Դեղին աստղերն ամենաշատն են։ Կապույտ - սպիտակ - դեղին - կարմիր աստղեր - աստղերի տարբերություններ ըստ գույնի: Լինելով իրենց էվոլյուցիոն զարգացման տարբեր փուլերում՝ աստղերը բաժանվում են սովորական աստղերի, գաճաճ աստղերի, հսկա աստղերի։
Աստղերը տաք գազի հսկա ագլոմերացիաներ են: Դրանք հիմնականում բաղկացած են երկու տեսակի գազից՝ ջրածնից և հելիումից։ Ջրածնի և հելիումի միաձուլման պատճառով տեղի է ունենում էներգիայի արտազատում, ինչի պատճառով աստղերն այնքան պայծառ ու տաք են և, հավանաբար, այդ պատճառով էլ մեզ սպիտակ են թվում։ Իսկ ինչ վերաբերում է ամենահայտնի աստղին. Այն մեզ այլևս այդքան սպիտակ չի թվում և ավելի շատ դեղին է թվում: Եվ կան կարմիր, շագանակագույն, կապույտ աստղեր:
Որպեսզի հասկանանք, թե ինչու են աստղերը գալիս տարբեր գույներով, անհրաժեշտ է հետևել աստղի կյանքի ողջ ուղին այն պահից, երբ այն հայտնվում է մինչև նրա ամբողջական անհետացումը:
 |
| Լուսանկարը՝ Նայջել Հաուի |
Այժմ դուք հասկանում եք, որ յուրաքանչյուր աստղ անցնում է իր զարգացման տարբեր ուղիներով և անընդհատ փոխում է իր չափը, գույնը, պայծառությունը, ջերմաստիճանը: Այսպիսով, աստղերի շատ տեսակներ կան: Ամենափոքր աստղերը կարմիր են: Միջին աստղերը դեղին գույն ունեն, ինչպիսին մեր Արևն է: Ավելի մեծ աստղերը կապույտ են, նրանք ամենապայծառ աստղերն են: Շագանակագույն թզուկները շատ քիչ էներգիա ունեն և չեն կարողանում փոխհատուցել ճառագայթման կորցրած էներգիան: Սպիտակ թզուկները աստիճանաբար սառչող աստղեր են, որոնք շուտով դառնում են անտեսանելի և մութ:
Մեր Արեգակնային համակարգի միակ աստղը՝ Արևը, դեղին թզուկ է: Հյուսիսային աստղը, որը ցույց է տալիս նավաստիների ճանապարհը, կապույտ գերհսկա է: Proxima Centauri-ը՝ Արեգակին ամենամոտ աստղը, կարմիր թզուկ է։ Տիեզերքի աստղերի մեծ մասը նույնպես կարմիր թզուկներ են: Եվ մենք բոլոր աստղերին տեսնում ենք սպիտակ, ինչո՞ւ: Պարզվում է, որ դրա պատճառը աստղերի և մեր տեսողության խավարն է։ Այն այնքան սուր չէ, որ բռնի նման աստղերի տարբեր գույները։ Բայց մենք դեռ կարող ենք տարբերել ամենապայծառ աստղերի գույնը։
Այժմ դուք գիտեք, որ աստղերը ոչ միայն սպիտակ են, և դուք հեշտությամբ կարող եք հաղթահարել առաջադրանքը:
Զորավարժություններ:
- Նկարիր գունավոր աստղերով լի երկինք: Սա հենց այն երկինքն է, որը մենք կտեսնեինք, եթե ավելի սուր տեսողություն ունենայինք:
Նայեք գիշերային երկնքին, ինչ են աստղերը:Պարզ, մութ գիշերներին, նորմալ տեսողությամբ, դուք կարող եք տեսնել հազարավոր աստղեր, որոնցից մի քանիսը հազիվ տեսանելի են, մյուսներն այնքան պայծառ, որ կարող եք տեսնել դրանք, երբ երկինքը դեռ կապույտ է: Ինչու են որոշ աստղեր ավելի պայծառ, քան մյուսները:
Երկու պատճառով. Ոմանք ուղղակի ավելի մոտ են մեզ, իսկ մյուսները, թեև հեռու են, բայց չափերով աներևակայելի մեծ են։ Եկեք նայենք հարավային երկնքի մի փոքրիկ հատվածին:
Ալֆա Կենտավրոս(դեղին), գիշերային երկնքի ամենապայծառ աստղերից մեկն է, այն նման է մերին, միայն մի փոքր ավելի մեծ և պայծառ, և ունի մոտավորապես նույն գույնը: Նրա պայծառության պատճառն այն է, որ այն (տիեզերական առումով) մեզ շատ մոտ է` ընդամենը 4,4 լուսային տարի:
Բայց նայեք երկրորդ ամենապայծառ աստղին (կապույտից մի փոքր վերև), որը հայտնի է որպես Բետա Կենտավրի.
Beta Centauri-ն իրականում Alpha Centauri-ի հարեւանը չէ: Չնայած դեղին աստղը գտնվում է Երկրից ընդամենը 4,4 լուսատարի հեռավորության վրա, Բետա Կենտավուրը, որը գտնվում է Երկրից 530 լուսատարի հեռավորության վրա, կամ ավելի քան 100 անգամ ավելի հեռու!
Ինչո՞ւ է, ուրեմն, Բետա Կենտավրը փայլում գրեթե նույնքան վառ, որքան Ալֆա Կենտավուրը:Այո, քանի որ դա այլ տեսակի աստղ է: Որոնք են աստղերը, եթե նայենք գույնին: Դեղին «G-տիպ» Ալֆա Կենտավրոս, ճիշտ այնպես, ինչպես մեր Արևը: Իսկ Beta Centauri-ն կապույտ աստղերից է, և պատկանում է «B-տիպի» աստղերին։
Յուրաքանչյուր աստղ ունի 5 հիմնական պարամետր.1. Լուսավորություն, 2. Գույն, 3. Ջերմաստիճանը, 4. Չափը, 5. քաշը։ Այս հատկանիշները զգալիորեն կախված են միմյանցից: Գույնը կախված է աստղի ջերմաստիճանից, ինտենսիվությունը՝ ջերմաստիճանից և չափից։
Աստղի գույնը և ջերմաստիճանը
Չնայած իրենց երանգներին, աստղերն ունեն երեք հիմնական գույներ՝ կարմիր, դեղին և կապույտ: Մեր Արևը դեղին աստղերից է: Գույնը կախված է նրա ջերմաստիճանից։ Մակերեւույթի վրա դեղին աստղերի ջերմաստիճանը հասնում է 6000 ° C-ի: Կարմիր աստղերն ավելի ցուրտ են, քան իրենց մակերեսի ջերմաստիճանը 2000 ° C-ից մինչև 3000 ° C: Իսկ կապույտ աստղերը համարվում են ամենաշոգը` 10,000 ° C-ից մինչև 100,000 ° C:
Ցանկացած աստղ՝ դեղին, կապույտ կամ կարմիր, գազի տաք գնդակ է: Լուսատուների ժամանակակից դասակարգումը հիմնված է մի քանի պարամետրերի վրա. Դրանք ներառում են մակերեսի ջերմաստիճանը, չափը և պայծառությունը: Պարզ գիշերը երևացող աստղի գույնը հիմնականում կախված է առաջին պարամետրից: Ամենաթեժ լուսատուները կապույտ կամ նույնիսկ կապույտ են, ամենացուրտը՝ կարմիր: Դեղին աստղերը, որոնց օրինակները ներկայացված են ստորև, զբաղեցնում են միջին դիրքը ջերմաստիճանի սանդղակի վրա: Արևը այս լուսատուներից մեկն է:
Տարբերություններ
Տարբեր ջերմաստիճանի տակ տաքացած մարմինները լույս են արձակում տարբեր ալիքի երկարությամբ։ Մարդու աչքի կողմից որոշված գույնը կախված է այս պարամետրից: Որքան կարճ է ալիքի երկարությունը, այնքան ավելի տաք է մարմինը և ավելի մոտ է նրա գույնը սպիտակին և կապույտին: Սա ճիշտ է նաև աստղերի համար։
Կարմիր լուսատուներն ամենացուրտն են: Նրանց մակերեսի ջերմաստիճանը հասնում է ընդամենը 3 հազար աստիճանի։ Աստղը դեղին է, ինչպես մեր Արեգակը, արդեն շոգ է։ Նրա ֆոտոսֆերան տաքանում է մինչև 6000º: Սպիտակ լուսատուներն էլ ավելի տաք են՝ 10-ից 20 հազար աստիճան: Եվ վերջապես, կապույտ աստղերն ամենաթեժն են: Նրանց մակերեսի ջերմաստիճանը հասնում է 30-ից 100 հազար աստիճանի։
Ընդհանուր բնութագրեր
Դեղին թզուկի առանձնահատկությունները
Փոքր չափերով լուսատուները բնութագրվում են տպավորիչ կյանքի տեւողությամբ: այս պարամետրը 10 միլիարդ տարի է: Արեգակն այժմ գտնվում է մոտավորապես իր կյանքի ցիկլի կեսին, այսինքն՝ նրան մնացել է մոտ 5 միլիարդ տարի, մինչև նա դուրս գա Գլխավոր հաջորդականությունից և դառնա կարմիր հսկա։
Դեղնավուն և «գաճաճ» տեսակին պատկանող աստղը ունի արևի չափսեր։ Նման լուսատուների էներգիայի աղբյուրը ջրածնից հելիումի սինթեզն է։ Նրանք անցնում են էվոլյուցիայի հաջորդ փուլ այն բանից հետո, երբ ջրածինը վերջանում է միջուկում և սկսվում է հելիումի այրումը։
Բացի Արևից, դեղին թզուկները ներառում են A, Alpha Northern Corona, Mu Bootes, Tau Ceti և այլ լուսատուներ:
Դեղին ենթահսկաներ
Արեգակին նման աստղերը ջրածնային վառելիքի սպառումից հետո սկսում են փոխվել։ Երբ միջուկում հելիումը բռնկվում է, աստղը կընդլայնվի և կվերածվի: Այնուամենայնիվ, այս փուլն անմիջապես չի առաջանում: Արտաքին շերտերը սկսում են առաջինը այրվել: Աստղն արդեն դուրս է եկել Գլխավոր հաջորդականությունից, բայց դեռ չի ընդլայնվել՝ այն գտնվում է ենթահսկա փուլում։ Նման աստղի զանգվածը սովորաբար տատանվում է 1-ից 5-ի
Դեղին ենթահսկա փուլով կարող են անցնել նաև աստղերը, որոնք ավելի տպավորիչ են չափերով։ Սակայն նրանց համար այս փուլն ավելի քիչ է արտահայտված։ Այսօրվա ամենահայտնի ենթահսկան Պրոցյոնն է (Ալֆա Canis Minor):
Իրական հազվադեպություն
Դեղին աստղերը, որոնց անունները տրվեցին վերևում, պատկանում են Տիեզերքի բավականին տարածված տեսակներին: Իրավիճակն այլ է հիպերհսկաների դեպքում. Սրանք իսկական հսկաներ են, որոնք համարվում են ամենածանրը, ամենապայծառը և ամենամեծը և միևնույն ժամանակ ամենակարճ կյանքի տևողությունը: Հայտնի հիպերհսկաների մեծ մասը վառ կապույտ փոփոխականներ են, բայց նրանց մեջ կան սպիտակ, դեղին և նույնիսկ կարմիր աստղեր:
Նման հազվագյուտ տիեզերական մարմինների թվում է, օրինակ, Ռո Կասիոպիան։ Սա դեղին հիպերհսկա է, որը 550 հազար անգամ գերազանցում է Արեգակից պայծառությամբ: Այն գտնվում է մեր մոլորակից 12000 մետր հեռավորության վրա, պարզ գիշերում այն կարելի է տեսնել անզեն աչքով (տեսանելի պայծառությունը 4,52 մ է):
գերհսկաներ
Հիպերհսկաները գերհսկաների հատուկ դեպք են։ Վերջինս ներառում է նաև դեղին աստղեր։ Դրանք, ըստ աստղագետների, լուսատուների էվոլյուցիայի անցումային փուլ են կապույտից մինչև կարմիր գերհսկաներ: Այնուամենայնիվ, դեղին գերհսկայի փուլում աստղը կարող է գոյություն ունենալ բավականին երկար ժամանակ։ Որպես կանոն, էվոլյուցիայի այս փուլում լուսատուները չեն մահանում։ Արտաքին տիեզերքի ուսումնասիրության ողջ ընթացքում գրանցվել են դեղին գերհսկաների կողմից ստեղծված միայն երկու գերնոր աստղեր:
Այդպիսի լուսատուներից են Կանոպուսը (Ալֆա Կարինա), Ռաստաբանը (Բետա Վիշապը), Բետա Ջրհոսը և որոշ այլ առարկաներ։
Ինչպես տեսնում եք, յուրաքանչյուր աստղ, Արեգակի պես դեղին, ունի հատուկ առանձնահատկություններ: Այնուամենայնիվ, բոլորն էլ ընդհանուր բան ունեն՝ սա այն գույնն է, որը ֆոտոսֆերայի որոշակի ջերմաստիճանի տաքացման արդյունք է: Բացի նշվածներից, այդպիսի լուսատուներից են Էպսիլոն Շիլդը և Բետա Ագռավը (պայծառ հսկաներ), Հարավային եռանկյունու դելտան և բետա ընձուղտը (գերհսկաներ), Կապելլան և Վինդեմիատրիքսը (հսկաները) և շատ այլ տիեզերական մարմիններ: Պետք է նշել, որ օբյեկտների դասակարգման մեջ նշված գույնը միշտ չէ, որ համընկնում է տեսանելիի հետ։ Դա տեղի է ունենում այն պատճառով, որ լույսի իրական գույնը աղավաղվում է գազից և փոշուց, ինչպես նաև մթնոլորտի միջով անցնելուց հետո: Աստղաֆիզիկոսները գույնը որոշելու համար օգտագործում են սպեկտրոգրաֆ. այն շատ ավելի ճշգրիտ տեղեկատվություն է տալիս, քան մարդու աչքը: Նրա շնորհիվ է, որ գիտնականները կարող են տարբերել մեզանից մեծ հեռավորությունների վրա գտնվող կապույտ, դեղին և կարմիր աստղերը։
Աստղերը շատ տարբեր են՝ փոքր ու մեծ, պայծառ ու ոչ շատ վառ, ծեր ու երիտասարդ, տաք ու սառը, սպիտակ, կապույտ, դեղին, կարմիր և այլն։
Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամը թույլ է տալիս հասկանալ աստղերի դասակարգումը:
Այն ցույց է տալիս աստղի բացարձակ մեծության, պայծառության, սպեկտրային տիպի և մակերևույթի ջերմաստիճանի միջև կապը։ Այս գծապատկերի աստղերը պատահական չեն դասավորված, այլ ձևավորում են լավ հստակեցված տարածքներ:
Աստղերի մեծ մասը գտնվում է այսպես կոչված հիմնական հաջորդականությունը. Հիմնական հաջորդականության գոյությունը պայմանավորված է նրանով, որ ջրածնի այրման փուլը կազմում է աստղերի մեծ մասի էվոլյուցիայի ժամանակի ~90%-ը. աստղի կենտրոնական շրջաններում ջրածնի այրումը հանգեցնում է իզոթերմ հելիումի միջուկի ձևավորմանը, անցումը կարմիր հսկայի փուլին, և աստղի հեռանալը հիմնական հաջորդականությունից: Կարմիր հսկաների համեմատաբար կարճ էվոլյուցիան, կախված նրանց զանգվածից, հանգեցնում է սպիտակ թզուկների, նեյտրոնային աստղերի կամ սև խոռոչների ձևավորմանը։
Լինելով իրենց էվոլյուցիոն զարգացման տարբեր փուլերում՝ աստղերը բաժանվում են սովորական աստղերի, գաճաճ աստղերի, հսկա աստղերի։
Սովորական աստղերը հիմնական հաջորդականության աստղերն են: Մեր արևը դրանցից մեկն է։ Երբեմն այնպիսի սովորական աստղերը, ինչպիսին Արևն է, կոչվում են դեղին թզուկներ:
դեղին թզուկ
Դեղին թզուկը հիմնական հաջորդականության փոքր աստղերի տեսակ է, որի զանգվածը 0,8-ից 1,2 արեգակնային զանգված է և մակերեսի ջերմաստիճանը 5000–6000 Կ։
Դեղին թզուկի կյանքի տևողությունը միջինում 10 միլիարդ տարի է:
Ջրածնի ողջ պաշարը այրվելուց հետո աստղը բազմապատիկ մեծանում է չափերով և վերածվում կարմիր հսկայի: Այս տեսակի աստղերի օրինակ է Ալդեբարանը:
Կարմիր հսկան դուրս է նետում գազի իր արտաքին շերտերը՝ ձևավորելով մոլորակային միգամածություններ, և միջուկը փլուզվում է փոքր, խիտ սպիտակ թզուկի։
Կարմիր հսկան մեծ կարմրավուն կամ նարնջագույն աստղ է: Նման աստղերի առաջացումը հնարավոր է ինչպես աստղերի ձևավորման փուլում, այնպես էլ դրանց գոյության հետագա փուլերում։
Վաղ փուլում աստղը ճառագայթում է սեղմման ընթացքում արձակված գրավիտացիոն էներգիայի շնորհիվ, մինչև սեղմումը կդադարեցվի ջերմամիջուկային ռեակցիայի սկիզբով։
Աստղերի էվոլյուցիայի վերջին փուլերում, երբ ջրածինը այրվում է նրանց ինտերիերում, աստղերը իջնում են հիմնական հաջորդականությունից և տեղափոխվում Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամի կարմիր հսկաների և գերհսկաների շրջան. այս փուլը տևում է մոտ 10%: Աստղերի «ակտիվ» կյանքի ժամանակը, այսինքն՝ նրանց էվոլյուցիայի փուլերը, որոնց ընթացքում աստղերի ինտերիերում տեղի են ունենում նուկլեոսինթեզի ռեակցիաներ։
Հսկա աստղն ունի մակերեսի համեմատաբար ցածր ջերմաստիճան՝ մոտ 5000 աստիճան։ Հսկայական շառավիղ՝ հասնելով 800 արևի և նման մեծ չափերի շնորհիվ՝ հսկայական լուսավորություն։ Առավելագույն ճառագայթումը ընկնում է սպեկտրի կարմիր և ինֆրակարմիր հատվածների վրա, այդ իսկ պատճառով դրանք կոչվում են կարմիր հսկաներ։
Հսկաներից ամենամեծը վերածվում է կարմիր գերհսկաների։ Օրիոն համաստեղության Բետելգեյզ անունով աստղը կարմիր գերհսկայի ամենավառ օրինակն է:
Թզուկ աստղերը հսկաների հակառակն են և կարող են լինել հետևյալը.
Սպիտակ թզուկն այն է, ինչ մնում է սովորական աստղից, որի զանգվածը չի գերազանցում 1,4 արեգակնային զանգվածը կարմիր հսկայի փուլով անցնելուց հետո:
Ջրածնի բացակայության պատճառով նման աստղերի միջուկում ջերմամիջուկային ռեակցիա տեղի չի ունենում։
Սպիտակ թզուկները շատ խիտ են: Նրանք չափերով մեծ չեն Երկրից, սակայն դրանց զանգվածը կարելի է համեմատել Արեգակի զանգվածի հետ։
Սրանք անհավանական տաք աստղեր են, որոնց ջերմաստիճանը հասնում է 100000 աստիճանի կամ ավելի: Նրանք փայլում են իրենց մնացած էներգիայի վրա, բայց ժամանակի ընթացքում այն սպառվում է, և միջուկը սառչում է՝ վերածվելով սև թզուկի։
Կարմիր թզուկները տիեզերքի աստղային տիպի ամենատարածված օբյեկտներն են: Նրանց առատության գնահատականները տատանվում են գալակտիկայի բոլոր աստղերի թվի 70-90%-ի սահմաններում: Նրանք բավականին տարբերվում են մյուս աստղերից։
Կարմիր թզուկների զանգվածը չի գերազանցում արեգակնային զանգվածի մեկ երրորդը (զանգվածի ստորին սահմանը 0,08 արեգակն է, որին հաջորդում են շագանակագույն թզուկները), մակերեսի ջերմաստիճանը հասնում է 3500 Կ։ Կարմիր թզուկներն ունեն M սպեկտրալ տիպ կամ ուշ Կ։ տիպը շատ քիչ լույս է արձակում, երբեմն Արեգակից 10000 անգամ փոքր:
Հաշվի առնելով նրանց ցածր ճառագայթումը, կարմիր թզուկներից ոչ մեկը տեսանելի չէ Երկրից անզեն աչքով: Նույնիսկ Արեգակին ամենամոտ կարմիր թզուկը՝ Proxima Centauri-ն (եռակի համակարգի ամենամոտ աստղը Արեգակին) և ամենամոտ մեկ կարմիր թզուկը՝ Բարնարդի աստղը, ունեն համապատասխանաբար 11,09 և 9,53 տեսանելի մեծություն։ Միաժամանակ անզեն աչքով կարելի է դիտել մինչև 7,72 մագնիտուդով աստղ։
Ջրածնի այրման ցածր արագության պատճառով կարմիր թզուկները շատ երկար կյանք ունեն՝ տասնյակ միլիարդից մինչև տասնյակ տրիլիոն տարի (0,1 արևի զանգված ունեցող կարմիր թզուկը կվառվի 10 տրիլիոն տարի):
Կարմիր թզուկների մոտ հելիումի հետ կապված ջերմամիջուկային ռեակցիաները անհնար են, ուստի նրանք չեն կարող վերածվել կարմիր հսկաների։ Ժամանակի ընթացքում դրանք աստիճանաբար փոքրանում են և ավելի ու ավելի տաքանում, մինչև սպառեն ջրածնային վառելիքի ողջ պաշարը։
Աստիճանաբար, ըստ տեսական հասկացությունների, դրանք վերածվում են կապույտ թզուկների՝ աստղերի հիպոթետիկ դասի, մինչդեռ կարմիր թզուկներից ոչ մեկին դեռ չի հաջողվել վերածվել կապույտ թզուկի, այնուհետև՝ հելիումի միջուկով սպիտակ թզուկների։
Դարչնագույն թզուկ - ենթաստղային օբյեկտներ (մոտավորապես 0,01-ից 0,08 արեգակնային զանգվածի կամ, համապատասխանաբար, 12,57-ից 80,35 Յուպիտերի զանգվածի և Յուպիտերի տրամագծով մոտավորապես հավասար զանգվածով), որոնց խորություններում, ի տարբերություն հիմնականի: հաջորդականության աստղեր, չկա ջերմամիջուկային միաձուլման ռեակցիա ջրածնի հելիումի փոխակերպմամբ:
Հիմնական հաջորդականության աստղերի նվազագույն ջերմաստիճանը մոտ 4000 Կ է, շագանակագույն թզուկների ջերմաստիճանը տատանվում է 300-ից 3000 Կ: Շագանակագույն թզուկներն իրենց ողջ կյանքի ընթացքում անընդհատ սառչում են, մինչդեռ որքան մեծ է թզուկը, այնքան ավելի դանդաղ է սառչում:
ենթաշագանակագույն թզուկներ
Ենթաշագանակագույն թզուկները կամ շագանակագույն ենթգաճաճները սառը գոյացություններ են, որոնք գտնվում են շագանակագույն թզուկների զանգվածի սահմանից ցածր: Նրանց զանգվածը Արեգակի զանգվածի մոտ հարյուրերորդից պակաս է կամ, համապատասխանաբար, Յուպիտերի 12,57 զանգվածից, ստորին սահմանը սահմանված չէ։ Նրանք ավելի հաճախ համարվում են մոլորակներ, չնայած գիտական հանրությունը դեռ վերջնական եզրակացության չի եկել, թե որն է համարվում մոլորակ, իսկ ինչը՝ ենթաշագանակագույն թզուկ։
սև թզուկ
Սև թզուկները սպիտակ թզուկներ են, որոնք սառել են և, հետևաբար, չեն ճառագայթում տեսանելի տիրույթում: Ներկայացնում է սպիտակ թզուկների էվոլյուցիայի վերջին փուլը: Սև թզուկների զանգվածները, ինչպես սպիտակ թզուկների զանգվածները, վերևից սահմանափակված են արևի 1,4 զանգվածով։
Երկուական աստղը երկու գրավիտացիոն կապակցված աստղեր են, որոնք պտտվում են ընդհանուր զանգվածի կենտրոնի շուրջ։
Երբեմն լինում են երեք և ավելի աստղային համակարգեր, նման ընդհանուր դեպքում համակարգը կոչվում է բազմակի աստղ։
Այն դեպքերում, երբ նման աստղային համակարգը Երկրից շատ հեռու չէ, աստղադիտակի միջոցով կարելի է առանձնացնել առանձին աստղեր։ Եթե հեռավորությունը նշանակալի է, ապա հասկանալ, որ աստղագետների առաջ կրկնակի աստղը հնարավոր է միայն անուղղակի նշաններով` պայծառության տատանումներով, որոնք առաջանում են մի աստղի պարբերական խավարումներից մյուսի և որոշ այլ աստղերի կողմից:
Նոր աստղ
Աստղեր, որոնց պայծառությունն անսպասելիորեն ավելանում է 10000-ով։ Նովան երկուական համակարգ է, որը բաղկացած է սպիտակ թզուկից և հիմնական հաջորդականության ուղեկից աստղից։ Նման համակարգերում աստղից գազը աստիճանաբար հոսում է սպիտակ թզուկի մեջ և պարբերաբար պայթում այնտեղ՝ առաջացնելով պայծառության պոռթկում։
Գերնովա
Գերնոր աստղը աստղ է, որն ավարտում է իր էվոլյուցիան աղետալի պայթյունավտանգ գործընթացով: Բռնկումն այս դեպքում կարող է մի քանի կարգով ավելի մեծ լինել, քան նոր աստղի դեպքում։ Նման հզոր պայթյունը հետևանք է էվոլյուցիայի վերջին փուլում աստղում տեղի ունեցող գործընթացների։
նեյտրոնային աստղ
Նեյտրոնային աստղերը (NS) աստղային գոյացություններ են՝ 1,5 արեգակնային զանգվածի զանգվածով և սպիտակ թզուկներից նկատելիորեն փոքր չափերով, նեյտրոնային աստղի բնորոշ շառավիղը, ենթադրաբար, 10-20 կիլոմետր է:
Դրանք հիմնականում բաղկացած են չեզոք ենթաատոմային մասնիկներից՝ նեյտրոններից, որոնք սերտորեն սեղմված են գրավիտացիոն ուժերի կողմից։ Նման աստղերի խտությունը չափազանց բարձր է, այն համաչափ է, և որոշ գնահատականներով այն կարող է մի քանի անգամ գերազանցել ատոմային միջուկի միջին խտությունը։ NZ նյութի մեկ խորանարդ սանտիմետրը կկշռեր հարյուր միլիոնավոր տոննա: Նեյտրոնային աստղի մակերեսի վրա ձգողության ուժը մոտ 100 միլիարդ անգամ ավելի մեծ է, քան Երկրի վրա:
Մեր Գալակտիկայում, ըստ գիտնականների, կարող է լինել 100 միլիոնից մինչև 1 միլիարդ նեյտրոնային աստղ, այսինքն՝ ինչ-որ տեղ հազար սովորական աստղից մեկի մոտ:
Պուլսարներ
Պուլսարները էլեկտրամագնիսական ճառագայթման տիեզերական աղբյուրներ են, որոնք Երկիր են գալիս պարբերական պոռթկումների (զարկերակների) տեսքով։
Ըստ գերիշխող աստղաֆիզիկական մոդելի՝ պուլսարները պտտվող նեյտրոնային աստղեր են՝ մագնիսական դաշտով, որը թեքված է դեպի պտտման առանցքը։ Երբ Երկիրն ընկնում է այս ճառագայթումից առաջացած կոնի մեջ, հնարավոր է գրանցել ճառագայթման իմպուլս, որը կրկնվում է աստղի պտույտի ժամանակաշրջանին հավասար ընդմիջումներով։ Որոշ նեյտրոնային աստղեր վայրկյանում կատարում են մինչև 600 պտույտ։
Cepheid
Ցեֆեիդները պուլսացիոն փոփոխական աստղերի դաս են, որոնք ունեն բավականին ճշգրիտ ժամանակաշրջան-լուսավորություն հարաբերություններ, որոնք անվանվել են ի պատիվ Դելտա Ցեֆեի աստղի: Ամենահայտնի ցեֆեիդներից մեկը Հյուսիսային աստղն է:
Աստղերի հիմնական տեսակների (տեսակների) վերը նշված ցանկը իրենց հակիրճ բնութագրերով, իհարկե, չի սպառում Տիեզերքի աստղերի ողջ հնարավոր բազմազանությունը:
Բոլորը գիտեն, թե ինչ տեսք ունեն աստղերը երկնքում: Փոքրիկ, փայլուն լույսեր: Հին ժամանակներում մարդիկ չէին կարողանում բացատրություն տալ այս երեւույթի համար: Աստղերը համարվում էին աստվածների աչքերը, մահացած նախնիների հոգիները, խնամակալներն ու պաշտպանները, որոնք պաշտպանում էին մարդու խաղաղությունը գիշերվա խավարում: Այդ ժամանակ ոչ ոք չէր կարող մտածել, որ Արևը նույնպես աստղ է։
Ինչ է աստղը
Շատ դարեր են անցել, մինչև մարդիկ հասկացան, թե ինչ են աստղերը: Աստղերի տեսակները, դրանց բնութագրերը, այնտեղ տեղի ունեցող քիմիական և ֆիզիկական գործընթացների մասին պատկերացումները՝ սա գիտելիքի նոր տարածք է: Հին աստղագետները նույնիսկ չէին կարող պատկերացնել, որ նման լուսատուը իրականում ամենևին էլ փոքրիկ լույս չէ, այլ տաք գազի աներևակայելի գնդիկ, որի մեջ տեղի են ունենում ռեակցիաներ։
ջերմամիջուկային միաձուլում. Տարօրինակ պարադոքս կա այն բանի մեջ, որ աստղերի աղոտ լույսը միջուկային ռեակցիայի շլացուցիչ փայլն է, իսկ արևի հարմարավետ ջերմությունը միլիոնավոր կելվինների հրեշավոր ջերմությունն է:
Բոլոր աստղերը, որոնք կարելի է տեսնել երկնքում անզեն աչքով, գտնվում են Ծիր Կաթին գալակտիկայում: Սրա մի մասն է նաև արևը, որը գտնվում է նրա ծայրամասում։ Անհնար է պատկերացնել, թե ինչ տեսք կունենար գիշերային երկինքը, եթե Արևը լիներ Ծիր Կաթինի կենտրոնում։ Ի վերջո, այս գալակտիկայում աստղերի թիվը 200 միլիարդից ավելի է:
Մի քիչ աստղագիտության պատմության մասին
Հին աստղագետները կարող էին նաև անսովոր և հետաքրքիր բաներ պատմել երկնքի աստղերի մասին: Արդեն շումերներն առանձնացրել են առանձին համաստեղություններ և կենդանակերպի շրջան, նրանք առաջինն էին, որ հաշվարկեցին ամբողջական անկյան բաժանումը 360 0-ով։ Նրանք նաև ստեղծեցին լուսնային օրացույցը և կարողացան այն համաժամեցնել արևայինի հետ։ Եգիպտացիները հավատում էին, որ Երկիրը գտնվում է, բայց նրանք գիտեին, որ Մերկուրին և Վեներան պտտվում են Արեգակի շուրջը:
Չինաստանում աստղագիտությունը որպես գիտություն արդեն կիրառվում էր մ.թ.ա. III հազարամյակի վերջին։ ե., ա
Առաջին աստղադիտարանները հայտնվել են 12-րդ դարում։ մ.թ.ա ե. Նրանք ուսումնասիրել են լուսնի և արևի խավարումները՝ միաժամանակ կարողանալով հասկանալ դրանց պատճառը և նույնիսկ հաշվարկել կանխատեսման ամսաթվերը, դիտել երկնաքարերի հոսքերը և գիսաստղերի հետագծերը:
Հին ինկերը գիտեին աստղերի և մոլորակների տարբերությունները: Անուղղակի ապացույցներ կան, որ նրանք տեղյակ են եղել գալիլիացիների և Վեներայի սկավառակի ուրվագծերի տեսողական լղոզման մասին՝ մոլորակի վրա մթնոլորտի առկայության պատճառով:
Հին հույները կարողացան ապացուցել Երկրի գնդաձևությունը, ենթադրություն առաջ քաշեցին համակարգի հելիոկենտրոնության մասին։ Նրանք փորձել են հաշվարկել Արեգակի տրամագիծը, թեկուզ սխալմամբ։ Բայց հույներն առաջինն էին, որ սկզբունքորեն առաջարկեցին, որ Արեգակն ավելի մեծ է, քան Երկիրը, մինչ այդ բոլորը, հենվելով տեսողական դիտարկումների վրա, հակառակն էին հավատում։ Հույն Հիպարքոսն առաջինն էր, ով ստեղծեց լուսատուների կատալոգ և առանձնացրեց աստղերի տարբեր տեսակներ։ Այս գիտական աշխատության մեջ աստղերի դասակարգումը հիմնված էր փայլի ինտենսիվության վրա։ Հիպարքուսը առանձնացրել է պայծառության 6 դաս, ընդհանուր առմամբ կատալոգում կար 850 լուսատու։
Ինչի՞ վրա են ուշադրություն դարձրել հին աստղագետները:
Աստղերի սկզբնական դասակարգումը հիմնված էր նրանց պայծառության վրա: Ի վերջո, այս չափանիշը միակն է, որը հասանելի է միայն աստղադիտակով զինված աստղագետին։ Ամենապայծառ աստղերը կամ եզակի տեսանելի հատկություններ ունեցող աստղերը նույնիսկ ստացել են իրենց անունները, և յուրաքանչյուր ազգ ունի իր անունը: Այսպիսով, Դենեբը, Ռիգելն ու Ալգոլը արաբական անուններ են, Սիրիուսը՝ լատիներեն, իսկ Անտարեսը՝ հունարեն։ Յուրաքանչյուր ազգի բևեռային աստղն ունի իր անունը: Սա աստղերի «գործնական իմաստով» թերեւս ամենակարեւորներից մեկն է։ Նրա կոորդինատները գիշերային երկնքում անփոփոխ են՝ չնայած երկրի պտույտին։ Եթե մնացած աստղերը շարժվում են երկնքով՝ անցնելով արևածագից մայրամուտ, ապա Հյուսիսային աստղը չի փոխում իր գտնվելու վայրը։ Հետևաբար, նա էր, ով օգտագործվում էր նավաստիների և ճանապարհորդների կողմից որպես հուսալի ուղեցույց: Ի դեպ, հակառակ տարածված կարծիքի, սա երկնքի ամենապայծառ աստղը չէ։ Բևեռային աստղը ոչ մի բանով աչքի չի ընկնում՝ ո՛չ չափերով, ո՛չ էլ լյումինեսցենցիայի ինտենսիվությամբ։ Դուք կարող եք գտնել այն միայն, եթե գիտեք, թե որտեղ փնտրել: Այն գտնվում է փոքր արջի «շերեփի բռնակի» վերջում։
Ինչի՞ վրա է հիմնված աստղերի դասակարգումը:
Ժամանակակից աստղագետները, պատասխանելով այն հարցին, թե ինչ տեսակներ են աստղերը, դժվար թե նշեն փայլի պայծառությունը կամ գիշերային երկնքում գտնվելու վայրը: Բացառությամբ այն դեպքերի, երբ պատմական դիգրեսիայի հերթականությունը կամ դասախոսությունը նախատեսված է աստղագիտությանից շատ հեռու լսարանի համար:
Աստղերի ժամանակակից դասակարգումը հիմնված է նրանց սպեկտրալ վերլուծության վրա։ Այս դեպքում սովորաբար նշվում են նաև երկնային մարմնի զանգվածը, պայծառությունն ու շառավիղը։ Այս բոլոր ցուցանիշները տրված են Արեգակի հետ կապված, այսինքն՝ հենց նրա բնութագրերն են ընդունվում որպես չափման միավորներ։
Աստղերի դասակարգումը հիմնված է այնպիսի չափանիշի վրա, ինչպիսին է բացարձակ մեծությունը։ Սա առանց մթնոլորտի պայծառության ակնհայտ աստիճանն է, որը պայմանականորեն տեղակայված է դիտարկման կետից 10 պարսեկ հեռավորության վրա:
Բացի այդ, հաշվի են առնվում պայծառության փոփոխականությունը և աստղի չափը։ Աստղերի տեսակները ներկայումս որոշվում են ըստ սպեկտրային դասի, իսկ ավելի մանրամասն՝ ըստ ենթադասերի։ Աստղագետներ Ռասելը և Հերցպրունգը ինքնուրույն վերլուծել են լուսավորության, բացարձակ ջերմաստիճանի մակերևույթի և լուսատուների սպեկտրալ տեսակի փոխհարաբերությունները: Նրանք համապատասխան կոորդինատային առանցքներով գծապատկեր կառուցեցին և պարզեցին, որ արդյունքն ամենևին էլ քաոսային չէ։ Գրաֆիկի վրա լուսատուները տեղակայված էին հստակ տարբերվող խմբերում: Դիագրամը թույլ է տալիս, իմանալով աստղի սպեկտրալ տեսակը, առնվազն մոտավոր ճշգրտությամբ որոշել նրա բացարձակ մեծությունը։
Ինչպես են աստղերը ծնվում
Այս դիագրամը ծառայեց որպես հստակ ապացույց այս երկնային մարմինների էվոլյուցիայի ժամանակակից տեսության օգտին: Գրաֆիկը հստակ ցույց է տալիս, որ ամենաբազմաթիվ դասերը պատկանում են այսպես կոչված հիմնական հաջորդականության աստղերին: Այս հատվածին պատկանող աստղերի տեսակներն այս պահին Տիեզերքի զարգացման ամենատարածված կետում են։ Սա լուսատուի զարգացման փուլն է, որի ժամանակ ճառագայթման վրա ծախսվող էներգիան փոխհատուցվում է ջերմամիջուկային ռեակցիայի ժամանակ ստացված էներգիայով։ Զարգացման այս փուլում մնալու տևողությունը որոշվում է երկնային մարմնի զանգվածով և հելիումից ավելի ծանր տարրերի տոկոսով։
Աստղերի էվոլյուցիայի ներկայիս ընդունված տեսությունը նշում է, որ սկզբում
զարգացման փուլը, լուսատուը հազվագյուտ հսկա գազային ամպ է: Սեփական ձգողականության ազդեցությամբ այն փոքրանում է՝ աստիճանաբար վերածվելով գնդակի։ Որքան ուժեղ է սեղմումը, այնքան ավելի ինտենսիվ գրավիտացիոն էներգիան վերածվում է ջերմության: Գազը տաքանում է, և երբ ջերմաստիճանը հասնում է 15-20 մլն Կ–ի, նորածին աստղում ջերմամիջուկային ռեակցիա է սկսվում։ Դրանից հետո գրավիտացիոն կծկման գործընթացը կասեցվում է։
Աստղի կյանքի հիմնական շրջանը
Սկզբում երիտասարդ լուսատուի աղիքներում գերակշռում են ջրածնի ցիկլի ռեակցիաները։ Սա աստղի կյանքի ամենաերկար շրջանն է։ Աստղերի տեսակները, որոնք գտնվում են զարգացման այս փուլում, ներկայացված են վերը նկարագրված գծապատկերի ամենազանգվածային հիմնական հաջորդականությամբ։ Ժամանակի ընթացքում աստղի միջուկում ջրածինը վերջանում է՝ վերածվելով հելիումի։ Դրանից հետո ջերմամիջուկային այրումը հնարավոր է միայն միջուկի ծայրամասում։ Աստղը դառնում է ավելի պայծառ, նրա արտաքին շերտերը զգալիորեն ընդլայնվում են, և ջերմաստիճանը նվազում է: Երկնային մարմինը վերածվում է կարմիր հսկայի: Աստղի կյանքի այս շրջանը
շատ ավելի կարճ, քան նախորդը: Նրա հետագա ճակատագիրը քիչ հայտնի է: Կան տարբեր ենթադրություններ, սակայն դրանց հավաստի հաստատումը դեռ չի ստացվել։ Ամենատարածված տեսությունն ասում է, որ երբ շատ հելիում կա, աստղային միջուկը, չդիմանալով սեփական զանգվածին, փոքրանում է: Ջերմաստիճանը բարձրանում է այնքան ժամանակ, քանի դեռ հելիումն արդեն անցնում է ջերմամիջուկային ռեակցիայի։ Հրեշավոր ջերմաստիճանները հանգեցնում են հերթական ընդլայնման, և աստղը վերածվում է կարմիր հսկայի: Աստղի հետագա ճակատագիրը, ըստ գիտնականների ենթադրությունների, կախված է նրա զանգվածից։ Բայց դրա վերաբերյալ տեսությունները պարզապես համակարգչային սիմուլյացիաների արդյունք են, որոնք չեն հաստատվել դիտարկումներով:
սառեցնող աստղեր
Ենթադրաբար, փոքր զանգված կարմիր հսկաները կծկվեն՝ վերածվելով թզուկների և աստիճանաբար կսառչեն։ Միջին զանգվածի աստղերը կարող են վերածվել, մինչդեռ նման ձևավորման կենտրոնում արտաքին ծածկույթներից զուրկ միջուկը կշարունակի գոյություն ունենալ՝ աստիճանաբար սառչելով և վերածվելով սպիտակ թզուկի։ Եթե կենտրոնական աստղը արձակել է զգալի ինֆրակարմիր ճառագայթում, պայմաններ են առաջանում տիեզերական մասերի ակտիվացման համար մոլորակային միգամածության ընդլայնվող գազային ծրարում։
Զանգվածային լուսատուները, փոքրանալով, կարող են հասնել այնպիսի ճնշման մակարդակի, որ էլեկտրոնները բառացիորեն սեղմվեն ատոմային միջուկների մեջ՝ վերածվելով նեյտրոնների: Քանի որ միջեւ
այս մասնիկները չունեն էլեկտրաստատիկ վանման ուժեր, աստղը կարող է փոքրանալ մի քանի կիլոմետրի չափով: Ընդ որում, դրա խտությունը 100 միլիոն անգամ կգերազանցի ջրի խտությունը։ Նման աստղը կոչվում է նեյտրոնային աստղ և իրականում հսկայական ատոմային միջուկ է։
Գերզանգվածային աստղերը շարունակում են գոյություն ունենալ՝ հաջորդաբար սինթեզվելով ջերմամիջուկային ռեակցիաների գործընթացում հելիումից՝ ածխածնից, այնուհետև թթվածնից, դրանից՝ սիլիցիումից և, վերջապես, երկաթից։ Ջերմամիջուկային ռեակցիայի այս փուլում տեղի է ունենում գերնոր աստղի պայթյուն։ Գերնոր աստղերն իրենց հերթին կարող են վերածվել նեյտրոնային աստղերի կամ, եթե նրանց զանգվածը բավականաչափ մեծ է, շարունակեն փլուզվել մինչև կրիտիկական սահմանը և ձևավորել սև խոռոչներ։
Չափերը
Աստղերի դասակարգումն ըստ չափերի կարելի է իրականացնել երկու եղանակով. Աստղի ֆիզիկական չափը կարելի է որոշել նրա շառավղով։ Չափման միավորն այս դեպքում Արեգակի շառավիղն է։ Կան թզուկներ, միջին չափի աստղեր, հսկաներ և գերհսկաներ: Ի դեպ, Արեգակն ինքնին պարզապես թզուկ է։ Նեյտրոնային աստղերի շառավիղը կարող է հասնել ընդամենը մի քանի կիլոմետրի։ Իսկ գերհսկայում կտեղավորվի Մարս մոլորակի ողջ ուղեծիրը։ Աստղի չափը կարելի է հասկանալ նաև որպես նրա զանգված։ Այն սերտորեն կապված է աստղի տրամագծի հետ։ Որքան մեծ է աստղը, այնքան ցածր է նրա խտությունը, և հակառակը, որքան փոքր է աստղը, այնքան մեծ է խտությունը։ Այս չափանիշն այնքան էլ կենսունակ չէ։ Շատ քիչ աստղեր կան, որոնք Արեգակից 10 անգամ մեծ կամ փոքր կլինեն: Լուսատուների մեծ մասը տեղավորվում է 60-ից 0,03 արեգակնային զանգվածի միջակայքում: Արեգակի խտությունը, որպես մեկնարկային ցուցիչ, 1,43 գ/սմ 3 է։ Սպիտակ թզուկների խտությունը հասնում է 10 12 գ/սմ 3-ի, մինչդեռ հազվագյուտ գերհսկաների խտությունը կարող է միլիոնավոր անգամ ավելի քիչ լինել, քան արեգակը:
Աստղերի ստանդարտ դասակարգման մեջ զանգվածի բաշխման սխեման հետևյալն է. Փոքրերը ներառում են 0,08-ից 0,5 արևային զանգված ունեցող լուսատուներ։ Չափավոր՝ 0,5-ից մինչև 8 արևային զանգված, իսկ զանգվածային՝ 8 և ավելի:
Աստղերի դասակարգում . Կապույտից մինչև սպիտակ
Աստղերի դասակարգումն ըստ գույնի իրականում հիմնված է ոչ թե մարմնի տեսանելի փայլի, այլ սպեկտրային բնութագրերի վրա։ Օբյեկտի արտանետումների սպեկտրը որոշվում է աստղի քիմիական կազմով, որը որոշում է նաև նրա ջերմաստիճանը։
Ամենատարածվածը Հարվարդի դասակարգումն է, որը ստեղծվել է 20-րդ դարի սկզբին։ Ըստ այն ժամանակ ընդունված չափանիշների՝ աստղերի դասակարգումն ըստ գույնի ենթադրում է բաժանում 7 տեսակի։
Այսպիսով, ամենաբարձր ջերմաստիճան ունեցող աստղերը՝ 30-ից մինչև 60 հազար Կ դասակարգվում են որպես O դասի լուսատուներ: Նրանք կապույտ գույն ունեն, նման երկնային մարմինների զանգվածը հասնում է 60 արեգակնային զանգվածի (սմ), իսկ շառավիղը՝ 15 արևի շառավիղ։ p. R.): Նրանց սպեկտրում ջրածնի և հելիումի գծերը բավականին թույլ են։ Նման երկնային մարմինների պայծառությունը կարող է հասնել 1 միլիոն 400 հազար արեգակնային լուսավորության (ս. ս.):
B դասի աստղերը ներառում են 10-ից 30 հազար Կ ջերմաստիճան ունեցող լուսատուներ: Սրանք սպիտակ-կապույտ գույնի երկնային մարմիններ են, դրանց զանգվածը սկսվում է 18 վրկ-ից: մ., իսկ շառավիղը՝ 7 վրկ-ից։ մ Այս դասի առարկաների ամենացածր լուսավորությունը 20 հազար վ է։ ս., իսկ սպեկտրում ջրածնի գծերն ուժեղանում են՝ հասնելով միջին արժեքների։
Ա դասի աստղերն ունեն 7,5-ից 10 հազար Կ ջերմաստիճան, դրանք սպիտակ են։ Նման երկնային մարմինների նվազագույն զանգվածը սկսվում է 3,1 վրկ-ից։ մ., իսկ շառավիղը՝ 2,1 վրկ-ից։ Ռ. Օբյեկտների պայծառությունը 80-ից 20 հազար վ-ի սահմաններում է։ Հետ. Այս աստղերի սպեկտրի ջրածնի գծերը ուժեղ են, և առաջանում են մետաղական գծեր։
F դասի առարկաները իրականում դեղին-սպիտակ են, բայց սպիտակ տեսք ունեն: Նրանց ջերմաստիճանը տատանվում է 6-ից 7,5 հազար Կ, զանգվածը՝ 1,7-3,1 սմ, շառավիղը՝ 1,3-ից 2,1 վրկ։ Ռ. Նման աստղերի պայծառությունը տատանվում է 6-ից 80 վրկ: Հետ. Սպեկտրում ջրածնի գծերը թուլանում են, մետաղական գծերը, ընդհակառակը, մեծանում են։
Այսպիսով, բոլոր տեսակի սպիտակ աստղերը դասվում են A-ից մինչև F դասերի մեջ: Ավելին, ըստ դասակարգման, հետևում են դեղին և նարնջագույն լուսատուները:
Դեղին, նարնջագույն և կարմիր աստղեր
Աստղերի տեսակները գունավոր բաշխված են կապույտից կարմիր, քանի որ ջերմաստիճանը նվազում է, իսկ օբյեկտի չափն ու պայծառությունը նվազում է:
G դասի աստղերը, որոնք ներառում են Արեգակը, հասնում են 5-ից 6 հազար Կ ջերմաստիճանի, դրանք դեղին են։ Նման առարկաների զանգվածը 1,1-ից 1,7 վ է։ մ., շառավիղը՝ 1,1-ից 1,3 վրկ: Ռ. Լուսավորություն - 1,2-ից 6 վրկ: Հետ. Հելիումի և մետաղների սպեկտրալ գծերը ինտենսիվ են, ջրածնի գծերը թուլանում են։
K դասին պատկանող լուսատուներն ունեն 3,5-ից 5 հազար Կ ջերմաստիճան: Նրանք դեղին-նարնջագույն տեսք ունեն, սակայն այս աստղերի իրական գույնը նարնջագույնն է: Այս օբյեկտների շառավիղը գտնվում է 0,9-ից 1,1 վ-ի սահմաններում: ռ., քաշը `0,8-ից մինչև 1,1 վրկ: մ Պայծառությունը տատանվում է 0,4-ից 1,2 վրկ: Հետ. Ջրածնի գծերը գրեթե աննկատ են, մետաղական գծերը՝ շատ ամուր։
Ամենացուրտ և ամենափոքր աստղերը M դասի են: Նրանց ջերմաստիճանը կազմում է ընդամենը 2,5 - 3,5 հազար Կ և կարծես կարմիր են, թեև իրականում այդ մարմինները նարնջագույն-կարմիր են: Աստղերի զանգվածը գտնվում է 0,3-ից 0,8 վ-ի սահմաններում։ մ., շառավիղը՝ 0,4-ից 0,9 վրկ: Ռ. Լուսավորություն - ընդամենը 0,04 - 0,4 վրկ: Հետ. Սրանք մեռնող աստղեր են։ Միայն վերջերս հայտնաբերված շագանակագույն թզուկները նրանցից ավելի սառն են: Նրանց համար հատկացվել է առանձին դասի Մ-Տ։