Աստղ

Անվան այլ կիրառումների համար տե՛ս՝ Աստղ (այլ կիրառումներ)

Աստղեր։

Աստղ, երկնային մարմին, որի ներսում կատարվում են միջուկային ռեակցիաներ^[1]։ Աստղերը իրենցից ներկայացնում են մեծ լուսարձակող գազային միացություններ (գնդեր), որոնք առաջանում են հիմնականում գազափոշային միացություններից (հիմնականում ջրածնից և հելիումից) գրավիտացիոն սեղմումների հետևանքով։ Աստղի միջուկի ջերմաստիճանը չափվում է միլիոնավոր կելվիններով, իսկ մակերևույթի ջերմաստիճանը՝ հազարավոր կելվիններով։ Աստղերի մեծամասի համար էներգիայի գոյացման պատճառը նրանց մեջ ընթացող միջուկային ռեակցիաներն են, ինչի հետևանքով ջրածինը վերածվում է հելիումի. փոխարկումը կատարվում է բարձր ջերմաստիճաններում։ Աստղերը անվանում են տիեզերքի հիմնական մարմիններ, քանզի նրանք հանդիսանում են բնության հիմնական լուսավորող մարմինները։

Երկրագնդին ամենամոտ գտնվող աստղը Կենտավրոսի Պրոքսիման է, որը գտնվում է Երկիր մոլորակից 4,2 լուսային տարի հեռավորության վրա (4,2 լուս. տարի =39 տրիլլիոն կմ = 3,9 x 10¹³ կմ)։ Անզեն աչքով երկնքում կարելի է նկատել մոտ 6000 աստղ, 3000-ական ամեն կիսագնդում, որոնք բոլորն էլ գտնվում են մեր գալակտիկայում։ Արեգակը տիպիկ G կարգի դասին պատկանող աստղ է։

Աստղերի ծնունդն ու մահըԽմբագրել

Աստղեր առաջանում են մշտապես՝ խոշոր միգամածություններում: Դրանք հիմնականում կազմված են ջրածնից (Ջրածին), հելիումից և տիեզերական փոշուց, որոնց նախնական ջերմաստիճանը մոտ -263 °C է: Նախասկզբնական նյութը տիեզերական տարածության մեջ գազի և փոշու ամպն է: Հենց որ նյութի նմանատիպ թանձրուկները սկսում են հավաքվել միատեղ, առաջացած ձգողության ուժն արագացնում է այդ շարժընթացը: Այդպիսի գոյացության կենտրոնում գազը սեղմվում և դառնում է ավելի ու ավելի տաք, և, ի վերջո նրա ջերմաստիճանն ու ճնշումն այքնան են մեծանում, որ սկսվում է միջուկային սինթեզը՝ ջրածնի ատոմների միավորումը: Սինթեզի սկիզբը համարվում է նոր աստղի ծնունդը: Հաճախ բազմաթիվ նոր աստղեր ծնվում են միմյանց մոտ՝ հսկայական ամպում: Այդ ժամանակ նրանք առաջացնում են աստղերի ընտանիքներ, որոնց անվանում են աստղակույտեր: Սակայն աստղերը հավերժ չեն: Ի վերջո, դրանց միջուկում ջրածնային պաշարը սպառվում է: Այդ ժամանակ աստղի չափերը փոխվում են, և այն աստիճանաբար մահանում է: Հին աստղերը փքվում են՝ փոխարկվելով Կարմիր հսկաների, որոնք իրենց շիկացած գազի մի մասը ցրում են տարածության մեջ՝ հսկա, մշուշե օղակների տեսքով, և աստիճանաբար սառչում:

Տեսողական կրկնակի աստղերԽմբագրել

Այսպիսի աստղազույգի բաղադրիչները կարելի է անմիջականորեն դիտել աստղադիտակով կամ դրանցով ստացված լուսանկարների վրա։ Կրկնակի աստղերից մեկը, որը կարելի է տեսնել անզեն աչքով, Մեծ Արջի համաստեղության շերեփի ծայրից հաշված երկրորդ աստղն է՝ Միցարը, որի կողքին նկատվում է 4^m աստղային մեծության երկրորդ աստղը՝ Ալկորը։ Հայտնի են 70000-ից ավելի տեսողական-կրկնակի աստղեր։

Խավարուն-կրկնակի աստղերԽմբագրել

Խավարուն-կրկնակի աստղերը աստղազույգեր են, որոնց աստղերն իրենց ուղեծրերով շարժվելիս պարբերաբար ծածկում են մեկը մյուսին և տեղի է ունենում կրկնակի աստղի գումարային պայծառության նվազում։ Խավարուն-կրկնակի աստղի դասական օրինակ է Ալգոլը՝ Պերսևս համաստեղության երկրորդ աստղը (β Per)։

Սպեկտրային կրկնակի աստղերԽմբագրել

Դրանք այն աստղերն են, որոնց կրկնակիությունը հայտնաբերվում է հատուկ սարքերի՝ սպեկտրագրիչների, միջոցով։

Օպտիկական կրկնակի աստղերԽմբագրել

Տարածության մեջ դիտողի տեսագծի ուղղությամբ երկու աստղ կարող են իրարից շատ հեռու լինել և երկնոլորտում միայն պատահականորեն կարող են հայտնվել իրար մոտ, այսինքն՝ պրոյեկցիայում դիտվել կողք-կողքի։ Դրանք օպտիկական կրկնակի աստղերն են։ Այդպիսի մի վառ օրինակ է վերը նշված Միցար և Ալկոր աստղազույգը։ Սա միակ դեպքն է, երբ կրկնակի աստղը միաժամանակ և՛ տեսողական, և՛ օպտիկական կրկնակի է։

Աստղերի գույնըԽմբագրել

Անզեն աչքով դիտելիս բոլոր աստղերը թվում են միևնույն գույնի՝ կապտասպիտակավուն: Բայց իրականում նրանք տարբեր գույներ ունեն, և գույնը կախված է աստղի ջերմաստիճանից:

Շատ բարձր ջերմաստիճան ունեցող աստղերը, որոնք կոչվում են ջերմ աստղեր, ունեն կապույտ գույն: Միջին ջերմաստիճանի աստղերը դեղնանարնջագույն են: Իսկ համեմատաբար ցածր ջերմաստիճան ունեցողները, որոնք կոչվում են նաև սառը աստղեր, ունեն կարմիր գույն:

Մեր Արեգակը միջին աստիճանի դեղին գույն աստղ է. երբ այն սպառի իր ջրածնային վառելիքի պաշարը, կանցնի ակտիվության վերջին փուլ, կվերածվի կարմիր աստղի և ի վերջո կհանգչի:

Աստղերի թիվըԽմբագրել

Աստղերը ճշգրիտ հաշվել հնարավոր չէ. նրանց մեծ մասը նույնիսկ տեսանելի չէ: Միայն մեր գալակտիկայում՝ Ծիր Կաթինում, անզեն աչքով տեսանելի է մոտ 6000 աստղ, բայց նրանց իրական թիվը հասնում է 100 մլրդ.-ի:

Իսկ ընդհանրապես գիտնականները Տիեզերքում հաշվել են մոտ 200 միլիարդ աստղ:

Աստղերը մեզնից այնքան հեռու են, որ ամենազոր աստղադիտակով անգամ գիշերային երկնակամարում երևում են ընդամենը լուսավոր կետերի նման:

Արեգակին ամենամոտ աստղերը Կենտավրոս համաստեղության (Կենտավրոս համաստեղություն) Կենտրոնական Պրոֆսիման և ալֆա Կենտավրոսն են, որոնք Արեգակից հեռու են համապատասխանաբար՝ 4,24 և 4,37 լուսատարի:

Իսկ երկնամարտի ամենապայծառ աստղը Սիրիուսն է՝ Մեծ Շուն համաստեղությունում:

Որքան են ապրում աստղերըԽմբագրել

Աստղերը հավերժ չեն. նրանք ինչպես ծնվում, այնպես էլ մեռնում են: Ժամանակի ընթացքում այրվում, սպառվում են աստղի միջուկային «վառելիք» պաշարները: Ջրածնի պաշարների սպառումից հետո սկսում է այրվել հելիումը: Իսկ հելիումի այրումից հետո աստղ արագ սկսում է այրել նաև մնացած ամբողջ միջուկային պաշարները ու մնում առանց էներգիայի աղբյուրի: Այդ պահից սկսած՝ այն հաշված վայրկյանների ընթացքում կծկվում է, որից հետո կամ պայթում է, կամ սառչում:

Աստղի կյանքի տևողությունը կախված է նրա չափերից: Հետաքրքրական է, որ որքան խոշոր է աստղը, մեծ են նրա վառելիքի պաշարները, այն այնքան ավելի արագ է այրվում, փոքր է նրա կյանքի տեվողությունը: Դա պայմանավորված է նրանով, որ խոշոր աստղի ձգողականության ուժին դիմակայելու համար անհրաժեշտ է ավելի մեծ ներքին ճնշում, որը կարելի է ստեղծել միայն ավելի շատ միջուկային վառելիք այրելով: Իսկ փոքր աստղերն իրենց վառելիքի փոքր պաշարներն այրում են ավելի խնայողաբար և երկար են ապրում:

Արեգակից 2 անգամ մեծ աստղերը նրանից մոտ 10 անգամ կարճ են ապրում, իսկ շատ խոշոր աստղերը՝ ավելի քիչ՝ ընդամենը մի քանի միլիոն տարի: Արեգակի կյանքի տևողությունը հաշվարկված է ավելի քան 10մլրդ տարի:

Կարմիր հսկաԽմբագրել

Աստղի ակտիվության վերջին փուլում, երբ միջուկային վառելիքի պաշարներն սկսում են սպառվել, նրա ջերմաստիճանը նվազում է, արտաքին շերտն ընդարձակվում է, և աստղը վերածվում է այսպես կոչված սառը Կարմիր հսկայի: Այս աստղերն Արեգակից մեծ են հարյուրավոր անգամ:

Սպիտակ թզուկԽմբագրել

Սպիտակ թզուկ կոչվում են այն փոքրաչափ սպիտակ աստղերը, որոնք առաջանում են, երբ Արեգակի մեկուկեսապատիկը չգերազանցող զանգվածով աստղերը կծկվում են մինչև որոշակի չափի կայուն վիճակի: Սպիտակ թզուկներն աստղերի զարգացման վերջին փուլն են. ունեն մեծ խտություն և մակերևույթի 10-20 հզ. աստիճան ջերմաստիչան: Նրանց ձգողական ուժերը հավասարակշռվում են էլեկտրոնների միջև գործող վանողական ուժերով:

Գերնոր աստղԽմբագրել

Գերհսկա աստղերի մահը հաճախ ուղեկցվում է հսկայական պայթյունով և գերնոր աստղի բռնկմամբ: Վերջին 400 տարվա ընթացքում առաջին գերաստղի՝ SN 1987 A-ի բռնկումը տեղի է ունեցել 1987թ-ին՝ Մագելանի մեծ ամպ համաստեղությունում: Նրա արտակարգ պայծառ փայլատակումն ամբողջ 9 ամիս անզեն աչքով դիտվել է նաև Երկրից: Գերնոր աստղի պայթյունի հետևանքով նրա կենտրոնական մասը աներևակայելի սեղմվում, կոլապսվում և վերածվում է բաբախող կամ նեյտրոնային աստղի, իսկ արտաքին շերտի նյութը շպրտվում է տիեզերական տարածություն՝ առաջացնելով թելքավոր միգամածություն:

Բաբախող կամ նեյտրոնային աստղԽմբագրել

Սրանք ինտենսիվ ռադիոճառագայթներ արձակող աստղեր են: Հայտնաբերել է անգլիացի աստղագետ Է.Հյուիշի խումբը՝ 1967 թ-ին: Առաջանում են գերհսկա աստղի պայթյունի հետևանքով՝ նրանց միջուկային վառելիքի սպառումից հետո: Բաբախող աստղերը փոքր են՝ շուրջ 10 կմ շառավղով, բայց ունեն արտակարգ մեծ խտություն, բաղկացած են հիմնականում նեյտրոններից և մեծ արագությամբ պտտվում են իրենց առանցքի շուրջը՝ արձակելով հզոր ռադիոալիքներ:

ՔվազարԽմբագրել

Քվազարները համարվում են ամենահնագույն աստղերը: Բայց իրականում դրանք աստղեր չեն, այլ աստղանման մարմիններ՝ ռադիոճառագայթման քվազիաստղային աղբյուրներ: Քվազարները ճառագայթում են տասնյակ անգամ ավելի էներգիա, քան նրանց շրջապատող այսպես կոչված ծնող գալակտիկաները: Սակայն նրանց էներգիայի աղբյուրը դեռևս ճշգրիտ հայտնի չէ:

Քվազարներն այնքան հեռու են Երկրից, որ նրանց լույսը մեզ հասնում է 13 մլրդ տարվա ընթացքում: Չի բացառվում, որ այս կամ այն քվազարը վաղուց արդեն գոյություն չունի, իսկ նրա լույսը դեռ ճանապարհին ՝ գալիս է:

Կրկնակի աստղերԽմբագրել

Մեր Արեգակը երկնքում միայնակ աստղ է, բայց կան բազմաթիվ աստղեր, որոնք իրականում զույգեր են կամ ավելի խոշոր համակարգի մաս են կազմում: Զույգերով բաշխված աստղերը կոչվում են կրկնակի աստղեր և պտտվում են իրենց զանգվածների ընդհանուր կենտրոնի շուրջը: Պատահում է այնպես, որ պտույտի ընթացքում աստղերից մեկը ծածկում է մյուսին, և նրանցից դեպի Երկիր եկող լույսը կարճ ժամանակով թուլանում է:

Կրկնակի աստղ է, օրինակ, երկնակամարի ամենապայծառ աստղը՝ Սիրիուսը:

ՀամաստեղությունԽմբագրել

Դեռևս վաղ անցյալում աստղային երկնքում կողմնորոշվելու նպատակով գիտնականներն ավելի պայծառ աստղերը միավորել են տարբեր երևակայական պատկերների խմբերով և անվանել համաստեղություններ կամ աստեղատներ: Երկնակամարում ներկայումս կարելի է հաշվել այդպիսի 88 համաստեղություն:

Թվում է թե համաստեղություն կազմող աստղերն իրար շատ մոտ են, բայց իրականում նրանք գտնվում են իրարից հսկայական հեռավորությունների վրա:

Համաստեղություններն անվանել են դեռևս վաղ անցյալում հին հույները, արաբները, հայերը և այլք: Վաղ շրջանի անուններում գերակշռում են կենդանիների՝ Առյուծ, Կարապ, Կարիճ, հին հունական դիցաբանական հերոսների՝ Պերսեոն, Անդրոմեդա, ավելի ուշ շրջանում հայտնվել են Օկտանտ, Ժամացույց և այլ անվանումներ: Արաբների կնքած անունները, որպես կանոն, սկսվում են ալ մասնիկով՝ Ալթաիր, Ալդեբարան, Ալգոլ և այլն: Իսկ թե ո՞ր համաստեղությունները կարող ենք տեսնել գիշերային երկնակամարում, կախված է նրանից, թե տարվա որ ժամանակ, Գիշերվա որ ժամին, և Երկրի որ վայրից է կատարվում դիտումը: Հյուսիսային կիսագնդի բնակիչներին, օրինակ, ավելի հարմար է աստղալից երկնքի դիտարկումները կատարել ձմռան գիշերներին, որովհետև այդ ժամանակ երկինքն ավելի պայծառ ու աստղաշատ է:

Երկնոլորտի Հարավային կիսագնդում ամենահայտնի համաստեղություններն են Կենտավրոսը, Կշեռքը և Հարավային Խաչը, իսկ Հյուսիսային կիսագնդում՝ Պեգասը, Կասիոպեան և Մեծ Արջը:

Որոշ համաստեղությունների անուններ տվել են նաև հայերը. օրինակ՝ Օրիոնը կոչել են հայոց անվանադիր նախնու՝ Հայկի, Հերկուլեսի համաստեղությունը՝ վիշապաքար Վահագնի (կայծակի և ամպրոպի աստծու) անուններով: Մեծ Արջն անվանել են նաև Եզներ, Սայլ, Շերեփ:

Ինչպե՞ս կողմնորոշվել աստղերովԽմբագրել

Հյուսիսային կիսագնդում կողմնորոշիչը Բևեռային աստղն է, որը Փոքր Արջի համաստեղության պոչի վերջին՝ ամենապայծառ աստղն է: Այն երկնակամարում միշտ հյուսիսային կողմում է: Եթե մարդ դեմքով կանգնի դեպի Բևեռային աստղը, ապա աջում կլինի արևելքը, ձախում՝ արևմուտքը, թիկունքում՝ հարավը:

Հարավային կիսագնդում կարելի է կողմնորոշվել Հարավային Խաչով. այն միշտ հարավային կողմում է: Եթե մարդ դեմքով կանգնի դեպի Հարավային Խաչը, ապա աջում կլինի արևմուտքը, ձախում՝ արևելքը, թիկունքում՝ հյուսիսը:

Աստղերի կողմնորոշիչ հատկությունից օգտվում են հիմնականում ծովագնացները:

ԳրականությունԽմբագրել

Р. Киппенхан 100 миллиардов солнц: рождение, жизнь и смерть звезд. — М.: Мир, 1990. — 293 с. — 88 000 экз. — ISBN 5-03-001195-1
Pickover Cliff (2001)։ The Stars of Heaven։ Oxford University Press։ ISBN 978-0-19-514874-9
Gribbin John, Gribbin Mary (2001)։ Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection։ Yale University Press։ ISBN 978-0-300-09097-0
Hawking Stephen (1988)։ A Brief History of Time։ Bantam Books։ ISBN 978-0-553-17521-9

ԾանոթագրություններԽմբագրել

↑ Կ. Ա. Պոստնով, «Լեկցիա Ընդհանուր Աստղաֆիզիկայի վերաբերյալ Ֆիզիկոսների համար» (ռուս.)

Արտաքին հղումներԽմբագրել

Տես՝ աստղ Վիքիբառարան, բառարան և թեզաուրուս

Kaler James։ «Portraits of Stars and their Constellations»։ University of Illinois։ Վերցված է 2010-08-20
«Query star by identifier, coordinates or reference code»։ SIMBAD։ Centre de Données astronomiques de Strasbourg։ Վերցված է 2010-08-20
«How To Decipher Classification Codes»։ Astronomical Society of South Australia։ Վերցված է 2010-08-20
Prialnick Dina և այլք: (2001)։ «Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution»։ University of St. Andrews։ Վերցված է 2010-08-20

	Star Վիքիպահեստում

Վիքիպահեստ նախագծում կարող եք այս նյութի վերաբերյալ հավելյալ պատկերազարդում գտնել Աստղ կատեգորիայում։

[1] Կ. Ա. Պոստնով, «Լեկցիա Ընդհանուր Աստղաֆիզիկայի վերաբերյալ Ֆիզիկոսների համար» (ռուս.)

[1]