Žvaigždės - masyvūs kosminiai objektai, kurių energijos pagrindinis šaltinis - jų centrinėse dalyse vykstančių termobranduolinių reakcijų išskiriama energija. Žvaigždės buvo tiriamos jau gilioje senovėje. Pagal jas nustatydavo laiką, sudarydavo kalendorius, orietuodavosi kelionėse. Ilgai manyta, kad žvaigždės nejuda.
16 a. G. Bruno teigė, kad žvaigždės yra tolimi į Saulę panašūs dangaus kūnai. 1596 vokiečių astronomas Davidas Fabricius atrado pirmąją kintamąją žvaigždę - Mirą, 1617 Benedetto Castelli (Italija) - dvinarę žvaigždę - Micarą, 1718 - E. Halley - žvaigždžių savąjį judėjimą. 18 a. antroje pusėje astronomai I. Kantas, F. W. Herschelis paskelbė idėjų, kad mūsų Galaktika sudaryta iš žvaigždžių. 19 a. pirmoje pusėje išmatuotas atstumas iki artimiausiųjų žvaigždžių. 19 a. pradžioje pradėta tirti žvaigždžių spektrus, cheminę sudėtį.
Pagrindinės Žvaigždžių Savybės
Žvaigždžių masė dažniausiai 0,08 M⨀-120 M⨀ (M⨀ - Saulės masė), temperatūra paviršiuje 2700-40 000 K, šviesis 10-6 L⨀-106 L⨀ (L⨀ - Saulės šviesis; visa Saulės energija, išspinduliuojama per laiko vienetą), skersmuo 0,1 R⨀-80 R⨀ (R⨀ - Saulės skersmuo).
Žvaigždės skirstomos pagal jų stebimas savybes, pvz., pagal šviesį (šviesio klasę - supermilžinės, milžinės, nykštukės), efektinę temperatūrą, spektro linijas jų spektre (spektrinę klasę), cheminę sudėtį, arba pagal jų raidos etapus (pagrindinės sekos, raudonųjų milžinių sekos, horizontaliosios sekos žvaigždės ir kitos; Hertzsprungo ir Russello diagrama). Daugeliui žvaigždžių būdingas spindesio kitimas (kintamosios žvaigždės). Pagal regimąją padėtį tam tikrame dangaus sferos plote žvaigždės grupuojamos į žvaigždynus. Artimiausios žvaigždės yra Saulė ir Kentauro Proksima.
Žvaigždės nakties danguje atrodo lyg maži švytintys taškeliai, nes jos yra labai toli nuo Žemės. Žvaigždės - tai plačiausiai ištyrinėti dangaus kūnai.
Žvaigždžių Susidarymas (Žvaigždėdara)
Žvaigždės susiformuoja tarpžvaigždiniuose debesyse iš juos sudarančios medžiagos (žvaigždžių evoliucija). Žvaigždės gimsta dulkių debesyse, kurios yra išsibarsčiusios daugumoje galaktikų, tokių kaip mūsų Paukščių takas, Andromeda, Oriono ūkas.
Žvaigždžių evoliucija prasideda šaltuose (temperatūra apie 20 K) tankiuose (tankis apie 10-17 kg/m3) tarpžvaigždiniuose debesyse, kai gravitacijos jėgos veikiamas debesis (arba jo dalis) pradeda trauktis (tarpžvaigždinio debesies kolapsas). Šių debesų gilumoje vyksta turbulencija (turbulencija - skysčių ir dujų judėjimo būdas, kuriam yra būdingas chaotiškumas, sūkurių buvimas), todėl dėl gravitacijos susidaro pakankamos masės mazgai, prie kurių dulkės ir dujos pradeda byrėti jau savaime viena prie kitos.
Kolapsas prasideda, jei debesies masė viršija kritinę masę (jei nėra magnetinių laukų, išorinių jėgų poveikio, difuzinių tarpžvaigždinių debesų atveju kritinė masė būna apie 103 M⨀, didžiausių molekulinių debesų centrinėje dalyje - apie 10 M⨀; M⨀ - Saulės masė). Debesies traukimąsi gali sukelti supernovos, tankio bangos ir kita. Kolapsuojant didesnės masės debesiui kiek vėliau įvyksta jo fragmentacija ir debesis susiskaido į mažesnės masės kolapsuojančius objektus, kurie pamažu virsta prožvaigždėmis.
Prožvaigždės formavimasis priklauso nuo debesies masės, jo sukimosi greičio, magnetinio lauko stiprio debesyje bei kitų savybių ir gali trukti 105-106 metų. Prožvaigždes supa tankus dujų ir dulkių apvalkalas, jos matomos kaip kompaktiški objektai tankiuose molekuliniuose debesyse (Boko globulės), spinduliuojantys infraraudonąją spinduliuotę. Prožvaigždės energijos pagrindinis šaltinis yra gravitacijos energijos virsmas šiluma. Besisukantys debesys, suskylant dulkėms ir dujoms, gali susiskaidyti į du ar tris debesėlius.
Mūsų Saulės dydžiui prilygstančiai žvaigždei subręsti prireiktų apie 50 milijonų metų nuo gimimo. Mokslininkų spėjimais, mūsų Saulė „suaugusio asmens“ būsenoje išliks net 10 milijardų metų!
Žvaigždžių Sandara ir Energijos Generavimas
Žvaigždės centrinės dalies plazmą išorėje gaubia atmosfera, kurią skirtingomis proporcijomis sudaro plazma, neutralios atominės bei molekulinės dujos (priklauso nuo žvaigždės masės, paviršiaus temperatūros bei cheminės sudėties). Kai kurias žvaigždes gaubia iš dujų ir dulkių sudaryti išoriniai apvalkalai. Žvaigždžių temperatūra, slėgis ir tankis didėja artėjant prie žvaigždės centro.
Energija žvaigždės centrinėje dalyje generuojama vykstant termobranduolinėms reakcijoms. Žvaigždėse vykstantys termobranduolinių reakcijų pagrindiniai ciklai: protonų-protonų (pp) ciklas (vandenilio virsmas heliu), CNO ciklas (vandenilio virsmas heliu dalyvaujant tarpiniams anglies, azoto ir deguonies atomų branduoliams), 3α reakcija (helio virsmas anglimi), anglies, deguonies ir silicio ciklai.
Žvaigždėse vyksta ir kiti, energiniu požiūriu mažiau reikšmingi reakcijų ciklai (pvz., protonų, alfa dalelių, neutronų pagavos reakcijos), tačiau jie svarbūs naujų (ypač sunkesnių negu geležis) cheminių elementų sintezei. Termobranduolinių reakcijų metu generuojama energija į žvaigždžių paviršių pernešama spinduliuotės ir konvekcijos būdu.
Kai žvaigždės masė didesnė nei 1,2 M⨀, energija iš centrinės žvaigždės dalies į išorę pernešama konvekcija, išorinėje dalyje - spinduliuote. Konvekcija t. p. perneša į žvaigždės paviršių jos gelmėse susintetintus cheminius elementus, kurie vėliau, kai žvaigždė praranda dalį savo medžiagos dėl žvaigždžių vėjo arba kai žvaigždė sprogsta kaip supernova, patenka į tarpžvaigždinę erdvę.
Įsivaizduokime, kad mūsų dienos šviesa (Saulė) sveria apie 100 tonų ir paviršiaus temperatūra siekia apie 10 tūkstančių Kelvinų. Kuo didesnė žvaigždė, tuo jos gelmėse aukštesnė temperatūra ir sparčiau „dega“ vandenilis. Todėl tokia žvaigždė trumpiau ir gyvens. Bet pačios didžiausios, pralenkiančios mūsų Saulę, gyvena milijardus metų.
Žvaigždžių Evoliucionavimas
Susiformavusi prožvaigždė traukiasi toliau, aplink ją susidaro akrecinis diskas, o jos centre tankis, slėgis ir temperatūra pamažu didėja tol, kol centrinėje dalyje pradeda vykti branduolinės reakcijos. Vykstant žvaigždžių evoliucijai žvaigždės raidos etapą ir fizinę būseną nusako žvaigždės padėtis Hertzsprungo ir Russello diagramoje (HR diagramoje); šiuo raidos etapu HR diagramoje žvaigždė pradžioje juda beveik vertikaliai žemyn, išilgai Hayashi sekos, kiek vėliau pasuka kairėn ir aukštyn, kol pasiekia pagrindinę seką.
Didesnės masės (apie 25 M⨀) žvaigždėms šis etapas trunka apie 0,07 mln. metų, mažesnės masės (apie 0,7 M⨀) - apie 100 mln. metų. Šio raidos etapo žvaigždės: T Tauro ir FU Oriono tipų kintamosios žvaigždės, Herbigo Ae/Be, Herbigo-Haro objektai, žvaigždės su akreciniais diskais (Vega, β Pictoris tipo žvaigždės). Pagrindinėje sekoje žvaigždės energijos šaltinis yra termobranduolinių reakcijų metu išskiriama šiluma (vandenilio virsmo heliu reakcija - pp ciklas ir vandenilio virsmo heliu reakcija dalyvaujant tarpiniams anglies, azoto ir deguonies atomų branduoliams - CNO ciklas; pirmasis dominuoja žvaigždėse, kurių masė mažesnė nei 1,4 M⨀, antrasis - kurių masė didesnė nei 1,4 M⨀).
Žvaigždžių evoliucijos pagrindinėje sekoje - ilgiausias žvaigždžių raidos etapas, priklausantis nuo žvaigždžių masės ir trunkantis nuo apie 6 mln. metų (apie 25 M⨀ masės žvaigždžių) iki apie 10 mlrd. metų (apie 1 M⨀ masės žvaigždžių). Žvaigždės raidą po pagrindinės sekos daugiausia lemia jos masė. Pasibaigus branduolinėms reakcijoms žvaigždės centre mažesnės masės (mažesnė nei 8 M⨀) žvaigždės evoliucionuoja submilžinių sekoje (HR diagramoje beveik horizontaliai iš kairės į dešinę), vėliau - raudonųjų milžinių sekoje (HR diagramoje - beveik vertikaliai į viršų).
Šiuose žvaigždžių evoliucijos etapuose vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta žiede aplink žvaigždės branduolį, sudarytą praktiškai vien iš helio. Submilžinių ir raudonųjų milžinių sekose žvaigždės išorinė dalis labai išsiplečia, tuo tarpu centrinė dalis pamažu traukiasi, didėja jos tankis ir temperatūra. Arti raudonųjų milžinių sekos viršūnės, kai temperatūra žvaigždės centre pasiekia apie 108 K, o tankis apie 107 kg/m3, centrinėje dalyje prasideda helio virsmo anglimi branduolinės reakcijos (3α reakcija). Žvaigždės centrinė dalis kiek išsiplečia, išorinė dalis susitraukia ir žvaigždė atsiduria horizontaliojoje sekoje (HR diagramoje - kairėje ir žemiau raudonųjų milžinių sekos viršūnės).
Šiame žvaigždžių evoliucijos etape žvaigždės centre vyksta 3α reakcijos, formuojasi žvaigždės branduolys, sudarytas iš anglies ir deguonies, o žiede aplink jį vyksta vandenilio virsmo heliu reakcijos. Sumažėjus helio koncentracijai 3α reakcijos žvaigždės centre sustoja, tačiau jos toliau vyksta žiede, gaubiančiame žvaigždės branduolį. Žvaigždės centrinei daliai pamažu traukiantis, o išorinei - plečiantis, žvaigždė pasiekia asimptotinę milžinių seką (HR diagramoje judėdama aukštyn ir dešinėn).
Asimptotinėje milžinių sekoje HR diagramoje žvaigždė juda beveik vertikaliai aukštyn, energija generuojama arba vykstant 3α reakcijoms (ankstyvoji asimptotinė seka), arba pakaitomis vykstant vandenilio virsmo heliu ir 3α reakcijoms (termiškai pulsuojanti asimptotinė seka); visais atvejais branduolinės reakcijos vyksta žiedo pavidalo sluoksniuose. Pamažu didėjant terminių pulsacijų amplitudei viršutinėje asimptotinės sekos dalyje išoriniai žvaigždės sluoksniai žvaigždžių vėjo pavidalu palieka žvaigždę suformuodami planetinį ūką, kuris pamažu plėsdamasis išsisklaido tarpžvaigždinėje erdvėje; centrinė žvaigždės dalis virsta baltąja nykštuke.
Taip evoliucionuoja žvaigždės, kurių pradinė masė, joms būnant pagrindinėje sekoje, mažesnė nei ~2 Saulės. Didelės masės (didenė nei 8 M⨀) žvaigždės po pagrindinės sekos virsta raudonosiomis supermilžinėmis, kuriose vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta žiede, gaubiančiame žvaigždės branduolį, sudarytą praktiškai vien iš helio.
Vėliau, žvaigždės branduoliui traukiantis ir didėjant jo temperatūrai bei tankiui, žvaigždės centre pradeda vykti 3α reakcijos, o žiede aplink branduolį - vandenilio virsmo heliu reakcijos. Sumažėjus helio koncentracijai ir pasibaigus 3α reakcijoms didelės masės žvaigždės branduolyje žvaigždės centrinė dalis vėl pradeda trauktis, temperatūra ir tankis vėl didėja tol, kol prasideda anglies virsmo kitais elementais reakcijos.
Kuo didesnė žvaigždės masė, tuo aukštesnė temperatūra jos centre, todėl ypač didelės masės žvaigždėse vėliau dar gali vykti ir deguonies, neono bei silicio virsmų kitais elementais reakcijos. Be to, vienu metu jose gali vykti keli reakcijų ciklai: vienas - žvaigždės branduolyje, kiti - sferiniuose sluoksniuose. Kiekvienas iš šių žvaigždės branduolyje vykstančių ciklų trunka vis trumpiau (pvz., 15 M⨀ masės žvaigždėje vandenilio virsmo heliu reakcijos vyksta apie 10 mln. metų, helio virsmo anglimi - apie 2 mln. metų, anglies virsmo neonu ir magniu - apie 2000 metų, deguonies virsmo siliciu, argonu, siera, kalciu - apie 2,6 metus, silicio virsmo geležimi, neonu, titanu - apie 18 d).
Žvaigždžių Sistemos ir spiečiai
Daugiausia Galaktikoje yra pavienių žvaigždžių. Tačiau, ne retas atvejis, būna susidariusios žvaigždžių sistemos. Šios sistemos būna dvinarės arba daugianarės. Dvinarę sistemą sudaro dvi žvaigždės, o daugianarę nuo trijų iki septinių žvaigždžių. Dvinarės arba daugianarės sistemos būna tiek fizinės, tiek optinės. Fizinių sistemų nariai skrieja apie bendrą masės centrą, o optinių nariai nesusiję tarpusavyje jokiu gravitaciniu ryšiu ir matomi greta tik dėl atsitiktinio krypčių sutapimo.
Gana dažnos yra dvinarės žvaigždžių sistemos. Dvinarės žvaigždės didesnės masės narys vadinamas pirminiu, mažesnės masės - antriniu. Pagal narių tikrąjį atstumą dvinarės žvaigždės skirstomos į tolimas ir glaudžias poras. Tam tikruose evoliucijos etapuose glaudžios dvinarės žvaigždės gali pakeisti savo formą, iš vieno nario medžiaga gali srūti į kitą, vienas narys gali įkaitinti kito nario šoną.
Pagal atradimo būdą fizikinė dvinarė žvaigždė gali būti vizualinė, spektroskopinė, užtemdomoji (arba fotometrinė), astrometrinė. Vizualinė dvinarė žvaigždė, tai žvaigždė, kurios narius galima matyti ir jų orbitas išmatuoti per teleskopą. Spektroskopinės dvinarės žvaigždės dvinariškumą rodo periodiškas radialinio greičio kitimas. Užtemdomoji dvinarė žvaigždė, kai abu nariai skrieja aplink bendrą masės centrą orbita, kurios plokštuma beveik sutampa su regėjimo spinduliu, ir periodiškai vienas kitą užtemdo. Tokios žvaigždės regimasis suminis spindesys periodiškai kinta.
Pačios didžiausios žvaigždžių grupės vadinamos spiečiais. Vieno spiečio žvaigždės yra susidariusios iš to paties kosminio debesies per palyginti neilgą laiko tarpą. Pagal žvaigždžių pasiskirstymą spiečiai yra skirstomi į padrikuosius ir kamuolinius.
Padrikuosius spiečius sudaro dešimtys ar šimtai, o kamuolinius tūkstančiai ar net šimtai tūkstančių žvaigždžių. Padrikieji spiečiai yra išsiplėtę iki 10 - 15 šviesmečių. Daugiausia tokių spiečių galima stebėti Paukščių Take. Jie telkiasi pagrindinėje Galaktikos plokštumoje ir skrieja aplink jos centrą apskritomis orbitomis. Padrikieji spiečiai nėra stabilūs dariniai. Nustatyta, kad mūsų Galaktikos žvaigždžių trauka turėtų juos suardyti. Manoma, kad daugelis jų egzistuoja ne daugiau kaip milijardą metų, po to žvaigždės pasklinda taip plačiai, kad nebeišsiskiria dangaus fone ir išsiskirsto kaip pavienės ar kelianarės žvaigždės.
Kamuoliniai spiečiai primena rutulius, kurių skersmenys siekia nuo 30 iki 300 (daugumos spiečių skersmuo 50-150) šviesmečių. Spiečių centre žvaigždžių tankis didėja. Daugiausia tokių spiečių telkiasi aplink Paukščių taką bei Galaktikos vainike. Kamuoliniai spiečiai, kaip ir padrikieji, skrieja aplink Galaktikos centrą, tik labiau ištęstomis elipsinėmis orbitomis.
Žvaigždžių Mirtis
Įsivaizduokime, kad žvaigždės gyvenimas baigsis už 24 valandų. Taigi iki jos žūties žvaigždės šerdis jau bus sulydžius visą vandenilį. Jos visi procesai būna tokie nestabilūs, kad vienąkart jie dega, o kitą tiesiog „miršta“. Vidutinių dydžių žvaigždės tampa Baltosiomis Nykštukėmis. Šių žvaigždžių išorinių sluoksnių „išstūmimo“ - naikinimo procesas vystosi iki visiško šerdies atvėrimo. Nors šerdis yra negyva, bet jų labai karštas „pelenas“ ir yra vadinamas Baltąja Nykštuke. Jos prilygsta mūsų Žemės dydžiui, jose laikosi visa jos masė. Tai suglumino astronomus - kodėl jos šerdis toliau nenyksta? Kas veikia jos masę? Atsakymas į šį klausimą slypėjo Kvantinėje mechanikoje.
Jei dvejetainėje ar didesnėje žvaigždžių sistemoje susiformavusi Baltoji Nykštukė, ji gali virsti Nova. „Nova“ iš lotynų kalbos išvertus reiškia mums paprastą žodį - „nauja“. Senovėje taip ir buvo manyta, kad tai yra naujos susidariusios žvaigždės. Šių dienų mokslininkai aiškina šį terminą kaip labai senos žvaigždės.
Jeigu pagrindinės sekos žvaigždė viršys aštuonias Saulės mases, jos mirtis bus supergalingas sprogimas. Toks žvaigždės evoliucijos galas vadinamas Supernova. Pati Supernova yra tik didesnė Nova. Novos „mirties“ laiku sprogsta tik išorinis sluoksnis, o Supernovos - visa jos sandara, įskaitant šerdį. Geležies susidarymas jų branduoliuose priklauso nuo branduolinių reakcijų. Taigi, šerdis gavusi pakankamai geležies, kad ją panaudotų branduolio sintezes procesui. Bet kai prasideda sintezės procesas, energijos ji negamina - atvirkščiai - sunaudoja iš neturėjimo kaip išlaikyti šerdį.
Neutroninė žvaigždė - labai mažų žvaigždžių tipas bei viena iš paskutiniųjų evoliucijos stadijų. Matmenimis ji siekia kelias dešimtis kilometrų, o masė tarp 1,4 iki 3 Saulės masių. Jeigu Supernovos centre yra nuo 1,4 iki 3 Saulės masių, jos nykimas tęsiasi tol, kol elektronai ir protonai susijungia, sudaro neutronus ir taip sukuria neutroninę žvaigždę, kuri yra nepaprastai tanki, netgi panaši į atominio branduolio tankį. Visa mums įprasta materijos medžiaginė įvairovė pranyksta, virsta vienarūše subatomine dalele. Kadangi joje slypinti didžiulė masė yra „supakuota“ į tokį mažą tūrį, todėl jos paviršiaus trauka, t.y. gravitacija, yra didžiulė.
Pulsarai apibūdinami kaip periodiškai kintančių šviesos, gama ir rentgeno spindulių šaltinis kosmoso platybėse. Periodas kinta palygintinai greitai, nuo 1,4 milisekundės iki 8,5 sekundžių. Yra net ir tokių Pulsarų, jog šių pulsavimas prilygsta atominiam laikrodžiui. Pavadinimas kilęs iš dviejų žodžių „pulsuojanti žvaigždė“. Deja, Pulsarų šiuo momentu yra žinoma tik vienas tūkstantis. Yra pulsaras, kuris apsisuka net 642 kartus per 1 sekundę, tai PSR 1937 + 214.
O Magnetaras nuo pulsaro skiriasi ypač stipriu magnetiniu lauku ir ypatingu elektromagnetiniu spinduliavimu, tiek Gama, tiek Rentgeno srityse. Magnetarais tampa tik už mūsų Saulę masyvesnės žvaigždės. Jo magnetinis laukas stipriai veikia ją pačią ir ant jos krentančios medžiagos plazmą. Magnetarai yra žinomi tik du.
Dulkės ir šiukšlės, kurias paliko novos ir supernovos, ilgainiui susimaišo su aplinkinėmis tarpžvaigždinėmis dujomis ir dulkėmis, praturtindamos jas sunkiaisiais elementais bei cheminiais junginiais, susidarančiais per žvaigždžių mirtį. Galų gale šios medžiagos yra „perdirbamos“, sukuriant naujos kartos žvaigždžių ir lydinčių planetų sistemų pamatus. Taip prieš 4,57 mlrd. metų gimė mūsų Saulės sistema.
Dabartinių mokslininkų teigimu, mūsų Saulė - „pusamžė dama“ - mirs labai tolimoje ateityje, maždaug už 5 mlrd. metų. Iš pradžių atvėsusi išsipūs ir pavirs Raudonąja milžine. Saulės paviršiaus ribos taip išsiplės, kad ji „praris“ Merkurijų, Venerą, o tikėtina ir Žemę. Toliau vėsdama Saulė vėl ims trauktis tol, kol taps Baltąja nykštuke - nepaprastai tankiu objektu, kurio masė prilygs pusei dabartinio šviesulio, o dydis prilygs dabartinės Žemės dydžiui.
Žvaigždžių Klasifikacija ir Savybės
Visos žvaigždės yra skirstomos į spektrines klases (O - B - A - F - G - K - M), kurios priklauso nuo temperatūros. Ši klasifikacija vadinama Harvardo klasifikacija.
Žvaigždžių masės paprastai išreiškiamos Saulės masės vienetais M . Didžiausios masės žvaigždės yra ~150 M , mažiausios masės žžvaigždės ~0.08 M . Kai žvaigždės masė mažesnė už 0.08 M , jos gelmėse temperatūra niekada nepasiekia 10 mln. K ir todėl tokioje žvaigždėje nevyksta termobranduolinės vandenilio virtimo heliu reakcijos. Tokios žvaigždės vadinamos rudosiomis nykštukėmis.
Žvaigždžių dydį (skersmenį) galima apskaičiuoti remiantis stefano or bolcmano dėsniu, kai žinoma žvaigždės paviršiaus temperatūra ir šviesis. Didžiausios žvaigždės yra rraudonosios M spektrinės klasės supermilžinės. Jų skersmuo didesnis negu saulės iki 1000 kartų.
Saulę ir kitas į ją panašias žvaigždes, kurios vadinamos normaliomis, sudaro daugiausiai vandenilis (74.7%) ir helis (23.7%). kitų elementų - deguonies, anglies, azoto, neono, magnio, silicio, geležies ir kitų yra tik 1.6%. Be normaliųjų yra keletas rūšių anomaliųjų žvaigždžių. Jų spektruose matyti ryškios anglies, geležies, silicio, chromo ir kitų elementų linijos. Tai rodo, kad tos žvaigždės turi šių elementų dešimtis ar net šimtą kartų daugiau negu normaliose.
Iš normalių žvaigždžių greičiausiai sukasi O iir B spektrinių klasių pagrindinės sekos žvaigždės, submilžinės ir milžinės. Saulės pusiaujo taškų sukimosi greitis 2 km/s. Greičiausiai sukasi neutroninės žvaigždės (pulsarai) - jų pusiaujo taškų greitis iki 30 000 km/s.
Kintamosios žvaigždės. Tai žvaigždės, kurių spindesys periodiškai kinta. Pagal priežastis, sukeliančias spindesio kitimą, jos skirstomos į užtemdomąsias ir fizines, o pagal spindesio kitimo pobūdį - į pulsuojančias ir sproginėjančias. Pulsuojančių kintamųjų žvaigždžių išoriniai sluoksniai periodiškai išsiplečia ir susitraukia, tuo metu kinta jų spindesys, temperatūra ir spektrinė klasė. Yra kelių rūšių pulsuojančios žvaigždės: cefeidės, virginidės, lyridės.
Žvaigždžių Parametrai
| Parametras | Reikšmė |
|---|---|
| Masė | 0,08 M⨀-120 M⨀ |
| Paviršiaus temperatūra | 2700-40 000 K |
| Šviesis | 10-6 L⨀-106 L⨀ |
| Skersmuo | 0,1 R⨀-80 R⨀ |
žymės: #Gime
Panašus:
- Neįtikėtina Bendruomeninių Vaikų Globos Namų "Saulės Spindulys" Veikla ir Paslaugos, Kurios Keičia Gyvenimus!
- „Taip gimė žvaigždė“: filmo recenzija ir įdomūs faktai
- Kaip Tapti YouTube Žvaigžde: Efektyvūs Patarimai ir Slaptos Įžvalgos
- Herpes Virusas Kūdikiui: Kaip Atpažinti, Gydyti Ir Išvengti Pavojingų Pasekmių!
- Neįtikėtini vasariški rūbeliai ir svarbiausi patarimai kūdikiams – būkite pasiruošę vasarą!