเอกภาพ ตัวอย่างเช่น พลังการแผ่รังสีของดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดสี่ดวงบนท้องฟ้าซึ่งแสดงเป็นความส่องสว่างของดวงอาทิตย์จะเป็น:

ย© = 4*10 26 วัตต์

ซีเรียส 22 L©

Canopus 4700 L©

อาร์คตูรัส 107L©

เวก้า 50 ลิตร©

อย่างไรก็ตาม นี่ไม่ได้หมายความว่าดวงอาทิตย์ดู "ซีด" มากนักเมื่อเปรียบเทียบกับดาวดวงอื่นๆ ความส่องสว่างของมันในโลกดวงดาวนั้นสูงกว่าค่าเฉลี่ย ดังนั้น จากดาวหลายสิบดวงที่มีระยะห่างไม่เกิน 15 ปีแสง มีเพียงสองดวงคือซิเรียสและโปรซีออนเท่านั้นที่มีความสว่างสูงกว่าดวงอาทิตย์ และอีกดวงหนึ่งคืออลูฟาเซนทอรีนั้นด้อยกว่าดาวฤกษ์เพียงเล็กน้อยเท่านั้น ในขณะที่ ส่วนส่วนที่เหลือจะมีความสว่างต่ำกว่ามาก มีดาวฤกษ์หลายดวงที่เปล่งแสงน้อยกว่าดวงอาทิตย์หลายหมื่นเท่า ช่วงการส่องสว่างของดาวฤกษ์ที่สังเกตนั้นกว้างอย่างไม่น่าเชื่อ: พวกมันสามารถแตกต่างกันได้มากกว่าพันล้านเท่า!

CBET และอุณหภูมิ

ดาวที่ร้อนแรงที่สุดจะเป็นสีฟ้าเสมอและ สีขาวร้อนน้อย-เหลือง เย็น-แดง แต่แม้แต่ดาวฤกษ์ที่เย็นที่สุดก็มีอุณหภูมิ 2-3 พันเคลวิน ซึ่งร้อนกว่าโลหะหลอมเหลวใดๆ

สายตามนุษย์ไม่สามารถระบุสีของดาวฤกษ์ได้แม่นยำนัก เพื่อการประมาณที่แม่นยำยิ่งขึ้น มีการใช้เครื่องตรวจจับรังสีแบบถ่ายภาพและโฟโตอิเล็กทริก ซึ่งมีความไวต่อส่วนต่างๆ ของสเปกตรัมที่มองเห็นได้ (หรือมองไม่เห็น) ท้ายที่สุดแล้ว สีของดาวฤกษ์ขึ้นอยู่กับว่าส่วนใดของสเปกตรัมที่มีพลังงานรังสีมากที่สุด การเปรียบเทียบขนาดดาวฤกษ์ในช่วงสเปกตรัมต่างๆ (เช่น สีฟ้าและสีเหลือง) ช่วยให้สามารถระบุลักษณะสีของดาวฤกษ์ในเชิงปริมาณและประมาณอุณหภูมิของดาวฤกษ์ได้

การจำแนกสเปกตรัมของดวงดาว

สเปกตรัมให้ข้อมูลที่สมบูรณ์มากขึ้นเกี่ยวกับธรรมชาติของรังสีดาวฤกษ์ อุปกรณ์สเปกตรัมที่ติดตั้งบนกล้องโทรทรรศน์ใช้อุปกรณ์ออพติคอลพิเศษ - ตะแกรงเลี้ยวเบน - เพื่อจัดเรียงแสงดาวฤกษ์ตามความยาวคลื่นให้เป็นแถบสีรุ้งของสเปกตรัม ความยาวคลื่นที่สั้นที่สุดของรังสีที่มองเห็นได้คือสีม่วง และความยาวคลื่นที่ยาวที่สุดคือสีแดง จากสเปกตรัม การค้นหาว่าพลังงานใดมาจากดาวฤกษ์ที่ความยาวคลื่นต่างกันนั้นไม่ใช่เรื่องยาก และประเมินอุณหภูมิได้แม่นยำกว่าจากสี

เส้นมืดจำนวนมากที่พาดผ่านแถบสเปกตรัมเกี่ยวข้องกับการดูดกลืนแสงโดยอะตอมขององค์ประกอบต่างๆ ในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ เนื่องจากองค์ประกอบทางเคมีแต่ละชนิดมีชุดเส้นของตัวเอง สเปกตรัมจึงทำให้สามารถระบุได้ว่าดาวประกอบด้วยสสารใดบ้าง (กลายเป็นสารชนิดเดียวกันที่รู้จักบนโลกและที่สำคัญที่สุดในดาวฤกษ์องค์ประกอบที่เบาที่สุดคือไฮโดรเจน และฮีเลียม) แต่ถึงแม้จะเป็นองค์ประกอบเดียวกัน เซตของเส้นและปริมาณพลังงานที่ดูดซับในแต่ละเส้นนั้นขึ้นอยู่กับอุณหภูมิและความหนาแน่นของบรรยากาศ วิธีการทางกายภาพพิเศษได้รับการพัฒนาเพื่อระบุคุณลักษณะของดาวฤกษ์โดยการวิเคราะห์สเปกตรัมของมัน

ในดาวสีฟ้าร้อนที่มีอุณหภูมิสูงกว่า 10-15,000 เคลวิน อะตอมส่วนใหญ่จะแตกตัวเป็นไอออนเนื่องจากไม่มีอิเล็กตรอน อะตอมที่แตกตัวเป็นไอออนเต็มที่จะไม่สร้างเส้นสเปกตรัม ดังนั้นจึงมีเส้นสเปกตรัมของดาวฤกษ์ประเภทนี้อยู่ไม่กี่เส้น สิ่งที่สังเกตได้ชัดเจนที่สุดคือฮีเลียม ดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิ 5-10,000 เคลวิน (ดวงอาทิตย์เป็นหนึ่งในนั้น) มีเส้นของไฮโดรเจน แคลเซียม เหล็ก แมกนีเซียม และโลหะอื่นๆ อีกจำนวนหนึ่ง ในที่สุด ในดาวฤกษ์ที่เย็นกว่า เชื้อสายของโลหะและโมเลกุลที่สามารถทนต่ออุณหภูมิสูง (เช่น โมเลกุลไทเทเนียมออกไซด์) มีชัยเหนือกว่า

ซัน G2 ซิเรียส A1 Canopus F0 Arcturus K2 Vega A0 Rigel B8 Deneb A2 Altair A7 Betelgeuse M2
โพลาร์ F8

ขนาดดาว

ดวงดาวอยู่ห่างไกลมากจนแม้แต่ในกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดก็ปรากฏเป็นเพียงจุด คุณจะรู้ขนาดของดาวได้อย่างไร?

ดวงจันทร์เข้ามาช่วยเหลือนักดาราศาสตร์ มันเคลื่อนตัวช้าๆ กับพื้นหลังของดวงดาว ทีละดวง “บดบัง” แสงที่มาจากดาวเหล่านั้น แม้ว่าขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์จะเล็กมาก แต่ดวงจันทร์ก็ไม่ได้บดบังมันในทันที แต่ครอบคลุมช่วงหลายร้อยหรือหนึ่งในพันของวินาที ขนาดเชิงมุมของดาวฤกษ์ถูกกำหนดโดยระยะเวลาของกระบวนการลดความสว่างของดาวฤกษ์เมื่อถูกดวงจันทร์ปกคลุม และการทราบระยะห่างถึงดาวฤกษ์ จึงเป็นเรื่องง่ายที่จะได้มิติที่แท้จริง (เชิงเส้น) จากขนาดเชิงมุม

แต่มีดวงดาวเพียงส่วนเล็กๆ บนท้องฟ้าเท่านั้นที่อยู่ในตำแหน่งที่สะดวกสำหรับผู้สังเกตการณ์บนโลกจนสามารถถูกดวงจันทร์บดบังได้ ดังนั้นจึงมักใช้วิธีการอื่นในการประมาณขนาดดาวฤกษ์ เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของผู้ทรงคุณวุฒิที่สว่างและไม่ไกลมากสามารถวัดได้โดยตรงด้วยอุปกรณ์พิเศษ - อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์แบบออปติคอล จริงอยู่ที่การวัดดังกล่าวต้องใช้แรงงานค่อนข้างมาก ในกรณีส่วนใหญ่ รัศมีของดาวฤกษ์ (R) ถูกกำหนดตามทฤษฎีโดยอิงจากการประมาณค่าความส่องสว่างรวม (L) ตลอดช่วงแสงและอุณหภูมิ (T) ทั้งหมด ตามกฎของการแผ่รังสีของวัตถุที่ให้ความร้อน ความส่องสว่างของดาวฤกษ์จะเป็นสัดส่วนกับค่าของ R 2 T 4 เมื่อเปรียบเทียบดาวฤกษ์ใดๆ กับดวงอาทิตย์ เราจะได้สูตรที่สะดวกสำหรับการคำนวณ:

ซึ่งทำให้สามารถค้นหารัศมีของดาวฤกษ์ตามอุณหภูมิและความส่องสว่างของมัน (ทราบค่าของR®, L®และT® = 6000 K)

ดังนั้น ตามขนาด ดาวฤกษ์จึงถูกแบ่งออก (ชื่อ: ดาวแคระ ดาวยักษ์ และดาวยักษ์ยักษ์ ได้รับการแนะนำโดยเฮนรี รัสเซลล์ ในปี พ.ศ. 2456 และถูกค้นพบในปี พ.ศ. 2448 โดยไอนาร์ เฮิรตซปรัง โดยแนะนำชื่อ "ดาวแคระขาว") ซึ่งเปิดตัวในปี พ.ศ. 2496 : :

• ยักษ์ใหญ่ (I)
• ไจแอนต์ที่สดใส (II)
• ไจแอนต์ (III)
• หน่วยย่อย (IV)
• ดาวแคระในลำดับหลัก (V)
• คนแคระ (VI)
• ดาวแคระขาว (VII)

การวัดพบว่าดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุดที่สังเกตได้ในรังสีแสงหรือที่เรียกว่าดาวแคระขาว มีเส้นผ่านศูนย์กลางหลายพันกิโลเมตร ขนาดของดาวฤกษ์ที่ใหญ่ที่สุด - supergiants สีแดง - เป็นไปได้ว่าหากเป็นไปได้ที่จะวางดาวฤกษ์ดังกล่าวในตำแหน่งดวงอาทิตย์ ดาวเคราะห์ส่วนใหญ่ในระบบสุริยะก็จะอยู่ภายในดาวดวงนั้น

สตาร์แมส

ลักษณะที่สำคัญที่สุดของดาวฤกษ์ก็คือมวลของมัน ยิ่งสสารรวมตัวกันเป็นดาวฤกษ์มากเท่าใด ความดันและอุณหภูมิในใจกลางดาวฤกษ์ก็จะยิ่งสูงขึ้น และสิ่งนี้จะกำหนดคุณลักษณะอื่นๆ เกือบทั้งหมดของดาวฤกษ์ ตลอดจนคุณลักษณะของเส้นทางชีวิตของดาวฤกษ์ด้วย

การประมาณมวลโดยตรงสามารถทำได้ตามกฎแรงโน้มถ่วงสากลเท่านั้น การประมาณค่าดังกล่าวได้มาจากดาวฤกษ์จำนวนมากที่อยู่ในระบบดาวคู่โดยการวัดความเร็วรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วม วิธีการคำนวณมวลอื่น ๆ ทั้งหมดถือเป็นทางอ้อมเนื่องจากไม่ได้ขึ้นอยู่กับกฎการวิเคราะห์คุณลักษณะดาวฤกษ์ที่เกี่ยวข้องกับมวล บ่อยที่สุด นี่คือความส่องสว่าง สำหรับดาวฤกษ์หลายๆ ดวง กฎง่ายๆ ถือเป็นจริง: ยิ่งความส่องสว่างสูงเท่าใด มวลก็จะยิ่งมากขึ้นเท่านั้น การพึ่งพาอาศัยกันนี้ไม่เป็นเชิงเส้น ตัวอย่างเช่น เมื่อมวลเพิ่มขึ้นเป็นสองเท่า ความส่องสว่างจะเพิ่มขึ้นมากกว่า 10 เท่า

มวลของดาวฤกษ์มีตั้งแต่หลายสิบถึงประมาณ 0.1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (เมื่อมีมวลน้อยลง อุณหภูมิแม้ในใจกลางวัตถุก็จะไม่สูงพอที่จะสร้างพลังงานแสนสาหัส วัตถุดังกล่าวจะเย็นเกินไป ไม่สามารถจัดเป็นดาวฤกษ์ได้) ดังนั้น ดาวฤกษ์จึงมีมวลต่างกันเพียงเล็กน้อยเท่านั้น ร้อยเท่า - น้อยกว่าขนาดมาก ( หลายแสนเท่า) หรือความสว่าง (มากกว่าพันล้านเท่า)

ด้วยการวิเคราะห์คุณลักษณะที่สำคัญที่สุดของดาวฤกษ์ แล้วเปรียบเทียบกัน นักวิทยาศาสตร์จึงสามารถระบุสิ่งที่ไม่สามารถเข้าถึงได้จากการสังเกตโดยตรง เช่น โครงสร้างดาวฤกษ์อย่างไร พวกมันก่อตัวและเปลี่ยนแปลงอย่างไรในช่วงชีวิตของพวกเขา สิ่งที่พวกเขากลายเป็นเมื่อสูญเสียพลังงานไป เงินสำรอง

แผนภาพเฮิร์ตซสปริง-รัสเซลล์

คลาส O เป็นดาวสีน้ำเงิน อุณหภูมิ 22,000 °C ดาวทั่วไป ได้แก่ ซีตาในกลุ่มดาว Puppis, 15 Monoceros

คลาส B คือดาวสีน้ำเงิน-ขาว อุณหภูมิของพวกเขาคือ 14,000 °C อุณหภูมิของพวกเขาคือ 14,000 °C ดาวทั่วไป: เอปซิลอนในกลุ่มดาวนายพราน, ริเจล, โคลอส

คลาส A เป็นดาวสีขาว อุณหภูมิของพวกเขาคือ 10,000 °C ดาวทั่วไป ได้แก่ ซิเรียส เวก้า อัลแตร์

คลาส F เป็นดาวสีขาวเหลือง อุณหภูมิพื้นผิวคือ 6700 °C ดาวทั่วไป Canopus, Procyon, Alpha ในกลุ่มดาวเซอุส

คลาส G คือดาวสีเหลือง อุณหภูมิ 5,500 องศาเซลเซียส ดาวทั่วไป: ดวงอาทิตย์ (สเปกตรัม C-2), คาเปลลา, อัลฟาเซนทอรี

คลาส K เป็นดาวสีเหลืองส้ม อุณหภูมิ 3,800 องศาเซลเซียส ดาวเด่น: อาเธอร์, พอลลักซ์, อัลฟ่า เออร์ซา เมเจอร์

คลาสเอ็ม -. เหล่านี้คือดาวสีแดง อุณหภูมิ 1,800 องศาเซลเซียส ดาวทั่วไป: Betelgeuse, Antares

นอกจากดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักแล้ว นักดาราศาสตร์ยังแยกแยะประเภทดาวฤกษ์ดังต่อไปนี้:

ดาวแคระน้ำตาลเป็นดาวฤกษ์ที่ปฏิกิริยานิวเคลียร์ไม่สามารถชดเชยพลังงานที่สูญเสียไปจากการแผ่รังสีได้ ระดับสเปกตรัมของพวกมันคือ M - T และ Y กระบวนการทางความร้อนสามารถเกิดขึ้นได้ในดาวแคระน้ำตาล แต่มวลของพวกมันยังน้อยเกินไปที่จะเริ่มปฏิกิริยาการเปลี่ยนอะตอมไฮโดรเจนเป็นอะตอมฮีเลียมซึ่งเป็นเงื่อนไขหลักในการดำรงชีวิตของคนเต็มเปี่ยม ดาว. ดาวแคระน้ำตาลเป็นวัตถุที่ค่อนข้าง "จาง" หากคำดังกล่าวสามารถนำไปใช้กับวัตถุดังกล่าวได้ และนักดาราศาสตร์ศึกษาพวกมันเนื่องมาจากรังสีอินฟราเรดที่พวกมันปล่อยออกมาเป็นหลัก

ดาวยักษ์แดงและยักษ์ซุปเปอร์เป็นดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิใช้งานค่อนข้างต่ำที่ 2,700-4,700°C แต่มีความสว่างมหาศาล สเปกตรัมของพวกมันมีลักษณะเฉพาะคือการมีแถบการดูดกลืนแสงของโมเลกุล และการแผ่รังสีสูงสุดเกิดขึ้นในช่วงอินฟราเรด

ดาวประเภทวูลฟ์-ราเยตเป็นดาวฤกษ์ประเภทหนึ่งที่มีอุณหภูมิและความส่องสว่างสูงมาก ดาวโวลฟ์-ราเยตแตกต่างจากดาวร้อนดวงอื่นๆ ตรงที่สเปกตรัมของแถบปล่อยก๊าซไฮโดรเจน ฮีเลียม ตลอดจนออกซิเจน คาร์บอน และไนโตรเจนในระดับต่างๆ ของการแตกตัวเป็นไอออน ต้นกำเนิดของดาววูลฟ์-ราเยตยังไม่เป็นที่แน่ชัด อย่างไรก็ตาม อาจเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ว่าในดาราจักรของเรา สิ่งเหล่านี้คือเศษฮีเลียมของดาวฤกษ์มวลมากที่สูญเสียมวลส่วนสำคัญของพวกมันออกไปในช่วงหนึ่งของวิวัฒนาการ

ดาว T Tauri เป็นดาวแปรแสงประเภทหนึ่งที่ตั้งชื่อตามต้นแบบ T Tauri ของพวกมัน (ดาวต้นกำเนิดในขั้นตอนสุดท้ายของการพัฒนา) โดยปกติจะพบได้ใกล้กับเมฆโมเลกุล และระบุได้จากความแปรปรวนทางแสงและการออกฤทธิ์ของโครโมสเฟียร์ (ผิดปกติอย่างมาก) พวกมันอยู่ในดาวฤกษ์สเปกตรัมคลาส F, G, K, M และมีมวลน้อยกว่าสองมวลดวงอาทิตย์ อุณหภูมิพื้นผิวของพวกมันเท่ากับอุณหภูมิของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่มีมวลเท่ากัน แต่มีความสว่างสูงกว่าเล็กน้อยเนื่องจากรัศมีของพวกมันใหญ่กว่า แหล่งพลังงานหลักคือแรงอัดจากแรงโน้มถ่วง

ตัวแปรสีน้ำเงินเรืองแสงหรือที่รู้จักในชื่อตัวแปร S Doradus นั้นเป็นดาวยักษ์ใหญ่ที่มีสีน้ำเงินสว่างเป็นจังหวะซึ่งตั้งชื่อตามดาวฤกษ์ S Doradus พวกมันหายากมาก ตัวแปรสีน้ำเงินสว่างสามารถส่องสว่างมากกว่าดวงอาทิตย์เป็นล้านเท่าและมีมวลมากถึง 150 มวลดวงอาทิตย์ ซึ่งเข้าใกล้ขีดจำกัดทางทฤษฎีของมวลดาวฤกษ์ ทำให้พวกมันกลายเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุด ร้อนที่สุด และมีพลังมากที่สุดในจักรวาล

ดาวแคระขาวเป็นดาวประเภทที่ "กำลังจะตาย" ดาวฤกษ์ขนาดเล็กเช่นดวงอาทิตย์ของเราซึ่งแพร่หลายในจักรวาลจะกลายเป็นดาวแคระขาวเมื่อสิ้นอายุขัย เหล่านี้เป็นดาวฤกษ์ขนาดเล็ก (เดิมคือแกนกลางของดาวฤกษ์) ซึ่งมีความหนาแน่นสูงมาก ซึ่งสูงกว่าดาวฤกษ์ถึงล้านเท่า ความหนาแน่นของน้ำ ดาวดวงนี้ขาดแหล่งพลังงานและค่อยๆ เย็นลง จนกลายเป็นความมืดและมองไม่เห็น แต่กระบวนการทำให้เย็นลงอาจคงอยู่ได้หลายพันล้านปี

ดาวนิวตรอนเป็นดาวฤกษ์ประเภทหนึ่ง เช่นเดียวกับดาวแคระขาว ที่ก่อตัวขึ้นหลังจากการตายของดาวฤกษ์ที่มีมวล 8-10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (ดาวที่มีมวลสูงกว่าจะก่อตัวเป็นหลุมดำอยู่แล้ว) ในกรณีนี้ นิวเคลียสจะถูกบีบอัดจนกระทั่งอนุภาคส่วนใหญ่กลายเป็นนิวตรอน คุณลักษณะอย่างหนึ่งของดาวนิวตรอนคือสนามแม่เหล็กแรงของพวกมัน ต้องขอบคุณมันและการหมุนอย่างรวดเร็วของดาวฤกษ์เนื่องจากการยุบตัวที่ไม่ใช่ทรงกลม ทำให้สามารถสังเกตเห็นแหล่งกำเนิดวิทยุและรังสีเอกซ์ที่เรียกว่าพัลซาร์ในอวกาศ

วิวัฒนาการของดวงดาว

ดวงดาวอยู่ในวัตถุที่ร้อนแรงที่สุดในจักรวาล ดวงอาทิตย์ของเรามีอุณหภูมิสูงจึงทำให้สิ่งนี้เกิดขึ้นได้บนโลก แต่เหตุผลที่ทำให้ดาวฤกษ์ร้อนจัดเช่นนี้ยังไม่เป็นที่รู้จักของผู้คนมาเป็นเวลานาน

เปิดเผยความลับ อุณหภูมิสูงมีดาวอยู่ข้างใน สิ่งนี้ไม่ได้หมายถึงเฉพาะองค์ประกอบของดาวฤกษ์เท่านั้น แต่จริงๆ แล้ว แสงทั้งหมดของดาวฤกษ์นั้นมาจากภายในด้วย - นี่คือหัวใจที่ร้อนแรงของดาวฤกษ์ซึ่งเกิดปฏิกิริยาฟิวชันแสนสาหัสซึ่งเป็นปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่ทรงพลังที่สุด กระบวนการนี้เป็นแหล่งพลังงานสำหรับดาวฤกษ์ทั้งดวง โดยความร้อนจากศูนย์กลางจะลอยออกไปด้านนอก แล้วออกไปนอกอวกาศ

ดังนั้นอุณหภูมิของดาวฤกษ์จึงแตกต่างกันอย่างมากขึ้นอยู่กับตำแหน่งที่วัดได้ ตัวอย่างเช่น อุณหภูมิในใจกลางแกนกลางของเราสูงถึง 15 ล้านองศาเซลเซียส และบนพื้นผิวแล้วในโฟโตสเฟียร์ ความร้อนจะลดลงเหลือ 5,000 องศา

ทำไมอุณหภูมิของดาวจึงแตกต่างกันมาก?

การรวมตัวกันปฐมภูมิของอะตอมไฮโดรเจนเป็นขั้นตอนแรกของกระบวนการนิวเคลียร์ฟิวชัน

แท้จริงแล้วความแตกต่างในการให้ความร้อนแก่แกนกลางดาวฤกษ์และพื้นผิวของมันเป็นเรื่องที่น่าประหลาดใจ หากพลังงานทั้งหมดของแกนกลางดวงอาทิตย์กระจายเท่าๆ กันทั่วทั้งดาวฤกษ์ อุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์ของเราก็จะสูงถึงหลายล้านองศาเซลเซียส! สิ่งที่น่าทึ่งไม่น้อยคือความแตกต่างของอุณหภูมิระหว่างดาวฤกษ์ที่มีคลาสสเปกตรัมต่างกัน

ประเด็นก็คืออุณหภูมิของดาวฤกษ์นั้นถูกกำหนดโดยปัจจัยหลักสองประการ: ระดับของแกนกลางและพื้นที่ของพื้นผิวเปล่งแสง มาดูพวกเขากันดีกว่า

การปล่อยพลังงานจากนิวเคลียส

แม้ว่าแกนกลางจะมีความร้อนสูงถึง 15 ล้านองศา แต่พลังงานทั้งหมดนี้ไม่ได้ถูกถ่ายโอนไปยังชั้นใกล้เคียง มีเพียงความร้อนที่เกิดจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์เท่านั้นที่ถูกปล่อยออกมา พลังงานแม้จะมีพลัง แต่ก็ยังอยู่ภายในแกนกลาง ดังนั้นอุณหภูมิชั้นบนของดาวจึงถูกกำหนดโดยความแรงของปฏิกิริยาแสนสาหัสในแกนกลางเท่านั้น

ความแตกต่างที่นี่อาจเป็นได้ทั้งเชิงคุณภาพและเชิงปริมาณ หากแกนกลางมีขนาดใหญ่เพียงพอ ไฮโดรเจนจะ “เผาไหม้” เข้าไปมากขึ้น นี่เป็นวิธีที่ดาวอายุน้อยและดาวโตเต็มวัยที่มีขนาดเท่ากับดวงอาทิตย์ เช่นเดียวกับดาวยักษ์สีน้ำเงินและดาวยักษ์ยักษ์ได้รับพลังงาน ดาวมวลมากอย่างดาวยักษ์แดงไม่เพียงเผาผลาญไฮโดรเจนเท่านั้น แต่ยังรวมถึงฮีเลียม หรือแม้แต่คาร์บอนและออกซิเจนในเตานิวเคลียร์ของพวกมันด้วย

กระบวนการฟิวชันที่มีนิวเคลียสของธาตุหนักให้พลังงานมากกว่ามาก ในปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ฟิวชัน พลังงานได้มาจากมวลส่วนเกินของอะตอมที่เชื่อมกัน ในช่วงเวลาที่เกิดขึ้นภายในดวงอาทิตย์ นิวเคลียสของไฮโดรเจน 6 นิวเคลียสที่มีมวลอะตอมเท่ากับ 1 รวมกันเป็นนิวเคลียสฮีเลียมหนึ่งนิวเคลียสที่มีมวล 4 หรือพูดง่ายๆ ก็คือ นิวเคลียสของไฮโดรเจนส่วนเกินอีก 2 นิวเคลียสจะถูกแปลงเป็นพลังงาน และเมื่อคาร์บอน "เผาไหม้" นิวเคลียสที่มีมวล 12 อยู่แล้วก็จะชนกัน - ดังนั้นพลังงานที่ปล่อยออกมาก็จะยิ่งใหญ่กว่ามาก

พื้นที่ผิวที่แผ่รังสี

อย่างไรก็ตาม ดวงดาวไม่เพียงแต่สร้างพลังงานเท่านั้น แต่ยังสิ้นเปลืองพลังงานอีกด้วย ด้วยเหตุนี้ ยิ่งดาวฤกษ์ให้พลังงานมากเท่าไร อุณหภูมิของดาวก็จะยิ่งต่ำลงเท่านั้น และปริมาณพลังงานที่ปล่อยออกมาจะเป็นตัวกำหนดพื้นที่ของพื้นผิวที่ปล่อยออกมาเป็นหลัก

ความจริงของกฎนี้สามารถตรวจสอบได้แม้ในชีวิตประจำวัน - ผ้าจะแห้งเร็วขึ้นหากแขวนบนเส้นให้กว้างขึ้น และพื้นผิวของดาวฤกษ์ก็ขยายแกนกลางของมันออกไป ยิ่งมีความหนาแน่นมาก อุณหภูมิก็จะยิ่งสูงขึ้น และเมื่อถึงระดับหนึ่ง ไฮโดรเจนที่อยู่นอกแกนดาวฤกษ์ก็จะถูกจุดไฟจากหลอดไฟ