57.ვარსკვლავების აბსოლუტური სიდიდე და სიკაშკაშე.
აბსოლუტური სიდიდე (M) განისაზღვრება, როგორც ობიექტის აშკარა სიდიდე, თუ ის მდებარეობდა დამკვირვებლიდან 10 პარსეკში. მზის აბსოლუტური ბოლომეტრიული სიდიდეა +4,7.
თუ ცნობილია აშკარა სიდიდე და მანძილი ობიექტამდე, აბსოლუტური სიდიდე შეიძლება გამოითვალოს ფორმულის გამოყენებით:
სადაც d0 = 10 pc ≈ 32,616 სინათლის წელი
შესაბამისად, თუ ცნობილია აშკარა და აბსოლუტური სიდიდეები, მანძილი შეიძლება გამოითვალოს ფორმულის გამოყენებით 
აბსოლუტური სიდიდე დაკავშირებულია სიკაშკაშესთან შემდეგი ურთიერთობით: 
სადაც და არის მზის სიკაშკაშე და აბსოლუტური სიდიდე. ჩვეულებრივ = 1
58. ჰერცსპრუნგ-რასელის სპექტრი-ნათობის დიაგრამა
მე-20 საუკუნის დასაწყისშივე. დანიელმა ასტრონომმა ჰერცსპრუნგმა და ცოტა მოგვიანებით ამერიკელმა ასტროფიზიკოსმა რასელმა დაადგინეს კავშირის არსებობა სპექტრის ტიპსა და ვარსკვლავების სიკაშკაშეს შორის. ეს დამოკიდებულება ილუსტრირებულია გრაფიკით, რომლის ერთ ღერძზე არის გამოსახული სპექტრული კლასი, ხოლო მეორეზე - აბსოლუტური სიდიდე. ასეთ გრაფიკს ეწოდება სპექტრი-ნათობის დიაგრამა ან ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამა.
თითოეული ვარსკვლავის პოზიცია დიაგრამაზე ამა თუ იმ წერტილში განისაზღვრება მისი ფიზიკური ბუნებით და ევოლუციის სტადიით. სიკაშკაშე შესაძლებელს ხდის ვარსკვლავთა სხვადასხვა ჯგუფის იდენტიფიცირებას, რომლებიც გაერთიანებულია საერთო ფიზიკური თვისებებით და დაამყაროს კავშირი მათ ფიზიკურ მახასიათებლებს შორის, ასევე ეხმარება რიგი სხვა პრობლემების გადაჭრაში. დიაგრამის ზედა ნაწილი შეესაბამება მაღალი სიკაშკაშის ვარსკვლავებს. დიაგრამის ქვედა ნაწილი უკავია დაბალი სიკაშკაშის ვარსკვლავებს. დიაგრამის მარცხენა მხარე შეიცავს ცხელ ვარსკვლავებს, ხოლო მარჯვენა მხარე შეიცავს უფრო ცივ ვარსკვლავებს.
დიაგრამის ზედა ნაწილში არის ყველაზე დიდი სიკაშკაშის მქონე ვარსკვლავები, რომლებიც გამოირჩევიან მაღალი სიკაშკაშით. დიაგრამის ქვედა ნახევარში მდებარე ვარსკვლავებს დაბალი სიკაშკაშე აქვთ და ჯუჯებს უწოდებენ. ყველაზე ვარსკვლავებით მდიდარ დიაგონალს, რომელიც მიდის მარცხნიდან ქვემოდან მარჯვნივ, მთავარ მიმდევრობას უწოდებენ. ვარსკვლავები განლაგებულია მის გასწვრივ, ყველაზე ცხელიდან (ზემოდან) ყველაზე ცივამდე (ქვემოთ).
ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე ვარსკვლავები ძალიან არათანაბრადაა განაწილებული, რაც შეესაბამება ვარსკვლავების სიკაშკაშესა და ტემპერატურას შორის გარკვეული კავშირის არსებობას. ის ყველაზე მკაფიოდ არის გამოხატული მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებისთვის. თუმცა, მასზე შესაძლებელია სხვა რიგის იდენტიფიცირება, რომლებსაც აქვთ მნიშვნელოვნად უფრო დიდი დისპერსია, ვიდრე მთავარი. ეს იმაზე მეტყველებს, რომ ვარსკვლავების ზოგიერთ კონკრეტულ ჯგუფს აქვს ინდივიდუალური დამოკიდებულება.
განხილულ მიმდევრობებს ეწოდება სიკაშკაშის კლასები და აღინიშნება რომაული ციფრებით I-დან VII-მდე, მოთავსებულია სპექტრული კლასის სახელის შემდეგ. ვარსკვლავების სრული კლასიფიკაცია ორ პარამეტრზეა დამოკიდებული: ტემპერატურასა და სიკაშკაშეზე. მზე მიეკუთვნება მანათობლობის V კლასს და მისი სპექტრის აღნიშვნაა G2V. ვარსკვლავების ამ ამჟამად მიღებულ კლასიფიკაციას ეწოდება ICC (Morgana, Kinana, Kelman).
ნათება I კლასი - სუპერგიგანტები; ეს ვარსკვლავები იკავებენ სპექტრი-ნათობის დიაგრამის ზედა ნაწილს და იყოფა რამდენიმე თანმიმდევრობად.
Luminosity II კლასი - ნათელი გიგანტები.
სინათლე III კლასი - გიგანტები.
ნათება IV კლასი - სუბგიგანტები. ბოლო სამი კლასი განლაგებულია დიაგრამაზე სუპერგიგანტურ რეგიონსა და მთავარ მიმდევრობას შორის.
სიკაშკაშის კლასი V - მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები.
სინათლე VI კლასი - კაშკაშა სუბჯუჯები. ისინი ქმნიან მიმდევრობას, რომელიც გადის მთავარს ქვემოთ დაახლოებით ერთი სიდიდით, დაწყებული A0 კლასიდან მარჯვნივ.
სინათლე VII კლასი. თეთრი ჯუჯები. მათ აქვთ ძალიან დაბალი სიკაშკაშე და იკავებენ დიაგრამის ქვედა ნაწილს.
ვარსკვლავის კუთვნილება მოცემული სიკაშკაშის კლასში დადგენილია სპექტრული კლასიფიკაციის სპეციალური დამატებითი მახასიათებლების საფუძველზე.
სიკაშკაშე
დიდი ხნის განმავლობაში, ასტრონომებს სჯეროდათ, რომ ვარსკვლავების აშკარა სიკაშკაშის განსხვავება მხოლოდ მათთან დაშორებასთან იყო დაკავშირებული: რაც უფრო შორს არის ვარსკვლავი, მით უფრო ნაკლებად კაშკაშა უნდა ჩანდეს იგი. მაგრამ როდესაც ცნობილი გახდა ვარსკვლავებამდე მანძილი, ასტრონომებმა აღმოაჩინეს, რომ ზოგჯერ უფრო შორეულ ვარსკვლავებს უფრო დიდი აშკარა სიკაშკაშე აქვთ. ეს ნიშნავს, რომ ვარსკვლავების აშკარა სიკაშკაშე დამოკიდებულია არა მხოლოდ მათ მანძილზე, არამედ მათი სინათლის რეალურ სიძლიერეზე, ანუ მათ სიკაშკაშეზე. ვარსკვლავის სიკაშკაშე დამოკიდებულია ვარსკვლავების ზედაპირის ზომაზე და მის ტემპერატურაზე. ვარსკვლავის სიკაშკაშე გამოხატავს მის ნამდვილ მანათობელ ინტენსივობას მზის მანათობელ ინტენსივობასთან შედარებით. მაგალითად, როდესაც ამბობენ, რომ სირიუსის სიკაშკაშე არის 17, ეს ნიშნავს, რომ მისი სინათლის ნამდვილი ინტენსივობა 17-ჯერ აღემატება მზის ინტენსივობას.
ვარსკვლავების სიკაშკაშის დადგენით, ასტრონომებმა აღმოაჩინეს, რომ მრავალი ვარსკვლავი მზეზე ათასობითჯერ კაშკაშაა, მაგალითად, დენების (ალფა ციგნუსის) სიკაშკაშე არის 9400. ვარსკვლავებს შორის არის ისეთებიც, რომლებიც ასობით ათასჯერ მეტს ასხივებენ. ნათელი ვიდრე მზე. ამის მაგალითია ვარსკვლავი, რომელიც სიმბოლოა ასო S-ით თანავარსკვლავედის დორადოში. ის მზეზე 1 000 000-ჯერ ანათებს. სხვა ვარსკვლავებს აქვთ იგივე ან თითქმის იგივე სიკაშკაშე, როგორც ჩვენს მზეს, მაგალითად, Altair (Alpha Aquila) -8. არის ვარსკვლავები, რომელთა სიკაშკაშე გამოიხატება მეათასედებში, ანუ მათი მანათობელი ინტენსივობა ასჯერ ნაკლებია მზისაზე.
ვარსკვლავების ფერი, ტემპერატურა და შემადგენლობა
ვარსკვლავებს განსხვავებული ფერები აქვთ. მაგალითად, ვეგა და დენები თეთრია, კაპელა მოყვითალოა, ბეტელგეიზე კი მოწითალოა. რაც უფრო დაბალია ვარსკვლავის ტემპერატურა, მით უფრო წითელია იგი. თეთრი ვარსკვლავების ტემპერატურა 30000 და 100000 გრადუსსაც კი აღწევს; ყვითელი ვარსკვლავების ტემპერატურა დაახლოებით 6000 გრადუსია, ხოლო წითელი ვარსკვლავების ტემპერატურა 3000 გრადუსია და ქვემოთ.
ვარსკვლავები შედგება ცხელი აირისებრი ნივთიერებებისგან: წყალბადი, ჰელიუმი, რკინა, ნატრიუმი, ნახშირბადი, ჟანგბადი და სხვა.
ვარსკვლავების გროვა
გალაქტიკის უზარმაზარ სივრცეში ვარსკვლავები საკმაოდ თანაბრად არიან განაწილებული. მაგრამ ზოგიერთი მათგანი მაინც გროვდება გარკვეულ ადგილებში. რა თქმა უნდა, იქაც კი ვარსკვლავებს შორის მანძილი ჯერ კიდევ ძალიან დიდია. მაგრამ უზარმაზარი მანძილების გამო, ასეთი ახლოს მდებარე ვარსკვლავები ვარსკვლავურ გროვას ჰგავს. ამიტომაც ეძახიან. ვარსკვლავური მტევნებიდან ყველაზე ცნობილია პლეადები კუროს თანავარსკვლავედში. შეუიარაღებელი თვალით 6-7 ვარსკვლავი შეიძლება გამოირჩეოდეს ერთმანეთთან ძალიან ახლოს მდებარე პლეადებში. ტელესკოპის საშუალებით ასზე მეტი მათგანი ჩანს მცირე ფართობზე. ეს არის ერთ-ერთი გროვა, რომელშიც ვარსკვლავები ქმნიან მეტ-ნაკლებად იზოლირებულ სისტემას, რომელიც დაკავშირებულია სივრცეში საერთო მოძრაობით. ამ ვარსკვლავური გროვის დიამეტრი დაახლოებით 50 სინათლის წელია. მაგრამ ამ მტევნის ვარსკვლავების აშკარა სიახლოვის მიუხედავად, ისინი რეალურად საკმაოდ შორს არიან ერთმანეთისგან. იმავე თანავარსკვლავედში, მის მთავარ - ყველაზე კაშკაშა - მოწითალო ვარსკვლავი ალ-დებარანში, არის კიდევ ერთი, უფრო მიმოფანტული ვარსკვლავური გროვა - ჰიადები.
ზოგიერთი ვარსკვლავური გროვა სუსტ ტელესკოპებში ბუნდოვანი, ბუნდოვანი ლაქების სახით ჩანს. უფრო მძლავრ ტელესკოპებში ეს ლაქები, განსაკუთრებით კიდეებისკენ, იშლება ცალკეულ ვარსკვლავებად. დიდი ტელესკოპები შესაძლებელს ხდის დადგინდეს, რომ ეს არის განსაკუთრებით ახლოს ვარსკვლავური მტევნები, რომლებსაც აქვთ სფერული ფორმა. ამიტომ ასეთ მტევნებს გლობულურს უწოდებენ. ახლა ცნობილია ასზე მეტი გლობული ვარსკვლავური მტევანი. ყველა მათგანი ჩვენგან ძალიან შორს არის. თითოეული მათგანი ასობით ათასი ვარსკვლავისგან შედგება.
კითხვა, თუ რა არის ვარსკვლავთა სამყარო, აშკარად არის ერთ-ერთი პირველი კითხვა, რომელიც კაცობრიობას შეექმნა ცივილიზაციის გარიჟრაჟიდან მოყოლებული. ნებისმიერი ადამიანი, რომელიც ჭვრეტს ვარსკვლავურ ცას, უნებურად აკავშირებს ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავებს ერთმანეთთან უმარტივესი ფორმებით - კვადრატები, სამკუთხედები, ჯვრები და ხდება ვარსკვლავური ცის საკუთარი რუკის უნებლიე შემქმნელი. ჩვენი წინაპრებიც იმავე გზას გაჰყვნენ, ვარსკვლავებით მოჭედილი ცა დაყვეს ვარსკვლავების აშკარად გამორჩეულ კომბინაციებად, რომლებსაც თანავარსკვლავედები ეწოდება. უძველეს კულტურებში ვხვდებით ცნობებს პირველ თანავარსკვლავედებზე, რომლებიც იდენტიფიცირებულია ღმერთების ან მითების სიმბოლოებთან, რომლებიც ჩვენამდე მოვიდა პოეტური სახელების სახით - ორიონის თანავარსკვლავედი, Canes Venatici-ის თანავარსკვლავედი, ანდრომედას თანავარსკვლავედი, და ა.შ. ეს სახელები თითქოს სიმბოლურად განასახიერებდა ჩვენი წინაპრების იდეებს სამყაროს მარადიულობისა და უცვლელობის, კოსმოსის ჰარმონიის მუდმივობისა და უცვლელობის შესახებ.
ვარსკვლავის სიკაშკაშე E, რომელიც განისაზღვრება მისი აშკარა სიდიდით, უკუპროპორციულია მასთან მანძილის კვადრატთან. ვარსკვლავის რეალური გამოსხივების გასარკვევად აუცილებელია მისი მანძილის გავლენის აღმოფხვრა. მოდით შევთანხმდეთ, რომ აბსოლუტური სიკაშკაშე დავარქვათ ის, რაც ვარსკვლავს ექნებოდა, დამკვირვებლიდან 10 პარსეკის დაშორებით (1 პარსეკი სინათლის წელი კმ). მაშინ ფორმულა მოქმედებს
რომელშიც მანძილი გამოიხატება პარსეკებით.
მოჩვენებითი სიდიდე ასევე დამოკიდებულია მანძილზე. სიდიდეს, რომელიც ექნებოდა ვარსკვლავს დამკვირვებლიდან 10 პარსეკის მანძილზე რომ ყოფილიყო, აბსოლუტური სიდიდე ეწოდება და აღინიშნება M ასოთი. (1) და (5) ფორმულების გამოყენებით მივიღებთ
საიდანაც ლოგარითმების აღებით და გარდაქმნით ვპოულობთ
ამ ფორმულის გამოყენებით, მოჩვენებითი სიდიდისა და მანძილის ცოდნა, გამოითვლება აბსოლუტური სიდიდე M.
ვარსკვლავის სიკაშკაშე არის მისი სინათლის ინტენსივობის თანაფარდობა მზის ინტენსივობასთან, რომელიც ამგვარად მიიღება როგორც ერთიანობა. თუ ჩვენ აღვნიშნავთ მზის აბსოლუტურ სიდიდეს, მაშინ ვარსკვლავის L სიკაშკაშე გამოითვლება ფორმულით
ვინაიდან V-ის სხივებში მზის აბსოლუტური სიდიდე ტოლია, ბოლო ფორმულა იღებს რიცხვით გამოსახულებას.
თუ ვიცით ვარსკვლავის სიკაშკაშე, შეგვიძლია გამოვთვალოთ მისი რადიუსი, თუ ვივარაუდებთ, რომ მას აქვს სფერული ფორმა და რომ ვარსკვლავის დისკს აქვს იგივე სიკაშკაშე როგორც ცენტრში, ისე კიდეზე. დისკის ფართობი ტოლია. დისკის სიკაშკაშის აღნიშვნა I-ით, ანუ იმის გათვალისწინებით, რომ ყოველი კვადრატული მეტრი გამოსცემს I ჯოულს გასხივოსნებულ ენერგიას წამში, ვიღებთ ვარსკვლავის დისკის მიერ გამოსხივებულ ენერგიას. ანალოგიურად, მზის დისკის მიერ გამოსხივებული ენერგია არის პირველი გამოხატვის მეორეზე გაყოფა, ჩვენ ვიღებთ ვარსკვლავის სიკაშკაშეს.
თერმული გამოსხივების თეორიიდან ცნობილია, რომ
და, შესაბამისად
ამ ფორმულაში შეტანილი T ტემპერატურა ოდნავ განსხვავდება ფერის ინდექსით განსაზღვრული ტემპერატურისგან, მაგრამ ეს შეიძლება იყოს უგულებელყოფილი და შემდეგ ვარსკვლავის რადიუსი იქნება
ვარსკვლავების ძირითადი ფიზიკური მახასიათებლები: სიკაშკაშე, აბსოლუტური და მოჩვენებითი სიდიდეები, მასა, ტემპერატურა, ზომა, სპექტრი.
სიკაშკაშე- ვარსკვლავის ან სხვა ციური სხეულის მიერ გამოსხივებული ენერგია დროის ერთეულზე. ჩვეულებრივ მოცემულია მზის სიკაშკაშის ერთეულებში, გამოხატული ფორმულით log (L/Lc) = 0.4 (Mc – M), სადაც L და M არის წყაროს სიკაშკაშე და აბსოლუტური სიდიდე, Lc და Mc არის შესაბამისი მნიშვნელობები. მზე (Mc = +4,83). ასევე განისაზღვრება ფორმულით L=4рR 2 уT 4. ცნობილია ვარსკვლავები, რომელთა სიკაშკაშე მრავალჯერ აღემატება მზის სიკაშკაშეს. ალდებარანის სიკაშკაშე 160-ია, რიგელი კი მზეზე 80000-ჯერ მეტია. მაგრამ ვარსკვლავების აბსოლუტურ უმრავლესობას აქვს მზესთან შედარებით ან ნაკლები სიკაშკაშე.
სიდიდე -ვარსკვლავის სიკაშკაშის საზომი. ზ.ვ. არ იძლევა ნამდვილ წარმოდგენას ვარსკვლავის რადიაციის ძალაზე. დედამიწასთან ახლოს მკრთალი ვარსკვლავი შეიძლება უფრო კაშკაშა ჩანდეს, ვიდრე შორეული კაშკაშა ვარსკვლავი, რადგან მისგან მიღებული რადიაციული ნაკადი მცირდება მანძილის კვადრატის შებრუნებული პროპორციით. ხილული W.V. - ვარსკვლავის სიკაშკაშე, რომელსაც დამკვირვებელი ხედავს ცის დათვალიერებისას. აბსოლუტური ზ.ვ. - ჭეშმარიტი სიკაშკაშის საზომი, წარმოადგენს ვარსკვლავის ბრწყინვალების დონეს, რომელიც მას ექნებოდა 10 ც. მანძილზე რომ ყოფილიყო. ჰიპარქემ გამოიგონა ხილული ვარსკვლავების სისტემა. II საუკუნეში ძვ.წ. ვარსკვლავებს მიენიჭათ რიცხვები მათი აშკარა სიკაშკაშის მიხედვით; ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები იყო 1-ლი სიდიდის, ხოლო ყველაზე სუსტი - მე-6 სიდიდის. ყველა რ. მე-19 საუკუნე ეს სისტემა შეცვლილია. თანამედროვე მასშტაბი ზ.ვ. დადგინდა ზ.ვ. ჩრდილოეთის მახლობლად მდებარე ვარსკვლავების წარმომადგენლობითი ნიმუში. მსოფლიოს პოლუსები (ჩრდილო პოლარული სერია). მათზე დაყრდნობით დადგინდა ზ.ვ. ყველა სხვა ვარსკვლავი. ეს არის ლოგარითმული მასშტაბი, სადაც 1-ლი სიდიდის ვარსკვლავები 100-ჯერ უფრო კაშკაშაა, ვიდრე მე-6 მაგნიტუდის ვარსკვლავები. როგორც გაზომვის სიზუსტე გაიზარდა, მეათედი უნდა შემოღებულიყო. ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები უფრო კაშკაშაა ვიდრე 1 სიდიდე, ზოგიერთს კი უარყოფითი სიდიდეები აქვს.
ვარსკვლავური მასა -პარამეტრი პირდაპირ განსაზღვრული მხოლოდ ორმაგი ვარსკვლავების კომპონენტებისთვის ცნობილი ორბიტებითა და მანძილით (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). რომ. დადგენილია მხოლოდ რამდენიმე ათეული ვარსკვლავის მასა, მაგრამ გაცილებით დიდი რაოდენობისთვის მასა შეიძლება განისაზღვროს მასისა და სიკაშკაშის ურთიერთმიმართებიდან. 40 მზეზე მეტი და 0,1 მზეზე ნაკლები მასები ძალიან იშვიათია. ვარსკვლავების უმეტესობას მზეზე ნაკლები მასა აქვს. ასეთი ვარსკვლავების ცენტრში ტემპერატურა ვერ აღწევს იმ დონეს, რომლითაც იწყება ბირთვული შერწყმის რეაქციები და მათი ენერგიის ერთადერთი წყაროა კელვინ-ჰელმჰოლცის შეკუმშვა. ასეთ ობიექტებს ე.წ ყავისფერი ჯუჯები.
მასა-ნათობის ურთიერთობა, აღმოჩენილი 1924 წელს ედინგტონის მიერ, კავშირი L ნათებასა და ვარსკვლავურ მასას შორის M. ურთიერთობას აქვს ფორმა L/Lc = (M/Mc) a, სადაც Lc და Mc არის მზის სიკაშკაშე და მასა, შესაბამისად, მნიშვნელობა. აჩვეულებრივ დევს 3-5 დიაპაზონში. კავშირი გამომდინარეობს იქიდან, რომ ნორმალური ვარსკვლავების დაკვირვებული თვისებები განისაზღვრება ძირითადად მათი მასით. ჯუჯა ვარსკვლავების ეს ურთიერთობა კარგად ეთანხმება დაკვირვებებს. ითვლება, რომ ეს ასევე ეხება სუპერგიგანტებსა და გიგანტებს, თუმცა მათი მასის პირდაპირ გაზომვა რთულია. კავშირი არ ეხება თეთრ ჯუჯებს, რადგან ზრდის მათ სიკაშკაშეს.
ტემპერატურა ვარსკვლავურია- ვარსკვლავის გარკვეული რეგიონის ტემპერატურა. ეს არის ნებისმიერი ობიექტის ერთ-ერთი ყველაზე მნიშვნელოვანი ფიზიკური მახასიათებელი. თუმცა, იმის გამო, რომ ვარსკვლავის სხვადასხვა რეგიონის ტემპერატურა განსხვავდება და ასევე იმის გამო, რომ ტემპერატურა არის თერმოდინამიკური სიდიდე, რომელიც დამოკიდებულია ელექტრომაგნიტური გამოსხივების ნაკადზე და ვარსკვლავის ატმოსფეროს ზოგიერთ რეგიონში სხვადასხვა ატომების, იონების და ბირთვების არსებობაზე, ყველა ეს განსხვავებაა. ისინი გაერთიანებულია ეფექტურ ტემპერატურასთან, რომელიც მჭიდროდ არის დაკავშირებული ფოტოსფეროში ვარსკვლავის გამოსხივებასთან. ეფექტური ტემპერატურა, პარამეტრი, რომელიც ახასიათებს ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული ენერგიის მთლიან რაოდენობას მისი ზედაპირის ფართობის ერთეულზე. ეს არის ერთმნიშვნელოვანი მეთოდი ვარსკვლავური ტემპერატურის აღწერისთვის. ეს. განისაზღვრება აბსოლუტურად შავი სხეულის ტემპერატურით, რომელიც შტეფან-ბოლცმანის კანონის თანახმად, ზედაპირის ფართობის ერთეულზე იგივე სიმძლავრეს ასხივებს, როგორც ვარსკვლავი. მიუხედავად იმისა, რომ ვარსკვლავის სპექტრი მნიშვნელოვნად განსხვავდება აბსოლუტურად შავი სხეულის სპექტრისგან, მაგრამ ეფექტური ტემპერატურა ახასიათებს გაზის ენერგიას ვარსკვლავური ფოტოსფეროს გარე ფენებში და საშუალებას იძლევა ვიენის გადაადგილების კანონის გამოყენებით (l max = 0,29 /T), რათა დადგინდეს, რა ტალღის სიგრძეზეა ვარსკვლავური გამოსხივება და, შესაბამისად, ვარსკვლავის ფერი.
ავტორი ზომებივარსკვლავები იყოფა ჯუჯებად, ქვეჯუჯებად, ჩვეულებრივ ვარსკვლავებად, გიგანტებად, ქვეგიგანტებად და სუპერგიგანტებად.
Დიაპაზონივარსკვლავები დამოკიდებულია მის ტემპერატურაზე, წნევაზე, მისი ფოტოსფეროს გაზის სიმკვრივეზე, მაგნიტური ველის სიძლიერესა და ქიმიურ ნივთიერებებზე. შემადგენლობა.
სპექტრული კლასები, ვარსკვლავების კლასიფიკაცია მათი სპექტრების მიხედვით (პირველ რიგში სპექტრული ხაზების ინტენსივობის მიხედვით), რომელიც პირველად შემოიღო იტალიელმა. ასტრონომი სეკი. შემოიღეს ასოების აღნიშვნები, რომლებიც შეიცვალა შიდა პროცესების შესახებ ცოდნის გაღრმავებასთან ერთად. ვარსკვლავების სტრუქტურა. ვარსკვლავის ფერი დამოკიდებულია მისი ზედაპირის ტემპერატურაზე, ასე რომ, თანამედროვე დროში. დრეიპერის სპექტრული კლასიფიკაცია (ჰარვარდი) ს.კ. დალაგებულია ტემპერატურის კლებადობით:
ჰერცსპრუნგ-რასელის დიაგრამა, გრაფიკი, რომელიც საშუალებას გაძლევთ განსაზღვროთ ვარსკვლავების ორი ძირითადი მახასიათებელი, გამოხატავს ურთიერთობას აბსოლუტურ სიდიდესა და ტემპერატურას შორის. დანიელი ასტრონომის ჰერცსპრუნგისა და ამერიკელი ასტრონომის რასელის საპატივცემულოდ, რომლებმაც გამოაქვეყნეს პირველი დიაგრამა 1914 წელს. ყველაზე ცხელი ვარსკვლავები დევს დიაგრამის მარცხნივ, ხოლო ყველაზე მაღალი სიკაშკაშის ვარსკვლავები ზედა. ზედა მარცხენა კუთხიდან ქვედა მარჯვნივ მიდის ძირითადი თანმიმდევრობა,ასახავს ვარსკვლავების ევოლუციას და მთავრდება ჯუჯა ვარსკვლავებით. ვარსკვლავების უმეტესობა ეკუთვნის ამ მიმდევრობას. მზეც ამ თანმიმდევრობას განეკუთვნება. ამ თანმიმდევრობის ზემოთ, ქვეგიგანტები, სუპერგიგანტები და გიგანტები განლაგებულია მითითებული თანმიმდევრობით, ქვემოთ - ქვეჯუჯები და თეთრი ჯუჯები. ვარსკვლავთა ამ ჯგუფებს ე.წ განათების კლასები.
წონასწორობის პირობები: როგორც ცნობილია, ვარსკვლავები ბუნების ერთადერთი ობიექტებია, რომლებშიც ხდება უკონტროლო თერმობირთვული შერწყმის რეაქციები, რასაც თან ახლავს დიდი რაოდენობით ენერგიის გამოყოფა და განსაზღვრავს ვარსკვლავების ტემპერატურას. ვარსკვლავების უმეტესობა სტაციონარულ მდგომარეობაშია, ანუ ისინი არ ფეთქდებიან. ზოგიერთი ვარსკვლავი ფეთქდება (ე.წ. ნოვა და სუპერნოვა). რატომ არიან ვარსკვლავები ზოგადად წონასწორობაში? სტაციონარული ვარსკვლავების ბირთვული აფეთქების ძალა დაბალანსებულია მიზიდულობის ძალით, რის გამოც ეს ვარსკვლავები ინარჩუნებენ წონასწორობას.
- სანათის წრფივი ზომების გაანგარიშება ცნობილი კუთხური ზომებიდან და მანძილით.
ვარსკვლავის სიკაშკაშე სიკაშკაშევარსკვლავები, ვარსკვლავის მანათობელი ინტენსივობა, ანუ ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული მანათობელი ნაკადის სიდიდე, რომელიც შეიცავს ერთეულ მყარ კუთხეს. ტერმინი "ვარსკვლავების სიკაშკაშე" არ შეესაბამება ზოგადი ფოტომეტრიის ტერმინს "ნათება". ვარსკვლავის მზის გამოსხივება შეიძლება ეხებოდეს ვარსკვლავის სპექტრის ნებისმიერ რეგიონს (ვარსკვლავის ვიზუალური მზის გამოსხივება, ვარსკვლავის მზის ფოტოგრაფიული გამოსხივება და ა.შ.) ან მის მთლიან გამოსხივებას (ვარსკვლავის ბოლომეტრიული მზის გამოსხივება). ვარსკვლავის სიკაშკაშე ჩვეულებრივ გამოიხატება მზის სიკაშკაშის ერთეულებში, უდრის 3·1027 საერთაშორისო სანთელს ან 3,8·1033 ერგ/წმ. ცალკეული ვარსკვლავების სიკაშკაშე მნიშვნელოვნად განსხვავდება ერთმანეთისგან: არის ვარსკვლავები, რომელთა ბოლომეტრიული სიკაშკაშე ნახევარ მილიონს აღწევს მზის სიკაშკაშის ერთეულებში (სპექტრალური კლასის სუპერგიგანტური ვარსკვლავები), ასევე ვარსკვლავები, რომელთა ბოლომეტრიული სიკაშკაშე ასობით ათასი ჯერ ნაკლებია. მზე. ითვლება, რომ არსებობენ ვარსკვლავები კიდევ უფრო დაბალი სიკაშკაშით. ვარსკვლავების მასებთან, რადიუსებთან და ზედაპირულ ტემპერატურასთან ერთად, ნათება ვარსკვლავების ყველაზე მნიშვნელოვანი მახასიათებელია. კავშირი ამ ვარსკვლავურ მახასიათებლებს შორის განიხილება თეორიულ ასტროფიზიკაში. ვარსკვლავის პოზიცია L დაკავშირებულია აბსოლუტურთან სიდიდემდამოკიდებულება:
M = - 2.5 log L + 4.77.
აგრეთვე ხელოვნება. ვარსკვლავებიან თ. მასთან.
დიდი საბჭოთა ენციკლოპედია. - მ.: საბჭოთა ენციკლოპედია. 1969-1978 .
ნახეთ, რა არის „ვარსკვლავების სიკაშკაშე“ სხვა ლექსიკონებში:
ზოგად ფიზიკაში სიკაშკაშე არის სინათლის ენერგიის ნაკადის სიმკვრივე მოცემულ მიმართულებით. ექსპერიმენტულ ნაწილაკების ფიზიკაში სიკაშკაშე არის ამაჩქარებლის ან კოლაიდერის პარამეტრი, რომელიც ახასიათებს შეჯახების სხივების შეჯახების ინტენსივობას... ვიკიპედია
რაოდენობა, რომელიც იზომება ვარსკვლავის მიერ გამოსხივებული მთლიანი ენერგიის თანაფარდობით ემისიის დროს. S. ვარსკვლავის ერთეული SI-ში არის ვატი. S. Sun, ტოლია 3,86 1026 W, გამოიყენება როგორც სხვა ვარსკვლავების სიკაშკაშის ერთეული ... ასტრონომიული ლექსიკონი
Luminosity არის ტერმინი, რომელიც გამოიყენება გარკვეული ფიზიკური სიდიდის დასასახელებლად. სარჩევი 1 ფოტომეტრული სიკაშკაშე 2 ციური სხეულის სიკაშკაშე ... ვიკიპედია
ვარსკვლავების რადიაციული ძალა. ჩვეულებრივ გამოიხატება მზის სიკაშკაშის L-ის ტოლი ერთეულებით? = 3.86?1026 W... დიდი ენციკლოპედიური ლექსიკონი
მზესავით ცხელი ციური სხეულები. ვარსკვლავები განსხვავდებიან ზომით, ტემპერატურისა და სიკაშკაშით. მრავალი თვალსაზრისით, მზე ტიპიური ვარსკვლავია, თუმცა ის ბევრად უფრო კაშკაშა და დიდი ჩანს, ვიდრე ყველა სხვა ვარსკვლავი, რადგან ის უფრო ახლოს მდებარეობს... ... კოლიერის ენციკლოპედია
I სიკაშკაშე ზედაპირის წერტილში, მანათობელი ნაკადის თანაფარდობა (იხ. მანათობელი ნაკადი), რომელიც წარმოიქმნება მცირე ზედაპირის ელემენტისგან, რომელიც შეიცავს მოცემულ წერტილს ამ ელემენტის ფართობთან. სინათლის სიდიდეებიდან ერთ-ერთი (იხ. სინათლის რაოდენობა).... ... დიდი საბჭოთა ენციკლოპედია
LUMINOSITY, ვარსკვლავის აბსოლუტური სიკაშკაშე, ენერგიის რაოდენობა, რომელსაც გამოყოფს მისი ზედაპირი წამში. გამოხატულია ვატებში (ჯული წამში) ან მზის სიკაშკაშის ერთეულებში. ბოლომეტრიული სიკაშკაშე ზომავს ვარსკვლავის სინათლის მთლიან ძალას თითო... ... სამეცნიერო და ტექნიკური ენციკლოპედიური ლექსიკონი
ვარსკვლავის სიკაშკაშე, გამოსხივების ძალა. ჩვეულებრივ გამოხატულია მზის სიკაშკაშის ტოლი ერთეულებით L¤ = 3,86×1026 W... ენციკლოპედიური ლექსიკონი
დიდი ზომის და მაღალი სიკაშკაშის ვარსკვლავები. გიგანტის რადიუსი 1000 მზის რადიუსს აღწევს, ხოლო მისი სიკაშკაშე 1000-ჯერ აღემატება მზის სიკაშკაშეს. გიგანტებს აქვთ დაბალი საშუალო სიმკვრივე მათი გაფართოებული, იშვიათი ჭურვების გამო. Ზოგიერთი... ... ასტრონომიული ლექსიკონი
ვარსკვლავები, რადიაციული ძალა. ჩვეულებრივ გამოიხატება მზის სიკაშკაშის ერთეულებში 1.0 = 3.86*1026 W... ბუნებისმეტყველება. ენციკლოპედიური ლექსიკონი
