กระทรวงเกษตรและอาหารแห่งสหพันธรัฐรัสเซีย

สถาบันการเกษตรแห่งรัฐ Tyumen

ภาควิชาปรัชญา

การสอบวินัย“แนวความคิดของวิทยาศาสตร์ธรรมชาติสมัยใหม่”

เรื่อง: โครงสร้างและวิวัฒนาการของดาวฤกษ์และดาวเคราะห์

ดำเนินการ:

ม ก๊าซระหว่างดวงดาว

มนุษยชาติต้องใช้เวลาหลายพันปีในการพัฒนาทางวิทยาศาสตร์เพื่อตระหนักถึงข้อเท็จจริงที่เรียบง่ายและในเวลาเดียวกันก็ยิ่งใหญ่ที่ว่าดาวฤกษ์เป็นวัตถุที่คล้ายคลึงกับดวงอาทิตย์ไม่มากก็น้อย แต่มีระยะห่างจากเรามากกว่าอย่างไม่มีใครเทียบได้เท่านั้น

เป็นเวลาเกือบครึ่งศตวรรษที่มีการศึกษาก๊าซระหว่างดวงดาวโดยการวิเคราะห์เส้นดูดกลืนแสงที่เกิดขึ้นในนั้นเป็นหลัก ตัวอย่างเช่นปรากฎว่าบ่อยครั้งที่เส้นเหล่านี้มีโครงสร้างที่ซับซ้อนนั่นคือประกอบด้วยส่วนประกอบหลายอย่างที่อยู่ใกล้กัน องค์ประกอบแต่ละอย่างเกิดขึ้นเมื่อแสงของดาวฤกษ์ถูกดูดซับไว้ในเมฆเฉพาะของตัวกลางระหว่างดวงดาว และเมฆเคลื่อนตัวสัมพันธ์กันด้วยความเร็วเกือบ 10 กม./วินาที ด้วยเอฟเฟกต์ดอปเปลอร์ สิ่งนี้ทำให้ความยาวคลื่นของเส้นดูดกลืนแสงมีการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อย

องค์ประกอบทางเคมีของก๊าซระหว่างดาวในการประมาณครั้งแรกพบว่าค่อนข้างใกล้เคียงกับองค์ประกอบทางเคมีของดวงอาทิตย์และดวงดาว องค์ประกอบเด่นคือไฮโดรเจนและฮีเลียม ในขณะที่องค์ประกอบที่เหลือเราถือว่าเป็น "สิ่งเจือปน"

ฝุ่นระหว่างดวงดาว

จนถึงตอนนี้ เมื่อพูดถึงสื่อระหว่างดวงดาว เราหมายถึงแค่ก๊าซระหว่างดวงดาวเท่านั้น แต่ก็มีองค์ประกอบอื่นด้วย เรากำลังพูดถึงฝุ่นระหว่างดวงดาว เราได้กล่าวไปแล้วข้างต้นว่าแม้แต่ในศตวรรษที่ผ่านมาก็ยังมีการถกเถียงกันในเรื่องความโปร่งใสของอวกาศระหว่างดวงดาว ประมาณปี 1930 เท่านั้นที่ได้รับการพิสูจน์อย่างไม่ต้องสงสัยว่าอวกาศระหว่างดวงดาวไม่โปร่งใสโดยสิ้นเชิง สารดูดซับแสงกระจุกตัวอยู่ในชั้นบางๆ ใกล้ระนาบกาแลคซี รังสีสีน้ำเงินและสีม่วงจะถูกดูดซับได้แรงที่สุด ในขณะที่รังสีสีแดงจะดูดซับได้ค่อนข้างน้อย

นี่คือสารชนิดใด? บัดนี้ดูเหมือนได้รับการพิสูจน์แล้วว่าการดูดกลืนแสงเกิดจากฝุ่นระหว่างดาว ซึ่งก็คืออนุภาคของแข็งขนาดจุลภาคที่มีสสารที่มีขนาดน้อยกว่าหนึ่งไมครอน อนุภาคฝุ่นเหล่านี้มีองค์ประกอบทางเคมีที่ซับซ้อน เป็นที่ยอมรับกันว่าเม็ดฝุ่นมีรูปร่างค่อนข้างยาวและ "มุ่งเน้น" ในระดับหนึ่ง กล่าวคือ ทิศทางของการยืดออกมีแนวโน้มที่จะ "เรียงตัว" ขนานกันไม่มากก็น้อยในเมฆที่กำหนด ด้วยเหตุนี้ แสงดาวที่ผ่านตัวกลางบางๆ จึงกลายเป็นโพลาไรซ์บางส่วน

ระยะวิวัฒนาการของดาวฤกษ์

กระบวนการนี้เป็นไปตามธรรมชาติซึ่งก็คือสิ่งที่หลีกเลี่ยงไม่ได้ ในความเป็นจริง ความไม่เสถียรทางความร้อนของตัวกลางระหว่างดาวย่อมนำไปสู่การแตกตัวของมันอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ กล่าวคือ การแยกตัวออกเป็นเมฆที่ค่อนข้างหนาแน่นและตัวกลางระหว่างคลาวด์ที่แยกจากกัน อย่างไรก็ตาม เมฆไม่สามารถถูกบีบอัดด้วยแรงโน้มถ่วงของมันเองได้ - พวกมันไม่หนาแน่นและใหญ่พอสำหรับสิ่งนี้ แต่ที่นี่สนามแม่เหล็กระหว่างดวงดาว "เข้ามามีบทบาท" ในระบบเส้นสนามของสนามนี้ "หลุม" ที่ค่อนข้างลึกย่อมก่อตัวขึ้นอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ ซึ่งเมฆของสื่อระหว่างดวงดาว "รวมตัวกัน" สิ่งนี้นำไปสู่การก่อตัวของกลุ่มก๊าซฝุ่นขนาดใหญ่ ในเชิงซ้อนดังกล่าวชั้นของก๊าซเย็นจะเกิดขึ้นเนื่องจากรังสีอัลตราไวโอเลตของดวงดาวที่ทำให้คาร์บอนแตกตัวเป็นไอออนถูกดูดซับอย่างแรงโดยฝุ่นจักรวาลที่อยู่ในบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงและอะตอมของคาร์บอนที่เป็นกลางจะทำให้ก๊าซระหว่างดาวเย็นลงอย่างมากและ "เทอร์โมสตัท" ที่ อุณหภูมิที่ต่ำมาก - ประมาณ 5-10 องศาเคลวิน เนื่องจากความดันก๊าซในชั้นเย็นเท่ากับความดันภายนอกของก๊าซที่ร้อนกว่าโดยรอบ ความหนาแน่นในชั้นนี้จึงสูงกว่ามากและสูงถึงหลายพันอะตอมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงของมันเอง ชั้นเย็นหลังจากที่มันไปถึงความหนาประมาณหนึ่งพาร์เซกแล้ว จะเริ่ม "แยกส่วน" ออกเป็นกระจุกที่แยกจากกัน แม้กระทั่งกระจุกที่หนาแน่นมากขึ้น ซึ่งจะยังคงบีบอัดต่อไปภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงของมันเอง ด้วยวิธีที่ค่อนข้างเป็นธรรมชาตินี้ การรวมตัวกันของดาวฤกษ์ก่อเกิดในสื่อระหว่างดวงดาว ดาวฤกษ์แต่ละดวงวิวัฒนาการในอัตราที่ขึ้นอยู่กับมวลของมัน

เมื่อส่วนสำคัญของมวลก๊าซกลายเป็นดาวฤกษ์ สนามแม่เหล็กระหว่างดาวซึ่งรองรับกลุ่มก๊าซและฝุ่นด้วยแรงดัน จะไม่ส่งผลกระทบต่อดาวฤกษ์และดาวฤกษ์อายุน้อยโดยธรรมชาติ ภายใต้อิทธิพลของแรงดึงดูดของดาราจักร พวกมันจะเริ่มตกลงสู่ระนาบดาราจักร ดังนั้นสมาคมดาวฤกษ์รุ่นเยาว์จึงควรเข้าใกล้ระนาบกาแลคซีเสมอ

ไม่นานมานี้ นักดาราศาสตร์เชื่อว่าต้องใช้เวลาหลายล้านปีเพื่อก่อตัวดาวฤกษ์จากก๊าซและฝุ่นระหว่างดวงดาว แต่ในช่วงไม่กี่ปีมานี้ มีการถ่ายภาพที่น่าทึ่งในบริเวณท้องฟ้าซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของเนบิวลานายพรานใหญ่ ซึ่งมีกระจุกดาวเล็กๆ ปรากฏขึ้นตลอดหลายปีที่ผ่านมา ภาพถ่ายมาจากปี 1947 มีกลุ่มวัตถุคล้ายดาวสามดวงปรากฏให้เห็น ณ ตำแหน่งนี้ ภายในปี 1954 บางส่วนก็กลายเป็นรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้า และในปี พ.ศ. 2502 การก่อตัวเป็นรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้าเหล่านี้แตกออกเป็นดวงดาวแต่ละดวง - เป็นครั้งแรกในประวัติศาสตร์ของมนุษยชาติที่ผู้คนสังเกตเห็นการกำเนิดของดวงดาวต่อหน้าต่อตาเราอย่างแท้จริง เหตุการณ์ที่ไม่เคยเกิดขึ้นมาก่อนนี้แสดงให้นักดาราศาสตร์เห็นว่าดาวฤกษ์สามารถเกิดได้ในระยะเวลาอันสั้น และเหตุผลที่แปลกก่อนหน้านี้ที่ว่าดาวมักเกิดขึ้นเป็นกลุ่มหรือกระจุกดาว กลับกลายเป็นว่าถูกต้อง

กลไกการเกิดของพวกเขาคืออะไร? เหตุใดหลังจากการสังเกตท้องฟ้าด้วยภาพและภาพถ่ายทางดาราศาสตร์เป็นเวลาหลายปี ตอนนี้จึงเป็นไปได้ที่จะเห็น "วัตถุ" ของดวงดาวเป็นครั้งแรกเท่านั้น? การกำเนิดดาวฤกษ์ไม่สามารถเป็นเหตุการณ์พิเศษได้ ในหลายส่วนของท้องฟ้ามีเงื่อนไขที่จำเป็นสำหรับการปรากฏตัวของวัตถุเหล่านี้

จากการศึกษาภาพถ่ายบริเวณหมอกของทางช้างเผือกอย่างระมัดระวัง จึงเป็นไปได้ที่จะค้นพบจุดดำเล็กๆ ที่มีรูปร่างไม่ปกติหรือเป็นทรงกลมซึ่งเป็นกลุ่มฝุ่นและก๊าซจำนวนมหาศาล พวกมันดูเป็นสีดำเพราะมันไม่เปล่งแสงออกมาเอง และตั้งอยู่ระหว่างเรากับดวงดาวที่สว่างไสว ซึ่งเป็นแสงที่พวกมันบดบัง เมฆก๊าซและฝุ่นเหล่านี้ประกอบด้วยอนุภาคฝุ่นที่ดูดซับแสงที่มาจากดาวฤกษ์ที่อยู่ด้านหลังได้แรงมาก ขนาดของทรงกลมนั้นใหญ่โต - มีเส้นผ่านศูนย์กลางไม่เกินหลายปีแสง แม้ว่าสสารในกระจุกเหล่านี้จะหายากมาก แต่ปริมาตรรวมของพวกมันก็มากจนเพียงพอที่จะก่อตัวเป็นกระจุกดาวเล็กๆ ที่มีมวลใกล้ดวงอาทิตย์ เพื่อจินตนาการว่าดาวฤกษ์โผล่ออกมาจากทรงกลมอย่างไร จำไว้ว่าดาวฤกษ์ทุกดวงเปล่งแสงและการแผ่รังสีของพวกมันทำให้เกิดความกดดัน เครื่องมือที่มีความละเอียดอ่อนได้รับการพัฒนาเพื่อตอบสนองต่อความกดดันของแสงแดดที่ทะลุชั้นบรรยากาศของโลก ในทรงกลมสีดำ ภายใต้อิทธิพลของแรงดันการแผ่รังสีที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์รอบๆ วัสดุจะถูกบีบอัดและบดอัด มี “ลม” เดินอยู่ภายในทรงกลม กระจายอนุภาคก๊าซและฝุ่นออกไปทุกทิศทางจนสสารของทรงกลมมีการเคลื่อนที่แบบปั่นป่วนอย่างต่อเนื่อง

ทรงกลมถือได้ว่าเป็นมวลก๊าซฝุ่นปั่นป่วนซึ่งถูกกดด้วยการแผ่รังสีจากทุกด้าน ภายใต้อิทธิพลของแรงกดดันนี้ ปริมาตรที่เต็มไปด้วยก๊าซและฝุ่นจะอัดตัวลง และเล็กลงเรื่อยๆ การบีบอัดดังกล่าวเกิดขึ้นในช่วงเวลาหนึ่ง ขึ้นอยู่กับแหล่งกำเนิดรังสีที่อยู่รอบโกลบูลและความเข้มของโกลบูล แรงโน้มถ่วงที่เกิดจากความเข้มข้นของมวลในใจกลางของทรงกลมก็มีแนวโน้มที่จะบีบอัดทรงกลมเช่นกัน ทำให้สสารตกลงไปที่ศูนย์กลาง เมื่อตกลงมา อนุภาคของสสารจะได้รับพลังงานจลน์และทำให้ก๊าซและเมฆฝุ่นร้อนขึ้น

การตกของสสารสามารถคงอยู่ได้หลายร้อยปี ในตอนแรกมันเกิดขึ้นอย่างช้าๆ แบบไม่เร่งรีบ เนื่องจากแรงโน้มถ่วงที่ดึงดูดอนุภาคมายังศูนย์กลางยังคงอ่อนแอมาก หลังจากผ่านไประยะหนึ่ง เมื่อทรงกลมมีขนาดเล็กลงและสนามโน้มถ่วงรุนแรงขึ้น การตกก็เริ่มเกิดขึ้นเร็วขึ้น แต่ดังที่เราทราบแล้วว่าทรงกลมนั้นมีขนาดใหญ่มาก มีเส้นผ่านศูนย์กลางอย่างน้อยหนึ่งปีแสง ซึ่งหมายความว่าระยะทางจากชายแดนด้านนอกถึงศูนย์กลางสามารถเกิน 10 ล้านล้านกิโลเมตร หากอนุภาคจากขอบของทรงกลมเริ่มตกลงสู่ศูนย์กลางด้วยความเร็วน้อยกว่า 2 กม./วินาทีเล็กน้อย มันจะไปถึงศูนย์กลางหลังจากผ่านไป 200,000 ปีเท่านั้น การสังเกตแสดงให้เห็นว่าความเร็วของการเคลื่อนที่ของอนุภาคก๊าซและฝุ่นนั้นมากกว่ามาก ดังนั้นแรงอัดจากแรงโน้มถ่วงจึงเกิดขึ้นเร็วกว่ามาก

การตกลงของสสารเข้าหาศูนย์กลางนั้นมาพร้อมกับการชนกันของอนุภาคบ่อยครั้งและการแปลงพลังงานจลน์ของพวกมันให้เป็นพลังงานความร้อน ส่งผลให้อุณหภูมิของทรงกลมเพิ่มขึ้น ลูกกลมกลายเป็นดาวก่อกำเนิดและเริ่มเรืองแสง เนื่องจากพลังงานการเคลื่อนที่ของอนุภาคได้เปลี่ยนเป็นความร้อน ฝุ่นและก๊าซที่ร้อนขึ้น

ในขั้นตอนนี้ ดาวฤกษ์ก่อกำเนิดจะแทบจะมองไม่เห็น เนื่องจากรังสีส่วนใหญ่อยู่ในบริเวณอินฟราเรดไกล ดาวดวงนี้ยังไม่เกิด แต่มีเอ็มบริโอปรากฏแล้ว นักดาราศาสตร์ยังไม่ทราบว่าต้องใช้เวลานานแค่ไหนกว่าดาวฤกษ์ก่อกำเนิดจะถึงขั้นที่มันเรืองแสงเป็นลูกบอลสีแดงสลัวและมองเห็นได้ ตามการประมาณการต่างๆ เวลานี้อยู่ในช่วงตั้งแต่หลายพันถึงหลายล้านปี อย่างไรก็ตาม เมื่อนึกถึงการปรากฏของดวงดาวในเนบิวลานายพรานใหญ่ ก็อาจคุ้มค่าที่จะพิจารณาว่าค่าประมาณที่ให้ค่าเวลาขั้นต่ำนั้นใกล้เคียงกับความเป็นจริงมากที่สุด

ในบรรดาเทห์ฟากฟ้าจำนวนมากที่ศึกษาโดยดาราศาสตร์สมัยใหม่ ดาวเคราะห์ครอบครองสถานที่พิเศษ ท้ายที่สุดแล้ว เราทุกคนรู้ดีว่าโลกที่เราอาศัยอยู่นั้นเป็นดาวเคราะห์ ดังนั้นดาวเคราะห์จึงมีร่างกายที่คล้ายกับโลกของเราโดยทั่วไป

แต่ในโลกของดาวเคราะห์เราจะไม่พบแม้แต่สองดวงที่คล้ายคลึงกันโดยสิ้นเชิง สภาพทางกายภาพที่หลากหลายบนดาวเคราะห์นั้นยอดเยี่ยมมาก ระยะทางของดาวเคราะห์จากดวงอาทิตย์ (รวมถึงปริมาณความร้อนจากแสงอาทิตย์และอุณหภูมิพื้นผิว) ขนาดของมัน ความตึงเครียดของแรงโน้มถ่วงบนพื้นผิว การวางแนวของแกนหมุนซึ่งกำหนดการเปลี่ยนแปลงของฤดูกาล การมีอยู่และ องค์ประกอบของบรรยากาศ โครงสร้างภายใน และคุณสมบัติอื่น ๆ อีกมากมายสำหรับทุกคนในระบบสุริยะทั้งเก้าดวงนั้นแตกต่างกัน

จากการศึกษาสภาวะที่เป็นไปได้ในการกำเนิดและการพัฒนาต่อไปของสิ่งมีชีวิต มีเพียงบนดาวเคราะห์เท่านั้นที่เราสามารถมองหาสัญญาณของการดำรงอยู่ของสิ่งมีชีวิตอินทรีย์ นี่คือเหตุผลว่าทำไมการศึกษาดาวเคราะห์ นอกเหนือจากความสนใจทั่วไปแล้ว ยังมีความสำคัญอย่างยิ่งจากมุมมองของชีววิทยาอวกาศ

นอกเหนือจากดาราศาสตร์แล้ว การศึกษาดาวเคราะห์มีความสำคัญอย่างยิ่งในสาขาวิทยาศาสตร์อื่นๆ โดยหลักๆ คือวิทยาศาสตร์โลก - ธรณีวิทยาและธรณีฟิสิกส์ รวมถึงคอสโมโกนี - ศาสตร์แห่งการกำเนิดและพัฒนาการของเทห์ฟากฟ้า รวมถึงโลกของเราด้วย

แนวคิดสมัยใหม่เกี่ยวกับดาวเคราะห์ไม่ได้พัฒนาในทันที สิ่งนี้ต้องใช้เวลาหลายศตวรรษในการสั่งสมและพัฒนาความรู้ และการต่อสู้อย่างต่อเนื่องเพื่อความรู้ใหม่ที่ก้าวหน้ากับมุมมองเก่าและล้าสมัย

ในแนวคิดโบราณเกี่ยวกับจักรวาล โลกถูกมองว่าแบน และดาวเคราะห์ถูกมองว่าเป็นจุดส่องสว่างบนนภาเท่านั้น แตกต่างจากดวงดาวตรงที่พวกมันเคลื่อนที่ระหว่างพวกมัน โดยเคลื่อนจากกลุ่มดาวหนึ่งไปยังอีกกลุ่มดาวหนึ่ง ด้วยเหตุนี้ ดาวเคราะห์จึงได้รับชื่อที่มีความหมายว่า "พเนจร" ผู้สังเกตการณ์ในสมัยโบราณทราบถึงดาวเคราะห์ 5 ดวง ได้แก่ ดาวพุธ ดาวศุกร์ ดาวอังคาร ดาวพฤหัสบดี และดาวเสาร์

แม้ว่ารูปร่างทรงกลมของโลกจะถูกสร้างขึ้นและขนาดของมันถูกกำหนดเป็นครั้งแรก (โดย Eratosthenes ในศตวรรษที่ 3 ก่อนคริสต์ศักราช) หลังจากที่ข้อจำกัดของโลกในอวกาศปรากฏชัดเจน ก็ไม่มีใครรู้เกี่ยวกับธรรมชาติของดาวเคราะห์เลย ถึงกระนั้นในมุมมองของนักคิดโบราณวัตถุที่โดดเด่น: Anaxagoras, Democritus, Epicurus, Lucretius เราจะพบกับแนวคิดเกี่ยวกับวัตถุและความไม่สิ้นสุดของจักรวาลซึ่งเต็มไปด้วยโลกจำนวนนับไม่ถ้วนที่คล้ายคลึงกับโลกของเราซึ่งหลายแห่งสามารถอาศัยอยู่ได้โดยสิ่งมีชีวิต . นักคิดเหล่านี้แสดงแนวคิดที่น่าสนใจมากเกี่ยวกับธรรมชาติของเทห์ฟากฟ้า

การก่อตัวของดาวเคราะห์

กลับไปที่ดาวเทียมของดวงอาทิตย์ของเรากลับไปที่ชิ้นส่วนของเนบิวลาที่แยกตัวออกจากกระจุกกลางภายใต้อิทธิพลของแรงเหวี่ยงหนีศูนย์และเริ่มหมุนวนไปรอบ ๆ มัน ที่นี่คือสภาวะที่ส่งเสริมการแยกอนุภาคแสงและอนุภาคหนักของเนบิวลา สิ่งที่คล้ายกันนี้เกิดขึ้นกับวิธีการโบราณของเราในการสกัดทองคำโดยการล้างจากทรายที่มีทองคำหรือร่อนเมล็ดพืชในเครื่องนวดข้าว กระแสน้ำหรืออากาศพัดพาอนุภาคแสงออกไป เหลืออนุภาคที่หนักไว้ เมฆดาวเทียมตั้งอยู่ในระยะห่างที่แตกต่างจากดวงอาทิตย์มาก มันแทบจะไม่อบอุ่นกับคนที่อยู่ห่างไกล แต่ในคนที่คุณรัก - ความร้อนจะระเหยทุกสิ่งที่สามารถระเหยได้ และแสงอันสุกใสของมันทำงานเหมือนลมพัดทุกสิ่งที่ระเหยออกไปทุกสิ่งที่เบาเหลือเพียงสิ่งที่หนักกว่าซึ่ง“ ขยับไม่ได้” จึงแทบไม่มีก๊าซแสงเลย ทิ้งไว้ที่นี่ - ไฮโดรเจนและฮีเลียมซึ่งเป็นองค์ประกอบหลักของเนบิวลาฝุ่นก๊าซ ยังมีสาร “ระเหย” อื่นๆ เหลืออยู่ไม่กี่ชนิด ทั้งหมดนี้ถูก "ลม" ร้อนพัดพาไปไกลๆ เป็นผลให้หลังจากผ่านไประยะหนึ่ง องค์ประกอบทางเคมีของเมฆดาวเทียมก็แตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง ในที่ห่างไกลเขาแทบจะไม่เปลี่ยนแปลง และในวงกลมที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ซึ่งมีความร้อนและแสงสว่างเหลืออยู่เพียงวัสดุที่ "เผา" และ "เป่า" เท่านั้น - "ส่วนผสมสำคัญอันมีค่า" ที่แยกจากกันขององค์ประกอบหนัก วัสดุสำหรับสร้างดาวเคราะห์ที่น่าอยู่พร้อมแล้ว กระบวนการเปลี่ยน "วัสดุ" ให้เป็น "ผลิตภัณฑ์" อนุภาคของเนบิวลาเป็นดาวเคราะห์เริ่มต้นขึ้น

ขั้นที่ 1 คือการยึดเกาะของอนุภาค ในเมฆบริวารที่อยู่ห่างไกล โมเลกุลของก๊าซแสงและเม็ดฝุ่นแสงหายากจำนวนมากค่อยๆ รวมตัวกันเป็นก้อนกลมขนาดใหญ่ที่มีความหนาแน่นต่ำ ในอนาคตนี่คือดาวเคราะห์ของกลุ่มดาวพฤหัสบดี ในเมฆบริวารใกล้กับดวงอาทิตย์ อนุภาคฝุ่นหนักเกาะติดกันเป็นก้อนหินหนาทึบ พวกมันรวมกันเป็นก้อนหินขนาดมหึมา มวลเชิงมุมสีเทามหึมาที่ลอยอยู่ในวงโคจรรอบดาวฤกษ์ของมัน “ดาวเคราะห์น้อย” เหล่านี้ซึ่งมีขนาดต่างกันหลายสิบกิโลเมตร เคลื่อนตัวไปในวงโคจรที่แตกต่างกันและบางครั้งก็ชนกัน หากด้วยความเร็วสัมพัทธ์ต่ำดูเหมือนว่าพวกเขาจะ "กด" กันและกัน "กองพะเนิน" "ติด" ซึ่งกันและกัน พวกมันรวมกันเป็นอันที่ใหญ่ขึ้น หากด้วยความเร็วสูงพวกเขาจะบดขยี้และบดขยี้กันทำให้เกิด "มโนสาเร่" ใหม่ ๆ ชิ้นส่วนจำนวนนับไม่ถ้วนชิ้นส่วนที่ผ่านเส้นทางแห่งการรวมกันอันยาวนานอีกครั้ง กระบวนการรวมอนุภาคขนาดเล็กเข้ากับเทห์ฟากฟ้าขนาดใหญ่นี้ดำเนินมาเป็นเวลาหลายร้อยล้านปี เมื่อมีขนาดใหญ่ขึ้น ก็จะมีลักษณะเป็นทรงกลมมากขึ้นเรื่อยๆ เมื่อมวลเพิ่มขึ้น แรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวก็จะเพิ่มขึ้น ชั้นบนกดทับชั้นใน ส่วนที่ยื่นออกมาจะกลายเป็นภาระที่หนักกว่า และค่อยๆ จมลงในความหนาของมวลที่อยู่เบื้องล่าง และผลักพวกมันออกจากกันข้างใต้ สิ่งเหล่านั้นที่เคลื่อนตัวไปด้านข้างเติมเต็มความหดหู่ “ก้อนเนื้อ” ที่หยาบกร้านจะค่อยๆ เรียบออก เป็นผลให้ดาวเคราะห์หลายดวงมีขนาดค่อนข้างเล็ก แต่มีความหนาแน่นมากซึ่งประกอบด้วยวัตถุที่หนักมาก ดาวเคราะห์ภาคพื้นดินจึงก่อตัวขึ้นใกล้ดวงอาทิตย์ ในหมู่พวกเขาคือโลก ดาวเคราะห์ทั้งหมดแตกต่างอย่างมากจากดาวเคราะห์ในกลุ่มดาวพฤหัสในเรื่ององค์ประกอบทางเคมีที่อุดมสมบูรณ์ มีธาตุหนักอยู่มาก และความถ่วงจำเพาะสูง ตอนนี้เรามาดูโลกกันดีกว่า บนพื้นหลังที่เต็มไปด้วยดวงดาวซึ่งส่องสว่างด้านหนึ่งด้วยรังสีอันสดใสของดวงอาทิตย์ ลูกบอลหินขนาดใหญ่ลอยอยู่ตรงหน้าเรา มันยังไม่ราบรื่นเลยแม้แต่น้อย ส่วนที่ยื่นออกมาของบล็อกที่ทำให้เขาตาบอดยังคงยื่นออกมาตรงนี้และตรงนั้น คุณยังสามารถ "อ่าน" "รอยต่อ" ที่ยังไม่ปิดสนิทระหว่างกันได้ นี่ยังคงเป็น "งานหยาบ" แต่นี่คือสิ่งที่น่าสนใจ มีบรรยากาศอยู่แล้ว มีเมฆมากเล็กน้อย เห็นได้ชัดจากฝุ่น แต่ไม่มีเมฆ สิ่งเหล่านี้คือไฮโดรเจนและฮีเลียมที่ถูกบีบออกมาจากบาดาลของโลกซึ่งครั้งหนึ่งติดอยู่กับอนุภาคหินและรอดชีวิตมาได้อย่างน่าอัศจรรย์โดยไม่ถูก "ปลิวไป" ด้วยรังสีของดวงอาทิตย์ ชั้นบรรยากาศปฐมภูมิของโลก จะอยู่ได้ไม่นาน “ถ้าไม่ล้าง ก็ขี่มันไป” พระอาทิตย์จะทำลายมัน โมเลกุลเคลื่อนที่เบาของไฮโดรเจนและฮีเลียมภายใต้อิทธิพลของความร้อนจากรังสีดวงอาทิตย์จะค่อยๆ ระเหยไปในอวกาศ กระบวนการนี้เรียกว่า "การกระจาย"

ขั้นที่สองกำลังอุ่นเครื่อง 0สารกัมมันตภาพรังสีติดอยู่ภายในดาวเคราะห์ผสมกับสารอื่นๆ ต่างกันตรงที่ปล่อยความร้อนออกมาอย่างต่อเนื่องและร้อนขึ้นเล็กน้อย แต่ในส่วนลึกของโลก ความร้อนนี้ไม่มีที่จะหลบหนี ไม่มีการระบายอากาศ ไม่มีความชื้นในการซักล้าง เหนือพวกมันคือ "ชั้นเคลือบ" หนาของชั้นต่างๆ ที่วางทับอยู่ ความร้อนสะสม ความร้อนจากกัมมันตภาพรังสีนี้เริ่มทำให้ความหนาทั้งหมดของโลกอ่อนลง อยู่ในรูปของสารอ่อนตัวลงครั้งหนึ่งอย่างโกลาหลไร้ระบบ

พวกที่ทำให้เธอตาบอดเริ่มกระจายตามน้ำหนักแล้ว พวกที่หนักๆ ก็ค่อยๆ ลงมาจมลงตรงกลาง ปอดถูกพวกมันบีบออก ลอยสูงขึ้น และลอยเข้าใกล้ผิวน้ำมากขึ้น ดาวเคราะห์จะได้รับโครงสร้างที่คล้ายกับโลกปัจจุบันของเราทีละน้อย - ตรงกลางถูกบีบอัดด้วยน้ำหนักมหึมาของชั้นที่ซ้อนกันอยู่ด้านบนซึ่งเป็นแกนกลางที่หนัก มันถูกล้อมรอบด้วย “แมนเทิล” ของชั้นสารน้ำหนักเบาที่หนา และสุดท้ายด้านนอกก็บางมาก หนาเพียงไม่กี่สิบกิโลเมตร ที่เรียกว่า “เปลือกโลก” ซึ่งประกอบด้วยหินที่เบาที่สุด สารกัมมันตภาพรังสีส่วนใหญ่พบในหินเบา ดังนั้นตอนนี้จึงสะสมอยู่ใน "เปลือกไม้" และอุ่นแล้ว ความร้อนหลักจากพื้นผิวดาวเคราะห์ไปสู่อวกาศ - มี "ไออุ่นเล็กน้อย" จากดาวเคราะห์ และที่ระดับความลึกหลายสิบกิโลเมตร ความร้อนจะยังคงอยู่ ทำให้หินอุ่นขึ้น

ขั้นตอนที่สาม - การระเบิดของภูเขาไฟ 0 ในบางสถานที่ ภายในดาวเคราะห์จะเรืองแสงสีแดงร้อน แล้วมากยิ่งขึ้น หินละลายและกลายเป็น “แมกมา” ที่ลุกเป็นไฟร้อนแดงซึ่งเปล่งประกายด้วยแสงสีส้มขาว มีความหนาของเปลือกโลกแคบ มันเต็มไปด้วยก๊าซอัดที่พร้อมจะระเบิด กระจายแมกมาทั้งหมดนี้ไปทุกทิศทางพร้อมกับสาดไฟ แต่ไม่มีความแข็งแกร่งเพียงพอสำหรับสิ่งนี้ เปลือกโลกที่อยู่รอบๆ ดาวเคราะห์ซึ่งกดลงมาด้านบนนั้นแข็งแกร่งและหนักเกินไป และแมกม่าที่ลุกเป็นไฟพยายามที่จะแยกตัวออกไปด้านบนเพื่ออิสรภาพรู้สึกถึงจุดอ่อนระหว่างบล็อกที่บีบมันบีบเข้าไปในรอยแตกทำให้ผนังละลายด้วยความร้อน และทีละน้อยๆ ในแต่ละปี โดยมีความเข้มแข็งเพิ่มขึ้นตลอดหลายศตวรรษ มันขึ้นมาจากส่วนลึกสู่พื้นผิวโลก และนี่คือชัยชนะ! “ช่อง” แตก! การเขย่าหินทำให้เกิดไฟพุ่งออกมาจากส่วนลึกพร้อมกับเสียงคำราม ควันและไอน้ำลอยขึ้นสู่ท้องฟ้า หินและขี้เถ้าลอยขึ้นไป แมกมาที่ลุกเป็นไฟซึ่งปัจจุบันเรียกว่า "ลาวา" ไหลออกมาบนพื้นผิวดาวเคราะห์และกระจายไปด้านข้าง ภูเขาไฟระเบิด มี "รูเจาะจากด้านใน" มากมายบนโลกนี้ พวกมันช่วยให้ดาวเคราะห์อายุน้อย "ต่อสู้กับความร้อนสูงเกินไป" มันจะปลดปล่อยตัวเองจากแมกมาที่ลุกเป็นไฟที่สะสมอยู่ "หายใจออก" ก๊าซร้อนที่ระเบิดออกมา ซึ่งส่วนใหญ่เป็นคาร์บอนไดออกไซด์และไอน้ำ และมีสิ่งเจือปนต่างๆ เช่น มีเทนและแอมโมเนีย ไฮโดรเจนและฮีเลียมเกือบจะหายไปจากชั้นบรรยากาศทีละน้อย และเริ่มประกอบด้วยก๊าซภูเขาไฟเป็นส่วนใหญ่ ยังไม่มีร่องรอยของออกซิเจนอยู่ในนั้น บรรยากาศแบบนี้ไม่เหมาะกับชีวิตเลย เป็นสิ่งสำคัญมากที่ภูเขาไฟจะปล่อยไอน้ำจำนวนมากขึ้นสู่ผิวน้ำ มันกำลังจะเข้าไปในเมฆ จากนั้นฝนก็ตกลงมาสู่พื้นผิวโลก น้ำไหลลงสู่ที่ราบลุ่มและสะสม และทีละน้อย ทะเลสาบ ทะเล และมหาสมุทรก็ก่อตัวขึ้นบนโลก ซึ่งสิ่งมีชีวิตสามารถพัฒนาได้

การก่อตัวของระบบสุริยะ

เป็นเวลาสองศตวรรษแล้วที่ปัญหาการกำเนิดของระบบสุริยะสร้างความกังวลให้กับนักคิดที่โดดเด่นบนโลกของเรา ปัญหานี้ได้รับการศึกษาโดยกาแล็กซีของนักดาราศาสตร์และนักฟิสิกส์แห่งศตวรรษที่ 19 และ 20 เริ่มต้นจากนักปรัชญาคานท์และนักคณิตศาสตร์ลาปลาซ

แต่เรายังห่างไกลจากการแก้ปัญหานี้มาก แต่ในช่วงสามทศวรรษที่ผ่านมา คำถามเกี่ยวกับเส้นทางวิวัฒนาการของดวงดาวมีความชัดเจนมากขึ้น แม้ว่ารายละเอียดการกำเนิดดาวฤกษ์จากเนบิวลาฝุ่นก๊าซยังไม่ชัดเจน แต่ตอนนี้เราเข้าใจอย่างชัดเจนว่าจะเกิดอะไรขึ้นกับเนบิวลาเนบิวลาในระยะเวลาหลายพันล้านปีของการวิวัฒนาการต่อไป

ต่อไปจะนำเสนอสมมติฐานเกี่ยวกับจักรวาลวิทยาต่างๆ ที่ได้เข้ามาแทนที่กันในช่วงสองศตวรรษที่ผ่านมา เราจะเริ่มต้นด้วยสมมติฐานของคานท์ นักปรัชญาชาวเยอรมันผู้ยิ่งใหญ่ และทฤษฎีที่หลายทศวรรษต่อมาได้รับการเสนออย่างอิสระโดยลาปลาซ นักคณิตศาสตร์ชาวฝรั่งเศส สถานที่สำหรับการสร้างทฤษฎีเหล่านี้ได้ผ่านการทดสอบของกาลเวลา

มุมมองของคานท์และลาปลาซแตกต่างกันอย่างมากในประเด็นสำคัญหลายประการ คานท์เริ่มต้นจากการพัฒนาเชิงวิวัฒนาการของเนบิวลาฝุ่นเย็น ซึ่งในระหว่างนั้นวัตถุขนาดใหญ่ใจกลางได้ถือกำเนิดขึ้นเป็นครั้งแรก นั่นคือดวงอาทิตย์ในอนาคต จากนั้นจึงตามด้วยดาวเคราะห์ ในขณะที่ลาปลาซถือว่าเนบิวลาดั้งเดิมนั้นเป็นก๊าซและร้อนมากโดยมีอัตราการหมุนรอบสูง เมื่อบีบอัดภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงสากล เนบิวลาจึงหมุนเร็วขึ้นและเร็วขึ้นตามกฎการอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม เนื่องจากมีแรงเหวี่ยงหนีศูนย์กลางสูง วงแหวนจึงถูกแยกออกจากวงแหวนอย่างต่อเนื่อง จากนั้นพวกมันก็ควบแน่นจนกลายเป็นดาวเคราะห์

ดังนั้น ตามสมมติฐานของลาปลาซ ดาวเคราะห์จึงก่อตัวก่อนดวงอาทิตย์ อย่างไรก็ตาม แม้จะมีความแตกต่างกัน แต่คุณลักษณะที่สำคัญร่วมกันก็คือแนวคิดที่ว่าระบบสุริยะเกิดขึ้นอันเป็นผลมาจากการพัฒนาเนบิวลาตามธรรมชาติ ด้วยเหตุนี้จึงเป็นเรื่องปกติที่จะเรียกแนวคิดนี้ว่า "สมมติฐานของ Kant-Laplace"

อย่างไรก็ตาม ทฤษฎีนี้ต้องเผชิญกับความยากลำบาก ระบบสุริยะของเราประกอบด้วยดาวเคราะห์เก้าดวงที่มีขนาดและมวลต่างกัน มีลักษณะเฉพาะ: การกระจายโมเมนตัมเชิงมุมที่ผิดปกติระหว่างวัตถุส่วนกลาง - ดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์

โมเมนตัมเป็นหนึ่งในคุณลักษณะที่สำคัญที่สุดของระบบกลไกใดๆ ที่แยกได้จากโลกภายนอก มันเป็นระบบที่สามารถพิจารณาดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์โดยรอบได้ โมเมนตัมเชิงมุมสามารถนิยามได้ว่าเป็น “การสำรองการหมุน” ของระบบ การหมุนนี้ประกอบด้วยการเคลื่อนที่ในวงโคจรของดาวเคราะห์และการหมุนรอบแกนของดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์

โมเมนตัมเชิงมุมของระบบสุริยะส่วนใหญ่มีความเข้มข้นอยู่ที่การเคลื่อนที่ในวงโคจรของดาวเคราะห์ยักษ์ดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์

จากมุมมองของสมมติฐานของ Laplace สิ่งนี้ไม่สามารถเข้าใจได้อย่างสมบูรณ์ ในยุคที่วงแหวนแยกออกจากเนบิวลาดั้งเดิมที่หมุนอย่างรวดเร็ว ชั้นของเนบิวลาที่ดวงอาทิตย์ควบแน่นในเวลาต่อมามีโมเมนตัมประมาณเท่ากันกับสสารของวงแหวนที่แยกออกจากกัน (เนื่องจากความเร็วเชิงมุมของเนบิวลานั้น แหวนและส่วนที่เหลือก็ประมาณเดียวกัน) เนื่องจากมวลของเนบิวลาอย่างหลังน้อยกว่าเนบิวลาหลัก (“โปรโตซัน”) อย่างมีนัยสำคัญ โมเมนตัมเชิงมุมรวมของวงแหวนจึงควรน้อยกว่าโมเมนตัมเชิงมุมของ “โปรโตซัน” มาก ในสมมติฐานของลาปลาซ ไม่มีกลไกในการถ่ายโอนโมเมนตัมจาก "ดวงอาทิตย์โปรโต" ไปยังวงแหวน ดังนั้นตลอดวิวัฒนาการเพิ่มเติมทั้งหมด โมเมนตัมเชิงมุมของ "ดวงอาทิตย์แรกเริ่ม" และดวงอาทิตย์น่าจะมากกว่าวงแหวนและดาวเคราะห์ที่ก่อตัวจากพวกมันมาก แต่ข้อสรุปนี้ขัดแย้งกับการกระจายโมเมนตัมที่แท้จริงระหว่างดวงอาทิตย์กับดาวเคราะห์

สำหรับสมมติฐานของลาปลาซ ความยากลำบากนี้กลับกลายเป็นว่าผ่านไม่ได้

เรามาดูสมมติฐานของยีนส์กัน ซึ่งเริ่มแพร่หลายในช่วงสามศตวรรษแรกของศตวรรษปัจจุบัน มันตรงกันข้ามกับสมมติฐานของคานท์-ลาปลาซอย่างสิ้นเชิง หากอย่างหลังแสดงให้เห็นการก่อตัวของระบบดาวเคราะห์ซึ่งเป็นกระบวนการทางธรรมชาติเพียงกระบวนการเดียวของการวิวัฒนาการจากง่ายไปสู่ซับซ้อน ดังนั้นในสมมติฐานของยีนส์การก่อตัวของระบบดังกล่าวเป็นเรื่องของโอกาส

สสารเริ่มแรกที่ดาวเคราะห์ก่อตัวในเวลาต่อมาถูกผลักออกจากดวงอาทิตย์ (ซึ่งในเวลานั้นค่อนข้าง "เก่า" และคล้ายกับสสารในปัจจุบัน) เมื่อมีดาวดวงหนึ่งผ่านเข้ามาใกล้โดยไม่ได้ตั้งใจ ข้อความนี้อยู่ใกล้มากจนแทบจะเรียกได้ว่าเป็นการปะทะกัน ต้องขอบคุณแรงน้ำขึ้นน้ำลงจากดาวฤกษ์ที่ชนกับดวงอาทิตย์ ทำให้กระแสก๊าซถูกขับออกจากชั้นผิวของดวงอาทิตย์ เจ็ตนี้จะยังคงอยู่ในทรงกลมแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์แม้ว่าดาวฤกษ์จะออกจากดวงอาทิตย์แล้วก็ตาม จากนั้นไอพ่นจะควบแน่นและก่อให้เกิดดาวเคราะห์

หากสมมติฐานของยีนส์ถูกต้อง จำนวนของระบบดาวเคราะห์ที่เกิดขึ้นระหว่างวิวัฒนาการนับหมื่นล้านปีสามารถนับได้ด้วยมือเดียว แต่จริงๆ แล้วมีระบบดาวเคราะห์มากมาย ดังนั้นสมมติฐานนี้จึงไม่สามารถป้องกันได้ และมันไม่ได้ติดตามจากทุกที่ที่กระแสก๊าซร้อนที่พุ่งออกมาจากดวงอาทิตย์สามารถควบแน่นเป็นดาวเคราะห์ได้ ดังนั้นสมมติฐานทางจักรวาลวิทยาของยีนส์จึงกลายเป็นสิ่งที่ไม่สามารถป้องกันได้

บรรณานุกรม:

1. I. S. Shklovsky ดวงดาว: การเกิด ชีวิต และความตาย

2. ป.ล. บาคูลิน หลักสูตรดาราศาสตร์ทั่วไป

3. Yu. N. Efremov สู่ส่วนลึกของจักรวาล

4. พจนานุกรมสารานุกรม 0 ของนักดาราศาสตร์รุ่นเยาว์ M.: Pedagogy, 1980 ดาราศาสตร์: หนังสือเรียน สำหรับเกรด 11 มัธยมต้น ม: ตรัสรู้ 2533

วัตถุที่พบมากที่สุดในจักรวาลคือดวงดาว เมื่อเปรียบเทียบข้อมูลของดาวฤกษ์ต่างๆ ก็เป็นไปได้ที่จะได้รับรูปแบบทั่วไปและตรวจสอบการนำไปใช้งานโดยใช้ตัวอย่างของดาวดวงอื่นๆ ตามแนวคิดสมัยใหม่เกี่ยวกับโครงสร้างและวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ กระบวนการที่เกี่ยวข้องกับการกำเนิดและวิวัฒนาการของดาวฤกษ์มีดังนี้

ก่อตัวครั้งแรก โปรโตสตาร์. อนุภาคของก๊าซและเมฆฝุ่นขนาดยักษ์ที่กำลังเคลื่อนที่ในพื้นที่บางพื้นที่ถูกดึงดูดเข้าหากันเนื่องจากแรงโน้มถ่วง สิ่งนี้เกิดขึ้นช้ามาก เนื่องจากแรงที่เป็นสัดส่วนกับมวลของอะตอม (ส่วนใหญ่เป็นอะตอมไฮโดรเจน) และอนุภาคฝุ่นที่รวมอยู่ในเมฆมีขนาดเล็กมาก อย่างไรก็ตาม อนุภาคค่อยๆ เข้ามาใกล้กันมากขึ้น ความหนาแน่นของเมฆเพิ่มขึ้น มันกลายเป็นทึบแสง "ก้อน" ทรงกลมที่เกิดขึ้นเริ่มหมุนทีละน้อย และแรงดึงดูดก็เพิ่มขึ้นเช่นกัน เพราะตอนนี้มวลของ "ก้อน" มีขนาดใหญ่ อนุภาคถูกจับมากขึ้นเรื่อยๆ ทำให้มีความหนาแน่นของสารเพิ่มมากขึ้น ชั้นนอกกดทับชั้นในความดันในส่วนลึกจะเพิ่มขึ้นดังนั้นอุณหภูมิจึงเพิ่มขึ้นด้วย (นี่เป็นกรณีของก๊าซที่ได้รับการศึกษาอย่างละเอียดบนโลกนี้ทุกประการ) ในที่สุด อุณหภูมิก็สูงมากถึงหลายล้านองศา จนสภาวะต่างๆ ถูกสร้างขึ้นในแกนกลางของวัตถุที่กำลังก่อตัวนี้ เพื่อให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน ไฮโดรเจนเริ่มเปลี่ยนเป็นฮีเลียม สามารถพบได้โดยการบันทึกฟลักซ์ของนิวทริโนซึ่งเป็นอนุภาคมูลฐานที่ปล่อยออกมาระหว่างปฏิกิริยาดังกล่าว ปฏิกิริยานี้เกิดขึ้นพร้อมกับการไหลอันทรงพลังของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า ซึ่งกด (ด้วยแรงดันแสง ซึ่งวัดครั้งแรกในห้องปฏิบัติการโลกโดย P. Lebedev) บนชั้นนอกของสสาร เพื่อต่อต้านแรงอัดโน้มถ่วง ในที่สุด การหดตัวจะหยุดลงเมื่อความกดดันเท่ากัน และดาวฤกษ์ต้นแบบก็กลายเป็นดาวฤกษ์ ในการที่จะผ่านวิวัฒนาการขั้นนี้ไปได้ ดาวฤกษ์ก่อกำเนิดต้องใช้เวลาหลายล้านปีหากมวลของมันมากกว่าดวงอาทิตย์ และต้องใช้เวลาหลายร้อยล้านปีหากมวลของมันน้อยกว่าดวงอาทิตย์ มีดาวเพียงไม่กี่ดวงที่มีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์ถึง 10 เท่า

น้ำหนักเป็นลักษณะสำคัญอย่างหนึ่งของดวงดาว เป็นที่น่าสนใจที่จะทราบว่าดาวคู่นั้นค่อนข้างธรรมดา โดยก่อตัวอยู่ใกล้กันและหมุนรอบจุดศูนย์กลางร่วม มีจำนวนตั้งแต่ 30 ถึง 50 เปอร์เซ็นต์ของจำนวนดาวทั้งหมด การเกิดขึ้นของดาวคู่น่าจะเกี่ยวข้องกับการกระจายโมเมนตัมเชิงมุมของเมฆต้นกำเนิด หากคู่ดังกล่าวก่อตัวเป็นระบบดาวเคราะห์ การเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ก็อาจค่อนข้างซับซ้อน และเงื่อนไขบนพื้นผิวของพวกมันจะแตกต่างกันอย่างมากขึ้นอยู่กับตำแหน่งของดาวเคราะห์ในวงโคจรที่สัมพันธ์กับดวงดาว มีความเป็นไปได้ค่อนข้างมากที่วงโคจรที่อยู่นิ่งอย่างเช่นวงโคจรที่มีอยู่ในระบบดาวเคราะห์ของดาวดวงเดียว (และมีอยู่ในระบบสุริยะ) จะไม่มีอยู่เลย ดาวฤกษ์ธรรมดาดวงเดียวเริ่มหมุนรอบแกนระหว่างกระบวนการก่อตัว

ลักษณะสำคัญอีกประการหนึ่งคือ รัศมีดาว มีดาวฤกษ์ - ดาวแคระขาวซึ่งมีรัศมีไม่เกินรัศมีของโลกและยังมีดาวยักษ์แดงซึ่งมีรัศมีถึงรัศมีวงโคจรของดาวอังคาร องค์ประกอบทางเคมีตามข้อมูลทางสเปกโทรสโกปีค่าเฉลี่ยจะเป็นดังนี้: ต่ออะตอมไฮโดรเจน 10,000 อะตอมมีอะตอมฮีเลียม 1,000 อะตอม, ออกซิเจน 5 อะตอม, ไนโตรเจน 2 อะตอม, คาร์บอน 1 อะตอมและองค์ประกอบอื่น ๆ น้อยกว่าด้วยซ้ำ เนื่องจากอุณหภูมิสูง อะตอมจึงแตกตัวเป็นไอออน สสารของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่เป็นพลาสมาไฮโดรเจน-ฮีเลียม- ส่วนผสมที่เป็นกลางทางไฟฟ้าโดยทั่วไปของไอออนและอิเล็กตรอน ขึ้นอยู่กับมวลและองค์ประกอบทางเคมีของเมฆเริ่มต้น ความส่องสว่างและ รงค์(ชั้นสเปกตรัม) ของดาวฤกษ์ที่เกิด ความส่องสว่างของดาวฤกษ์คือปริมาณพลังงานที่ดาวฤกษ์ปล่อยออกมาต่อหน่วยเวลาและคลาสสเปกตรัมของมันก็มีลักษณะเฉพาะ สีดาวซึ่งในทางกลับกัน ขึ้นอยู่กับอุณหภูมิของพื้นผิวนอกจากนี้ ดาวฤกษ์ "สีน้ำเงิน" ยังร้อนกว่าดาว "สีแดง" และดวงอาทิตย์ "สีเหลือง" ของเรามีอุณหภูมิพื้นผิวปานกลางประมาณ 6,000 องศา ตามเนื้อผ้า คลาสสเปกตรัมจากร้อนไปเย็นถูกกำหนดด้วยตัวอักษร O, B, A, F, G, K, M (ลำดับนี้ง่ายต่อการจดจำโดยใช้กฎช่วยในการช่วยจำ "O, Be A Fine Girl, Kiss Me") โดยแต่ละชั้นเรียนแบ่งออกเป็นสิบคลาสย่อย ดังนั้น ดวงอาทิตย์ของเราจึงมีคลาสสเปกตรัมที่ G2

เมื่อไฮโดรเจน “เผาไหม้” ในใจกลางดาวฤกษ์ มวลของมันจะเปลี่ยนแปลงเล็กน้อย พลังงานที่ใจกลางดาวฤกษ์จะค่อยๆ ปล่อยออกมาน้อยลงเรื่อยๆ ความดันลดลง แกนกลางหดตัว และอุณหภูมิในนั้นก็เพิ่มขึ้น ปัจจุบันปฏิกิริยานิวเคลียร์เกิดขึ้นเฉพาะในชั้นบางๆ ที่ขอบเขตแกนกลางภายในดาวฤกษ์ เป็นผลให้ดาวฤกษ์โดยรวมเริ่ม "บวม" และความส่องสว่างเพิ่มขึ้น ดาวฤกษ์กลายเป็นสิ่งที่เรียกว่า "ดาวยักษ์แดง" หลังจากที่อุณหภูมิของแกนกลางที่หดตัว (ปัจจุบันคือฮีเลียม) ของดาวยักษ์แดงสูงถึง 100-150 ล้านองศา ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันใหม่ก็เริ่มต้นขึ้น - การแปลงฮีเลียมเป็นคาร์บอน เมื่อปฏิกิริยานี้หมดลง เปลือกจะหลุดออกไป ส่วนสำคัญของมวลของดาวฤกษ์จะกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ ชั้นในที่ร้อนของดาวฤกษ์ปรากฏ "ภายนอก" และการแผ่รังสีของพวกมัน "พอง" เปลือกที่แยกออกจากกัน หลังจากนั้นไม่กี่หมื่นปี เปลือกโลกก็สลายไป เหลือดาวดวงเล็กๆ ที่ร้อนจัดและหนาแน่นไว้เบื้องหลัง ค่อยๆ เย็นลง กลายเป็น “ดาวแคระขาว” ดาวแคระขาวดูเหมือนจะเป็นตัวแทนของขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการตามปกติของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่

แต่ก็มีความผิดปกติเช่นกัน ดวงดาวบางดวงก็สว่างขึ้นเป็นระยะๆจนกลายเป็น ใหม่ดาว ในเวลาเดียวกัน แต่ละครั้งพวกเขาจะสูญเสียมวลประมาณหนึ่งร้อยเปอร์เซ็นต์ ในบรรดาดาราชื่อดังที่เราสามารถพูดถึงได้ ใหม่ในกลุ่มดาวหงส์ซึ่งสว่างขึ้นในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2518 และอยู่บนท้องฟ้าเป็นเวลาหลายปี แต่บางครั้งก็มีการระบาดเกิดขึ้น ซุปเปอร์โนวา- เหตุการณ์หายนะที่นำไปสู่การทำลายล้างดาวฤกษ์โดยสิ้นเชิง ซึ่งในระหว่างนั้นพลังงานจะถูกปล่อยออกมาในเวลาอันสั้นมากกว่าจากดวงดาวหลายพันล้านดวงในกาแลคซีที่มีซูเปอร์โนวาอยู่ เหตุการณ์ดังกล่าวถูกบันทึกไว้ในพงศาวดารจีนในปี 1054: ดาวสว่างดังกล่าวปรากฏบนท้องฟ้าจนมองเห็นได้แม้ในเวลากลางวัน ผลลัพธ์ของเหตุการณ์นี้เป็นที่รู้จักในนาม Crab Nebula ซึ่งค่อยๆ แผ่ขยายไปทั่วท้องฟ้าในช่วง 300 ปีที่ผ่านมา ความเร็วของการขยายตัวของก๊าซอันเป็นผลจากการระเบิดอยู่ที่ประมาณ 1,500 เมตร/วินาที แต่มันอยู่ไกลมาก เมื่อเปรียบเทียบความเร็วของการขยายตัวกับขนาดที่ปรากฏของเนบิวลาปู เราสามารถคำนวณเวลาที่มันเป็นวัตถุชี้และค้นหาตำแหน่งบนท้องฟ้าได้ - เวลาและสถานที่นี้สอดคล้องกับเวลาและสถานที่ที่ปรากฏของดาวฤกษ์ กล่าวถึงในพงศาวดาร

หากมวลของดาวที่เหลืออยู่หลังจาก "ดาวยักษ์แดง" หลุดออกจากเปลือกของมันเกินกว่ามวลของดวงอาทิตย์ประมาณ 1.2-2.5 เท่า ดังการคำนวณแสดงให้เห็นว่า "ดาวแคระขาว" ที่เสถียรไม่สามารถก่อตัวได้ ดาวฤกษ์เริ่มหดตัวและรัศมีของมันถึงขนาดที่ไม่มีนัยสำคัญคือ 10 กม. และความหนาแน่นของสสารของดาวดวงนั้นเกินกว่าความหนาแน่นของนิวเคลียสของอะตอม สันนิษฐานว่าดาวดังกล่าวประกอบด้วยนิวตรอนที่อัดแน่นอยู่หนาแน่น ด้วยเหตุนี้จึงถูกเรียกว่า - ดาวนิวตรอน. ตามแบบจำลองแนวความคิดนี้ ดาวนิวตรอนมีสนามแม่เหล็กแรง และตัวมันเองก็หมุนด้วยความเร็วมหาศาล - หลายสิบหรือหลายร้อยรอบต่อวินาที และค้นพบเพียงแห่งเดียว (แม่นยำในเนบิวลาปู) ในปี พ.ศ. 2510 พัลซาร์- แหล่งกำเนิดจุดของการแผ่คลื่นวิทยุพัลส์ที่มีความเสถียรสูง - มีคุณสมบัติเดียวกันกับที่เราคาดหวังจากดาวนิวตรอนทุกประการ ปรากฏการณ์ที่สังเกตได้ยืนยันแนวคิดนี้

ถ้ามวลที่เหลือมากกว่านั้น แรงอัดโน้มถ่วงจะบีบอัดสสารต่อไปอย่างไม่สามารถควบคุมได้ การทำนายทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปประการหนึ่งเข้ามามีบทบาท โดยขึ้นอยู่กับว่าสสารจะหดตัวลง อย่างแน่นอน. ปรากฏการณ์นี้เรียกว่าการยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วงและผลลัพธ์ที่ได้คือ “ หลุมดำ" ชื่อนี้เกิดจากการที่ มวลความโน้มถ่วงของวัตถุนั้นยิ่งใหญ่มาก แรงดึงดูดมีความสำคัญมากจนไม่เพียงแต่วัตถุใดๆ จะสามารถออกจากบริเวณใกล้เคียงหลุมดำได้ แต่แม้แต่แสงซึ่งเป็นสัญญาณแม่เหล็กไฟฟ้าก็ไม่สามารถสะท้อนหรือหลบหนีออกไปได้« ออกไปข้างนอก» . ดังนั้น, สังเกตโดยตรงหลุมดำเป็นไปไม่ได้ ใครๆ ก็เดาได้เพียงการมีอยู่ของมันจากผลกระทบทางอ้อมเท่านั้น เมื่อเคลื่อนที่ผ่านอวกาศไปสู่หลุมดำ (ซึ่งเรายังไม่รู้อะไรเลย) เราจะพบว่ารูปแบบของกลุ่มดาวที่อยู่ตรงหน้าเริ่มเปลี่ยนไป นี่เป็นเพราะความจริงที่ว่าแสงที่มาจากดวงดาวและผ่านไปใกล้หลุมดำนั้นถูกหักเหไปตามแรงโน้มถ่วงของมัน เมื่อคุณเข้าใกล้หลุม ก ว่างเปล่าบริเวณที่ล้อมรอบด้วยจุดดวงดาวที่ส่องสว่าง รวมถึงบางจุดที่ไม่เคยพบเห็นมาก่อน แสงจากดาวฤกษ์บางดวงสามารถผ่านรูนั้นแล้วหมุนไปรอบๆ แล้วเข้าไปในอุปกรณ์รับของผู้สังเกตการณ์ ดังนั้นดาวดวงหนึ่งสามารถสร้างภาพได้หลายภาพในที่ต่างๆ แน่นอนว่าทั้งหมดนี้ขัดแย้งกับทั้งประสบการณ์ชีวิตและแนวคิดคลาสสิกของเรา เนื่องจากแสงเดินทางเป็นเส้นตรง อย่างไรก็ตาม การสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ทางอ้อมจำนวนหนึ่งพูดถึงการมีอยู่ของหลุมดำ และการโก่งตัวของแสงภายใต้อิทธิพลของแรงดึงดูดโน้มถ่วงจะถูกบันทึกไว้แล้วเมื่อลำแสงผ่านวัตถุ "ปกติ" เช่นดวงอาทิตย์

เช่นเดียวกับวัตถุใดๆ ในธรรมชาติ ดวงดาวก็ไม่สามารถคงอยู่ไม่เปลี่ยนแปลงได้ เกิด พัฒนา และ "ตาย" ในที่สุด วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ใช้เวลาหลายพันล้านปี แต่ยังมีข้อถกเถียงเกี่ยวกับระยะเวลาของการก่อตัวดาวฤกษ์ ก่อนหน้านี้ นักดาราศาสตร์เชื่อว่ากระบวนการ "กำเนิด" ของพวกเขาจากละอองดาวใช้เวลาหลายล้านปี แต่เมื่อไม่นานมานี้ได้รับภาพถ่ายของบริเวณท้องฟ้าจากเนบิวลานายพรานใหญ่ ตลอดหลายปีที่ผ่านมาเล็กๆ

ภาพถ่ายจากปี 1947 พบวัตถุคล้ายดาวกลุ่มเล็กๆ ในบริเวณนี้ ภายในปี 1954 บางส่วนก็กลายเป็นรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้าแล้ว และอีกห้าปีต่อมา วัตถุเหล่านี้ก็แยกออกเป็นชิ้นๆ ด้วยเหตุนี้ จึงเป็นครั้งแรกที่กระบวนการกำเนิดดาวเกิดขึ้นต่อหน้าต่อตานักดาราศาสตร์อย่างแท้จริง

มาดูรายละเอียดเกี่ยวกับโครงสร้างและวิวัฒนาการของดวงดาวที่ซึ่งไม่มีที่สิ้นสุดตามมาตรฐานของมนุษย์ ชีวิตเริ่มต้นและสิ้นสุด

ตามเนื้อผ้า นักวิทยาศาสตร์สันนิษฐานว่าดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นจากการควบแน่นของเมฆก๊าซและฝุ่น ภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วง ลูกบอลก๊าซทึบแสงซึ่งมีโครงสร้างหนาแน่นก่อตัวขึ้นจากเมฆที่เกิดขึ้น ความดันภายในไม่สามารถรักษาสมดุลของแรงโน้มถ่วงที่อัดแน่นได้ ลูกบอลจะค่อยๆ หดตัวมากจนอุณหภูมิภายในดาวฤกษ์เพิ่มขึ้น และความดันของก๊าซร้อนภายในลูกบอลจะทำให้แรงภายนอกสมดุล หลังจากนั้น การบีบอัดจะหยุดลง ระยะเวลาของกระบวนการนี้ขึ้นอยู่กับมวลของดาวฤกษ์และโดยปกติจะอยู่ในช่วงสองถึงหลายร้อยล้านปี

โครงสร้างของดาวฤกษ์แสดงถึงอุณหภูมิที่สูงมากในแกนกลางของดาวฤกษ์ ซึ่งก่อให้เกิดกระบวนการเทอร์โมนิวเคลียร์อย่างต่อเนื่อง (ไฮโดรเจนที่ก่อตัวดาวฤกษ์จะกลายเป็นฮีเลียม) กระบวนการเหล่านี้เองที่ทำให้เกิดการแผ่รังสีที่รุนแรงจากดวงดาว เวลาที่พวกมันใช้ไฮโดรเจนที่มีอยู่จะถูกกำหนดโดยมวลของพวกมัน ระยะเวลาของการแผ่รังสีก็ขึ้นอยู่กับสิ่งนี้ด้วย

เมื่อปริมาณสำรองไฮโดรเจนหมดลง วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ก็เข้าสู่ระยะก่อตัว โดยมีดังต่อไปนี้ หลังจากที่พลังงานหมดลง แรงโน้มถ่วงจะเริ่มอัดตัวแกนกลาง ในขณะเดียวกัน ดาวฤกษ์ก็มีขนาดเพิ่มขึ้นอย่างมาก ความส่องสว่างยังเพิ่มขึ้นเมื่อกระบวนการดำเนินต่อไป แต่จะอยู่ในชั้นบางๆ ที่ขอบเขตแกนกลางเท่านั้น

กระบวนการนี้มาพร้อมกับอุณหภูมิที่เพิ่มขึ้นของแกนฮีเลียมที่หดตัวและการเปลี่ยนนิวเคลียสของฮีเลียมเป็นนิวเคลียสของคาร์บอน

มีการคาดการณ์ว่าดวงอาทิตย์ของเราจะกลายเป็นดาวยักษ์แดงได้ภายในแปดพันล้านปี รัศมีของมันจะเพิ่มขึ้นหลายสิบเท่า และความส่องสว่างของมันจะเพิ่มขึ้นหลายร้อยเท่าเมื่อเทียบกับระดับปัจจุบัน

อายุขัยของดาวฤกษ์ดังที่ได้กล่าวไปแล้วนั้นขึ้นอยู่กับมวลของมัน วัตถุที่มีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์จะ “ใช้” แหล่งสำรองของมันอย่างประหยัดมาก จึงสามารถส่องแสงได้นานหลายหมื่นล้านปี

วิวัฒนาการของดาวฤกษ์จบลงด้วยการก่อตัวซึ่งเกิดขึ้นกับดาวฤกษ์ที่มีมวลใกล้เคียงกับมวลดวงอาทิตย์นั่นคือ ไม่เกิน 1.2 ของมัน

ดาวฤกษ์ขนาดยักษ์มักจะใช้เชื้อเพลิงนิวเคลียร์จนหมดอย่างรวดเร็ว สิ่งนี้จะมาพร้อมกับการสูญเสียมวลอย่างมีนัยสำคัญ โดยเฉพาะอย่างยิ่งเนื่องจากการหลุดของเปลือกนอก เป็นผลให้เหลือเพียงส่วนกลางที่ค่อยๆเย็นลงซึ่งปฏิกิริยานิวเคลียร์หยุดลงอย่างสมบูรณ์ เมื่อเวลาผ่านไป ดาวเหล่านั้นก็หยุดเปล่งแสงและมองไม่เห็น

แต่บางครั้งวิวัฒนาการและโครงสร้างปกติของดาวฤกษ์ก็หยุดชะงัก บ่อยครั้งสิ่งนี้เกี่ยวข้องกับวัตถุขนาดใหญ่ที่ใช้เชื้อเพลิงแสนสาหัสทุกประเภทหมดไป จากนั้นพวกมันก็สามารถแปลงเป็นนิวตรอนได้ หรือยิ่งนักวิทยาศาสตร์เรียนรู้เกี่ยวกับวัตถุเหล่านี้มากเท่าไร คำถามใหม่ๆ ก็เกิดขึ้นมากขึ้นเท่านั้น

ในปี พ.ศ. 2491 G. Gamov (พ.ศ. 2447-2511) ซึ่งอพยพจากสหภาพโซเวียตไปยังสหรัฐอเมริกาได้หยิบยกสมมติฐานของการกำเนิดของจักรวาลขึ้นมา บิ๊กแบง. สมมติฐานนี้เรียกว่าตอนนี้ ทฤษฎีจักรวาลร้อน. ตามทฤษฎีนี้ ประมาณ 100 วินาทีหลังจากบิ๊กแบงซึ่งสร้างอวกาศ เวลา สสาร และเป็นจุดเริ่มต้นของการขยายตัวและการเย็นตัวลงของเอกภพ ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์เริ่มเกิดขึ้นในสสารที่ค่อนข้างร้อนซึ่งประกอบด้วยโปรตอนและนิวตรอนที่อุณหภูมิ จาก 10 9 K การสังเคราะห์นิวเคลียสปฐมภูมินิวเคลียสที่เบาที่สุด (ไม่นับไฮโดรเจน) ซึ่งเป็นผลมาจากการที่นิวเคลียสของดิวทีเรียม, ไอโซโทปและฮีเลียมเริ่มก่อตัว

1 ล้านปีหลังจากการกำเนิดของจักรวาล ส่วนผสมของไฮโดรเจนและฮีเลียมซึ่งเป็นไปตามกฎแรงโน้มถ่วงสากลเริ่มรวมตัวกันเป็นกลุ่มก้อนซึ่งต่อมาดาวฤกษ์และกาแลคซีดวงแรกได้ก่อตัวขึ้น ตามทฤษฎีของ G. Gamow สารที่ใช้ก่อตัวควรประกอบด้วยไฮโดรเจน 75% และฮีเลียม 25% ตามการประมาณการสมัยใหม่ การเปลี่ยนจากจักรวาลไฮโดรเจน-ฮีเลียมที่เป็นเนื้อเดียวกันไปเป็นจักรวาลโครงสร้างที่มีกาแลคซีและดวงดาวกินเวลาตั้งแต่ 1 ถึง 3 พันล้านปี และดาวดวงแรกอาจเกิดขึ้นได้ 200 ล้านปีหลังจากการกำเนิดของจักรวาล

ตามที่นักวิทยาศาสตร์กล่าวว่าการก่อตัวของดาวฤกษ์และกาแลคซีในจักรวาลที่กำลังขยายตัวนั้นเกิดจากการมีอยู่ของความไม่สอดคล้องกันเชิงพื้นที่ของสสารซึ่งเกิดขึ้นจากความผันผวนของควอนตัมของสสารตั้งแต่กำเนิดของจักรวาลและความไม่แน่นอนโน้มถ่วงของการกระจายมวลที่ไม่สม่ำเสมอ ( บริเวณอวกาศที่มีความหนาแน่นสูงกว่าจะดึงดูดมวลโดยรอบและทำให้มีการบดอัดมากยิ่งขึ้น)

เมฆจักรวาลก๊าซและฝุ่นที่ดาวฤกษ์เกิดขึ้นนั้นไม่เสถียร การรบกวนเล็กน้อยในความหนาแน่นของพวกมันอาจนำไปสู่การหยุดชะงักของสมดุลแรงโน้มถ่วง ภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงสากล การรบกวนจะเพิ่มขึ้น ซึ่งจะนำไปสู่การแบ่งเมฆออกเป็นส่วนๆ ซึ่งแต่ละส่วนจะเริ่มบีบอัดก่อตัวภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วง โปรโตสตาร์. การบีบอัดอย่างค่อยเป็นค่อยไปของการควบแน่นของไฮโดรเจน - ฮีเลียมภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงของมันเองนำไปสู่การให้ความร้อนจนถึงอุณหภูมิที่เพียงพอสำหรับการเกิดปฏิกิริยาฟิวชั่นแสนสาหัส การบีบอัดเพิ่มเติมจะหยุดลงเพราะว่า ตอนนี้มันสมดุลด้วยการแผ่รังสี ดาวฤกษ์ดวงหนึ่งโผล่ออกมาจากกระจุก และระยะเทอร์โมนิวเคลียร์ของวิวัฒนาการก็เริ่มต้นขึ้น ประมาณ 90% ของดวงดาวในจักรวาลที่มองเห็นได้อยู่ในระยะฟิวชั่นแสนสาหัสของฮีเลียมจากไฮโดรเจน เนื่องจากระยะวิวัฒนาการของดาวฤกษ์นี้เป็นช่วงที่ยาวที่สุดใน "ชีวิต" ของดาวฤกษ์

การกำเนิดของดาวฤกษ์มักถูกซ่อนไว้ด้วยฝุ่นจักรวาลซึ่งดูดซับรังสีจากแกนดาวฤกษ์ ในกรณีนี้เปลือกฝุ่นจะร้อนสูงถึงหลายร้อยองศาและตามอุณหภูมินี้ตัวมันเองก็จะส่องแสงในช่วงอินฟราเรด (IR) ดังนั้น มีเพียงการถือกำเนิดของอินฟราเรดโฟโตมิเตอร์และดาราศาสตร์วิทยุเท่านั้นที่ปรากฏการณ์ในเมฆก๊าซและฝุ่นที่เกี่ยวข้องกับการกำเนิดของดาวฤกษ์จะพร้อมสำหรับการสังเกตการณ์และการศึกษา

สสารที่ใช้ในการก่อตัวของดาวฤกษ์บางส่วนจะถูกส่งกลับไปยังตัวกลางระหว่างดาวระหว่างการระเบิด เมื่อประกอบด้วยธาตุหนักที่สังเคราะห์ขึ้นภายในดาวฤกษ์หรือก่อตัวขึ้นระหว่างการระเบิด จึงสามารถรวมไว้ในกระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์ได้อีกครั้ง ดาวฤกษ์รุ่นต่างๆ มีความโดดเด่นขึ้นอยู่กับจำนวนก๊าซระหว่างดวงดาวที่รวมอยู่ในองค์ประกอบของพวกเขามีส่วนร่วมในการก่อตัวของดาวฤกษ์ ดังนั้น ดาวฤกษ์ดวงแรกในจักรวาลจึงเกิดขึ้นจากก๊าซดึกดำบรรพ์ที่มีเพียงไฮโดรเจน (75% โดยมวล) และฮีเลียม (25% โดยมวล) ดาวฤกษ์รุ่นต่อๆ มาก่อตัวขึ้นจากก๊าซที่มีธาตุหนักอยู่ครบทุกประเภท เชื่อกันว่าดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์รุ่นที่สาม ดังนั้น ทุกสิ่งในระบบสุริยะ รวมถึงผู้คน จึงประกอบด้วยขี้เถ้าของดาวฤกษ์ที่ระเบิด มีการค้นพบดาวเคราะห์ในดาวดวงอื่นด้วย ซึ่งปัจจุบันรู้จักแล้วมากกว่า 100 ดวง ระบบดาวเคราะห์อาจก่อตัวในดาวฤกษ์รุ่นที่สองและรุ่นต่อๆ ไปจากสสารซึ่งมีธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมอยู่

ช่วงของมวลลักษณะเฉพาะของดาวฤกษ์อยู่ที่ 0.1M s –100M s (M s คือมวลของดวงอาทิตย์) ดาวส่วนใหญ่ในจักรวาลที่มองเห็นได้มีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์ ในดาวฤกษ์ที่มีมวล M≤0.1 M c การเผาไหม้ไฮโดรเจนของเทอร์โมนิวเคลียร์เป็นไปไม่ได้ ดังนั้นพวกมันจึงสามารถส่องแสงได้ก็ต่อเมื่อสสารของพวกมันค่อยๆ เย็นลงเท่านั้น การตรวจจับดาวฤกษ์ดังกล่าวมีความซับซ้อนเนื่องจากความส่องสว่างต่ำ ดังนั้นจึงเป็นไปได้ที่สสารที่มองไม่เห็นบางดวงในจักรวาล ( มวลที่ซ่อนอยู่) ซึ่งสามารถตรวจจับได้ด้วยแรงโน้มถ่วงที่กระทำต่อวัตถุข้างเคียงเท่านั้น จึงมีอยู่ในวัตถุเหล่านั้นอย่างแม่นยำ นักวิทยาศาสตร์ประเมินว่าสสารที่สังเกตพบโดยตรงในดวงดาวและเนบิวลาก๊าซมีมวลไม่เกิน 5% ของมวลรวมของจักรวาล (ในขณะที่ดาวฤกษ์คิดเป็นเพียง 1% ของมวลรวมของจักรวาล) ดาวที่มีค่า M≥100M c นั้นไม่เสถียร

ยิ่งดาวฤกษ์มีมวลมากเท่าใด ปริมาณเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ก็จะหมดเร็วขึ้นและอายุมากขึ้นเท่านั้น ดังนั้นดาวฤกษ์มวลมากที่มีมวลประมาณ 100 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จึงมีอายุเพียงประมาณ 10 ล้านปีเท่านั้น ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่ามวลดวงอาทิตย์หลายเท่า - หลายร้อยล้านปี และดาวฤกษ์ที่มีมวล M~M c ส่องแสงมาประมาณ 1 หมื่นล้านปี

ดาวฤกษ์สามารถพัฒนาแยกกันหรือในระบบที่ประกอบด้วยดาวสองดวงขึ้นไป

ดาวฤกษ์ที่แผ่รังสีโดยการปล่อยพลังงานนิวเคลียร์จะค่อย ๆ วิวัฒนาการตามการเปลี่ยนแปลงองค์ประกอบทางเคมี มันใช้เวลาส่วนใหญ่ในระยะที่ไฮโดรเจนเผาไหม้ในส่วนกลางของมัน ระยะเวลาที่ยาวนานของระยะนี้เกิดจากการที่ไฮโดรเจนเป็นเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ที่มีแคลอรีสูงที่สุด เมื่อนิวเคลียสฮีเลียมหนึ่งนิวเคลียส (อนุภาคอัลฟา) ถูกสร้างขึ้นจากนิวเคลียสไฮโดรเจน 4 ตัว พลังงานประมาณ 26 MeV จะถูกปล่อยออกมา และเมื่อคาร์บอน 6 C 12 เกิดขึ้นจากอนุภาคอัลฟา 3 ตัว จะปล่อยออกมาเพียงประมาณ 7.3 MeV เท่านั้น กล่าวคือ พลังงานที่ปล่อยออกมาต่อหน่วยมวลน้อยกว่า 10 เท่า

หลังจากที่ไฮโดรเจนเผาไหม้ในใจกลางดาวฤกษ์และการก่อตัวของแกนฮีเลียม การปล่อยพลังงานนิวเคลียร์ในดาวฤกษ์ก็หยุดลง และแกนกลางก็เริ่มถูกบีบอัดอย่างเข้มข้น ไฮโดรเจนยังคงเผาไหม้ต่อไปในเปลือกบางๆ ที่ล้อมรอบแกนฮีเลียม ในเวลาเดียวกัน เปลือกโลกก็ขยายตัว ความส่องสว่างของดาวฤกษ์เพิ่มขึ้น อุณหภูมิพื้นผิวลดลง และดาวฤกษ์ก็กลายเป็น ยักษ์แดง(ในกรณีดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า) หรือ ยักษ์ใหญ่ (แดงหรือเหลือง)ในกรณีของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากขึ้น สีของดาวฤกษ์ถูกกำหนดโดยอุณหภูมิของพื้นผิว: ยิ่งอุณหภูมิพื้นผิว T สูงเท่าใด ความถี่ของการแผ่รังสี ν ก็จะยิ่งสูงขึ้นตามสูตร

โดยที่ h คือค่าคงที่ของพลังค์ และ k คือค่าคงที่ของ Boltzmann ดังนั้นดาวสีแดงจึงเย็นที่สุด และดาวสีน้ำเงินจึงร้อนที่สุด

กระบวนการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ในเวลาต่อมานั้นพิจารณาจากมวลของดาวฤกษ์เป็นหลัก การก่อตัวขององค์ประกอบที่หนักกว่าแมกนีเซียมเกิดขึ้นได้เฉพาะในดาวฤกษ์มวลมากเท่านั้น ดวงอาทิตย์เนื่องจากมีมวลไม่เพียงพอ จะยุติวิวัฒนาการเมื่อถึงขั้นเผาไหม้ฮีเลียม ในช่วงบั้นปลายของชีวิต ดวงดาวที่มีลักษณะคล้ายกับดวงอาทิตย์จะผลัดเปลือกออก (เนบิวลาดาวเคราะห์)และกลายเป็น ดาวแคระขาวหดตัวลงจนมีขนาดเท่ากับโลกหรือน้อยกว่านั้น ดาวแคระขาวเป็นดาวร้อน แต่เนื่องจากมันมีขนาดเล็ก จึงแทบจะมองไม่เห็นเลย หลังจากผ่านไปหลายพันล้านปี ดาวแคระขาวจะเย็นลงและกลายเป็น ดาวแคระดำ,ไม่เปล่งแสง. ดังนั้นดาวแคระดำจึงเป็นซากดาวฤกษ์ที่ตายแล้ว

ในดาวมวลมาก หลังจากการก่อตัวของเหล็ก การอัดแรงโน้มถ่วงของแกนกลางจะไม่คงอยู่ด้วยแรงดันต้านของการแผ่รังสี เนื่องจาก เนื่องจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ที่เกิดขึ้นในระยะนี้จึงไม่มีการปล่อยพลังงานออกมา ธาตุที่หนักกว่าเหล็กจะเกิดขึ้นภายในดาวฤกษ์เมื่อนิวตรอนหรือโปรตอนอิสระถูกจับโดยนิวเคลียสของพวกมัน นี่คือปริมาณนิวเคลียสที่หนักจนถึงบิสมัทที่ถูกสังเคราะห์ขึ้น

อุณหภูมิที่อยู่ตรงกลางของยักษ์แดงสามารถสูงถึง 10 10 K ที่อุณหภูมินี้นิวเคลียสของอะตอมจะแตกออกเป็นโปรตอนและนิวตรอน โปรตอนดูดซับอิเล็กตรอน กลายเป็นนิวตรอนและปล่อยนิวตริโนออกมา ตามกฎแล้ววิวัฒนาการของดาวฤกษ์ดังกล่าวจบลงด้วยการระเบิดอันทรงพลัง - เปลวไฟ ซูเปอร์โนวา. ในปี 1987 นักวิทยาศาสตร์สังเกตเห็นการระเบิดดังกล่าวในกาแลคซี เมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่ซึ่งอยู่ห่างจากเรา 150,000 ปีแสง อันเป็นผลมาจากการระเบิดของซุปเปอร์โนวาสถานะของดาวจะเปลี่ยนไปอย่างรุนแรง: มันยุบตัวลงอย่างสมบูรณ์หรือหลุดออกจากเปลือกนอกของมันและหมุนอย่างดุเดือด (ตามกฎการอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุม) แกนนิวตรอนหมุนภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วง แรงอัดเข้ามา ดาวนิวตรอนซึ่งมีมวลขนาดประมาณ 10 กม. สามารถเกินมวลดวงอาทิตย์ได้ ดาวนิวตรอนประกอบด้วยก๊าซนิวตรอน ซึ่งเป็นความดันภายในที่ต้านแรงโน้มถ่วงและหยุดการยุบตัวของดาวฤกษ์ แรงกดดันมหาศาลของสสารนิวตรอนเกิดจากการที่นิวตรอนที่เป็นเฟอร์มิออนตามหลักการของเพาลี ไม่สามารถอยู่ในสถานะพลังงานเดียวกันได้ ดังนั้น ภายใต้การบีบอัดที่รุนแรง จะผลักกันซึ่งกันและกัน

แนวคิดเกี่ยวกับความเป็นไปได้ของการมีอยู่ของดาวนิวตรอนในจักรวาลถูกหยิบยกขึ้นมาเป็นครั้งแรกโดยนักฟิสิกส์ชาวโซเวียต L.D. Landau (พ.ศ. 2451-2511) ในปี พ.ศ. 2475 หลังจากค้นพบนิวตรอน ขณะที่พวกมันหมุนรอบ ดาวนิวตรอนจะต้องปล่อยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าออกมาเป็นพัลส์ ด้วยเหตุนี้พวกเขาจึงเริ่มถูกเรียก พัลซาร์. ในปี พ.ศ. 2510 นักดาราศาสตร์ค้นพบดาวนิวตรอนดวงแรกที่ใจกลาง เนบิวลาปูซึ่งเกิดขึ้นหลังจากการระเบิดของซุปเปอร์โนวาในปี 1054 ดาวดวงนี้ปล่อยคลื่นวิทยุเป็นระยะ ดาวนิวตรอนเดี่ยวมักปรากฏเป็นพัลซาร์วิทยุ และดาวนิวตรอนในระบบดาวคู่ทำหน้าที่เป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ เมื่อสูญเสียพลังงานไปสู่การแผ่รังสี ดาวนิวตรอนจะต้องค่อยๆ หมุนช้าลง จากการคำนวณทางทฤษฎี มวลของดาวนิวตรอนจะต้องไม่เกินมวลดวงอาทิตย์เกิน 3-4 เท่า

กลไกการเปลี่ยนผ่านจากการอัดดาวเป็นการระเบิด ซึ่งเป็นผลมาจากการที่ตัวกลางระหว่างดาวเต็มไปด้วยองค์ประกอบหนักที่ก่อตัวภายในดาวฤกษ์และระหว่างการระเบิดนั้น ยังไม่ชัดเจนอย่างสมบูรณ์

หากมวลของแกนกลางของดาวฤกษ์ที่กำลังใกล้สูญพันธุ์มีมวลมากกว่ามวลดวงอาทิตย์ 3 เท่าหรือมากกว่านั้น ไม่มีแรงใดสามารถหยุดกระบวนการบีบอัดได้ นักวิทยาศาสตร์ตระหนักเรื่องนี้ในช่วงกลางทศวรรษที่ 60 ของศตวรรษที่ยี่สิบ เมื่อคำนวณโครงสร้างของดาวฤกษ์และวิถีวิวัฒนาการแล้ว พวกเขาได้ข้อสรุปว่าการมีอยู่ของดาวฤกษ์ที่ตายแล้วซึ่งมีมวล M>3M c นั้นเป็นไปไม่ได้ เมื่อการบีบอัดดำเนินไป ความเข้มของสนามโน้มถ่วงจะเพิ่มขึ้น ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ความโค้งของอวกาศและการชะลอเวลาใกล้ดาวฤกษ์ เมื่อดาวฤกษ์หดตัวลง รัศมีความโน้มถ่วงอาร์จี

R ก. = 2 จีเอ็ม / ค 2 , (2)

โดยที่ M คือมวลของดาวฤกษ์ G คือค่าคงที่ความโน้มถ่วง c คือความเร็วแสงในสุญญากาศ ดาวฤกษ์จะหายไปจากจักรวาลที่มองเห็นได้ เหลือเพียงสนามโน้มถ่วงแล้วกลายเป็น หลุมดำ. แรงดึงดูดแรงโน้มถ่วงที่รุนแรงยิ่งยวดของหลุมดำไม่สามารถเอาชนะได้ด้วยสสารหรือการแผ่รังสีใดๆ ที่รู้จัก ดังนั้นเธอจึงมองไม่เห็น (สีดำ)

นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวเยอรมัน K. Schwarzschild (พ.ศ. 2416-2459) เป็นคนแรกที่ค้นพบคำตอบที่แน่นอนสำหรับสมการของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของ A. Einstein ซึ่งเมื่อปรากฏในภายหลังจะอธิบายเรขาคณิตของกาลอวกาศใกล้หลุมดำ . นอกจากนี้เขายังคำนวณรัศมีวิกฤตที่ต้องบีบอัดมวลเพื่อให้มันกลายเป็นหลุมดำ รัศมีนี้เป็นที่รู้จักในชื่อ รัศมีชวาร์สชิลด์ หรือรัศมีความโน้มถ่วง หลุมดำไม่มีพื้นผิว มีเพียงพื้นที่ว่างรอบๆ เท่านั้น ซึ่งกำหนดโดยรัศมีความโน้มถ่วงของมันและผู้สังเกตการณ์ภายนอกมองไม่เห็น บริเวณนี้เรียกว่า ขอบฟ้าเหตุการณ์. วัตถุหรือการแผ่รังสีใดๆ ที่อยู่ใกล้กับขอบฟ้าเหตุการณ์จะเคลื่อนที่ภายในหลุมดำเท่านั้น สันนิษฐานว่าหลุมดำซ่อนสสารส่วนใหญ่ในจักรวาล หากวัตถุวัตถุตกลงไปในสนามโน้มถ่วงของหลุมดำ มันจะร้อนขึ้นถึงอุณหภูมิที่สูงมาก ดังนั้นก่อนที่จะหายไปในที่สุด มันจะปล่อยรังสีเอกซ์ที่รุนแรงออกสู่จักรวาล

หลุมดำสามารถเป็นหน้าต่างสู่จักรวาล อวกาศ และเวลาอื่น ๆ จักรวาลสามารถเกิดจากพวกมันได้ คล้ายกับการเกิดขึ้นของจักรวาลของเราจากสถานะที่มีความหนาแน่นสูงและร้อนจัด เอส. ฮอว์คิง (เกิด พ.ศ. 2467) นักวิทยาศาสตร์ชาวอังกฤษผู้โด่งดังซึ่งถูกโชคชะตาจำกัดให้นั่งรถเข็นต้องตั้งสมมติฐานว่าเมื่อเวลาผ่านไป หลุมดำจะระเหยออกไป และปล่อยพลังงานออกสู่อวกาศโดยรอบ

ดังนั้น ตามทฤษฎีวิวัฒนาการดาวฤกษ์สมัยใหม่ เมื่อดาวฤกษ์แต่ละดวงตาย มันจะกลายเป็นดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือหลุมดำ ดาวแคระขาวเป็นที่รู้จักมานานหลายทศวรรษและถือเป็นขั้นตอนสุดท้ายของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ใดๆ มานานแล้ว แต่ตามที่ระบุไว้ข้างต้น พัลซาร์ถูกค้นพบ ซึ่งพิสูจน์การมีอยู่จริงของดาวนิวตรอน ปัจจุบัน นักวิทยาศาสตร์กำลังมองหาหลักฐานเชิงทดลองเกี่ยวกับการมีอยู่ของหลุมดำในจักรวาล

5. ค้นหาหลุมดำ .

การค้นหาหลุมดำในอวกาศเป็นเรื่องยากเพราะ... ไม่มีข้อมูลใดรวมถึงแสงที่สามารถหลบหนีออกจากพื้นผิวของวัตถุดังกล่าวได้ อย่างไรก็ตาม สนามโน้มถ่วงของหลุมดำนั้นมีอยู่ในจักรวาล หลุมดำดูดซับรังสีแสงที่ส่องผ่านเข้ามาใกล้พวกมันและหันเหรังสีที่เคลื่อนที่ไปในระยะไกลพอสมควร หลุมดำยังสามารถส่งอิทธิพลต่อแรงโน้มถ่วงต่อวัตถุในจักรวาลอื่นๆ ได้เช่นกัน พวกมันสามารถยึดดาวเคราะห์ไว้ใกล้พวกมันหรือก่อตัวระบบดาวคู่กับดาวดวงอื่น สสารที่ถูกดูดซับโดยหลุมดำจะถูกทำให้ร้อนจนถึงอุณหภูมิที่สูงมาก และจะต้องปล่อยรังสีเอกซ์อันทรงพลังออกมาก่อนที่จะหายไป

เพื่อค้นหาแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ในอวกาศ ดาวเทียม Uhuru ของอเมริกาถูกส่งขึ้นสู่วงโคจรโลกต่ำในปี 1970 ด้วยความช่วยเหลือซึ่งนักดาราศาสตร์ค้นพบแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ในระบบดาวคู่หลายแห่ง ในระบบดังกล่าวส่วนใหญ่ มวลของส่วนที่มองไม่เห็นจะมีมวลไม่เกิน 2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ นั่นคือ เป็นดาวนิวตรอน แต่มีดาวฤกษ์คู่ที่มีมวลส่วนที่มองไม่เห็นซึ่งมีมวลมากกว่า 3 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ สันนิษฐานว่าในกรณีนี้องค์ประกอบมืดคือหลุมดำ

ตัวเลือกแรกสำหรับหลุมดำคือแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่มองไม่เห็น Cygnus-X1 ซึ่งอยู่ห่างจากโลก 8,000 ปีแสง นี่คือระบบดาวคู่ โดยส่วนที่มองเห็นได้คือดาวฤกษ์ที่มีมวลประมาณ 30 มวลดวงอาทิตย์ และวัตถุที่มองไม่เห็นมีมวลมากกว่า 6 มวลดวงอาทิตย์

มีสมมติฐานว่าที่ใจกลางกาแลคซีหลายแห่งมีหลุมดำซึ่งมีมวลถึงสิบถึงหลายร้อยล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ ผลจากการที่สสารตกลงไปในหลุมดำ จึงมีการปล่อยพลังงานจำนวนมหาศาลออกมา นักดาราศาสตร์ได้ใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและหอดูดาวรังสีเอกซ์จันทรา ซึ่งเปิดตัวโดย NASA ในปี 1999 เพื่อค้นหาหลักฐานของหลุมดำในแกนกาแลคซี จากการสังเกตการณ์กาแลคซีทรงรีขนาดใหญ่ M87 ซึ่งอยู่ห่างจากโลกในกลุ่มดาวราศีกันย์ออกไป 50 ล้านปีแสง พบว่าใจกลางมีจานก๊าซไอออไนซ์หมุนด้วยความเร็วมหาศาล (600 กม./ชม.) s) โดยมีรัศมีประมาณ 3.5 ชิ้น (1 ชิ้น (พาร์เซก) เท่ากับ 3.3 ปีแสง) สันนิษฐานว่ามีเพียงแรงโน้มถ่วงของวัตถุที่มองไม่เห็นซึ่งมีมวล 2-3 ล้านมวลดวงอาทิตย์เท่านั้นที่สามารถทำให้ก๊าซหมุนด้วยความเร็วดังกล่าวได้

ภาพเอ็กซ์เรย์บริเวณตอนกลางของทางช้างเผือกได้มาจากหอดูดาวอวกาศจันทรา ราศีธนู A ซึ่งตั้งอยู่ในภูมิภาคนี้มีการบันทึกการแผ่รังสีเอกซ์ที่รุนแรงที่สุด ในระหว่างการสังเกต แหล่งกำเนิดรังสีนี้ส่องสว่างเป็นเวลาหลายนาที จากนั้นจึงกลับสู่ระดับเดิมภายใน 3 ชั่วโมง นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่าการเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วของพลังรังสีเอกซ์นั้นเกิดจากการที่แสงแฟลร์มีสาเหตุมาจากสสารที่เข้าใกล้หลุมดำ

นอกจากนี้ ยังมีการค้นพบดวงดาวที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วมากกว่า 1,000 กม./วินาทีในแกนกลางของทางช้างเผือก ในภูมิภาคที่มีรัศมี 0.1 เปอร์เซ็นต์รอบๆ ราศีธนู A จะสังเกตการเพิ่มขึ้นของความเร็วของดวงดาวเมื่อเข้าใกล้ศูนย์กลาง ความเร็วสูงดังกล่าวสามารถอธิบายได้ด้วยข้อเท็จจริงที่ว่าราศีธนู A เป็นหลุมดำที่มีมวลเท่ากับ 2.6 10 6 M s

การมีอยู่ของหลุมดำที่ใจกลางกาแล็กซีของเราไม่ก่อให้เกิดภัยคุกคามต่อโลกเนื่องจากความห่างไกลอันมหาศาลของมัน แต่เนื่องจากหลุมดำดูดกลืนดาวฤกษ์และสสารอื่นๆ จึงสามารถกลืนกาแล็กซีทั้งหมดได้ แต่ก่อนที่จะถึงระบบสุริยะ มันจะต้องกลืนดาวทางช้างเผือกอย่างน้อย 1 แสนล้านดวง

หนึ่งในผู้สมัครหลุมดำกำลังเดินทางผ่านกาแล็กซีของเรา มันถูกค้นพบในปี 2000 นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่ามันเป็นระบบดาวคู่ขนาดใหญ่ซึ่งมีหลุมดำดูดซับสสารจากดาวฤกษ์ข้างเคียง สามารถกำหนดวงโคจรของวัตถุนี้ได้ ระยะห่างระหว่างมันกับดวงอาทิตย์ตอนนี้อยู่ที่ 6,000 ปีแสง

ในปี 1999 ด้วยความช่วยเหลือของหอดูดาวจันทรา แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์อันทรงพลังถูกค้นพบอยู่ห่างจากโลก 2.5 พันล้านปีแสงในใจกลางกาแลคซีแห่งหนึ่งในกลุ่มดาวไฮดรา เชื่อกันว่าเป็นหลุมดำด้วย

แหล่งกำเนิดรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่ทรงพลังที่สุดในจักรวาลคือแหล่งที่ค้นพบในปี 1963 ควาซาร์ – แหล่งกำเนิดวิทยุเสมือนดวงดาว ขนาดของพวกมันใหญ่กว่าดาวฤกษ์ แต่เล็กกว่ากาแลคซี เส้นผ่านศูนย์กลางของควาซาร์อยู่ที่ประมาณหลายสัปดาห์แสง และมีมวลมากกว่า 10 6 M s ควาซาร์ส่วนใหญ่อยู่ห่างจากโลก 10-15 พันล้านปีแสง กล่าวคือ ณ ขอบเขตจักรวาลที่มองเห็นได้ ดังนั้นเราจึงเห็นพวกมันเหมือนตอนที่เอกภพเริ่มก่อตัวครั้งแรก ความส่องสว่างของควาซาร์สามารถเทียบเท่ากับการแผ่รังสีของกาแลคซีหลายสิบแห่ง ขณะนี้มีการค้นพบควาซาร์นับพันแห่งแล้ว มีลักษณะพิเศษคือการเคลื่อนที่ของก๊าซอันทรงพลังและการพ่นไอพ่นของสสาร (เจ็ต) ด้วยความเร็วใกล้เคียงกับความเร็วแสง มีสมมติฐานว่าควาซาร์เป็นหลุมดำขนาดยักษ์ที่มีมวลประมาณ 100 ล้านมวลดวงอาทิตย์ ตั้งอยู่ในแกนกลางกาแลคซีที่หนาแน่น หลุมดำขนาดใหญ่เช่นนี้น่าทำลายและจับดาวฤกษ์ที่มีวงโคจรอยู่ในบริเวณใกล้เคียง สิ่งนี้ได้รับการยืนยันจากการเปลี่ยนแปลงความส่องสว่างของควาซาร์โดยมีระยะเวลาลักษณะเฉพาะน้อยกว่าหนึ่งวัน

เนื้อหาของบทความ

สตาร์สเทห์ฟากฟ้าที่ส่องสว่างร้อนเหมือนดวงอาทิตย์ ดาวฤกษ์มีขนาด อุณหภูมิ และความสว่างแตกต่างกันไป ในหลายๆ ด้าน ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ทั่วๆ ไป แม้ว่าจะดูสว่างกว่าและใหญ่กว่าดาวดวงอื่นๆ มาก เนื่องจากตั้งอยู่ใกล้โลกมาก แม้แต่ดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุด (พรอกซิมา เซนทอรี) ก็อยู่ห่างจากโลกมากกว่าดวงอาทิตย์ถึง 272,000 เท่า ดังนั้นดวงดาวจึงปรากฏให้เราเป็นจุดสว่างบนท้องฟ้า แม้ว่าดวงดาวจะกระจัดกระจายไปทั่วท้องฟ้า แต่เรามองเห็นมันเฉพาะในเวลากลางคืนเท่านั้น และในตอนกลางวันจะมองไม่เห็นพวกมันเมื่อเทียบกับพื้นหลังที่มีแสงแดดจ้ากระจัดกระจายในอากาศ

เราอาศัยอยู่บนพื้นผิวโลกซึ่งอยู่ใต้มหาสมุทรแห่งอากาศซึ่งกระวนกระวายใจและเดือดพล่านอย่างต่อเนื่องหักเหแสงดาวทำให้ดูเหมือนว่าพวกมันจะกระพริบตาและสั่นสะท้าน นักบินอวกาศในวงโคจรมองเห็นดวงดาวเป็นจุดสีและไม่กะพริบ

วัดหลายแห่งมีการจัดวางตามดวงดาว ตัวอย่างเช่น มหาปิรามิดแห่งกิซ่าถูกสร้างขึ้นในลักษณะที่ทางเดินแคบ ๆ ในนั้นมุ่งตรงไปยังดาวขั้วโลกซึ่งมีบทบาทในตอนนั้น กมังกร. โครงสร้างหินใหญ่ของสโตนเฮนจ์บนที่ราบซอลส์บรีในอังกฤษถูกสร้างขึ้นอย่างเคร่งครัดตามการเปลี่ยนแปลงตำแหน่งของดวงอาทิตย์และดวงจันทร์ตามฤดูกาล

ในยุคของเรา ดวงดาวมักถูกใช้เป็นเครื่องหมายสว่างบนท้องฟ้าเพื่อบอกเวลาและการนำทาง ขณะที่โลกหมุนรอบตัวเอง ผู้สังเกตการณ์แต่ละคนจะสังเกตเห็นว่าดวงดาวต่างๆ สลับกันข้ามเส้นเหนือ-จุดสูงสุด-ใต้ในจินตภาพ (เส้นเมริเดียนท้องฟ้า) ปรากฏการณ์นี้ใช้เพื่อวัดเวลาดาวฤกษ์ การเริ่มต้นของวันดาวฤกษ์ใหม่บนโลกถือเป็นช่วงเวลาที่จุดหนึ่งบนทรงกลมท้องฟ้าตัดผ่านเส้นลมปราณกรีนิชในอังกฤษ การนำทาง

การกำหนดดาว

มีดาวมากกว่า 100 พันล้านดวงในกาแล็กซีของเรา ภาพถ่ายท้องฟ้าที่ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่เผยให้เห็นดาวฤกษ์จำนวนมากจนไม่มีประโยชน์ที่จะพยายามตั้งชื่อดาวทั้งหมดหรือนับดาวทั้งหมดด้วยซ้ำ ประมาณ 0.01% ของดวงดาวทั้งหมดในกาแล็กซีอยู่ในบัญชีรายชื่อ ดังนั้น ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ที่สำรวจด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่จึงยังไม่มีการระบุและนับจำนวน

ดวงดาวที่สุกสว่างที่สุดของแต่ละชาติก็มีชื่อเป็นของตัวเอง หลายๆ คำที่ใช้อยู่ในปัจจุบัน เช่น Aldebaran, Algol, Deneb, Rigel เป็นต้น มีต้นกำเนิดจากภาษาอาหรับ วัฒนธรรมอาหรับทำหน้าที่เป็นสะพานข้ามช่องว่างทางปัญญาที่แยกการล่มสลายของกรุงโรมออกจากยุคเรอเนซองส์

มีภาพประกอบสวยงาม ยูราโนเมทรี (ยูราโนเมตริก, ค.ศ. 1603) โดยนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน ไอ. ไบเออร์ (ค.ศ. 1572–1625) ซึ่งมีการแสดงภาพกลุ่มดาวและบุคคลในตำนานที่เกี่ยวข้องกับชื่อของพวกเขา ดวงดาวต่างๆ ถูกกำหนดเป็นครั้งแรกด้วยตัวอักษรของอักษรกรีกโดยประมาณโดยเรียงลำดับความสว่างจากมากไปน้อย: ก- ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาว ข– รองในความฉลาด ฯลฯ เมื่อมีตัวอักษรจากอักษรกรีกไม่เพียงพอ ไบเออร์จึงใช้ภาษาละติน การกำหนดดาวฤกษ์แบบเต็มประกอบด้วยตัวอักษรดังกล่าวและชื่อละตินของกลุ่มดาว ตัวอย่างเช่น ซิเรียสเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาวสุนัขใหญ่ จึงถูกกำหนดให้เป็น ก Canis Majoris หรือเรียกสั้นๆ ว่า Canis Majoris กซีเอ็มเอ; Algol - ดาวที่สว่างที่สุดเป็นอันดับสองใน Perseus ถูกกำหนดให้เป็น ขเพอร์ซี่หรือ ขต่อ.

เจ. แฟลมสตีด (ค.ศ. 1646–1719) นักดาราศาสตร์ราชวงศ์อังกฤษคนแรก ได้เปิดตัวระบบการตั้งชื่อดาวฤกษ์ที่ไม่เกี่ยวข้องกับความสว่างของดาวฤกษ์ ในแต่ละกลุ่มดาว พระองค์ทรงกำหนดดวงดาวตามตัวเลขเพื่อเพิ่มการเสด็จขึ้นสู่สวรรค์ที่ถูกต้อง กล่าวคือ ตามลำดับที่พวกเขาจะข้ามเส้นลมปราณ ใช่แล้ว อาร์คทูรัส หรือไงล่ะ กรองเท้าบู๊ต ( ขบูท) กำหนดให้เป็น 16 บูท

ดาวที่ผิดปกติบางดวงบางครั้งตั้งชื่อตามนักดาราศาสตร์ที่บรรยายคุณสมบัติเฉพาะของดาวเป็นครั้งแรก ตัวอย่างเช่น ดาวของบาร์นาร์ดตั้งชื่อตามนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน อี. บาร์นาร์ด (พ.ศ. 2400–2566) และดาวแคปไทน์ตั้งชื่อตามนักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ เจ. แคปไทน์ (พ.ศ. 2394–2465) แผนภูมิดาวสมัยใหม่มักมีชื่อเฉพาะโบราณของดาวสว่างและตัวอักษรกรีกในระบบสัญกรณ์ของไบเออร์ (อักษรละตินของเขาไม่ค่อยได้ใช้); ดาวที่เหลือถูกกำหนดตาม Flamsteed แต่แผนที่จะมีพื้นที่ไม่เพียงพอสำหรับการกำหนดตำแหน่งเหล่านี้เสมอไป ดังนั้นจึงต้องค้นหาตำแหน่งของดาวดวงอื่นในแค็ตตาล็อกดาว

แคตตาล็อกดาว

แคตตาล็อกดาวที่กว้างขวางที่สุด รีวิวบอนน์(บอนเนอร์ เดิร์ชมุสเทอรัง,บีดี) รวบรวมโดยนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน เอฟ. อาร์เกลันเดอร์ (ค.ศ. 1799–1875) แสดงตำแหน่งดาวฤกษ์ 324,198 ดวง ตั้งแต่ขั้วโลกเหนือถึงมุมเอียง -2° เช่น ดาวฤกษ์ที่กำหนดเป็น BD +7°1226 เป็นดาวดวงที่ 1226 ตามลำดับการขึ้นทางขวาในแถบเอียงด้านเหนือที่แปด การต่อเนื่องของแค็ตตาล็อกนี้ (SBD) ไปทางทิศใต้จนถึงการเบี่ยงเบน -23° ซึ่งมีดาวฤกษ์ 133,659 ดวง เรียบเรียงโดยนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน อี. เชินเฟลด์ (ค.ศ. 1828–1891) ท้องฟ้าทางใต้ที่เหลือถูกปกคลุมไปด้วยแคตตาล็อก คอร์โดบา ทบทวน (คอร์โดบา เดิร์ชมุสเทอรัง, ซีดี) และ รีวิวการถ่ายภาพเคป (Cape Photographic Durchmusterung, ซีพีดี) โดยรวมแล้ว แค็ตตาล็อกเหล่านี้มีดาวฤกษ์มากกว่า 1 ล้านดวงจนถึงขนาดประมาณ 10

มีดาวมากขึ้นอย่างเห็นได้ชัดในแค็ตตาล็อก แผนที่ท้องฟ้า(อาหารตามสั่ง, หรือ แคตตาล็อกโหราศาสตร์) ประกอบด้วยตำแหน่งของดวงดาวหลายล้านดวงบนจานภาพถ่าย 44,000 ดวงที่ได้รับจากหอดูดาวทั่วโลก บัญชีรายชื่อขนาดใหญ่ที่ทันสมัยของตำแหน่งที่แน่นอนของดาวฤกษ์ 258,997 ดวงถูกสร้างขึ้นที่หอดูดาวฟิสิกส์สมิธโซเนียน (SAO) รายชื่อสเปกตรัมดาวฤกษ์ที่ครอบคลุมกว้างขวางถูกสร้างขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน อี. แคนนอน (พ.ศ. 2406-2484) และตั้งชื่อว่า แคตตาล็อกของ Henry Draper (แคตตาล็อก Henry Draper ของ Stellar สเปกตรัม, เอชดี)

มีแคตตาล็อกพิเศษมากมาย ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์ที่มีการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมจะถูกรวบรวมไว้ แคตตาล็อกทั่วไป (แคตตาล็อกทั่วไป, GC) และใน ไดเรกทอรีโซนเยล (แคตตาล็อกโซนเยล). มีรายการดาวฤกษ์ที่มีความเร็วในแนวรัศมีที่วัดได้ ดาวฤกษ์ที่มีความสว่างแปรผัน และรายการดาวคู่ ดาวฤกษ์ที่จางที่สุดไม่ได้ถูกจัดอยู่ในรายการ แต่สามารถพบได้ในแผนที่ภาพถ่ายท้องฟ้า รวมถึงพิกัดและความสว่างของดาวฤกษ์ที่พิจารณาจากดาวฤกษ์ที่สว่างกว่า แผนที่ภาพถ่ายที่สมบูรณ์ที่สุดที่ครอบคลุมทั่วทั้งท้องฟ้าคือ รีวิวปาโลมาร์ (แบบสำรวจพาโลมาร์) บนแผนที่ที่สามารถมองเห็นดาวฤกษ์ที่มีขนาดไม่เกิน 21 ดวงได้

ดาวแปรผัน

มีการตั้งชื่อดาวแปรแสงตามลำดับที่พบในกลุ่มดาวแต่ละกลุ่ม อันแรกถูกกำหนดด้วยตัวอักษร R ตัวที่สองด้วย S จากนั้นตามด้วย T เป็นต้น หลังจาก Z จะมีการกำหนด RR, RS, RT เป็นต้น หลัง ZZ มา AA ฯลฯ (ไม่ใช้ตัวอักษร J เพื่อหลีกเลี่ยงความสับสนกับ I) เมื่อชุดค่าผสมเหล่านี้หมด (มีทั้งหมด 334 ชุด) ชุดค่าผสมเหล่านี้จะต่อด้วยตัวเลขด้วยตัวอักษร V (ตัวแปร) โดยเริ่มจาก V335 ตัวอย่าง: S Car, RT Per, V557 Sgr.

ระยะทางสู่ดวงดาว.

ดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุดสำหรับเราคือดวงอาทิตย์ 150 ล้านกม. ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดคือ กเซนทอร์ซึ่งสามารถมองเห็นได้ในซีกโลกใต้เท่านั้น อยู่ห่างออกไป 42,000 พันล้านกิโลเมตร แต่ที่ใกล้ชิดเราเข้าไปอีกหน่อยก็คือดาวพร็อกซิมา ("ใกล้ที่สุด") เซนทอร์ ซึ่งเป็นสหายที่มองไม่เห็นของมัน ซิเรียส ดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้าของเรา อยู่ห่างออกไปเพียงสองเท่าเท่านั้น

เนื่องจากระยะทางถึงดวงดาวไกลมาก ไม่สะดวกที่จะวัดเป็นกิโลเมตร ควรใช้หน่วยพิเศษ ตัวอย่างเช่นในวรรณคดีวิทยาศาสตร์ยอดนิยมมักใช้ "ปีแสง" เช่น ระยะทางที่ลำแสงเดินทางด้วยความเร็วประมาณ 300,000 กม./วินาทีต่อปี ไม่เป็นไร. 9460 พันล้านกม. ระยะห่างจาก Proxima 4.3 sv. ปี และถึงซิเรียสประมาณ 8.7 เซนต์ ของปี.

เป็นครั้งแรกที่มีการวัดระยะทางถึงดวงดาวอย่างอิสระในปี พ.ศ. 2381 โดยเอฟ. เบสเซลในเยอรมนี (ถึงดาว 61 ซิกนี) โดยที. เฮนเดอร์สันที่แหลมกู๊ดโฮป (ถึง ก Centaur) และ V. Struve ในรัสเซีย (ก่อน Vega) อย่างไรก็ตาม หนึ่งศตวรรษครึ่งก่อนหน้านี้ I. Newton สามารถประมาณลำดับระยะห่างจากดวงดาวได้ ด้วยความเชื่อว่าดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ธรรมดา เขาจึงคำนวณว่าจะต้องถูกดึงออกไป 250,000 ครั้งเพื่อให้ดวงอาทิตย์ดูเหมือนดาวฤกษ์ธรรมดาบนท้องฟ้า ดังนั้น นิวตันจึงแนะนำวิธีการสากลในการกำหนดระยะทางทางดาราศาสตร์ หากเรารู้ความส่องสว่างที่แท้จริงของดาวฤกษ์ด้วยวิธีใดวิธีหนึ่ง ก็ไม่ยากเลยที่จะคำนวณว่าดาวฤกษ์จะมีความสว่างที่สังเกตได้จากระยะทางเท่าใด สิ่งสำคัญที่นี่คือการพิจารณาความส่องสว่างที่แท้จริงของดาวฤกษ์ ในทางปฏิบัติ มีการใช้สเปกโทรสโกปีเพื่อสิ่งนี้: ในสเปกตรัมของดาวฤกษ์มีตัวบ่งชี้ความส่องสว่างหลายประการ

ดาวที่ใกล้ที่สุด

ดาวที่ใกล้ที่สุด 1
ดาว	พารัลแลกซ์ (อาร์ควินาที)	ระยะทาง (เซนต์ปี)	ความส่องสว่างสัมพัทธ์	สี
ดวงอาทิตย์	–	– 2	1	สีเหลือง
กเซนทอร์	0,760	4,3	1,5	สีเหลือง
บาร์นาร์ดสตาร์	0,552	5,9	0,0006	สีแดง
หมาป่า 359	0,425	7,7	0,00002	สีแดง
ลาลองด์ 21185	0,398	8,2	0,0055	สีแดง
ซีเรียส	0,375	8,6	23	สีขาว
ไลเธน 726-8	0,368	8,9	0,00006	สีแดง
รอสส์ 154	0,345	9,5	0,00041	สีแดง
รอสส์ 248	0,316	10,2	0,00011	สีแดง
ไลเธน 789-6	0,305	10,7	0,00009	สีแดง
จเอริดานี	0,303	10,8	0,30	ส้ม
รอสส์ 128	0,301	10,8	0,00054	สีแดง
61 หงส์	0,296	11,0	0,084	ส้ม
จอินเดียน	0,291	11,2	0,14	ส้ม
โปรซีออน	0,285	11,4	7,3	สีเหลือง
1 ข้อมูลเฉพาะองค์ประกอบหลักของดาวคู่และดาวหลายดวง 2 ระยะทางถึงดวงอาทิตย์คือ 150 ล้านกิโลเมตร หรือ 1 หน่วยดาราศาสตร์

แต่วิธีสเปกโทรสโกปีจำเป็นต้องมีการสอบเทียบ สำหรับดาวฤกษ์บางกลุ่ม จะใช้วิธีการพิเศษในการกำหนดระยะทาง เช่น วิธีการทางสถิติโดยพิจารณาจากการเคลื่อนที่ปรากฏของดวงดาวทั่วท้องฟ้า อย่างไรก็ตาม วิธีการพื้นฐานในการกำหนดระยะทางถึงดวงดาวคือวิธีการคำนวณพารัลแลกซ์เกี่ยวกับวิชาตรีโกณมิติ

พารัลแลกซ์

วิธีพารัลแลกซ์อาศัยการวัดการกระจัดที่ชัดเจนของดาวฤกษ์ใกล้เคียงเทียบกับพื้นหลังของดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลกว่าเมื่อสังเกตจากจุดต่างๆ ในวงโคจรของโลก ยิ่งดาวอยู่ใกล้มากเท่าใด การกระจัดเชิงมุมก็จะยิ่งมากขึ้นเท่านั้น พารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์คือมุมที่มองเห็นรัศมีวงโคจรของโลกได้ เท่ากับ 1 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) หรือ 150 ล้านกิโลเมตร นี่เป็นวิธีทางเรขาคณิตล้วนๆ และดังนั้นจึงเชื่อถือได้มาก น่าเสียดายที่สามารถวัดพารัลแลกซ์ได้สำหรับดาวฤกษ์ใกล้เคียงเพียงไม่กี่พันดวงเท่านั้น ระยะทางที่ใช้เป็นพื้นฐานในการกำหนดระยะทางไปยังดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลออกไปโดยใช้วิธีสเปกตรัม

นักดาราศาสตร์ในอดีต เช่น ที. บราเฮ (ค.ศ. 1546–1601) ไม่สามารถสังเกตเห็นการเคลื่อนตัวของดวงดาวในแนวขนานได้ ซึ่งพวกเขาสรุปได้ว่าโลกไม่มีการเคลื่อนไหว อันที่จริง พารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุดก็ไม่เกิน 1ўў; จากมุมนี้คุณจะเห็นนิ้วก้อยของคุณจากระยะไกลหนึ่งกิโลเมตร การวัดมุมเล็กๆ เช่นนี้ถือเป็นความสำเร็จที่ยิ่งใหญ่ของเทคโนโลยีสมัยใหม่ พารัลแลกซ์ที่ใหญ่ที่สุด (0.762ўў) มี Proxima Centauri ซึ่งเป็นดาวเทียมดวงเล็กของดาวฤกษ์ กเซนทอร์ซึ่งตั้งอยู่ใกล้กับดวงอาทิตย์มากขึ้น

จากการใช้พารัลแลกซ์ตรีโกณมิติ นักดาราศาสตร์แนะนำหน่วยความยาว "พาร์เซก" (pc) - ระยะห่างถึงดาวฤกษ์ที่มีพารัลแลกซ์เป็น 1ўў; 1 ชิ้น = 3.26 เซนต์ ของปี. พารัลแลกซ์ที่เล็กที่สุดที่สามารถวัดได้ในขณะนี้คือ0.01ўў; ซึ่งสอดคล้องกับระยะทาง 100 ชิ้นหรือ 326 sv ปี.

ความส่องสว่างของดวงดาว.

กำลังการเปล่งแสงทั้งหมดของดาวฤกษ์ตลอดช่วงสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าเรียกว่า “ความส่องสว่าง” ที่แท้จริงหรือแบบโบโลเมตริก ตัวอย่างเช่น ความส่องสว่างของดวงอาทิตย์คือ 3.86ґ10 26 W. ยิ่งดาวฤกษ์ธรรมดามีมวลมาก ความส่องสว่างก็จะยิ่งสูงขึ้นตามไปด้วย มันเพิ่มขึ้นประมาณเท่ามวลลูกบาศก์ ความสัมพันธ์ระหว่างมวลและความส่องสว่างนี้พบครั้งแรกจากการสังเกตและต่อมาได้รับการพิสูจน์ทางทฤษฎี

การไหลของพลังงานที่มาจากดาวฤกษ์มายังโลกเรียกว่า "ความสว่างที่ชัดเจน" มันไม่เพียงขึ้นอยู่กับความส่องสว่างที่แท้จริงของดาวฤกษ์เท่านั้น แต่ยังขึ้นอยู่กับระยะห่างจากโลกด้วย ดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างต่ำที่อยู่ใกล้โลกอาจมีความสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างสูงในระยะไกลกว่า

ดาวที่สว่างที่สุด

ดาวที่สว่างที่สุด
ดาว	ขนาด		ความสว่าง (อาทิตย์=1)	ดัชนีสี	สี
	มองเห็นได้	แน่นอน
ซีเรียส	–1,43	+1,4	23	0,00	สีขาว
คาโนปัส	–0,72	–4,5	1500	0,16	สีเหลือง
กเซนทอร์	–0,27	+4,7	1,5	0,68	สีเหลือง
อาร์คทูรัส	–0,06	–0,1	100	1,24	ส้ม
เวก้า	+0,02	+0,5	50	0,00	สีขาว
โบสถ์	+0,05	–0,6	170	0,80	สีเหลือง
ริเจล	+0,14	–7,0	40000	–0,04	สีฟ้า
โปรซีออน	+0,37	+2,7	7,3	0,41	สีเหลือง
บีเทลจุส	+0,50	–5,0	17000	1,87	สีแดง
อเชอร์นาร์	+0,51	–2,0	200	–0,16	สีฟ้า
ขเซนทอร์	+0,63	–4,0	5000	–0,23	สีฟ้า
อัลแตร์	+0,77	+2,2	9	0,22	สีขาว
อัลเดบาราน	+0,86	–0,7	100	1,52	ส้ม
กข้าม	+0,87	–4,0	4000	–0,25	สีฟ้า
สปิก้า	+0,96	–3,0	2800	–0,25	สีฟ้า
อันทาเรส	+1,16	–4,0	3500	1,83	สีแดง
โฟมาลฮอต	+1,16	+1,9	14	0,10	สีขาว
พอลลักซ์	+1,25	+1,0	45	1,02	ส้ม
เดเนบ	+1,28	–7,0	60000	0,09	สีขาว
ขข้าม	+1,36	–4,0	6000	–0,25	สีฟ้า
เรกูลัส	+1,48	–0,7	120	–0,12	สีฟ้า
เชาลา (ล สโก)	+1,60	–5,0	8000	–0,21	สีฟ้า
อาดารา (e SMa)	+1,64	–3,0	1700	–0,24	สีฟ้า
เบลลาทริกซ์	+1,97	–4,0	2300	–0,23	สีฟ้า
ละหุ่ง		+0,9	27	0,03	สีขาว

ขนาดดาวฤกษ์

ความแวววาวของดวงดาวแสดงออกมาในรูปแบบ "ขนาดดาวฤกษ์" ที่พิเศษซึ่งเป็นที่ยอมรับในอดีต ต้นกำเนิดของระบบนี้เชื่อมโยงกับลักษณะเฉพาะของการมองเห็นของเรา: หากความแรงของแหล่งกำเนิดแสงเปลี่ยนแปลงในความก้าวหน้าทางเรขาคณิต ความรู้สึกของเราจากมันจะเปลี่ยนเฉพาะในความก้าวหน้าทางคณิตศาสตร์เท่านั้น นักดาราศาสตร์ชาวกรีก Hipparchus (ก่อนปี 161 - หลัง 126 ปีก่อนคริสตกาล) แบ่งดาวทั้งหมดที่ตามองเห็นออกเป็น 6 ระดับตามความสว่าง เขาเรียกดาวที่สว่างที่สุดอันดับ 1 และดาวที่สว่างที่สุดอันดับ 6 การตรวจวัดในภายหลังแสดงให้เห็นว่าฟลักซ์ของแสงจากดาวฤกษ์ดวงที่ 1 นั้นมากกว่าดาวฤกษ์ดวงที่ 6 ประมาณ 100 เท่าตามข้อมูลของ Hipparchus เพื่อความแน่ใจ มีการตัดสินใจว่าความแตกต่างของ 5 ขนาดนั้นสอดคล้องกับอัตราส่วนของฟลักซ์แสงที่ 1:100 ทุกประการ จากนั้นความแตกต่างของความสว่าง 1 ขนาดจะสอดคล้องกับอัตราส่วนความสว่าง ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์ดวงที่ 1 มีความสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ดวงที่ 2 2.512 เท่า ซึ่งสว่างกว่าดาวฤกษ์ดวงที่ 3 2.512 เท่า เป็นต้น นี่เป็นมาตราส่วนที่หลากหลายมาก เหมาะสำหรับการแสดงแสงสว่างที่สร้างขึ้นบนโลกด้วยแหล่งกำเนิดแสงใดๆ

เพื่อเปรียบเทียบดาวฤกษ์ตามความส่องสว่างที่แท้จริง พวกมันใช้ "ขนาดสัมบูรณ์" ซึ่งกำหนดเป็นขนาดปรากฏที่ดาวฤกษ์ดวงหนึ่งจะมีหากวางไว้ที่ระยะห่างมาตรฐานจากโลกที่ 10 ชิ้น หากดาวดวงใดมีพารัลแลกซ์ พีและขนาดที่เห็นได้ชัด มแล้วค่าสัมบูรณ์ของมันคือ มคำนวณโดยสูตร

ขนาดของดาวฤกษ์สามารถอธิบายการแผ่รังสีของดาวฤกษ์ในช่วงสเปกตรัมต่างๆ ตัวอย่างเช่น ขนาดการมองเห็น ( MV) เป็นการแสดงออกถึงความสว่างของดาวฤกษ์ในพื้นที่สีเหลืองเขียวของสเปกตรัมภาพถ่าย ( ม.พี) – เป็นสีน้ำเงิน ฯลฯ ความแตกต่างระหว่างค่าภาพถ่ายและค่าภาพเรียกว่า “ดัชนีสี”

มันมีความสัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับอุณหภูมิและสเปกตรัมของดาวฤกษ์

ขนาดของดาว

ดาวฤกษ์มีเส้นผ่านศูนย์กลางต่างกันมาก ดาวแคระขาวมีขนาดเท่ากับลูกโลก (ประมาณ 13,000 กม.) และดาวฤกษ์ยักษ์มีขนาดเกินวงโคจรของดาวอังคาร (455 ล้านกม.) โดยเฉลี่ยแล้ว ขนาดของดวงดาวที่มองเห็นด้วยตาเปล่าบนท้องฟ้าจะใกล้เคียงกับเส้นผ่านศูนย์กลางของดวงอาทิตย์ (1,392,000 กม.)

มีข้อยกเว้นที่พบไม่บ่อยนัก ไม่สามารถวัดเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวได้โดยตรง แม้แต่ในกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุด ดาวก็มีลักษณะเหมือนจุดเนื่องจากมีระยะห่างขนาดมหึมา แน่นอนว่าดวงอาทิตย์เป็นข้อยกเว้น เนื่องจากเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุม (32°) วัดได้ง่าย สำหรับดาวฤกษ์ที่ใหญ่ที่สุดและอยู่ใกล้ที่สุดหลายดวง เป็นเรื่องยากมากที่จะวัดขนาดเชิงมุมและเมื่อทราบระยะห่างแล้วจึงกำหนดเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงเส้นได้ ข้อมูลเหล่านี้แสดงอยู่ในตารางด้านล่าง

ในบางกรณี เป็นไปได้ที่จะกำหนดเส้นผ่านศูนย์กลางเชิงเส้นของดวงดาวในระบบดาวคู่ได้โดยตรง หากดาวฤกษ์บังดาวฤกษ์เป็นระยะๆ จากระยะเวลาของคราส เมื่อวัดความเร็วการโคจรของดาวฤกษ์ด้วยการกระจัดของเส้นสเปกตรัม ก็สามารถคำนวณเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวฤกษ์เหล่านั้นได้

สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ เส้นผ่านศูนย์กลางถูกกำหนดโดยอ้อมตามกฎการแผ่รังสี เมื่อพิจารณาอุณหภูมิของดาวฤกษ์จากประเภทของสเปกตรัมตามกฎฟิสิกส์แล้ว จึงเป็นไปได้ที่จะคำนวณความเข้มของรังสีจากพื้นผิวของมันได้ เมื่อทราบความส่องสว่างทั้งหมดแล้ว การคำนวณพื้นที่ผิวและเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวจึงเป็นเรื่องง่ายอยู่แล้ว เส้นผ่านศูนย์กลางที่ได้รับในลักษณะนี้สอดคล้องกับเส้นผ่านศูนย์กลางที่วัดโดยตรงได้ดี

ตลอดช่วงชีวิต ขนาดของดาวฤกษ์เปลี่ยนแปลงไปอย่างมาก มันเริ่มต้นวิวัฒนาการเป็นเมฆก๊าซหดตัวขนาดมหึมา จากนั้นก็คงอยู่ในรูปดาวฤกษ์ปกติเป็นเวลานาน และเมื่อสิ้นสุดอายุขัย มันก็เพิ่มขึ้นหลายสิบเท่า กลายเป็นยักษ์ หลุดเปลือกออก และกลายเป็น “ดาวแคระขาว” เล็กๆ หรือ “ดาวนิวตรอน” ที่เล็กมาก พัลซาร์.

ประชากรดาวฤกษ์

ในปี พ.ศ. 2487 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันเชื้อสายเยอรมนี ดับเบิลยู. โบเดอเสนอการแบ่งดาวฤกษ์ออกเป็นสองประเภท ซึ่งเขาเรียกว่าประชากรที่ 1 และประชากรที่ 2 เขารวมดาวฤกษ์อายุน้อยและก๊าซและฝุ่นระหว่างดาวที่เกี่ยวข้องซึ่งพบได้ในแขนกังหันของกาแลคซีและกระจุกดาวเปิดเป็นประชากร I ประชากรที่ 2 ประกอบด้วยดาวอายุมากที่พบในกระจุกทรงกลม ดาราจักรทรงรี และบริเวณใจกลางของดาราจักรกังหัน ดาวที่สว่างที่สุดใน Population I คือดาวยักษ์ใหญ่สีน้ำเงิน ซึ่งสว่างกว่าดาวยักษ์แดงที่สว่างที่สุดใน Population II ถึง 100 เท่า ดาวฤกษ์ประชากร I มีธาตุหนักในปริมาณที่สูงกว่าอย่างมีนัยสำคัญ แนวคิดเกี่ยวกับประชากรดาวฤกษ์มีความสำคัญอย่างยิ่งต่อการพัฒนาทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์

การเคลื่อนไหวของดวงดาว.

โดยปกติแล้ว การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์มีลักษณะเป็นสองมุมมอง คือ การเคลื่อนที่แบบวงโคจรรอบใจกลางดาราจักร และการเคลื่อนที่สัมพัทธ์ในกลุ่มดาวฤกษ์ใกล้เคียง ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์หมุนรอบใจกลางกาแล็กซีด้วยความเร็วประมาณ 240 กม./วินาที และเมื่อเทียบกับดวงดาวรอบๆ มันเคลื่อนที่ช้ากว่ามากด้วยความเร็วประมาณ 19 กม./วินาที

กรอบอ้างอิงหลักในการวัดการเคลื่อนที่ของดวงดาวคือกาแล็กซีโดยรวม แต่สำหรับผู้สังเกตการณ์ทางโลก โดยปกติแล้ว การใช้ระบบอ้างอิงที่เกี่ยวข้องกับศูนย์กลางของระบบสุริยะกับดวงอาทิตย์มักจะสะดวกกว่า เมื่อสัมพันธ์กับดวงอาทิตย์ ดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุดจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็ว 10 กม./วินาทีและสูงกว่า แต่ระยะห่างระหว่างดวงดาวนั้นไกลมากจนรูปร่างของกลุ่มดาวต่างๆ เปลี่ยนแปลงไปในเวลาหลายพันปีเท่านั้น การเคลื่อนที่ของดวงดาวถูกค้นพบครั้งแรกในปี ค.ศ. 1718 โดยอี. ฮัลลีย์ โดยเปรียบเทียบตำแหน่งของดวงดาวที่เขากำหนดในกรีนิชอย่างแม่นยำ กับตำแหน่งที่ระบุในบัญชีรายชื่อของเขาโดยปโตเลมี (คริสต์ศตวรรษที่ 2)

การเคลื่อนที่เชิงมุมของดาวฤกษ์บนทรงกลมท้องฟ้าสัมพันธ์กับดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างไกลเรียกว่า "การเคลื่อนที่ที่เหมาะสม" และโดยปกติจะแสดงเป็นอาร์ควินาทีต่อปี ดังนั้นการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมของอาร์คทูรัสคือ 2.3ўў/ปี และการเคลื่อนที่ของซิเรียสคือ 1.3ўў/ปี ดาวของบาร์นาร์ดมีการเคลื่อนที่ที่เหมาะสมที่สุด 10.3ўў/ปี

หากต้องการคำนวณความเร็วเชิงเส้นของดาวฤกษ์เป็นกิโลเมตรต่อวินาที ให้ใช้สูตร ต = 4,74 ม/พี, ที่ไหน ต– ความเร็วในวงสัมผัส (นั่นคือ ส่วนประกอบของความเร็วรวมที่พุ่งข้ามแนวสายตา) ม– การเคลื่อนไหวที่เหมาะสมในหน่วยอาร์ควินาทีต่อปี และ พี– พารัลแลกซ์

ความเร็วเรเดียล

ความเร็วของดาวฤกษ์ตามแนวสายตาซึ่งเรียกว่าความเร็วในแนวรัศมีนั้นวัดโดยการเปลี่ยนดอปเปลอร์ของเส้นในสเปกตรัมด้วยความแม่นยำเป็นเศษส่วนของกิโลเมตรต่อวินาที การเลื่อนเส้นไปทางด้านสีแดงของสเปกตรัมบ่งบอกว่าดาวฤกษ์กำลังเคลื่อนที่ออกจากโลกและเป็นสีน้ำเงิน - มันกำลังใกล้เข้ามา ความเร็วของดาวฤกษ์ไม่สูงจนทำให้สีของดาวเปลี่ยนไป แต่การเคลื่อนที่อย่างรวดเร็วของกาแลคซีไกลโพ้นเปลี่ยนสีของมันอย่างเห็นได้ชัด การวัดการเลื่อนดอปเปลอร์ของเส้นเป็นการดำเนินการที่ละเอียดอ่อนมาก ในกล้องโทรทรรศน์พร้อมกับสเปกตรัมของดาวฤกษ์ สเปกตรัมของแหล่งกำเนิดในห้องปฏิบัติการพร้อมตำแหน่งของเส้นที่ทราบอย่างแม่นยำจะถูกถ่ายภาพบนจานเดียวกัน จากนั้น เมื่อใช้เครื่องวัดที่ติดตั้งกล้องจุลทรรศน์อันทรงพลัง การกระจัดของเส้น (D ล) ในสเปกตรัมของดาวฤกษ์ที่สัมพันธ์กับเส้นเดียวกันของแหล่งกำเนิดในห้องปฏิบัติการที่มีความยาวคลื่น ล. ความเร็วในแนวรัศมีของดาวฤกษ์ถูกกำหนดโดยสูตร วี = คดี ล/ล, ที่ไหน ค- ความเร็วของแสง. สูตรนี้เหมาะสำหรับความเร็วดาวฤกษ์ปกติ แต่ไม่เหมาะสำหรับกาแลคซีที่เคลื่อนที่เร็ว ความแม่นยำในการวัดความเร็วในแนวรัศมีของดาวฤกษ์ไม่ได้ขึ้นอยู่กับระยะห่างของดาวฤกษ์ แต่ถูกกำหนดโดยความสามารถในการรับสเปกตรัมที่ดีและวัดตำแหน่งของเส้นในดาวฤกษ์ได้อย่างแม่นยำ อย่างไรก็ตาม ความแม่นยำในการวัดความเร็ววงโคจรของดวงดาวไม่เพียงแต่ขึ้นอยู่กับความแม่นยำในการวัดการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์เท่านั้น แต่ยังรวมถึงพารัลแลกซ์ของดาวด้วย เช่น จากระยะไกลถึงพวกเขา: ยิ่งระยะทางมากเท่าใดความแม่นยำก็จะยิ่งต่ำลง

ความเร็วเชิงพื้นที่

ความเร็วในแนวรัศมีและวงสัมผัสเป็นส่วนประกอบของความเร็วเชิงพื้นที่ทั้งหมดของดาวฤกษ์ที่สัมพันธ์กับดวงอาทิตย์ (สามารถคำนวณได้ง่ายโดยใช้ทฤษฎีบทพีทาโกรัส) เพื่อให้การเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์ไม่ "รบกวน" กับความเร็วนี้ โดยปกติจะคำนวณใหม่โดยสัมพันธ์กับ "มาตรฐานการพักตัวในท้องถิ่น" ซึ่งเป็นระบบพิกัดเทียมที่การเคลื่อนที่เฉลี่ยของดาวฤกษ์รอบดวงอาทิตย์เป็นศูนย์ ความเร็วของดาวฤกษ์ที่สัมพันธ์กับมาตรฐานการนิ่งในท้องถิ่นเรียกว่า "ความเร็วเฉพาะ"

ดาวฤกษ์แต่ละดวงโคจรรอบใจกลางกาแล็กซี ดาวประชากร I หมุนรอบตัวเองเป็นวงโคจรเกือบเป็นวงกลมซึ่งอยู่ในระนาบของดิสก์กาแลคซี ดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์ใกล้เคียงยังเคลื่อนที่ในวงโคจรใกล้วงกลมด้วยความเร็วประมาณ 240 กม./วินาที เสร็จสิ้นการปฏิวัติใน 200 ล้านปี (ปีกาแลคซี) ดาวฤกษ์ประชากร II เคลื่อนที่ในวงโคจรทรงรีโดยมีความเยื้องศูนย์และความโน้มเอียงที่แตกต่างกันไปบนระนาบดาราจักร เข้าใกล้ศูนย์กลางดาราจักรในวงโคจรรอบจักรวาลและเคลื่อนตัวออกห่างจากดาราจักรนั้นในดาราจักรนอกโลก พวกเขาใช้เวลาส่วนใหญ่ในภูมิภาคอะโพกาแลกเทียมซึ่งการเคลื่อนไหวของพวกเขาช้าลง แต่เมื่อเทียบกับดวงอาทิตย์แล้ว ความเร็วของพวกมันสูง จึงถูกเรียกว่า "ดาวฤกษ์ที่มีความเร็วสูง"

ดาวคู่.

ประมาณครึ่งหนึ่งของดวงดาวทั้งหมดเป็นส่วนหนึ่งของระบบดาวคู่หรือระบบที่ซับซ้อนกว่า จุดศูนย์กลางมวลของระบบดังกล่าวเคลื่อนที่ในวงโคจรรอบจุดศูนย์กลางดาราจักร และดาวฤกษ์แต่ละดวงก็โคจรรอบจุดศูนย์กลางมวลของระบบ ในดาวฤกษ์ไบนารี่ ส่วนประกอบหนึ่งโคจรรอบอีกส่วนหนึ่งตามกฎฮาร์มอนิก (ที่สาม) ของเคปเลอร์:

ที่ไหน ม 1 และ ม 2 – มวลดาวฤกษ์ในหน่วยมวลดวงอาทิตย์ พี –ระยะเวลาหมุนเวียนเป็นปีและ ดี– ระยะห่างระหว่างดวงดาวในหน่วยดาราศาสตร์ ดาวทั้งสองหมุนรอบจุดศูนย์กลางมวลร่วม และระยะห่างจากจุดศูนย์กลางนี้จะแปรผกผันกับมวลของพวกมัน เมื่อพิจารณาวงโคจรของส่วนประกอบแต่ละส่วนของระบบดาวคู่ที่สัมพันธ์กับดาวฤกษ์โดยรอบแล้ว จึงเป็นเรื่องง่ายที่จะหาอัตราส่วนของมวลพวกมัน

ดาวคู่หลายดวงเคลื่อนตัวเข้ามาใกล้กันมากจนไม่สามารถสังเกตเห็นทีละดวงด้วยกล้องโทรทรรศน์ ความเป็นคู่ของพวกมันสามารถตรวจพบได้ด้วยสเปกตรัมเท่านั้น ผลจากการเคลื่อนที่ของวงโคจร ดาวฤกษ์แต่ละดวงจะเข้ามาหาเราเป็นระยะๆ แล้วจึงเคลื่อนตัวออกไป สิ่งนี้ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงดอปเปลอร์ของเส้นในสเปกตรัม หากความส่องสว่างของดาวฤกษ์ทั้งสองอยู่ใกล้กัน ก็จะสังเกตเห็นการแบ่งแยกเป็นคาบของเส้นสเปกตรัมแต่ละเส้น ถ้าดาวดวงใดดวงหนึ่งสว่างกว่ามาก ก็จะสังเกตได้เฉพาะสเปกตรัมของดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าเท่านั้น โดยเส้นทั้งหมดจะผันผวนเป็นระยะ

ดาวแปรผัน

ความสว่างที่ปรากฏของดาวฤกษ์สามารถเปลี่ยนแปลงได้ด้วยสาเหตุ 2 ประการ คือ ความส่องสว่างของดาวฤกษ์เปลี่ยนแปลง หรือบางสิ่งบางอย่างขัดขวางไม่ให้ผู้สังเกตเห็น เช่น ดาวฤกษ์ดวงที่สองในระบบดาวคู่ ดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างต่างกันจะแบ่งออกเป็นแบบกะพริบและแบบปะทุ (เช่น การระเบิด) ตัวแปรเร้าใจมีสองประเภทที่สำคัญ: Lyrids และ Cepheids ตัวแปรแรก RR Lyrae มีขนาดสัมบูรณ์เท่ากันโดยประมาณและมีคาบสั้นกว่าหนึ่งวัน สำหรับเซเฟอิดส์ ตัวแปรเช่น งคาบการแปรผันความสว่างของเซเฟอุสมีความสัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับความส่องสว่างโดยเฉลี่ย ตัวแปรการสั่นเป็นจังหวะทั้งสองประเภทมีความสำคัญมาก เนื่องจากการรู้ความส่องสว่างทำให้สามารถกำหนดระยะทางได้ นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน เอช. แชปลีย์ใช้ไลริดส์เพื่อวัดระยะทางในดาราจักรของเรา และเพื่อนร่วมงานของเขา อี. ฮับเบิลใช้เซเฟอิดส์เพื่อกำหนดระยะห่างถึงดาราจักรแอนโดรเมดา

สีดาว.

ดาวมีหลากหลายสี Arcturus มีโทนสีเหลืองส้ม Rigel เป็นสีขาวน้ำเงิน Antares มีสีแดงสด สีเด่นในสเปกตรัมของดาวขึ้นอยู่กับอุณหภูมิพื้นผิว เปลือกก๊าซของดาวฤกษ์มีพฤติกรรมเกือบจะเหมือนกับตัวปล่อยในอุดมคติ (วัตถุสีดำสนิท) และอยู่ภายใต้กฎการแผ่รังสีคลาสสิกโดย M. Planck (1858–1947), J. Stefan (1835–1893) และ V. Wien ( พ.ศ. 2407-2471) เกี่ยวข้องกับอุณหภูมิของร่างกายและธรรมชาติของการแผ่รังสี กฎของพลังค์อธิบายการกระจายพลังงานในสเปกตรัมของร่างกาย เขาชี้ให้เห็นว่าเมื่ออุณหภูมิเพิ่มขึ้น ฟลักซ์การแผ่รังสีทั้งหมดจะเพิ่มขึ้น และค่าสูงสุดในสเปกตรัมจะเปลี่ยนไปสู่คลื่นที่สั้นลง ความยาวคลื่น (เป็นเซนติเมตร) ที่เกิดรังสีสูงสุดถูกกำหนดโดยกฎของ Wien: ลสูงสุด = 0.29/ ต. เป็นกฎข้อนี้ที่อธิบายสีแดงของ Antares ( ต= 3500 K) และสี Rigel สีน้ำเงิน ( ต= 18000 เคล) กฎของสเตฟานให้ค่าฟลักซ์รังสีรวมที่ความยาวคลื่นทั้งหมด (มีหน่วยเป็นวัตต์ต่อตารางเมตร): อี = 5,67ґ10 –8 ต 4 .

สเปกตรัมของดวงดาว

การศึกษาสเปกตรัมของดาวฤกษ์เป็นรากฐานของฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ จากสเปกตรัม เราสามารถระบุองค์ประกอบทางเคมี อุณหภูมิ ความดัน และความเร็วของก๊าซในชั้นบรรยากาศของดาวได้ การเลื่อนของเส้นดอปเปลอร์ใช้ในการวัดความเร็วการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ เช่น ไปตามวงโคจรในระบบดาวคู่

เส้นดูดกลืนแสงสามารถมองเห็นได้ในสเปกตรัมของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ กล่าวคือ การแตกตัวที่แคบในการกระจายรังสีอย่างต่อเนื่อง เรียกอีกอย่างว่า Fraunhofer หรือเส้นดูดกลืน พวกมันก่อตัวขึ้นในสเปกตรัมเนื่องจากการแผ่รังสีจากชั้นล่างที่ร้อนของชั้นบรรยากาศของดาวที่ผ่านชั้นบนที่เย็นกว่า จะถูกดูดซับที่ลักษณะเฉพาะความยาวคลื่นของอะตอมและโมเลกุลบางตัว

สเปกตรัมการดูดกลืนแสงของดาวฤกษ์มีความแตกต่างกันมาก อย่างไรก็ตาม ความเข้มของเส้นขององค์ประกอบทางเคมีไม่ได้สะท้อนปริมาณที่แท้จริงในชั้นบรรยากาศดาวฤกษ์เสมอไป รูปร่างของสเปกตรัมจะขึ้นอยู่กับอุณหภูมิของพื้นผิวดาวฤกษ์ ตัวอย่างเช่น อะตอมของเหล็กพบได้ในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ อย่างไรก็ตาม สเปกตรัมของดาวร้อนไม่มีเส้นของเหล็กที่เป็นกลาง เนื่องจากอะตอมของเหล็กทั้งหมดในบริเวณนั้นจะแตกตัวเป็นไอออน ไฮโดรเจนเป็นองค์ประกอบหลักของดาวฤกษ์ทุกดวง แต่เส้นแสงของไฮโดรเจนไม่สามารถมองเห็นได้ในสเปกตรัมของดาวฤกษ์เย็นซึ่งไม่มีความตื่นเต้นมากพอ และในสเปกตรัมของดาวฤกษ์ที่ร้อนจัดซึ่งถูกไอออนไนซ์โดยสมบูรณ์ แต่ในสเปกตรัมของดาวฤกษ์ที่ร้อนปานกลางโดยมีอุณหภูมิพื้นผิวประมาณ เส้นดูดกลืนที่ทรงพลังที่สุด 10,000 K คือเส้นของชุดไฮโดรเจน Balmer ซึ่งเกิดขึ้นระหว่างการเปลี่ยนอะตอมจากระดับพลังงานที่สอง

ความดันก๊าซในชั้นบรรยากาศของดาวก็มีอิทธิพลต่อสเปกตรัมเช่นกัน ที่อุณหภูมิเดียวกัน เส้นของอะตอมที่แตกตัวเป็นไอออนจะแข็งแรงกว่าในบรรยากาศความดันต่ำ เนื่องจากอะตอมเหล่านี้มีโอกาสจับอิเล็กตรอนน้อยกว่าและมีอายุยืนยาวกว่า ความดันบรรยากาศมีความสัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับขนาดและมวล และความสัมพันธ์กับความส่องสว่างของดาวฤกษ์ในระดับสเปกตรัมที่กำหนด เมื่อสร้างแรงกดดันจากสเปกตรัมแล้ว คุณสามารถคำนวณความส่องสว่างของดาวฤกษ์ได้ และเมื่อเปรียบเทียบกับความสว่างที่มองเห็นได้ ให้กำหนด "โมดูลัสระยะทาง" ( ม - ม) และระยะห่างเชิงเส้นถึงดาวฤกษ์ วิธีที่มีประโยชน์มากนี้เรียกว่าวิธีสเปกตรัมพารัลแลกซ์

ตัวบ่งชี้สี

สเปกตรัมของดาวฤกษ์และอุณหภูมิมีความสัมพันธ์อย่างใกล้ชิดกับดัชนีสี กล่าวคือ โดยมีอัตราส่วนความสว่างของดวงดาวในช่วงสเปกตรัมสีเหลืองและสีน้ำเงิน กฎของพลังค์ซึ่งอธิบายการกระจายพลังงานในสเปกตรัม ให้การแสดงออกของดัชนีสี: C.I. = 7200/ ต– 0.64. ดาวเย็นมีดัชนีสีสูงกว่าดาวร้อน เช่น ดาวฤกษ์ที่เย็นสบายจะค่อนข้างสว่างในแสงสีเหลืองมากกว่าแสงสีน้ำเงิน ดาวร้อน (สีน้ำเงิน) ปรากฏสว่างกว่าบนแผ่นภาพถ่ายธรรมดา ในขณะที่ดาวเย็นปรากฏสว่างกว่าในดวงตาและอิมัลชันภาพถ่ายพิเศษที่ไวต่อรังสีสีเหลือง

การจำแนกสเปกตรัม

สเปกตรัมดาวฤกษ์ที่หลากหลายทั้งหมดสามารถใส่ไว้ในระบบลอจิคัลได้ การจำแนกสเปกตรัมของฮาร์วาร์ดถูกนำมาใช้ครั้งแรกใน แคตตาล็อก Stellar Spectra ของ Henry Draperจัดทำภายใต้การดูแลของอี. พิกเคอริง (1846–1919) ขั้นแรก สเปกตรัมถูกจัดเรียงตามความเข้มของเส้นและกำหนดด้วยตัวอักษรตามลำดับตัวอักษร แต่ทฤษฎีทางกายภาพของสเปกตรัมที่พัฒนาขึ้นในภายหลังทำให้สามารถจัดเรียงสเปกตรัมตามลำดับอุณหภูมิได้ การกำหนดตัวอักษรของสเปกตรัมยังไม่มีการเปลี่ยนแปลง และตอนนี้ลำดับของประเภทสเปกตรัมหลักจากดาวร้อนถึงเย็นจะเป็นดังนี้: O B A F G K M คลาสเพิ่มเติม R, N และ S ระบุสเปกตรัมคล้ายกับ K และ M แต่มี องค์ประกอบทางเคมีที่แตกต่างกัน ระหว่างแต่ละสองคลาส จะมีการแนะนำคลาสย่อย ซึ่งกำหนดด้วยตัวเลขตั้งแต่ 0 ถึง 9 ตัวอย่างเช่น สเปกตรัมของประเภท A5 อยู่กึ่งกลางระหว่าง A0 และ F0 ตัวอักษรเพิ่มเติมบางครั้งบ่งบอกถึงคุณลักษณะของดวงดาว: "d" - คนแคระ, "D" - ดาวแคระขาว, "p" - สเปกตรัมที่แปลกประหลาด (ผิดปกติ)

การจำแนกสเปกตรัมที่แม่นยำที่สุดแสดงโดยระบบ MK ที่สร้างโดย W. Morgan และ F. Keenan ที่หอดูดาว Yerkes นี่เป็นระบบสองมิติที่สเปกตรัมถูกจัดเรียงตามอุณหภูมิและความส่องสว่างของดาวฤกษ์ ความต่อเนื่องของการจำแนกประเภทฮาร์วาร์ดแบบมิติเดียวคือลำดับอุณหภูมิจะแสดงด้วยตัวอักษรและตัวเลขเดียวกัน (A3, K5, G2 ฯลฯ) นอกจากนี้ ยังมีการแนะนำประเภทความส่องสว่างด้วยเลขโรมัน: Ia, Ib, II, III, IV, V และ VI ตามลำดับซึ่งระบุถึงยักษ์ยิ่งยวดสว่าง ยักษ์ใหญ่ยิ่งยวด ยักษ์สว่าง ยักษ์ธรรมดา ยักษ์ใต้ ดาวแคระ (ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก) และดาวแคระย่อย . ตัวอย่างเช่น การกำหนด G2 V หมายถึงดาวฤกษ์ประเภทสุริยะ ในขณะที่การกำหนด G2 III ระบุว่าเป็นดาวยักษ์ธรรมดาที่มีอุณหภูมิใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์

ลำดับดาว.

ในปี พ.ศ. 2448-2456 E. Hertzsprung ในเดนมาร์กและ G. Russell ในสหรัฐอเมริกาได้ค้นพบความสัมพันธ์เชิงประจักษ์อย่างอิสระระหว่างอุณหภูมิ (ระดับสเปกตรัม) และความส่องสว่างของดาวฤกษ์ พวกเขาพบว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่เรียงตัวเป็นแถบกว้างในแผนภาพอุณหภูมิ-ความส่องสว่าง แถบนี้เรียกว่า "หลัก ซีเควนซ์" เริ่มจากมุมซ้ายบนของแผนภาพ ซึ่งมีดาว O และ B ที่ร้อนและสว่างอยู่ ไปจนถึงมุมขวาล่างซึ่งมีดาวแคระ K และ M ที่เย็นและสลัวอาศัยอยู่

การค้นพบลำดับหลักเป็นเรื่องที่น่าประหลาดใจ ยังไม่ชัดเจนว่าทำไมดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิพื้นผิวถึงระดับหนึ่งจึงไม่สามารถมีขนาดใดๆ ได้ และดังนั้นจึงมีความสว่างด้วย ปรากฎว่ารัศมีของดาวฤกษ์และอุณหภูมิพื้นผิวมีความสัมพันธ์กัน

แผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลยังเผยให้เห็นลำดับที่สอง - สาขาของยักษ์ซึ่งขยายเป็นแถบกว้างจากตรงกลางของลำดับหลัก (คลาส G ขนาดสัมบูรณ์ +1) เกือบจะตั้งฉากกับมันไปทางมุมขวาบนของแผนภาพ ( คลาส M, ขนาดสัมบูรณ์ -1) สาขาขนาดยักษ์ประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่มีขนาดใหญ่และมีความสว่างค่อนข้างสูง ตรงกันข้ามกับดาวแคระที่อาศัยอยู่ในแถบลำดับหลัก พวกมันถูกคั่นด้วย “Hertzsprung Gap”

ที่มุมล่างซ้ายของแผนภาพคือดาวแคระขาว ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่ผิดปกติซึ่งมีอุณหภูมิพื้นผิวสูงแต่มีความส่องสว่างต่ำ บ่งชี้ว่าดาวฤกษ์มีขนาดเล็กมาก ในเศษที่เหลือของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ปกติ ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์จะไม่เกิดขึ้นอีกต่อไป และพวกมันจะเย็นลงอย่างช้าๆ

หลายทศวรรษหลังจากการค้นพบเฮิร์ตซสปริงและรัสเซลล์ เป็นที่แน่ชัดว่าแผนภาพอุณหภูมิ-ความส่องสว่างของกลุ่มดาวฤกษ์ต่างๆ มีความแตกต่างกันอย่างมาก สิ่งนี้ชัดเจนเป็นพิเศษเมื่อเปรียบเทียบกระจุกดาว ซึ่งดาวฤกษ์แต่ละดวงมีอายุเท่ากัน แผนภาพของกระจุกดาวเปิด เช่น กระจุกดาวไฮยาดส์และดาวลูกไก่ โดยทั่วไปจะคล้ายคลึงกับดาวฤกษ์ที่มีรัศมีรอบดวงอาทิตย์ และแตกต่างอย่างมากจากกระจุกดาวทรงกลม เช่น กระจุกดาวขนาดใหญ่ในแถบเฮอร์คิวลีส ซึ่งส่วนที่สว่างของลำดับหลักหายไป และส่วนล่างบรรจบกับกิ่งยักษ์ชันขึ้นสูงชันไปสู่บริเวณที่มีความสว่างสูง พบว่าแผนภาพดังกล่าวเป็นลักษณะเฉพาะของดาวฤกษ์ประชากร II และแผนภาพของกระจุกดาวเปิดเป็นเรื่องปกติของดาวฤกษ์ประชากร 1 ดังนั้น แผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์จึงทำหน้าที่เป็นเครื่องมือสำคัญในการอธิบายสถานะวิวัฒนาการของประชากรดาวฤกษ์

กระจุกดาว.

การจัดกลุ่มดาวฤกษ์มีสามประเภทที่แตกต่างกัน ได้แก่ สมาคมดาวฤกษ์ กระจุกดาวทรงกลม และกระจุกดาวเปิด (บางครั้งเรียกว่ากระจุกดาวเปิดหรือกระจุกดาราจักร) กระจุกดาวมีคุณค่ามากสำหรับดาราศาสตร์ฟิสิกส์ เนื่องจากเป็นกลุ่มดาวที่อยู่ห่างไกลจากเราเท่ากันและก่อตัวพร้อมกันจากมวลเมฆก้อนเดียว ดาวฤกษ์ภายในกระจุกเดียวกันต่างกันแค่มวลเริ่มต้นเท่านั้น ซึ่งเอื้อต่อการศึกษาวิวัฒนาการของพวกมันได้อย่างมาก

สมาคมดารา.

เหล่านี้เป็นกลุ่มดาวฤกษ์ที่ค่อนข้างกระจัดกระจายซึ่งกระจัดกระจายจากศูนย์กลางร่วมที่อาจกำเนิดพวกมัน ถ้าเราย้อนวิถีพวกมันกลับไป ปรากฎว่าพวกเขา "ออกเดินทาง" เมื่อประมาณล้านปีที่แล้ว - เมื่อเร็ว ๆ นี้ในแง่ที่เป็นตัวเอก การเชื่อมโยงกันนี้อยู่ในแขนกังหันของดาราจักร ในตำแหน่งเดียวกับที่สสารระหว่างดาวซึ่งกำเนิดดาวฤกษ์กระจุกตัวอยู่ รู้จักสมาคมไม่ถึงร้อยแห่ง และทั้งหมดประกอบด้วยดาวฤกษ์อายุน้อยที่สว่างและมีมวลมาก โดยส่วนใหญ่เป็นดาวฤกษ์ประเภทสเปกตรัม O และ B นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าอยู่ในกลุ่มนี้ด้วย แต่จะจดจำได้ยากกว่า เมื่อวิวัฒนาการของดาว O และ B สิ้นสุดลงในอีกไม่กี่ล้านปี ก็เป็นไปไม่ได้ที่จะสังเกตเห็นความสัมพันธ์ที่รู้จักกันในปัจจุบันบนท้องฟ้า ทุกสิ่งบ่งชี้ว่าการเชื่อมโยงนั้นเป็นเพียงการก่อตัวที่มีอายุสั้น บางทีดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในกาแล็กซีอาจถือกำเนิดมาอย่างแม่นยำโดยเป็นส่วนหนึ่งของการเชื่อมโยงกัน

เปิดคลัสเตอร์

ตัวแทนที่โดดเด่นของกระจุกดาวลำดับที่สูงกว่า ได้แก่ กระจุกดาวลูกไก่ ดาวไฮยาด และรางหญ้า หากโดยปกติแล้วจะมีดาวไม่เกิน 100 ดวงในการเชื่อมโยงกัน ในกลุ่มกระจุกดาวเปิดก็จะมีดาวประมาณ 1,000 ดวง หากรวมตัวกันหนาแน่นมากขึ้น พวกมันสามารถทนต่ออิทธิพลแรงโน้มถ่วงในการทำลายล้างของกาแล็กซีได้นานกว่ามาก ตัวอย่างเช่น อายุของกลุ่มดาวลูกไก่ ซึ่งพิจารณาจากการปรากฏของแผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซล 50 ล้านปี แม้แต่กระจุกดาวที่หนาแน่นก็สามารถดำรงอยู่ได้หลายร้อยล้านปี กระจุกดาวเปิดที่เก่าแก่ที่สุดแห่งหนึ่ง M 67 ก็หนาแน่นที่สุดเช่นกัน รู้จักกระจุกดาวเปิดมากกว่า 1,000 กระจุกดาว แต่อีกหลายพันกระจุกดาวน่าจะซ่อนอยู่ในบริเวณห่างไกลของดาราจักร

กระจุกทรงกลม

คลัสเตอร์เหล่านี้มีความแตกต่างกันหลายประการจากคลัสเตอร์แบบเปิดและการเชื่อมโยง จนถึงขณะนี้ มีการค้นพบกระจุกดาวทรงกลมประมาณ 150 กระจุกดาว และดูเหมือนว่ากระจุกดาวทรงกลมเกือบทั้งหมดจะอยู่ในกาแล็กซี เป็นเรื่องยากที่จะไม่สังเกตเห็น: ด้วยเส้นผ่านศูนย์กลางตั้งแต่ 40 ถึง 900 ดวง ปีนี้มีดาวตั้งแต่ 10,000 ดวงถึงหลายล้านดวง “สัตว์ประหลาด” ดังกล่าวสามารถมองเห็นได้ในระยะไกล นอกจากนี้ พวกมันไม่ได้ซ่อนอยู่ในดิสก์ที่เต็มไปด้วยฝุ่นของดาราจักร แต่เติมเต็มปริมาตรทั้งหมดโดยมุ่งไปที่แกนดาราจักร

ภาพถ่ายกระจุกดาวทรงกลมเช่น M 13 ในกลุ่มดาวเฮอร์คิวลีสนั้นน่าประทับใจมาก ในใจกลางกระจุกดาว ดูเหมือนว่าดาวฤกษ์จะรวมกันเป็นระเบียบเดียว แม้ว่าในความเป็นจริงแล้วระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์เหล่านั้นไม่ได้เล็กนักและการชนกันของดาวฤกษ์ในทางปฏิบัติก็ไม่ได้เกิดขึ้นเลย ดาวฤกษ์แต่ละดวงเคลื่อนที่ในวงโคจรรอบใจกลางกระจุกดาว และกระจุกดาวเองก็เคลื่อนที่ในวงโคจรรอบใจกลางดาราจักรด้วย

กระจุกดาวทรงกลมมีความเสถียรมากเนื่องจากมีมวลและความหนาแน่นสูง พวกมันดำรงอยู่แทบไม่เปลี่ยนแปลงมาเป็นเวลาหลายพันล้านปี ดาวฤกษ์ของพวกเขาถือกำเนิดขึ้นระหว่างการก่อตัวของดาราจักร มีองค์ประกอบหนักเพียงเล็กน้อยและจัดอยู่ในกลุ่มประชากร II ในยุคของเรา ดวงดาวดังกล่าวไม่ได้ก่อตัวอีกต่อไป

แหล่งที่มาของพลังงานดาว

เมื่อทฤษฎีของไอน์สไตน์ประกาศความสมมูลของมวล ( ม) และพลังงาน ( อี) สัมพันธ์กันด้วยความสัมพันธ์ อี = แมค 2 ที่ไหน ค– ความเร็วแสง เห็นได้ชัดว่าเพื่อรักษาการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์ด้วยกำลัง 4·10 26 W จำเป็นต้องแปลงมวล 4.5 ล้านตันให้เป็นรังสีทุก ๆ วินาที ตามมาตรฐานทางโลกค่านี้ดูใหญ่ แต่สำหรับดวงอาทิตย์ซึ่งมีมวล 2ґ10 27 ตัน การสูญเสียดังกล่าวยังคงไม่มีใครสังเกตเห็นเป็นเวลาหลายพันล้านปี

การแผ่รังสีของดวงดาวส่วนใหญ่เกิดจากปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์สองประเภท ในดาวฤกษ์มวลมากสิ่งเหล่านี้คือปฏิกิริยาวัฏจักรคาร์บอน-ไนโตรเจน ในขณะที่ดาวฤกษ์มวลน้อยเช่นดวงอาทิตย์ก็เป็นปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน ประการแรกคาร์บอนมีบทบาทเป็นตัวเร่งปฏิกิริยา: มันไม่ได้ถูกใช้ไปเอง แต่ส่งเสริมการเปลี่ยนแปลงขององค์ประกอบอื่น ๆ ซึ่งเป็นผลมาจากการที่นิวเคลียสของไฮโดรเจน 4 นิวเคลียสรวมกันเป็นนิวเคลียสฮีเลียมเดียว

เมื่อแสดงเป็นหน่วยอะตอม มวลของนิวเคลียสของไฮโดรเจนและฮีเลียมคือ 1.00813 และ 4.00389 ตามลำดับ นิวเคลียสของไฮโดรเจนทั้งสี่ (เช่น โปรตอน) มีมวล 4.03252 ดังนั้น 0.02863 AU หรือ 0.7% ซึ่งมากกว่ามวลของนิวเคลียสฮีเลียม ความแตกต่างนี้กลายเป็นรังสีแกมมาพลังงานสูง ซึ่งเมื่อถูกดูดกลืนและปล่อยออกมาหลายครั้ง จะค่อยๆ ซึมลงบนพื้นผิวดาวฤกษ์และทิ้งไว้ในรูปของแสง การเปลี่ยนแปลงของสสารที่คล้ายกันเกิดขึ้นในปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอน:

โดยหลักการแล้ว ปฏิกิริยาแสนสาหัสอื่นๆ มากมายเป็นไปได้ แต่การคำนวณแสดงให้เห็นว่าที่อุณหภูมิที่เกิดขึ้นในแกนดาวฤกษ์ ปฏิกิริยาของทั้งสองวัฏจักรนี้เกิดขึ้นอย่างเข้มข้นที่สุดและผลิตพลังงานส่งออกที่จำเป็นอย่างยิ่งเพื่อรักษาการแผ่รังสีที่สังเกตได้ ของดวงดาว

ดังที่เราเห็น ดาวฤกษ์เป็นสถานที่ตามธรรมชาติสำหรับควบคุมปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ หากคุณสร้างอุณหภูมิและความดันพลาสมาเท่ากันในห้องปฏิบัติการทางโลก ปฏิกิริยานิวเคลียร์แบบเดียวกันก็จะเริ่มต้นขึ้น แต่จะเก็บพลาสมานี้ไว้ในห้องปฏิบัติการได้อย่างไร? ท้ายที่สุดแล้ว เราไม่มีวัสดุที่สามารถทนต่อการสัมผัสของสารที่มีอุณหภูมิ 10–20 ล้านเคลวิน และไม่ระเหย แต่ดาวฤกษ์ไม่ต้องการสิ่งนี้ แรงโน้มถ่วงอันทรงพลังของมันสามารถต้านทานแรงดันขนาดมหึมาของพลาสมาได้สำเร็จ

ในขณะที่ปฏิกิริยาโปรตอน-โปรตอนหรือวัฏจักรคาร์บอน-ไนโตรเจนเกิดขึ้นในดาวฤกษ์ ดาวดวงหนึ่งจะอยู่ในลำดับหลักที่ดาวฤกษ์จะใช้ชีวิตส่วนใหญ่ ต่อมาเมื่อดาวก่อตัวเป็นแกนฮีเลียมและอุณหภูมิเพิ่มขึ้น จะเกิด "แฟลชฮีเลียม" กล่าวคือ ปฏิกิริยาเริ่มต้นที่เปลี่ยนฮีเลียมให้เป็นธาตุที่หนักกว่า และยังนำไปสู่การปลดปล่อยพลังงานอีกด้วย

โครงสร้างของดวงดาว

อาจดูเหมือนเป็นไปไม่ได้ที่จะรู้อะไรเกี่ยวกับโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์ ไม่เพียงแต่ดวงดาวที่อยู่ห่างไกลเท่านั้น แต่ดวงอาทิตย์ของเราก็ดูเหมือนจะไม่สามารถเข้าถึงได้อย่างสมบูรณ์เพื่อศึกษาภายในของมันด้วย อย่างไรก็ตาม เรามีความรู้เกี่ยวกับโครงสร้างของดวงดาวไม่น้อยไปกว่าโครงสร้างของโลก ความจริงก็คือดาวฤกษ์เป็นลูกบอลก๊าซ โดยส่วนใหญ่มีความเสถียร โดยไม่มีการยุบตัวหรือขยายตัวเลย ดังนั้นที่ความลึกใดๆ ก็ตาม ความดันก๊าซจะเท่ากับน้ำหนักของชั้นที่อยู่ด้านบน และฟลักซ์การแผ่รังสีจะเป็นสัดส่วนกับความแตกต่างของอุณหภูมิจากชั้นร้อนภายในไปยังชั้นเย็นด้านนอก เงื่อนไขเหล่านี้ซึ่งจัดทำขึ้นในรูปของสมการทางคณิตศาสตร์นั้นเพียงพอที่จะคำนวณโครงสร้างของดาวฤกษ์ตามกฎพฤติกรรมของแก๊ส เช่น การเปลี่ยนแปลงของความดัน อุณหภูมิ และความหนาแน่นตามความลึก ในกรณีนี้ จากการสังเกต คุณเพียงแต่ต้องทราบมวล รัศมี ความส่องสว่าง และองค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์เพื่อกำหนดโครงสร้างของดาวฤกษ์ในทางทฤษฎีเท่านั้น การคำนวณแสดงให้เห็นว่า ณ ใจกลางดวงอาทิตย์ อุณหภูมิสูงถึง 16 ล้าน K ความหนาแน่น 160 g/cm 3 และความดัน 400 พันล้าน atm

ดาวฤกษ์เป็นระบบการควบคุมตนเองตามธรรมชาติ หากพลังแห่งการปล่อยพลังงานในแกนกลางของดาวฤกษ์ด้วยเหตุผลบางอย่างไม่สามารถชดเชยการแผ่รังสีพลังงานจากพื้นผิวได้ ดาวฤกษ์จะไม่สามารถต้านทานแรงโน้มถ่วงได้ มันจะเริ่มหดตัว สิ่งนี้จะทำให้อุณหภูมิในดาวเพิ่มขึ้น แกนกลางและเพิ่มความรุนแรงของปฏิกิริยานิวเคลียร์ ดังนั้นความสมดุลของพลังงานจึงกลับคืนมา

วิวัฒนาการของดวงดาว

ดาวดวงหนึ่งเริ่มต้นชีวิตในฐานะเมฆก๊าซระหว่างดวงดาวที่เย็นและบางเฉียบ ซึ่งถูกบีบอัดด้วยแรงโน้มถ่วงของมันเอง ในระหว่างการบีบอัด พลังงานแรงโน้มถ่วงจะกลายเป็นความร้อน และอุณหภูมิของทรงกลมก๊าซจะเพิ่มขึ้น ในศตวรรษที่ผ่านมา เชื่อกันโดยทั่วไปว่าพลังงานที่ปล่อยออกมาระหว่างการอัดตัวของดาวฤกษ์นั้นเพียงพอที่จะรักษาความส่องสว่างของมันไว้ แต่ข้อมูลทางธรณีวิทยาขัดแย้งกับสมมติฐานนี้ กล่าวคือ อายุของโลกนั้นมากกว่าช่วงเวลาที่ดาวฤกษ์มีนัยสำคัญ ดวงอาทิตย์สามารถรักษารังสีไว้ได้เนื่องจากการอัด (ประมาณ 30 ล้านปี)

การอัดตัวของดาวฤกษ์ทำให้อุณหภูมิในแกนกลางของมันเพิ่มขึ้น เมื่อมันสูงถึงหลายล้านองศา ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์จะเริ่มขึ้นและการบีบอัดจะหยุดลง ดาวดวงนี้จะคงอยู่ในสถานะนี้ไปเกือบตลอดชีวิต โดยอยู่ในลำดับหลักของแผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ จนกว่าเชื้อเพลิงสำรองในแกนกลางของดาวจะหมด เมื่อไฮโดรเจนทั้งหมดที่อยู่ใจกลางดาวกลายเป็นฮีเลียม การเผาไหม้ไฮโดรเจนแสนสาหัสจะดำเนินต่อไปที่ขอบแกนฮีเลียม

ในช่วงเวลานี้ โครงสร้างของดาวฤกษ์เริ่มเปลี่ยนแปลงอย่างเห็นได้ชัด ความส่องสว่างของมันเพิ่มขึ้น ชั้นนอกของมันขยายตัว และอุณหภูมิพื้นผิวลดลง ดาวดวงนี้จะกลายเป็นดาวยักษ์แดง ดาวฤกษ์ใช้เวลาบนกิ่งไม้ขนาดยักษ์น้อยกว่าในซีเควนซ์หลักอย่างมาก เมื่อมวลของแกนฮีเลียมไอโซเทอร์มอลมีนัยสำคัญ มันก็ไม่สามารถรองรับน้ำหนักของมันเองได้และเริ่มหดตัวลง อุณหภูมิที่เพิ่มขึ้นจะกระตุ้นการเปลี่ยนแปลงทางความร้อนของฮีเลียมให้เป็นองค์ประกอบที่หนักกว่า

ดาวแคระขาวและดาวนิวตรอน

ไม่นานหลังจากฮีเลียมวาบไฟ คาร์บอนและออกซิเจนจะ “ติดไฟ”; แต่ละเหตุการณ์เหล่านี้ทำให้เกิดการจัดเรียงดาวฤกษ์ใหม่อย่างมากและการเคลื่อนที่อย่างรวดเร็วของมันไปตามแผนภาพเฮิร์ตสปรัง–รัสเซลล์ ขนาดของชั้นบรรยากาศของดาวเพิ่มมากขึ้น และเริ่มสูญเสียก๊าซอย่างรวดเร็วในรูปของกระแสลมดาวที่กระจัดกระจาย ชะตากรรมของใจกลางดาวฤกษ์ขึ้นอยู่กับมวลเริ่มต้นของมัน แกนกลางของดาวฤกษ์สามารถยุติวิวัฒนาการของมันในฐานะดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน (พัลซาร์) หรือหลุมดำ

ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ รวมทั้งดวงอาทิตย์ ยุติวิวัฒนาการด้วยการหดตัวจนกว่าแรงกดดันของอิเล็กตรอนที่เสื่อมลงจะรักษาสมดุลของแรงโน้มถ่วง ในสภาวะนี้ เมื่อขนาดของดาวฤกษ์ลดลงร้อยเท่า และความหนาแน่นก็สูงกว่าความหนาแน่นของน้ำเป็นล้านเท่า ดาวดวงนั้นจึงถูกเรียกว่า ดาวแคระขาว มันขาดแหล่งพลังงาน และค่อยๆ เย็นลง กลายเป็นความมืดและมองไม่เห็น

ในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ ความดันของอิเล็กตรอนเสื่อมไม่สามารถจำกัดการอัดแกนกลางได้ และมันจะดำเนินต่อไปจนกว่าอนุภาคส่วนใหญ่จะกลายเป็นนิวตรอน ซึ่งอัดแน่นแน่นจนวัดขนาดของดาวฤกษ์เป็นกิโลเมตร และความหนาแน่น มีความหนาแน่นของน้ำสูงกว่า 100 ล้านเท่า วัตถุดังกล่าวเรียกว่าดาวนิวตรอน ความสมดุลของมันถูกรักษาไว้โดยความดันของสสารนิวตรอนที่เสื่อมสภาพ

หลุมดำ.

ในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าดาวนิวตรอนรุ่นก่อน แกนกลางจะเกิดการพังทลายของแรงโน้มถ่วงโดยสิ้นเชิง เมื่อวัตถุหดตัว แรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวของมันจะเพิ่มขึ้นมากจนไม่มีอนุภาคหรือแม้แต่แสงสามารถออกไปได้ วัตถุจึงมองไม่เห็น ในบริเวณใกล้เคียงคุณสมบัติของกาลอวกาศเปลี่ยนแปลงไปอย่างมาก สิ่งเหล่านี้สามารถอธิบายได้ด้วยทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเท่านั้น วัตถุดังกล่าวเรียกว่าหลุมดำ

หากหลุมดำรุ่นก่อนเป็นสมาชิกของระบบดาวคู่ที่มีคราส หลุมดำจะยังคงโคจรรอบดาวฤกษ์ปกติที่อยู่ใกล้เคียงต่อไป ในกรณีนี้ ก๊าซจากชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์สามารถเข้าสู่บริเวณหลุมดำและตกลงไปบนหลุมดำได้ แต่ก่อนที่จะหายไปในบริเวณที่มองไม่เห็น (ใต้ขอบฟ้าเหตุการณ์) มันจะร้อนขึ้นถึงอุณหภูมิสูงและกลายเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ซึ่งสามารถสังเกตได้โดยใช้กล้องโทรทรรศน์พิเศษ เมื่อดาวฤกษ์ปกติบดบังหลุมดำ การแผ่รังสีเอกซ์ควรจะหายไป

มีการค้นพบไบนารีคราสที่มีแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์หลายแห่งแล้ว พวกเขาสงสัยว่ามีหลุมดำอยู่ ตัวอย่างของระบบดังกล่าวคือวัตถุ Cygnus X-1 การวิเคราะห์สเปกตรัมแสดงให้เห็นว่าคาบการโคจรของระบบนี้คือ 5.6 วัน และคราสรังสีเอกซ์เกิดขึ้นในช่วงเวลาเดียวกัน มีข้อสงสัยเล็กน้อยว่ามีหลุมดำอยู่ที่นั่น

ระยะเวลาวิวัฒนาการของดวงดาว

นอกเหนือจากเหตุการณ์ภัยพิบัติในชีวิตของดวงดาวแล้ว ชีวิตมนุษย์ยังสั้นเกินกว่าจะสังเกตเห็นการเปลี่ยนแปลงทางวิวัฒนาการของดาวฤกษ์แต่ละดวงโดยเฉพาะ ดังนั้นการวิวัฒนาการของดวงดาวจึงถูกตัดสินในลักษณะเดียวกับการเติบโตของต้นไม้ในป่านั่นคือ สังเกตตัวอย่างมากมายที่อยู่ในขั้นตอนวิวัฒนาการที่แตกต่างกันไปพร้อมๆ กัน

อัตราและรูปแบบวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เกือบทั้งหมดถูกกำหนดโดยมวลของมัน องค์ประกอบทางเคมีก็มีอิทธิพลเช่นกัน ดาวดวงหนึ่งอาจมีอายุน้อยทางกายภาพ แต่มีอายุตามวิวัฒนาการแล้วในลักษณะเดียวกับหนูอายุหนึ่งเดือนซึ่งมีอายุมากกว่าลูกช้างอายุหนึ่งปี ความจริงก็คือความเข้มของการปล่อยพลังงาน (ความส่องสว่าง) ของดาวฤกษ์จะเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วเมื่อมวลเพิ่มขึ้น ดังนั้นดาวมวลมากจึงเผาผลาญเชื้อเพลิงได้เร็วกว่าดาวมวลต่ำมาก

ดาวมวลมากสว่างในแถบลำดับหลักบน (คลาสสเปกตรัม O, B และ A) มีอายุขัยสั้นกว่าดาวฤกษ์อย่างดวงอาทิตย์และสมาชิกที่มีมวลน้อยกว่าในแถบลำดับหลักชั้นล่างด้วยซ้ำ ดังนั้น ดาวฤกษ์ประเภท O, B และ A ที่เกิดพร้อมกันกับดวงอาทิตย์จึงได้วิวัฒนาการเสร็จสิ้นไปนานแล้ว และดาวฤกษ์ที่ถูกสังเกตพบในขณะนี้ (เช่น ในกลุ่มดาวนายพราน) น่าจะเกิดเมื่อไม่นานมานี้

ใกล้ดวงอาทิตย์มีดวงดาวที่มีอายุทางกายภาพและวิวัฒนาการต่างกัน อย่างไรก็ตาม ในแต่ละกระจุกดาว สมาชิกทั้งหมดมีอายุทางกายภาพที่เกือบจะเท่ากัน โดยศึกษากระจุกที่อายุน้อยที่สุด 1 ล้านปี เราเห็นดวงดาวทุกดวงบนแถบลำดับหลัก และบางดวงยังเข้าใกล้มันอีกด้วย ในกระจุกดาวเก่า ดาวที่สว่างที่สุดได้ออกจากลำดับหลักไปแล้วและกลายเป็นดาวยักษ์แดง กระจุกที่เก่าแก่ที่สุดจะเหลือเพียงส่วนล่างของแถบลำดับหลักเท่านั้น แต่กิ่งก้านขนาดยักษ์และกิ่งแนวนอนที่ตามหลังกระจุกดาวนั้นเต็มไปด้วยดวงดาวมากมาย

หากคุณเปรียบเทียบไดอะแกรม Hertzsprung–Russell ของกระจุกดาวเปิดต่างๆ คุณจะเข้าใจได้ง่ายว่ากระจุกดาวใดมีอายุมากกว่า สิ่งนี้ตัดสินโดยตำแหน่งของจุดพักของลำดับหลัก โดยทำเครื่องหมายที่ด้านบนของส่วนล่างที่เก็บรักษาไว้ ที่คลัสเตอร์คู่ ชม.และ คเซอุส จุดนี้อยู่สูงกว่ากระจุกดาวลูกไก่และกระจุกดาวไฮด์อย่างมีนัยสำคัญ ดังนั้นจึงมีอายุน้อยกว่าพวกมันมาก

แผนภาพของกระจุกดาวทรงกลมของเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์บ่งชี้ว่ากระจุกดาวทรงกลมมีอายุมาก ซึ่งใกล้เคียงกับอายุของดาราจักรเอง กระจุกดาวเหล่านี้ประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่ก่อตัวในยุคอันห่างไกลเมื่อกาแล็กซีแทบไม่มีองค์ประกอบหนักเลย ดังนั้นวิวัฒนาการของพวกมันจึงไม่ดำเนินไปเหมือนกับดาวฤกษ์สมัยใหม่ทุกประการ แม้ว่าโดยทั่วไปแล้วมันจะสอดคล้องกับมันก็ตาม

โดยสรุป เราชี้ให้เห็นว่าอายุของดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 5 พันล้านปี และขณะนี้อยู่ในเส้นทางวิวัฒนาการของมัน แต่หากมวลเริ่มต้นของดวงอาทิตย์สูงเป็นสองเท่า วิวัฒนาการของมันก็คงสิ้นสุดไปนานแล้ว และสิ่งมีชีวิตบนโลกก็คงไม่มีเวลาไปถึงจุดสูงสุดในรูปของมนุษย์ ซม.อีกด้วยกาแลคซี่; การยุบตัวของแรงโน้มถ่วง; เรื่องระหว่างดวงดาว; ดวงอาทิตย์.

วรรณกรรม:

เทย์เลอร์ อาร์. โครงสร้างและวิวัฒนาการของดาวฤกษ์. ม., 1973
แคปแลน เอส.เอ. ฟิสิกส์ของดวงดาว. ม., 1977
ชโคลฟสกี้ ไอ.เอส. ดาว. การเกิด การมีชีวิต และการตายของพวกเขา. ม., 1984
มาเซวิช เอ.จี., ตูตูคอฟ เอ.วี. วิวัฒนาการของดวงดาว: ทฤษฎีและการสังเกต. ม., 1988
บิสโนวาตี-โคแกน จี.เอส. กระบวนการทางกายภาพของทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์. ม., 1989
Surdin V.G., Lamzin S.A. โปรโตสตาร์ ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นที่ไหน อย่างไร และจากอะไรม., 1992