सभी पीले तारे। सितारे

टेलीस्कोप से आप 21 परिमाण तक के 2 अरब तारे देख सकते हैं। सितारों का हार्वर्ड वर्णक्रमीय वर्गीकरण है। इसमें तारकीय तापमान घटते क्रम में वर्णक्रमीय प्रकारों को व्यवस्थित किया जाता है। कक्षाएं लैटिन वर्णमाला के अक्षरों द्वारा निर्दिष्ट की जाती हैं। उनमें से सात हैं: ओ - बी - ए - पी - ओ - के - एम।

किसी तारे की बाहरी परतों के तापमान का एक अच्छा संकेतक उसका रंग है। वर्णक्रमीय प्रकार O और B के गर्म तारे नीले होते हैं; हमारे सूर्य के समान तारे (जिसका वर्णक्रमीय प्रकार 02 है) पीले दिखाई देते हैं, जबकि वर्णक्रमीय वर्ग K और M के तारे लाल दिखाई देते हैं।

सितारों की चमक और रंग

सभी सितारों का एक रंग होता है। नीले, सफेद, पीले, पीले, नारंगी और लाल तारे हैं। उदाहरण के लिए, बेटेलज्यूज एक लाल तारा है, कैस्टर सफेद है, कैपेला पीला है। चमक से, वे 1, 2, ... nवें परिमाण (n अधिकतम = 25) के सितारों में विभाजित हैं। "परिमाण" शब्द का वास्तविक आयामों से कोई लेना-देना नहीं है। परिमाण एक तारे से पृथ्वी पर आने वाले प्रकाश प्रवाह की विशेषता है। तारकीय परिमाण भिन्नात्मक और ऋणात्मक दोनों हो सकते हैं। परिमाण पैमाना आंख द्वारा प्रकाश की धारणा पर आधारित है। स्पष्ट चमक के अनुसार तारकीय परिमाण में तारों का विभाजन प्राचीन यूनानी खगोलशास्त्री हिप्पार्कस (180 - 110 ईसा पूर्व) द्वारा किया गया था। हिप्पार्कस ने सबसे पहले परिमाण के लिए सबसे चमकीले तारों को जिम्मेदार ठहराया; उन्होंने चमक के क्रम में अगले (यानी, लगभग 2.5 गुना कमजोर) को दूसरे परिमाण के तारे माना; दूसरे परिमाण के तारों से 2.5 गुना कमजोर तारे तीसरे परिमाण के तारे कहलाते थे, आदि; नग्न आंखों से दृश्यता की सीमा पर सितारों को छठा परिमाण सौंपा गया था।

सितारों की चमक के इस तरह के उन्नयन के साथ, यह पता चला कि छठे परिमाण के तारे पहले परिमाण के सितारों की तुलना में 2.55 गुना कमजोर हैं। इसलिए, 1856 में, अंग्रेजी खगोलशास्त्री एन.के. पोगसोय (1829-1891) ने छठे परिमाण के सितारों के रूप में विचार करने का प्रस्ताव रखा, जो पहले परिमाण के सितारों की तुलना में ठीक 100 गुना कमजोर हैं। सभी तारे पृथ्वी से अलग-अलग दूरी पर स्थित हैं। यदि दूरियाँ समान हों तो परिमाणों की तुलना करना आसान होगा।

एक तारे के पास 10 पारसेक की दूरी पर जो परिमाण होगा, उसे निरपेक्ष परिमाण कहा जाता है। निरपेक्ष तारकीय परिमाण इंगित किया गया है - एम, और स्पष्ट तारकीय परिमाण - एम.

तारों की बाहरी परतों की रासायनिक संरचना, जिससे उनका विकिरण आता है, हाइड्रोजन की पूर्ण प्रबलता की विशेषता है। दूसरे स्थान पर हीलियम है, और अन्य तत्वों की सामग्री काफी छोटी है।

तारों का तापमान और द्रव्यमान

किसी तारे के वर्णक्रमीय प्रकार या रंग को जानने से उसकी सतह का तापमान तुरंत पता चल जाता है। चूंकि तारे संबंधित तापमान के लगभग बिल्कुल काले पिंडों की तरह विकीर्ण होते हैं, इसलिए उनकी सतह की प्रति इकाई समय की एक इकाई द्वारा विकीर्ण की जाने वाली शक्ति स्टीफन-बोल्ट्ज़मैन कानून से निर्धारित होती है।

सितारों का उनके तापमान और रंग और निरपेक्ष परिमाण के साथ चमक की तुलना के आधार पर तारों का विभाजन (हर्ट्जस्प्रंग-रसेल आरेख):

1. मुख्य अनुक्रम (इसके केंद्र में सूर्य है - एक पीला बौना)
2. सुपरजायंट्स (आकार में बड़े और उच्च चमक: Antares, Betelgeuse)
3. लाल विशाल अनुक्रम
4. बौने (सफेद - सीरियस)
5. उप बौना
6. सफेद-नीला अनुक्रम

यह विभाजन भी तारे की आयु पर आधारित है।

निम्नलिखित सितारे प्रतिष्ठित हैं:

1. साधारण (सूर्य);
2. डबल (मिज़ार, अल्बकोर) में विभाजित हैं:

• ए) दृश्य डबल, यदि दूरबीन के माध्यम से देखने पर उनके द्वैत पर ध्यान दिया जाता है;
• बी) गुणक - यह 2 से अधिक, लेकिन 10 से कम संख्या वाले सितारों की एक प्रणाली है;
• ग) ऑप्टिकल-डबल - ये तारे हैं कि उनकी निकटता आकाश पर एक यादृच्छिक प्रक्षेपण का परिणाम है, और अंतरिक्ष में वे बहुत दूर हैं;
• डी) भौतिक बायनेरिज़ वे तारे हैं जो एक एकल प्रणाली बनाते हैं और द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर पारस्परिक आकर्षण की कार्रवाई के तहत प्रसारित होते हैं;
• ई) स्पेक्ट्रोस्कोपिक बायनेरिज़ तारे हैं जो पारस्परिक क्रांति के दौरान एक दूसरे के करीब आते हैं और उनके द्वैत को स्पेक्ट्रम से निर्धारित किया जा सकता है;
• ई) ग्रहण बाइनरी - ये तारे हैं "जो परस्पर घूमते समय एक दूसरे को अवरुद्ध करते हैं;

नए सितारे- ये ऐसे तारे हैं जो लंबे समय से मौजूद थे, लेकिन अचानक भड़क गए। उनकी चमक थोड़े समय में 10,000 गुना बढ़ गई (7 से 14 परिमाण की चमक में परिवर्तन का आयाम)।

सुपरनोवा- ये ऐसे तारे हैं जो आकाश में अदृश्य थे, लेकिन अचानक चमक गए और सामान्य नए सितारों की तुलना में 1000 गुना चमक में बढ़ गए।

पलसर- एक न्यूट्रॉन तारा जो सुपरनोवा विस्फोट के दौरान होता है।

पल्सर की कुल संख्या और उनके जीवनकाल के डेटा से संकेत मिलता है कि, औसतन, प्रति शताब्दी 2-3 पल्सर पैदा होते हैं, जो लगभग गैलेक्सी में सुपरनोवा विस्फोटों की आवृत्ति के साथ मेल खाता है।

सितारा विकास

प्रकृति के सभी पिंडों की तरह, तारे अपरिवर्तित नहीं रहते हैं, वे पैदा होते हैं, विकसित होते हैं और अंत में मर जाते हैं। खगोलविद सोचते थे कि तारे को इंटरस्टेलर गैस और धूल से बनने में लाखों साल लग जाते हैं। लेकिन हाल के वर्षों में, आकाश के एक क्षेत्र की तस्वीरें ली गई हैं जो ओरियन के महान नेबुला का हिस्सा है, जहां कई वर्षों के दौरान सितारों का एक छोटा समूह दिखाई दिया है। 1947 की तस्वीरों में इस जगह पर तीन तारे जैसी वस्तुओं का एक समूह दर्ज किया गया था। 1954 तक उनमें से कुछ आयताकार हो गए थे, और 1959 तक ये आयताकार संरचनाएं अलग-अलग तारों में बिखर गई थीं। मानव जाति के इतिहास में पहली बार लोगों ने हमारी आंखों के सामने सचमुच सितारों के जन्म को देखा।

आकाश के अनेक भागों में तारों के प्रकट होने के लिए आवश्यक शर्तें हैं। आकाशगंगा के धुंधले क्षेत्रों की तस्वीरों का अध्ययन करते समय, अनियमित आकार, या ग्लोब्यूल्स के छोटे काले धब्बे मिलना संभव था, जो धूल और गैस के बड़े पैमाने पर जमा होते हैं। इन गैसों और धूल के बादलों में धूल के कण होते हैं जो अपने पीछे के तारों से आने वाले प्रकाश को बहुत मजबूती से अवशोषित करते हैं। ग्लोब्यूल्स का आकार बहुत बड़ा है - व्यास में कई प्रकाश वर्ष तक। इस तथ्य के बावजूद कि इन समूहों में मामला बहुत दुर्लभ है, उनका कुल आयतन इतना बड़ा है कि यह सूर्य के द्रव्यमान के करीब सितारों के छोटे समूहों को बनाने के लिए पर्याप्त है।

एक काले गोले में, आसपास के तारों द्वारा उत्सर्जित विकिरण दबाव के प्रभाव में, पदार्थ संकुचित और संकुचित हो जाता है। इस तरह का संपीड़न कुछ समय के लिए आगे बढ़ता है, जो गोलाकार के आसपास के विकिरण के स्रोतों और बाद की तीव्रता पर निर्भर करता है। ग्लोब्यूल के केंद्र में द्रव्यमान की सांद्रता से उत्पन्न होने वाले गुरुत्वाकर्षण बल भी ग्लोब्यूल को संकुचित कर देते हैं, जिससे पदार्थ अपने केंद्र की ओर गिर जाता है। गिरने से पदार्थ के कण गतिज ऊर्जा प्राप्त करते हैं और गैस और बादल को गर्म करते हैं।

पदार्थ का पतन सैकड़ों वर्षों तक चल सकता है। सबसे पहले, यह धीरे-धीरे, बिना जल्दबाजी के होता है, क्योंकि गुरुत्वाकर्षण बल जो कणों को केंद्र की ओर आकर्षित करते हैं, वे अभी भी बहुत कमजोर हैं। कुछ समय बाद जब गोलाकार छोटा हो जाता है और गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र बढ़ जाता है, तो गिरावट तेजी से होने लगती है। लेकिन गोला बहुत बड़ा है, व्यास में एक प्रकाश वर्ष से कम नहीं है। इसका मतलब है कि इसकी बाहरी सीमा से केंद्र तक की दूरी 10 ट्रिलियन किलोमीटर से अधिक हो सकती है। यदि गोलाकार के किनारे से कोई कण 2 किमी/सेकण्ड से थोड़ी कम गति से केंद्र की ओर गिरने लगे, तो वह 200,000 वर्षों के बाद ही केंद्र तक पहुँचेगा।

किसी तारे का जीवनकाल उसके द्रव्यमान पर निर्भर करता है। सूर्य से कम द्रव्यमान वाले तारे अपने परमाणु ईंधन का बहुत कम उपयोग करते हैं और दसियों अरबों वर्षों तक चमक सकते हैं। हमारे सूर्य जैसे सितारों की बाहरी परतें, जिनका द्रव्यमान 1.2 सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं है, धीरे-धीरे विस्तार करती हैं और अंत में, तारे के मूल को पूरी तरह से छोड़ देती हैं। विशाल के स्थान पर एक छोटा और गर्म सफेद बौना रहता है।

यदि आप रात के आकाश को करीब से देखें, तो यह नोटिस करना आसान है कि हमें देखने वाले तारे अलग-अलग रंग के होते हैं। नीले, सफेद, लाल, वे समान रूप से चमकते हैं या क्रिसमस ट्री की माला की तरह टिमटिमाते हैं। एक दूरबीन में, रंग अंतर अधिक स्पष्ट हो जाते हैं। इस विविधता का कारण प्रकाशमंडल का तापमान है। और, एक तार्किक धारणा के विपरीत, सबसे गर्म लाल नहीं, बल्कि नीले, सफेद-नीले और सफेद तारे हैं। लेकिन पहले चीजें पहले।

वर्णक्रमीय वर्गीकरण

तारे गैस के विशाल गर्म गोले हैं। जिस तरह से हम उन्हें पृथ्वी से देखते हैं, वह कई मापदंडों पर निर्भर करता है। उदाहरण के लिए, तारे वास्तव में टिमटिमाते नहीं हैं। इस पर आश्वस्त होना बहुत आसान है: सूर्य को याद करना काफी है। टिमटिमाता प्रभाव इस तथ्य के कारण होता है कि ब्रह्मांडीय पिंडों से हमारे पास आने वाला प्रकाश धूल और गैस से भरे अंतरतारकीय माध्यम पर हावी हो जाता है। एक और चीज रंग है। यह कुछ तापमानों के लिए गोले (विशेषकर प्रकाशमंडल) के गर्म होने का परिणाम है। वास्तविक रंग दिखाई देने वाले रंग से भिन्न हो सकता है, लेकिन अंतर आमतौर पर छोटा होता है।

आज, दुनिया भर में सितारों के हार्वर्ड वर्णक्रमीय वर्गीकरण का उपयोग किया जाता है। यह एक तापमान है और स्पेक्ट्रम लाइनों के आकार और सापेक्ष तीव्रता पर आधारित है। प्रत्येक वर्ग एक निश्चित रंग के सितारों से मेल खाता है। वर्गीकरण 1890-1924 में हार्वर्ड वेधशाला में विकसित किया गया था।

एक मुंडा अंग्रेज गाजर की तरह खजूर चबा रहा है

सात मुख्य वर्णक्रमीय वर्ग हैं: O-B-A-F-G-K-M। यह क्रम तापमान में क्रमिक कमी (O से M तक) को दर्शाता है। इसे याद रखने के लिए विशेष स्मरक सूत्र हैं। रूसी में, उनमें से एक ऐसा लगता है: "एक मुंडा अंग्रेज गाजर की तरह खजूर चबाता है।" इन वर्गों में दो और जोड़े जाते हैं। वर्ण C और S वर्णक्रम में धातु ऑक्साइड बैंड के साथ ठंडे प्रकाशमान को दर्शाते हैं। स्टार कक्षाओं पर अधिक विस्तार से विचार करें:

• कक्षा ओ को उच्चतम सतह के तापमान (30 से 60 हजार केल्विन से) की विशेषता है। इस प्रकार के तारे द्रव्यमान में सूर्य से 60 गुना और त्रिज्या में - 15 गुना अधिक होते हैं। इनका दृश्य रंग नीला होता है। चमक के मामले में, वे हमारे तारे से एक लाख से अधिक गुना आगे हैं। इस वर्ग से संबंधित नीला तारा HD93129A, ज्ञात ब्रह्मांडीय पिंडों में सबसे अधिक चमकदारता में से एक है। इस सूचक के अनुसार, यह सूर्य से 5 मिलियन गुना आगे है। नीला तारा हमसे 7.5 हजार प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है।
• कक्षा बी का तापमान 10-30 हजार केल्विन है, जो सूर्य के समान पैरामीटर से 18 गुना अधिक है। ये सफेद-नीले और सफेद तारे हैं। इनकी त्रिज्या सूर्य की त्रिज्या से 7 गुना अधिक है।
• कक्षा ए को 7.5-10 हजार केल्विन के तापमान, त्रिज्या और द्रव्यमान क्रमशः 2.1 और 3.1 गुना से अधिक, सूर्य के समान मापदंडों की विशेषता है। ये सफेद तारे हैं।
• कक्षा एफ: तापमान 6000-7500 के। द्रव्यमान सूर्य से 1.7 गुना अधिक है, त्रिज्या 1.3 है। पृथ्वी से ऐसे तारे भी सफेद दिखते हैं, इनका असली रंग पीला सफेद होता है।
• कक्षा जी: तापमान 5-6 हजार केल्विन। सूर्य इसी वर्ग का है। ऐसे तारों का दृश्य और वास्तविक रंग पीला होता है।
• कक्षा के: तापमान 3500-5000 के। त्रिज्या और द्रव्यमान सौर से कम हैं, वे तारे के संबंधित मापदंडों के 0.9 और 0.8 हैं। पृथ्वी से देखे जाने वाले इन तारों का रंग पीला-नारंगी है।
• कक्षा एम: तापमान 2-3.5 हजार केल्विन। द्रव्यमान और त्रिज्या - सूर्य के समान मापदंडों से 0.3 और 0.4। हमारे ग्रह की सतह से, वे लाल-नारंगी दिखते हैं। बीटा एंड्रोमेडे और अल्फा चेंटरलेस एम वर्ग के हैं। कई लोगों से परिचित चमकदार लाल सितारा बेतेल्यूज़ (अल्फा ओरियनिस) है। सर्दियों में आकाश में इसकी तलाश करना सबसे अच्छा है। लाल सितारा ओरियन बेल्ट के ऊपर और थोड़ा बाईं ओर स्थित है।

प्रत्येक वर्ग को 0 से 9 तक उपवर्गों में विभाजित किया गया है, अर्थात सबसे गर्म से लेकर सबसे ठंडे तक। सितारों की संख्या एक निश्चित वर्णक्रमीय प्रकार से संबंधित है और समूह में अन्य प्रकाशकों की तुलना में फोटोस्फीयर के ताप की डिग्री दर्शाती है। उदाहरण के लिए, सूर्य G2 वर्ग का है।

दृश्य गोरे

इस प्रकार, B से F तक का तारा वर्ग पृथ्वी से सफेद दिख सकता है। और केवल ए-प्रकार से संबंधित वस्तुओं में वास्तव में यह रंग होता है। तो, तारा सैफ (नक्षत्र ओरियन) और अल्गोल (बीटा पर्सियस) एक पर्यवेक्षक के लिए जो एक दूरबीन से लैस नहीं है, सफेद दिखाई देगा। वे वर्णक्रमीय वर्ग B से संबंधित हैं। उनका असली रंग नीला-सफेद है। सफेद दिखाई देने वाले माइथ्रेक्स और प्रोसीओन भी हैं, जो पर्सियस और कैनिस माइनर के आकाशीय चित्रों में सबसे चमकीले सितारे हैं। हालांकि, उनका असली रंग पीले (कक्षा एफ) के करीब है।

सांसारिक पर्यवेक्षक के लिए तारे सफेद क्यों होते हैं? हमारे ग्रह को समान वस्तुओं से अलग करने वाली विशाल दूरी के साथ-साथ अंतरिक्ष में अक्सर पाए जाने वाले धूल और गैस के विशाल बादलों के कारण रंग विकृत हो जाता है।

कक्षा

सफेद सितारों को ओ और बी वर्गों के प्रतिनिधियों के रूप में इतना उच्च तापमान नहीं होता है। उनका फोटोस्फीयर 7.5-10 हजार केल्विन तक गर्म होता है। वर्णक्रमीय वर्ग A के तारे सूर्य से बहुत बड़े हैं। उनकी चमक भी अधिक होती है - लगभग 80 गुना।

A तारों के स्पेक्ट्रम में बामर श्रेणी की हाइड्रोजन रेखाएँ प्रबल रूप से उच्चारित होती हैं। अन्य तत्वों की रेखाएँ काफ़ी कमज़ोर होती हैं, लेकिन जैसे-जैसे आप उपवर्ग A0 से A9 की ओर बढ़ते हैं, वे और अधिक महत्वपूर्ण होती जाती हैं। वर्णक्रमीय वर्ग A से संबंधित दिग्गज और सुपरजायंट मुख्य अनुक्रम सितारों की तुलना में थोड़ी कम स्पष्ट हाइड्रोजन लाइनों की विशेषता है। इन चमकदारों के मामले में, भारी धातुओं की रेखाएं अधिक ध्यान देने योग्य हो जाती हैं।

कई अजीबोगरीब तारे वर्णक्रमीय वर्ग A के हैं। यह शब्द उन प्रकाशकों को संदर्भित करता है जिनकी स्पेक्ट्रम और भौतिक मापदंडों में ध्यान देने योग्य विशेषताएं हैं, जिससे उन्हें वर्गीकृत करना मुश्किल हो जाता है। उदाहरण के लिए, बूट्स लैम्ब्डा प्रकार के दुर्लभ सितारों को भारी धातुओं की कमी और बहुत धीमी गति से घूमने की विशेषता है। अजीबोगरीब प्रकाशकों में सफेद बौने भी शामिल हैं।

क्लास ए में रात के आसमान में सीरियस, मेनकालिनन, एलियट, कैस्टर और अन्य जैसी चमकीली वस्तुएं शामिल हैं। आइए उन्हें बेहतर तरीके से जानें।

अल्फा कैनिस मेजर

सीरियस सबसे चमकीला है, हालांकि आकाश का सबसे निकटतम तारा नहीं है। इसकी दूरी 8.6 प्रकाश वर्ष है। एक सांसारिक पर्यवेक्षक के लिए, यह इतना उज्ज्वल लगता है क्योंकि इसका एक प्रभावशाली आकार है और फिर भी कई अन्य बड़ी और उज्ज्वल वस्तुओं के रूप में दूर नहीं है। सूर्य के सबसे निकट का तारा अल्फा सेंटौरी है। इस लिस्ट में सीरियस पांचवें स्थान पर है।

यह नक्षत्र कैनिस मेजर से संबंधित है और दो घटकों की एक प्रणाली है। सीरियस ए और सीरियस बी को 20 खगोलीय इकाइयों द्वारा अलग किया जाता है और केवल 50 वर्ष से कम की अवधि के साथ घूमता है। सिस्टम का पहला घटक, एक मुख्य-अनुक्रम तारा, वर्णक्रमीय प्रकार A1 से संबंधित है। इसका द्रव्यमान सूर्य से दोगुना है और इसकी त्रिज्या 1.7 गुना है। इसे पृथ्वी से नग्न आंखों से देखा जा सकता है।

प्रणाली का दूसरा घटक एक सफेद बौना है। तारा सीरियस बी हमारे द्रव्यमान के लगभग बराबर है, जो ऐसी वस्तुओं के लिए विशिष्ट नहीं है। आमतौर पर, सफेद बौनों को 0.6-0.7 सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान की विशेषता होती है। वहीं, सीरियस बी के आयाम पृथ्वी के करीब हैं। यह माना जाता है कि लगभग 120 मिलियन वर्ष पहले इस तारे के लिए सफेद बौना चरण शुरू हुआ था। जब सीरियस बी मुख्य अनुक्रम पर स्थित था, तो यह संभवतः 5 सौर द्रव्यमानों के द्रव्यमान वाला एक प्रकाशमान था और वर्णक्रमीय वर्ग बी से संबंधित था।

वैज्ञानिकों के अनुसार सीरियस ए, लगभग 660 मिलियन वर्षों में विकास के अगले चरण में चला जाएगा। फिर यह एक लाल विशालकाय में बदल जाएगा, और थोड़ी देर बाद - अपने साथी की तरह एक सफेद बौने में।

अल्फा ईगल

सीरियस की तरह, कई सफेद सितारे, जिनके नाम नीचे दिए गए हैं, न केवल उन लोगों के लिए जाने जाते हैं जो खगोल विज्ञान के शौकीन हैं क्योंकि उनकी चमक और विज्ञान कथा साहित्य के पन्नों में अक्सर उल्लेख किया जाता है। अल्टेयर उन प्रकाशकों में से एक है। उदाहरण के लिए, अल्फा ईगल उर्सुला ले गिनी और स्टीवन किंग में पाया जाता है। रात के आकाश में यह तारा अपनी चमक और अपेक्षाकृत निकट होने के कारण स्पष्ट रूप से दिखाई देता है। सूर्य और अल्टेयर को अलग करने की दूरी 16.8 प्रकाश वर्ष है। वर्णक्रमीय वर्ग A के तारों में से केवल सीरियस ही हमारे अधिक निकट है।

अल्टेयर सूर्य से 1.8 गुना बड़ा है। इसकी विशेषता विशेषता बहुत तेज रोटेशन है। तारा नौ घंटे से भी कम समय में अपनी धुरी पर एक चक्कर लगाता है। भूमध्य रेखा के पास घूमने की गति 286 किमी/सेकंड है। नतीजतन, "फुर्तीला" अल्टेयर डंडे से चपटा हो जाएगा। इसके अलावा, अण्डाकार आकार के कारण, तारे का तापमान और चमक ध्रुवों से भूमध्य रेखा तक कम हो जाती है। इस प्रभाव को "गुरुत्वाकर्षण अंधेरा" कहा जाता है।

Altair की एक और विशेषता यह है कि समय के साथ इसकी चमक बदल जाती है। यह डेल्टा शील्ड प्रकार चर के अंतर्गत आता है।

अल्फा लाइरा

वेगा सूर्य के बाद सबसे अधिक अध्ययन किया जाने वाला तारा है। अल्फा लाइरा अपने स्पेक्ट्रम का निर्धारण करने वाला पहला तारा है। फोटो में कैद सूर्य के बाद वह दूसरी चमकदार भी बनीं। वेगा भी उन पहले तारों में से थे जिनसे वैज्ञानिकों ने पैरलैक्स पद्धति का उपयोग करके दूरी को मापा। एक लंबी अवधि के लिए, अन्य वस्तुओं के परिमाण का निर्धारण करते समय तारे की चमक को 0 के रूप में लिया गया था।

लाइरा का अल्फा शौकिया खगोलशास्त्री और साधारण पर्यवेक्षक दोनों के लिए अच्छी तरह से जाना जाता है। यह सितारों में पांचवां सबसे चमकीला है, और अल्टेयर और डेनेब के साथ समर ट्रायंगल एस्टेरिज्म में शामिल है।

सूर्य से वेगा की दूरी 25.3 प्रकाश वर्ष है। इसका भूमध्यरेखीय त्रिज्या और द्रव्यमान हमारे तारे के समान मापदंडों से क्रमशः 2.78 और 2.3 गुना बड़ा है। एक तारे का आकार एक आदर्श गेंद होने से बहुत दूर है। भूमध्य रेखा पर व्यास ध्रुवों की तुलना में काफी बड़ा है। इसका कारण विशाल घूर्णन गति है। भूमध्य रेखा पर, यह 274 किमी / सेकंड तक पहुंचता है (सूर्य के लिए, यह पैरामीटर दो किलोमीटर प्रति सेकंड से थोड़ा अधिक है)।

वेगा की विशेषताओं में से एक इसके चारों ओर धूल डिस्क है। संभवतः, यह धूमकेतु और उल्कापिंडों की बड़ी संख्या में टकराव के परिणामस्वरूप उत्पन्न हुआ। धूल की डिस्क तारे के चारों ओर घूमती है और इसके विकिरण से गर्म होती है। नतीजतन, वेगा के अवरक्त विकिरण की तीव्रता बढ़ जाती है। बहुत पहले नहीं, डिस्क में विषमताओं की खोज की गई थी। उनकी संभावित व्याख्या यह है कि तारे में कम से कम एक ग्रह होता है।

अल्फा जेमिनी

मिथुन राशि में दूसरी सबसे चमकीली वस्तु कैस्टर है। वह, पिछले प्रकाशकों की तरह, वर्णक्रमीय वर्ग ए से संबंधित है। कैस्टर रात के आकाश में सबसे चमकीले सितारों में से एक है। इसी सूची में वह 23वें स्थान पर हैं।

कैस्टर एक बहु प्रणाली है जिसमें छह घटक होते हैं। दो मुख्य तत्व (कैस्टर ए और कैस्टर बी) 350 वर्षों की अवधि के साथ द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं। दो सितारों में से प्रत्येक एक वर्णक्रमीय बाइनरी है। कैस्टर ए और कैस्टर बी घटक कम चमकीले होते हैं और संभवतः एम वर्णक्रमीय प्रकार के होते हैं।

कैस्टर सी तुरंत सिस्टम से जुड़ा नहीं था। प्रारंभ में, इसे एक स्वतंत्र स्टार YY मिथुन के रूप में नामित किया गया था। आकाश के इस क्षेत्र पर शोध करने की प्रक्रिया में यह ज्ञात हुआ कि यह प्रकाशमान भौतिक रूप से कैस्टर प्रणाली से जुड़ा था। तारा कई दसियों हज़ार वर्षों की अवधि के साथ सभी घटकों के लिए सामान्य द्रव्यमान के केंद्र के चारों ओर घूमता है और एक वर्णक्रमीय बाइनरी भी है।

बीटा ऑरिगे

सारथी के आकाशीय चित्र में लगभग 150 "बिंदु" शामिल हैं, उनमें से कई सफेद तारे हैं। खगोल विज्ञान से दूर किसी व्यक्ति के लिए प्रकाशकों के नाम बहुत कम कहेंगे, लेकिन यह विज्ञान के लिए उनके महत्व को कम नहीं करता है। आकाशीय पैटर्न में सबसे चमकीली वस्तु, वर्णक्रमीय वर्ग A से संबंधित है, मेनकालिनन या बीटा ऑरिगे है। अरबी में तारे के नाम का अर्थ है "लगाम के मालिक का कंधा।"

मेनकालिनन एक त्रिगुट प्रणाली है। इसके दो घटक वर्णक्रमीय वर्ग ए के उप-विजेता हैं। उनमें से प्रत्येक की चमक सूर्य के समान पैरामीटर से 48 गुना अधिक है। वे 0.08 खगोलीय इकाइयों की दूरी से अलग होते हैं। तीसरा घटक युग्म से 330 AU की दूरी पर एक लाल बौना है। इ।

एप्सिलॉन उर्स मेजर

उत्तरी आकाश (उर्स मेजर) के शायद सबसे प्रसिद्ध नक्षत्र में सबसे चमकीला "बिंदु" एलियट है, जो कक्षा ए से भी संबंधित है। स्पष्ट परिमाण 1.76 है। सबसे चमकीले प्रकाशकों की सूची में, तारा 33 वां स्थान लेता है। अलीओथ बिग डिपर के तारांकन में प्रवेश करता है और अन्य प्रकाशकों की तुलना में कटोरे के करीब स्थित होता है।

एलियट स्पेक्ट्रम को असामान्य रेखाओं की विशेषता है जो 5.1 दिनों की अवधि के साथ उतार-चढ़ाव करती है। यह माना जाता है कि विशेषताएं तारे के चुंबकीय क्षेत्र के प्रभाव से जुड़ी हैं। नवीनतम आंकड़ों के अनुसार, स्पेक्ट्रम में उतार-चढ़ाव, लगभग 15 बृहस्पति द्रव्यमान वाले ब्रह्मांडीय पिंड की निकटता के कारण हो सकता है। क्या ऐसा है यह अभी भी एक रहस्य है। उसे, सितारों के अन्य रहस्यों की तरह, खगोलविद हर दिन समझने की कोशिश कर रहे हैं।

सफेद बौने

सफेद तारों के बारे में कहानी अधूरी होगी यदि हम सितारों के विकास में उस चरण का उल्लेख नहीं करते हैं, जिसे "सफेद बौना" के रूप में नामित किया गया है। इस तरह की वस्तुओं को उनका नाम इस तथ्य के कारण मिला कि उनमें से पहली खोज वर्णक्रमीय वर्ग ए से संबंधित थी। यह सीरियस बी और 40 एरिदानी बी थी। आज, सफेद बौनों को एक स्टार के जीवन के अंतिम चरण के विकल्पों में से एक कहा जाता है।

आइए हम प्रकाशकों के जीवन चक्र पर अधिक विस्तार से ध्यान दें।

सितारा विकास

सितारे एक रात में पैदा नहीं होते हैं: उनमें से कोई भी कई चरणों से गुजरता है। सबसे पहले, गैस और धूल का एक बादल अपने स्वयं के गुरुत्वाकर्षण बलों के प्रभाव में सिकुड़ने लगता है। धीरे-धीरे, यह एक गेंद का रूप लेता है, जबकि गुरुत्वाकर्षण की ऊर्जा गर्मी में बदल जाती है - वस्तु का तापमान बढ़ जाता है। जिस समय यह 20 मिलियन केल्विन के मान तक पहुँचता है, परमाणु संलयन की प्रतिक्रिया शुरू होती है। इस चरण को एक पूर्ण सितारे के जीवन की शुरुआत माना जाता है।

सूर्य अपना अधिकांश समय मुख्य अनुक्रम पर व्यतीत करते हैं। उनकी गहराई में हाइड्रोजन चक्र अभिक्रियाएं लगातार चल रही हैं। तारों का तापमान भिन्न हो सकता है। जब नाभिक में सभी हाइड्रोजन समाप्त हो जाते हैं, तो विकास का एक नया चरण शुरू होता है। अब हीलियम ईंधन है। उसी समय, तारे का विस्तार होना शुरू हो जाता है। इसकी चमक बढ़ जाती है, जबकि सतह का तापमान, इसके विपरीत, कम हो जाता है। तारा मुख्य अनुक्रम को छोड़ देता है और एक लाल दानव बन जाता है।

हीलियम कोर का द्रव्यमान धीरे-धीरे बढ़ता है, और यह अपने ही वजन के नीचे सिकुड़ने लगता है। लाल विशाल चरण पिछले एक की तुलना में बहुत तेजी से समाप्त होता है। आगे का विकास जो पथ लेगा वह वस्तु के प्रारंभिक द्रव्यमान पर निर्भर करता है। लाल विशालकाय अवस्था में कम द्रव्यमान वाले तारे प्रफुल्लित होने लगते हैं। इस प्रक्रिया के परिणामस्वरूप, वस्तु अपने गोले छोड़ देती है। एक ग्रहीय नीहारिका और एक तारे का एक नंगे कोर बनते हैं। ऐसे नाभिक में सभी संलयन अभिक्रियाएँ पूर्ण होती हैं। इसे हीलियम व्हाइट ड्वार्फ कहा जाता है। अधिक विशाल लाल दिग्गज (एक निश्चित सीमा तक) कार्बन व्हाइट ड्वार्फ में विकसित होते हैं। उनके कोर में हीलियम से भारी तत्व होते हैं।

विशेषताएँ

सफेद बौने - शरीर, द्रव्यमान में, एक नियम के रूप में, सूर्य के बहुत करीब। वहीं इनका आकार पृथ्वी से मेल खाता है। इन ब्रह्मांडीय पिंडों का विशाल घनत्व और उनकी गहराई में होने वाली प्रक्रियाएँ शास्त्रीय भौतिकी की दृष्टि से अकथनीय हैं। सितारों के रहस्यों ने क्वांटम यांत्रिकी को प्रकट करने में मदद की।

सफेद बौनों का पदार्थ एक इलेक्ट्रॉन-परमाणु प्लाज्मा है। इसे प्रयोगशाला में भी डिजाइन करना लगभग असंभव है। इसलिए, ऐसी वस्तुओं की कई विशेषताएं समझ से बाहर रहती हैं।

यहां तक ​​कि अगर आप रात भर तारों का अध्ययन करते हैं, तो आप विशेष उपकरणों के बिना कम से कम एक सफेद बौने का पता नहीं लगा पाएंगे। इनकी चमक सूर्य की तुलना में बहुत कम होती है। वैज्ञानिकों के अनुसार, सफेद बौने आकाशगंगा में सभी वस्तुओं का लगभग 3 से 10% हिस्सा बनाते हैं। हालाँकि, आज तक, उनमें से केवल वही पाए गए हैं जो पृथ्वी से 200-300 पारसेक से अधिक दूर स्थित नहीं हैं।

सफेद बौने विकसित होते रहते हैं। गठन के तुरंत बाद, उनके पास उच्च सतह का तापमान होता है, लेकिन जल्दी से ठंडा हो जाता है। गठन के कुछ दसियों अरबों साल बाद, सिद्धांत के अनुसार, एक सफेद बौना एक काले बौने में बदल जाता है - एक ऐसा शरीर जो दृश्य प्रकाश का उत्सर्जन नहीं करता है।

पर्यवेक्षक के लिए एक सफेद, लाल या नीला तारा मुख्य रूप से रंग में भिन्न होता है। खगोलविद गहरा दिखता है। उसके लिए रंग तुरंत वस्तु के तापमान, आकार और द्रव्यमान के बारे में बहुत कुछ बताता है। एक नीला या चमकीला नीला तारा एक विशाल गर्म गेंद है, जो सभी प्रकार से सूर्य से बहुत आगे है। श्वेत प्रकाशमान, जिनके उदाहरण लेख में वर्णित हैं, कुछ छोटे हैं। विभिन्न कैटलॉग में स्टार नंबर भी पेशेवरों को बहुत कुछ बताते हैं, लेकिन सभी नहीं। दूर के अंतरिक्ष पिंडों के जीवन के बारे में बड़ी मात्रा में जानकारी या तो अभी तक नहीं बताई गई है, या खोजी भी नहीं गई है।

तारे किस रंग के हैं? और क्यों?

1. सितारे इंद्रधनुष के सभी रंगों में आते हैं। क्योंकि उनके पास अलग-अलग तापमान और संरचना होती है।

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   http://www.pockocmoc.ru/color.php

   
   

3. तारे में कई तरह के रंग होते हैं। आर्कटुरस में एक पीला-नारंगी रंग है, रिगेल सफेद-नीला है, एंटारेस चमकदार लाल है। किसी तारे के स्पेक्ट्रम में प्रमुख रंग उसकी सतह के तापमान पर निर्भर करता है। एक तारे का गैस लिफाफा लगभग एक आदर्श उत्सर्जक (एक बिल्कुल काला शरीर) की तरह व्यवहार करता है और पूरी तरह से एम। प्लैंक (18581947), जे। स्टीफन (18351893) और वी। वीन (18641928) के शास्त्रीय विकिरण कानूनों का पालन करता है, जो संबंधित हैं शरीर का तापमान और उसके विकिरण की प्रकृति। प्लैंक का नियम शरीर के स्पेक्ट्रम में ऊर्जा के वितरण का वर्णन करता है। वह इंगित करता है कि बढ़ते तापमान के साथ, कुल विकिरण प्रवाह बढ़ता है, और स्पेक्ट्रम में अधिकतम छोटी तरंगों की ओर बढ़ जाता है। तरंग दैर्ध्य (सेंटीमीटर में), जो अधिकतम विकिरण के लिए जिम्मेदार है, वियन के नियम द्वारा निर्धारित किया जाता है: lmax = 0.29/T। यह वह नियम है जो Antares के लाल रंग (T = 3500 K) और रिगेल के नीले रंग (T = 18000 K) की व्याख्या करता है।

   हार्वर्ड वर्णक्रमीय वर्गीकरण

   वर्णक्रमीय वर्ग प्रभावी तापमान, KColor
   O————————————————26003500 ——————नीला
   बी ———————————————1200025000 ———- सफेद-नीला
   ए ————————————————800011000 —————— सफेद
   एफ ——————————————————62007900 ———- पीला सफेद
   जी ——————————————————————————- पीला
   कश्मीर ————————————————————————— नारंगी
   एम —————————————————2603400 ————— लाल

4. हमारा सूर्य एक हल्का पीला तारा है। सामान्य तौर पर, सितारों के रंग और उनके रंगों की एक विस्तृत विविधता होती है। तारों के रंग में अंतर इस तथ्य के कारण है कि उनका तापमान अलग-अलग होता है। और यहाँ ऐसा क्यों हो रहा है। प्रकाश, जैसा कि आप जानते हैं, एक तरंग विकिरण है, जिसकी तरंगदैर्घ्य बहुत कम होती है। अगर, हालांकि, इस प्रकाश की लंबाई को थोड़ा भी बदल दें, तो हम जो चित्र देखते हैं उसका रंग नाटकीय रूप से बदल जाएगा। उदाहरण के लिए, लाल रंग की तरंग दैर्ध्य नीले रंग की तरंग दैर्ध्य की डेढ़ गुना है।

   बहुरंगी तारों का समूह

   वैज्ञानिकों ने भौतिक नियम बनाए हैं जो रंग और तापमान से संबंधित हैं। शरीर जितना गर्म होगा, उसकी सतह से विकिरण ऊर्जा उतनी ही अधिक होगी और उत्सर्जित तरंगों की लंबाई उतनी ही कम होगी। इसलिए, यदि कोई पिंड नीले रंग की तरंग दैर्ध्य रेंज में विकिरण करता है, तो यह उस पिंड से अधिक गर्म होता है जो लाल रंग का होता है।
   तारों की गर्म गैसों के परमाणु फोटॉन उत्सर्जित करते हैं। गैस जितनी गर्म होगी, फोटॉन ऊर्जा उतनी ही अधिक होगी और उनकी तरंग उतनी ही कम होगी। इसलिए, सबसे नए तारे नीले-सफेद रेंज में उत्सर्जित होते हैं। जैसे ही उनके परमाणु ईंधन का उपयोग किया जाता है, तारे ठंडे हो जाते हैं। इसलिए, पुराने, ठंडे तारे स्पेक्ट्रम की लाल सीमा में विकीर्ण होते हैं। मध्यम आयु वर्ग के तारे, जैसे कि सूर्य, पीले रंग की श्रेणी में विकीर्ण होते हैं।
   हमारा सूर्य अपेक्षाकृत हमारे करीब है, और इसलिए हम इसका रंग स्पष्ट रूप से देखते हैं। अन्य तारे हमसे इतने दूर हैं कि शक्तिशाली दूरबीनों की सहायता से भी हम निश्चित रूप से यह नहीं कह सकते कि वे किस रंग के हैं। इस मुद्दे को स्पष्ट करने के लिए, वैज्ञानिक एक स्पेक्ट्रोग्राफ का उपयोग करते हैं - स्टारलाइट की वर्णक्रमीय संरचना का पता लगाने के लिए एक उपकरण।

5. तापमान पर निर्भर करता है सबसे गर्म सफेद और नीले रंग सबसे ठंडे लाल होते हैं, लेकिन फिर भी उनका तापमान किसी भी पिघली हुई धातु से अधिक होता है
6. क्या सूरज सफेद है?
7. रंग की धारणा विशुद्ध रूप से व्यक्तिपरक है, यह पर्यवेक्षक की आंख के रेटिना की प्रतिक्रिया पर निर्भर करता है।
8. आकाश में? मुझे पता है कि नीले वाले, और पीले वाले, और सफेद वाले होते हैं। हमारा सूरज एक पीला बौना है
9. सितारे अलग-अलग रंगों में आते हैं। नीले रंग का तापमान लाल वाले की तुलना में अधिक होता है और इसकी सतह से अधिक विकिरण ऊर्जा होती है। वे सफेद, पीले और नारंगी रंग में भी आते हैं, और उनमें से लगभग सभी हाइड्रोजन से बने होते हैं।
10. सितारे विभिन्न रंगों में आते हैं, इंद्रधनुष के लगभग सभी रंग (उदाहरण के लिए: हमारा सूर्य पीला है, रिगेल सफेद-नीला है, अंतरा लाल है, आदि)

    तारों के रंग में अंतर इस तथ्य के कारण है कि उनका तापमान अलग-अलग होता है। और यहाँ ऐसा क्यों हो रहा है। प्रकाश, जैसा कि आप जानते हैं, एक तरंग विकिरण है, जिसकी तरंगदैर्घ्य बहुत कम होती है। अगर, हालांकि, इस प्रकाश की लंबाई को थोड़ा भी बदल दें, तो हम जो चित्र देखते हैं उसका रंग नाटकीय रूप से बदल जाएगा। उदाहरण के लिए, लाल रंग की तरंग दैर्ध्य नीले रंग की तरंग दैर्ध्य की डेढ़ गुना है।

    जैसा कि आप जानते हैं, जैसे-जैसे तापमान बढ़ता है, गर्म धातु पहले लाल, फिर पीली और अंत में सफेद चमकने लगती है। तारे वैसे ही चमकते हैं। लाल सबसे ठंडे होते हैं, जबकि सफेद (या ब्लूज़ भी!) सबसे गर्म होते हैं। एक नए फटने वाले तारे का रंग उसके मूल में जारी ऊर्जा के अनुरूप होगा, और इस रिलीज की तीव्रता, बदले में, तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करती है। नतीजतन, सभी सामान्य तारे जितने लाल होते हैं, उतने ही ठंडे होते हैं, इसलिए बोलने के लिए। "भारी" तारे गर्म और सफेद होते हैं, जबकि "प्रकाश", गैर-विशाल वाले लाल और अपेक्षाकृत ठंडे होते हैं। हम पहले ही सबसे गर्म और सबसे ठंडे तारों के तापमान का नाम दे चुके हैं (ऊपर देखें)। अब हम जानते हैं कि उच्चतम तापमान नीले सितारों के अनुरूप होते हैं, सबसे कम लाल रंग के होते हैं। स्पष्ट करें कि इस पैराग्राफ में हम तारों की दृश्य सतहों के तापमान के बारे में बात कर रहे थे, क्योंकि सितारों के केंद्र में (उनके कोर में) तापमान बहुत अधिक होता है, लेकिन यह बड़े पैमाने पर नीले सितारों में भी सबसे अधिक होता है।

    एक तारे के स्पेक्ट्रम और उसके तापमान का रंग सूचकांक से गहरा संबंध है, अर्थात, स्पेक्ट्रम की पीली और नीली श्रेणियों में तारे की चमक के अनुपात से। प्लैंक का नियम, जो स्पेक्ट्रम में ऊर्जा के वितरण का वर्णन करता है, रंग सूचकांक के लिए एक अभिव्यक्ति देता है: सी.आई. = 7200/टी 0.64। ठंडे तारों का रंग सूचकांक गर्म तारों की तुलना में अधिक होता है, अर्थात, नीले तारों की तुलना में पीली किरणों में ठंडे तारे अपेक्षाकृत अधिक चमकीले होते हैं। पारंपरिक फोटोग्राफिक प्लेटों पर गर्म (नीले) तारे अधिक चमकीले दिखाई देते हैं, जबकि ठंडे तारे आंखों के लिए उज्जवल दिखाई देते हैं और विशेष फोटोग्राफिक इमल्शन जो पीली किरणों के प्रति संवेदनशील होते हैं।
    वैज्ञानिकों ने भौतिक नियम बनाए हैं जो रंग और तापमान से संबंधित हैं। शरीर जितना गर्म होगा, उसकी सतह से विकिरण ऊर्जा उतनी ही अधिक होगी और उत्सर्जित तरंगों की लंबाई उतनी ही कम होगी। इसलिए, यदि कोई पिंड नीले रंग की तरंग दैर्ध्य रेंज में विकिरण करता है, तो यह उस पिंड से अधिक गर्म होता है जो लाल रंग का होता है।
    तारों की गर्म गैसों के परमाणु फोटॉन उत्सर्जित करते हैं। गैस जितनी गर्म होगी, फोटॉन ऊर्जा उतनी ही अधिक होगी और उनकी तरंग उतनी ही कम होगी। इसलिए, सबसे नए तारे नीले-सफेद रेंज में उत्सर्जित होते हैं। जैसे ही उनके परमाणु ईंधन का उपयोग किया जाता है, तारे ठंडे हो जाते हैं। इसलिए, पुराने, ठंडे तारे स्पेक्ट्रम की लाल सीमा में विकीर्ण होते हैं। मध्यम आयु वर्ग के तारे, जैसे कि सूर्य, पीले रंग की श्रेणी में विकीर्ण होते हैं।
    हमारा सूर्य अपेक्षाकृत हमारे करीब है, और इसलिए हम इसका रंग स्पष्ट रूप से देखते हैं। अन्य तारे हमसे इतने दूर हैं कि शक्तिशाली दूरबीनों की सहायता से भी हम निश्चित रूप से यह नहीं कह सकते कि वे किस रंग के हैं। इस मुद्दे को स्पष्ट करने के लिए, वैज्ञानिक एक स्पेक्ट्रोग्राफ का उपयोग करते हैं - स्टारलाइट की वर्णक्रमीय संरचना का पता लगाने के लिए एक उपकरण।
    हार्वर्ड वर्णक्रमीय वर्गीकरण एक तारे के रंग की तापमान निर्भरता देता है, उदाहरण के लिए: 35004900 - नारंगी, 800011000 सफेद, 2600035000 नीला, आदि। http://www.pockocmoc.ru/color.php

    और एक और महत्वपूर्ण तथ्य: द्रव्यमान पर तारे की चमक के रंग की निर्भरता।
    अधिक विशाल सामान्य तारों की सतह और आंतरिक तापमान अधिक होता है। वे जल्दी से अपना परमाणु ईंधन जलाते हैं - हाइड्रोजन, जिसमें सामान्य रूप से लगभग सभी तारे होते हैं। दो सामान्य सितारों में से कौन अधिक विशाल है, इसका रंग इसके रंग से आंका जा सकता है: नीले वाले सफेद की तुलना में भारी होते हैं, सफेद वाले पीले होते हैं, पीले वाले नारंगी होते हैं, नारंगी वाले लाल होते हैं।

जो तारे हम देखते हैं वे रंग और चमक दोनों में भिन्न होते हैं। किसी तारे की चमक उसके द्रव्यमान और दूरी दोनों पर निर्भर करती है। और चमक का रंग उसकी सतह पर तापमान पर निर्भर करता है। सबसे ठंडे तारे लाल हैं। और सबसे गर्म एक नीला रंग है। सफेद और नीले तारे सबसे गर्म होते हैं, इनका तापमान सूर्य के तापमान से अधिक होता है। हमारा तारा सूर्य पीले तारों के वर्ग का है।

आकाश में कितने तारे हैं?
हमारे लिए ज्ञात ब्रह्मांड के हिस्से में कम से कम लगभग सितारों की संख्या की गणना करना व्यावहारिक रूप से असंभव है। वैज्ञानिक केवल इतना ही कह सकते हैं कि हमारी आकाशगंगा, जिसे "मिल्की वे" कहा जाता है, में लगभग 150 बिलियन तारे हो सकते हैं। लेकिन अन्य आकाशगंगाएँ भी हैं! लेकिन अधिक सटीक रूप से, लोग पृथ्वी की सतह से नग्न आंखों से देखे जा सकने वाले सितारों की संख्या जानते हैं। ऐसे लगभग 4.5 हजार तारे हैं।

सितारे कैसे पैदा होते हैं?
अगर तारे जलते हैं, तो क्या किसी को इसकी आवश्यकता है? असीम बाहरी अंतरिक्ष में हमेशा ब्रह्मांड में सबसे सरल पदार्थ के अणु होते हैं - हाइड्रोजन। कहीं हाइड्रोजन कम है तो कहीं ज्यादा। परस्पर आकर्षण बलों की क्रिया के तहत हाइड्रोजन के अणु एक दूसरे की ओर आकर्षित होते हैं। आकर्षण की ये प्रक्रियाएं बहुत लंबे समय तक चल सकती हैं - लाखों और यहां तक ​​कि अरबों साल। लेकिन देर-सबेर हाइड्रोजन के अणु एक-दूसरे के इतने करीब आ जाते हैं कि गैस का बादल बन जाता है। आगे आकर्षण के साथ, ऐसे बादल के केंद्र में तापमान बढ़ने लगता है। लाखों साल और बीत जाएंगे, और गैस बादल में तापमान इतना बढ़ सकता है कि एक थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रिया शुरू हो जाएगी - हाइड्रोजन हीलियम में बदलना शुरू हो जाएगा और आकाश में एक नया तारा दिखाई देगा। कोई भी तारा गैस का गर्म गोला होता है।

तारों का जीवनकाल बहुत भिन्न होता है। वैज्ञानिकों ने पाया है कि नवजात तारे का द्रव्यमान जितना अधिक होगा, उसका जीवनकाल उतना ही कम होगा। एक तारे का जीवनकाल करोड़ों वर्षों से लेकर अरबों वर्षों तक हो सकता है।

प्रकाश वर्ष
एक प्रकाश वर्ष वह दूरी है जो प्रकाश की किरण एक वर्ष में 300,000 किलोमीटर प्रति सेकंड की गति से यात्रा करती है। और एक साल में 31536000 सेकंड होते हैं! तो, हमारे निकटतम तारे से, जिसे प्रॉक्सिमा सेंटॉरी कहा जाता है, प्रकाश की किरण चार साल (4.22 प्रकाश वर्ष) से ​​अधिक समय तक उड़ती है! यह तारा हमसे सूर्य से 270 हजार गुना दूर है। और बाकी तारे हमसे बहुत दूर हैं - दसियों, सैकड़ों, हजारों और यहां तक ​​कि लाखों प्रकाश वर्ष। इसलिए तारे हमें इतने छोटे दिखाई देते हैं। और सबसे शक्तिशाली दूरबीन में भी, ग्रहों के विपरीत, वे हमेशा बिंदुओं के रूप में दिखाई देते हैं।

एक "नक्षत्र" क्या है?
प्राचीन काल से, लोगों ने सितारों को देखा है और विचित्र आकृतियों में देखा है जो चमकीले सितारों, जानवरों की छवियों और पौराणिक नायकों के समूह बनाते हैं। आकाश में ऐसी आकृतियों को नक्षत्र कहा जाने लगा। और, हालांकि आकाश में एक विशेष नक्षत्र में लोगों द्वारा शामिल किए गए तारे एक-दूसरे के बगल में हैं, बाहरी अंतरिक्ष में ये तारे एक दूसरे से काफी दूरी पर हो सकते हैं। सबसे प्रसिद्ध नक्षत्र उर्स मेजर और उर्स माइनर हैं। तथ्य यह है कि उत्तर सितारा, जो हमारे ग्रह पृथ्वी के उत्तरी ध्रुव द्वारा इंगित किया गया है, नक्षत्र उर्स माइनर में प्रवेश करता है। और आकाश में उत्तर सितारा को खोजने का तरीका जानने के बाद, कोई भी यात्री और नाविक यह निर्धारित करने में सक्षम होंगे कि उत्तर कहाँ है और इलाके को नेविगेट करें।

सुपरनोवा
अपने जीवन के अंत में कुछ तारे अचानक सामान्य से हजारों और लाखों गुना अधिक चमकने लगते हैं, और पदार्थ के विशाल द्रव्यमान को आसपास के अंतरिक्ष में फेंक देते हैं। यह कहने की प्रथा है कि सुपरनोवा विस्फोट होता है। एक सुपरनोवा की चमक धीरे-धीरे फीकी पड़ जाती है और अंत में ऐसे तारे के स्थान पर एक चमकदार बादल ही रह जाता है। इसी तरह का एक सुपरनोवा विस्फोट निकट और सुदूर पूर्व के प्राचीन खगोलविदों द्वारा 4 जुलाई, 1054 को देखा गया था। इस सुपरनोवा का क्षय 21 महीने तक चला। अब इस तारे के स्थान पर क्रैब नेबुला है, जिसे कई खगोल विज्ञान प्रेमियों के लिए जाना जाता है।

इस खंड को सारांशित करते हुए, हम ध्यान दें कि

वी सितारों के प्रकार

तारों का मुख्य वर्णक्रमीय वर्गीकरण:

भूरे रंग के बौने

ब्राउन ड्वार्फ एक प्रकार का तारा है जिसमें परमाणु प्रतिक्रियाएं विकिरण से खोई हुई ऊर्जा की भरपाई कभी नहीं कर सकती हैं। लंबे समय तक भूरे रंग के बौने काल्पनिक वस्तुएं थीं। सितारों के निर्माण के दौरान होने वाली प्रक्रियाओं के बारे में विचारों के आधार पर, उनके अस्तित्व की भविष्यवाणी 20 वीं शताब्दी के मध्य में की गई थी। हालाँकि, 2004 में, पहली बार एक भूरे रंग के बौने की खोज की गई थी। आज तक, इस प्रकार के बहुत से तारे खोजे जा चुके हैं। उनका वर्णक्रमीय वर्ग एम - टी है। सिद्धांत रूप में, एक और वर्ग को प्रतिष्ठित किया जाता है - जिसे वाई द्वारा दर्शाया जाता है।

सफेद बौने

हीलियम फ्लैश के तुरंत बाद, कार्बन और ऑक्सीजन "लाइट अप"; इनमें से प्रत्येक घटना तारे की एक मजबूत पुनर्व्यवस्था और हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख के साथ इसकी तीव्र गति का कारण बनती है। तारे के वायुमंडल का आकार और भी अधिक बढ़ जाता है, और यह तारकीय पवन धाराओं के विस्तार के रूप में तीव्रता से गैस खोना शुरू कर देता है। किसी तारे के मध्य भाग का भाग्य पूरी तरह से उसके प्रारंभिक द्रव्यमान पर निर्भर करता है: एक तारे का मूल एक सफेद बौने (कम द्रव्यमान वाले तारे) के रूप में अपने विकास को समाप्त कर सकता है, यदि विकास के बाद के चरणों में इसका द्रव्यमान चंद्रशेखर सीमा से अधिक हो - एक न्यूट्रॉन स्टार (पल्सर) के रूप में, यदि द्रव्यमान ओपेनहाइमर-वोल्कोव सीमा से अधिक है तो ब्लैक होल की तरह है। पिछले दो मामलों में, सितारों के विकास का पूरा होना विनाशकारी घटनाओं के साथ होता है - सुपरनोवा विस्फोट।
सूर्य सहित अधिकांश तारे अपने विकास को तब तक अनुबंधित करके समाप्त करते हैं जब तक कि पतित इलेक्ट्रॉनों का दबाव गुरुत्वाकर्षण को संतुलित नहीं कर देता। इस अवस्था में जब तारे का आकार सौ गुना कम हो जाता है और घनत्व पानी से दस लाख गुना अधिक हो जाता है, तो तारे को सफेद बौना कहा जाता है। यह ऊर्जा के स्रोतों से वंचित है और धीरे-धीरे ठंडा होकर अंधेरा और अदृश्य हो जाता है।

लाल दिग्गज

लाल दिग्गज और सुपरजायंट कम प्रभावी तापमान (3000 - 5000 K) वाले तारे हैं, लेकिन एक विशाल चमक के साथ। ऐसी वस्तुओं का विशिष्ट निरपेक्ष तारकीय परिमाण? 3m-0m (चमक का I और III वर्ग)। उनके स्पेक्ट्रम को आणविक अवशोषण बैंड की उपस्थिति की विशेषता है, और उत्सर्जन अधिकतम अवरक्त सीमा पर पड़ता है।

परिवर्तनशील सितारे

एक परिवर्तनशील तारा एक ऐसा तारा है जिसकी चमक अपने अवलोकन के पूरे इतिहास में कम से कम एक बार बदल गई है। परिवर्तनशीलता के कई कारण हैं और उन्हें न केवल आंतरिक प्रक्रियाओं से जोड़ा जा सकता है: यदि तारा दोहरी है और दृष्टि की रेखा स्थित है या देखने के क्षेत्र में एक छोटे कोण पर है, तो एक तारा, की डिस्क से गुजर रहा है तारा, इसे मात देगा, और चमक भी बदल सकती है यदि तारे से प्रकाश एक मजबूत गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र से होकर गुजरेगा। हालांकि, ज्यादातर मामलों में, परिवर्तनशीलता अस्थिर आंतरिक प्रक्रियाओं से जुड़ी होती है। चर सितारों की सामान्य सूची के नवीनतम संस्करण में, निम्नलिखित विभाजन अपनाया गया है:
फटने वाले परिवर्तनशील तारे- ये वे तारे हैं जो अपने क्रोमोस्फीयर और कोरोनस में हिंसक प्रक्रियाओं और भड़कने के कारण अपनी चमक बदलते हैं। चमक में परिवर्तन आमतौर पर अलग-अलग तीव्रता की तारकीय हवा के रूप में खोल में परिवर्तन या द्रव्यमान के नुकसान और/या इंटरस्टेलर माध्यम के साथ बातचीत के कारण होता है।
स्पंदनशील चर सितारेवे तारे हैं जो अपनी सतह परतों के आवधिक विस्तार और संकुचन को दर्शाते हैं। स्पंदन रेडियल या गैर-रेडियल हो सकता है। एक तारे के रेडियल स्पंदन अपने आकार को गोलाकार छोड़ देते हैं, जबकि गैर-रेडियल स्पंदन के कारण तारे का आकार गोलाकार से विचलित हो जाता है, और तारे के पड़ोसी क्षेत्र विपरीत चरणों में हो सकते हैं।
घूर्णन चर तारे- ये तारे हैं, जिनमें सतह पर चमक का वितरण असमान होता है और / या उनके पास एक गैर-दीर्घवृत्ताकार आकार होता है, जिसके परिणामस्वरूप, जब तारे घूमते हैं, तो प्रेक्षक उनकी परिवर्तनशीलता को ठीक करता है। सतह की चमक की विषमताएं चुंबकीय क्षेत्रों के कारण स्पॉट या थर्मल या रासायनिक अनियमितताओं की उपस्थिति के कारण हो सकती हैं, जिनकी कुल्हाड़ियां तारे के घूमने की धुरी से मेल नहीं खाती हैं।
प्रलयकारी (विस्फोटक और नोवा जैसा) परिवर्तनशील तारे. इन तारों की परिवर्तनशीलता विस्फोटों के कारण होती है, जो उनकी सतह परतों (नोवा) में विस्फोटक प्रक्रियाओं या उनकी गहराई (सुपरनोवा) में गहराई के कारण होते हैं।
ग्रहण बाइनरी सिस्टम।
हार्ड एक्स-रे के साथ ऑप्टिकल वैरिएबल बाइनरी सिस्टम
नए चर प्रकार- कैटलॉग के प्रकाशन के दौरान खोजी गई परिवर्तनशीलता के प्रकार और इसलिए पहले से प्रकाशित कक्षाओं में शामिल नहीं हैं।

नया

एक नोवा एक प्रकार का प्रलयकारी चर है। उनकी चमक सुपरनोवा की तरह तेजी से नहीं बदलती है (हालांकि आयाम 9 मीटर हो सकता है): अधिकतम से कुछ दिन पहले, तारा केवल 2 मीटर बेहोश होता है। ऐसे दिनों की संख्या निर्धारित करती है कि एक तारा किस वर्ग का है:
बहुत तेज़ अगर यह समय (जिसे t2 कहा जाता है) 10 दिनों से कम है।
त्वरित - 11 बहुत धीमी: 151 अत्यंत धीमी गति से, वर्षों से अधिकतम के निकट होना।

नोवा की अधिकतम चमक t2 पर निर्भर करती है। कभी-कभी इस संबंध का उपयोग किसी तारे से दूरी निर्धारित करने के लिए किया जाता है। भड़कना अधिकतम अलग-अलग श्रेणियों में अलग-अलग व्यवहार करता है: जब दृश्य सीमा में विकिरण में कमी पहले से ही देखी जाती है, तब भी पराबैंगनी में वृद्धि जारी रहती है। यदि इन्फ्रारेड रेंज में एक फ्लैश भी देखा जाता है, तो अधिकतम पर तभी पहुंचेगा जब पराबैंगनी में चमक कम होने लगेगी। इस प्रकार, एक चमक के दौरान बोलोमेट्रिक चमक काफी लंबे समय तक अपरिवर्तित रहती है।

हमारी गैलेक्सी में नोवा के दो समूहों को प्रतिष्ठित किया जा सकता है: नए डिस्क (वे औसतन तेज और तेज होते हैं), और नए उभार, जो थोड़े धीमे होते हैं और तदनुसार, थोड़े कमजोर होते हैं।

सुपरनोवा

सुपरनोवा ऐसे तारे हैं जो एक विनाशकारी विस्फोटक प्रक्रिया में अपने विकास को समाप्त करते हैं। शब्द "सुपरनोवा" का इस्तेमाल उन सितारों के लिए किया जाता था जो तथाकथित "नए सितारों" की तुलना में बहुत अधिक (परिमाण के क्रम से) भड़कते थे। वास्तव में, न तो एक और न ही दूसरा शारीरिक रूप से नया है, पहले से मौजूद सितारे हमेशा चमकते रहते हैं। लेकिन कई ऐतिहासिक मामलों में, वे तारे जो पहले आकाश में लगभग या पूरी तरह से अदृश्य थे, भड़क गए, जिससे एक नए तारे की उपस्थिति का प्रभाव पैदा हुआ। सुपरनोवा का प्रकार फ्लेयर स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन लाइनों की उपस्थिति से निर्धारित होता है। यदि यह है, तो एक प्रकार II सुपरनोवा, यदि नहीं, तो एक प्रकार I

हाइपरनोवा

हाइपरनोवा - थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाओं का समर्थन करने के लिए अब कोई स्रोत नहीं होने के बाद एक असाधारण भारी तारे का पतन; दूसरे शब्दों में, यह एक बहुत बड़ा सुपरनोवा है। 1990 के दशक की शुरुआत से, सितारों के ऐसे शक्तिशाली विस्फोट देखे गए हैं कि विस्फोट का बल एक साधारण सुपरनोवा के विस्फोट की शक्ति से लगभग 100 गुना अधिक हो गया, और विस्फोट की ऊर्जा 1046 जूल से अधिक हो गई। इसके अलावा, इनमें से कई विस्फोटों के साथ बहुत तेज़ गामा-रे फटने भी लगे थे। आकाश के गहन सर्वेक्षण में हाइपरनोवा के अस्तित्व के पक्ष में कई तर्क मिले हैं, लेकिन अभी तक, हाइपरनोवा काल्पनिक वस्तुएं हैं। आज, शब्द का प्रयोग 100 से 150 या अधिक सौर द्रव्यमान वाले सितारों के विस्फोटों का वर्णन करने के लिए किया जाता है। एक मजबूत रेडियोधर्मी चमक के कारण हाइपरनोवा सैद्धांतिक रूप से पृथ्वी के लिए एक गंभीर खतरा पैदा कर सकता है, लेकिन वर्तमान में पृथ्वी के पास कोई भी ऐसा तारा नहीं है जो इस तरह का खतरा पैदा कर सके। कुछ रिपोर्टों के अनुसार, 440 मिलियन वर्ष पहले पृथ्वी के पास एक हाइपरनोवा का विस्फोट हुआ था। संभवतः, इस विस्फोट के परिणामस्वरूप निकल 56Ni का अल्पकालिक समस्थानिक पृथ्वी से टकराया।

न्यूट्रॉन तारे

सूर्य से अधिक विशाल तारों में, अपक्षयी इलेक्ट्रॉनों का दबाव कोर के पतन को रोक नहीं सकता है, और यह तब तक जारी रहता है जब तक कि अधिकांश कण इतने कसकर पैक किए गए न्यूट्रॉन में बदल नहीं जाते हैं कि तारे का आकार किलोमीटर में मापा जाता है और घनत्व होता है 280 ट्रिलियन। पानी के घनत्व का गुना। ऐसी वस्तु को न्यूट्रॉन तारा कहा जाता है; इसका संतुलन पतित न्यूट्रॉन पदार्थ के दबाव से बना रहता है।

कोई भी तारा - पीला, नीला या लाल - गैस का गर्म गोला होता है। प्रकाशकों का आधुनिक वर्गीकरण कई मापदंडों पर आधारित है। इनमें सतह का तापमान, आकार और चमक शामिल है। एक स्पष्ट रात में देखे जाने वाले तारे का रंग मुख्य रूप से पहले पैरामीटर पर निर्भर करता है। सबसे गर्म प्रकाशमान नीले या नीले रंग के होते हैं, सबसे ठंडे लाल होते हैं। पीले तारे, जिनके उदाहरण नीचे दिए गए हैं, तापमान पैमाने पर मध्य स्थान पर हैं। सूर्य इन प्रकाशमानियों में से एक है।

मतभेद

अलग-अलग तापमान पर गर्म किए गए पिंड अलग-अलग तरंग दैर्ध्य के साथ प्रकाश उत्सर्जित करते हैं। मानव आँख द्वारा निर्धारित रंग इस पैरामीटर पर निर्भर करता है। तरंगदैर्घ्य जितना छोटा होगा, शरीर उतना ही गर्म होगा और उसका रंग सफेद और नीले रंग के करीब होगा। सितारों के लिए भी यही सच है।

लाल प्रकाशमान सबसे ठंडे होते हैं। उनकी सतह का तापमान केवल 3 हजार डिग्री तक पहुंचता है। तारा पीला है, हमारे सूर्य की तरह, पहले से ही गर्म है। इसका फोटोस्फीयर 6000º तक गर्म होता है। सफेद प्रकाशमान और भी गर्म होते हैं - 10 से 20 हजार डिग्री तक। और अंत में, नीले तारे सबसे गर्म होते हैं। इनकी सतह का तापमान 30 से 100 हजार डिग्री तक पहुंच जाता है।

सामान्य विशेषताएँ

पीले बौने की विशेषताएं

आकार में छोटे, चमकदारों को एक प्रभावशाली जीवनकाल की विशेषता होती है। यह पैरामीटर 10 अरब वर्ष है। सूर्य अब लगभग अपने जीवन चक्र के मध्य में स्थित है, यानी मुख्य अनुक्रम को छोड़ने और लाल विशालकाय बनने से पहले इसमें लगभग 5 अरब वर्ष शेष हैं।

तारा, पीला और "बौना" प्रकार से संबंधित है, इसमें सूर्य के समान आयाम हैं। ऐसे प्रकाशकों के लिए ऊर्जा का स्रोत हाइड्रोजन से हीलियम का संश्लेषण है। कोर में हाइड्रोजन समाप्त होने और हीलियम दहन शुरू होने के बाद वे विकास के अगले चरण में जाते हैं।

सूर्य के अलावा, पीले बौनों में ए, अल्फा उत्तरी कोरोना, म्यू बूट्स, ताऊ सेटी और अन्य चमकदार शामिल हैं।

पीला उपजातियाँ

हाइड्रोजन ईंधन के समाप्त होने के बाद सूर्य के समान तारे बदलने लगते हैं। जब हीलियम कोर में प्रज्वलित होता है, तो तारे का विस्तार और बदल जाएगा। हालांकि, यह चरण तुरंत नहीं होता है। बाहरी परतें पहले जलने लगती हैं। तारा पहले ही मुख्य अनुक्रम को छोड़ चुका है, लेकिन अभी तक विस्तारित नहीं हुआ है - यह उपविशाल अवस्था में है। ऐसे तारे का द्रव्यमान आमतौर पर 1 से 5 . तक भिन्न होता है

जो तारे आकार में अधिक प्रभावशाली होते हैं, वे भी पीले उपविशाल अवस्था से गुजर सकते हैं। हालांकि, उनके लिए यह चरण कम स्पष्ट है। आज का सबसे प्रसिद्ध सबजायंट प्रोसीओन (अल्फा कैनिस माइनर) है।

वास्तविक दुर्लभता

पीले तारे, जिनके नाम ऊपर दिए गए थे, ब्रह्मांड में काफी सामान्य प्रकार के हैं। हाइपरजाइंट्स के साथ स्थिति अलग है। ये असली दिग्गज हैं, जिन्हें सबसे भारी, सबसे चमकीला और सबसे बड़ा माना जाता है और साथ ही साथ सबसे कम जीवन प्रत्याशा भी रखते हैं। अधिकांश ज्ञात हाइपरजाइंट्स चमकीले नीले रंग के चर हैं, लेकिन उनमें सफेद, पीले और यहां तक ​​​​कि लाल तारे भी हैं।

ऐसे दुर्लभ ब्रह्मांडीय पिंडों में, उदाहरण के लिए, रो कैसिओपिया है। यह एक पीला हाइपरजाइंट है, जो चमक में सूर्य से 550 हजार गुना आगे है। यह हमारे ग्रह से 12,000 मीटर दूर है। एक स्पष्ट रात में, इसे नग्न आंखों से देखा जा सकता है (दृश्यमान चमक 4.52 मीटर है)।

अति विशाल तारे

हाइपरजायंट सुपरजायंट्स का एक विशेष मामला है। उत्तरार्द्ध में पीले सितारे भी शामिल हैं। वे, खगोलविदों के अनुसार, नीले से लाल सुपरजायंट्स के लिए प्रकाशकों के विकास में एक संक्रमणकालीन चरण हैं। फिर भी, एक पीले सुपरजायंट के चरण में, एक तारा काफी लंबे समय तक मौजूद रह सकता है। एक नियम के रूप में, विकास के इस स्तर पर, प्रकाशक मरते नहीं हैं। बाह्य अंतरिक्ष के अध्ययन के सभी समय के लिए, पीले सुपरजायंट्स द्वारा उत्पन्न केवल दो सुपरनोवा दर्ज किए गए हैं।

इस तरह के प्रकाशकों में कैनोपस (अल्फा कैरिना), रास्ताबन (बीटा ड्रैगन), बीटा कुंभ और कुछ अन्य वस्तुएं शामिल हैं।

जैसा कि आप देख सकते हैं, प्रत्येक तारे, सूर्य की तरह पीले, की विशिष्ट विशेषताएं हैं। हालांकि, हर किसी में कुछ न कुछ समान होता है - यह वह रंग है जो कुछ तापमानों के लिए फोटोस्फीयर को गर्म करने का परिणाम है। नामित लोगों के अलावा, इस तरह के प्रकाशकों में एप्सिलॉन शील्ड और बीटा क्रो (उज्ज्वल दिग्गज), दक्षिणी त्रिभुज का डेल्टा और बीटा जिराफ (सुपरजायंट्स), कैपेला और विन्डेमीट्रिक्स (दिग्गज) और कई अन्य ब्रह्मांडीय पिंड शामिल हैं। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि वस्तु वर्गीकरण में संकेतित रंग हमेशा दृश्यमान के साथ मेल नहीं खाता है। ऐसा इसलिए होता है क्योंकि प्रकाश का असली रंग गैस और धूल के साथ-साथ वातावरण से गुजरने के बाद विकृत हो जाता है। एस्ट्रोफिजिसिस्ट रंग निर्धारित करने के लिए एक स्पेक्ट्रोग्राफ का उपयोग करते हैं: यह मानव आंख की तुलना में बहुत अधिक सटीक जानकारी प्रदान करता है। यह उनके लिए धन्यवाद है कि वैज्ञानिक नीले, पीले और लाल सितारों के बीच अंतर कर सकते हैं, जो हमसे बहुत दूर हैं।