בְּהִירוּת

עוצמת הקרינה הכוללת של כוכב בכל טווח הספקטרום האלקטרומגנטי נקראת "בהירות" האמיתית או הבולומטרית. לדוגמה, עוצמת הבהירות של השמש היא 3.86ґ1026 W. ככל שהמסה של כוכב רגיל גדולה יותר, כך הבהירות שלו גבוהה יותר; הוא גדל בערך כמו קוביית מסה. קשר מסה-אור זה נמצא לראשונה מתצפיות, ולאחר מכן קיבל הצדקה תיאורטית.

זרימת האנרגיה המגיעה מכוכב לכדור הארץ נקראת "בהירות לכאורה"; זה תלוי לא רק בבהירות האמיתית של הכוכב, אלא גם במרחק שלו מכדור הארץ. כוכב בהירות נמוכה קרוב לכדור הארץ עשוי להיות בעל גודל בהיר יותר מאשר כוכב בעל בהירות גבוהה במרחק גדול.

טמפרטורת ספקטרום אטמוספירה של כוכבים

טמפרטורת כוכבים

אחד המאפיינים החשובים ביותר הקובעים את מצבם הפיזי של גרמי השמיים הוא הטמפרטורה שלהם. כמו פרמטרים אחרים, הטמפרטורה של המאורות נקבעת על ידי הקרינה שלהם תוך שימוש בהנחות תיאורטיות מסוימות. בפרט, ההנחה היא שמקור האור נמצא במצב של שיווי משקל תרמודינמי.

מאחר שהאחרון לא תמיד מתרחש באטמוספרות של כוכבים, קביעת טמפרטורת הכוכבים בשיטות שונות יכולה להיות שונה משמעותית זו מזו. הטמפרטורה האפקטיבית של כוכב היא הטמפרטורה של גוף שחור, שגודלו שווה לגודל הכוכב וסך הקרינה שלו שווה לסך הקרינה של הכוכב.

הטמפרטורה האפקטיבית של הכוכב נקבעת מחוק סטפן-בולצמן E = oT4. כדי לקבוע את הטמפרטורה של כוכב באמצעות משוואה זו, יש צורך לחשב את כמות האנרגיה הכוללת שפולט הכוכב ליחידת זמן, לברר את המרחק לכוכב ואת הרדיוס שלו, על סמך נתונים אלה, לקבוע את הערך של E ואז הטמפרטורה.

טמפרטורת פני השטח של הכוכבים נקבעה מכלל הקרינה של השכבות החיצוניות של הכוכבים בהנחה שכוכבים פולטים כגופים שחורים לחלוטין. טמפרטורה זו נעה בין 30,000 ל-3000 מעלות עבור כוכבים בודדים בגלקסיות. הטמפרטורה של פנים הכוכבים היא מיליוני מעלות. עבור כוכבים עם טמפרטורת פני השטח של 30,000 מעלות, סביר להניח שהטמפרטורה הפנימית תהיה בסדר גודל של 100,000,000 מעלות. עבור כוכבים עם טמפרטורת פני השטח של 3000 מעלות, הטמפרטורה של פנים הכוכבים מוערכת ב-10,000,000 מעלות.

לשמש יש טמפרטורת פני השטח של 6,000 מעלות וטמפרטורת ליבה של 13,000,000 מעלות. טמפרטורת צבע ובהירות. הטמפרטורה הספקטרופוטומטרית, או הצבע, של כוכב היא הטמפרטורה של גוף שחור לחלוטין, שיש לו את ההתפלגות היחסית הנצפית של עוצמת הקרינה בחלק הנחשב של הספקטרום. הטמפרטורה של כוכב, שנקבעת עבור חלקים שונים בספקטרום שלו, יכולה להיות שונה במקרה זה.

אם ידועה ההתפלגות היחסית של עוצמת הקרינה של הכוכב בכל הטווח הנראה, אזי ניתן לקבוע את טמפרטורת הצבע של הכוכב לפי חוק וינה: טמפרטורת כוכב לפי חוק וינה נקבעת באופן הבא. עקומת חלוקת האנרגיה של הכוכב משורטטת, והעקומה התיאורטית בעלת המקסימום הקרוב ביותר, המתקבלת מתיאוריית קרינת הגוף השחור, מותאמת לעקומה זו. המיקום של המקסימום ולקבוע את טמפרטורת הצבע של הכוכב.

אם הטמפרטורה של כוכב נקבעת בהשוואה לנוסחת פלאנק בכל הטווח הספקטרלי, אזי טמפרטורה זו נקראת בהירות. השיטות לעיל לקביעת טמפרטורת הכוכבים הן משוערות. הסיבות לכך הן בליעה בספקטרום ביקוע האנרגיה, ראשית, בעובדה שכוכבים אפלים מעוותים את תמונת הספקטרום הרציף, ושנית, אופי קרינת הכוכבים שונה מקרינה של גוף שחור לחלוטין.

מדד הצבעים של הכוכבים. הטמפרטורה של הכוכבים קובעת את צבעם. אלו הכוכבים בטמפרטורה הגבוהה ביותר (כ-30,000 מעלות על פני השטח) שצבעם כחלחל-לבן. כוכבים עם טמפרטורת פני השטח בסדר גודל של 3000 מעלות הם בצבע אדום.

השמש עם טמפרטורה של 6000 מעלות על פני השטח היא בצבע צהוב. כוכבים עם טמפרטורת פני שטח בינונית הם לבנים, צהבהבים-לבן, וצהבהב-אדום. לפיכך, נראה שכוכבים עם טמפרטורות שונות נראות לנו בצבע שונה. זה קל לראות אם אתה מסתכל מקרוב על השמים זרועי הכוכבים.

במקרה זה, חלק מהכוכבים ייראו לנו לבן-כחלחל (סיריוס, וגה), כוכבים אחרים צהובים (קפלה, ספיקה) ולבסוף, חלק מהכוכבים הם אדומים (Antares, Aldebaran). כמדד לצבע של כוכב, נלקחים הדברים הבאים: בהירות של כוכב המצולם באמצעות מסנן כחול נקבעת, ובהירותו נקבעת באמצעות מסנן צהוב.

ההבדל בין ערכים אלו נקרא אינדקס צבע הכוכבים והוא נלקח כמדד לצבע הכוכב. ניתן לתת הגדרה נוספת לצבע של כוכב: מדד הצבע הוא ההבדל בין גודל הצילום של כוכב לגודלו הנצפה ויזואלית. ההגדרה האחרונה מבוססת על העובדה שלוח הצילום רגיש ביותר לקרניים כחולות, והעין לאדום.

הגדלים הצילומיים והחזותיים של כוכבים לבנים מסוג סיריוס זהים. כוכבים כחולים יהיו בהירים יותר מבחינה צילומית מאשר מבחינה ויזואלית. לכן, ההבדל בין הגדלים הצילומיים והחזותיים של כוכבים כאלה יהיה שלילי. כוכבים צהובים ואדומים יהיו פחות בהירים מבחינה צילום מאשר מבחינה ויזואלית. לכן, ההבדל בין הגדלים הצילומיים והחזותיים של כוכבים כאלה יהיה חיובי.

קביעת הטמפרטורה והגודל של כוכב לפי אינדקס צבע. ניתן לאפיין את צבעו של כוכב, מצד אחד, לפי אינדקס צבעו, ומצד שני, באורך הגל של הקרינה המקסימלית ולפי חוק וינה לקבוע את טמפרטורת הכוכב. לכן, אפשר לציין את התלות של מדד הצבע של כוכב בטמפרטורה. קשר זה יכול לבוא לידי ביטוי או על ידי נוסחה או נתון בצורה גרפית. לפיכך, מדד הצבע של כוכב מאפשר לנו לקבוע את הטמפרטורה שלו.

נניח שבנוסף לטמפרטורת הכוכב (שנקבעת על פי אינדקס הצבע שלו), המרחק D לכוכב ידוע (נקבע על פי הפרלקסה השנתית). לאחר מכן, תוך ידיעת הגודל הנראה של הכוכב והמרחק אליו, אנו קובעים את הגודל המוחלט שלו M.

לדעת את הערך המוחלט, הבה נקבע את עוצמת הבהירות שלו L, שהיא מדד לקרינת האנרגיה מכוכב. אבל הקרינה של כוכב נקבעת לפי הטמפרטורה והגודל שלו. לכן, בידיעת עוצמת הבהירות L והטמפרטורה, ניתן לחשב את הרדיוס הליניארי של הכוכב, המתבטא ברדיוסים של השמש. לפיכך, לדעת את מדד הצבעים ואת המרחק לכוכב, אתה יכול לקבוע את גודל הכוכב.

ספר לימוד כיתה י'

ספקטרום, טמפרטורות, עוצמת הארה של כוכבים והמרחקים אליהם

בחקר הכוכבים, המדע גילה את המגוון העצום שלהם, אם כי כולם דומים לשמש במובן זה שהם כדורי גז זוהרים מעצמם, השואבים עתודות עצומות של אנרגיה ממעמקיהם. מצד אחד, זה מראה שהשמש שלנו אינה ייחודית ביקום, אלא אחת מאינספור השמשות ואינה בולטת בשום צורה. מאידך, נקבע כי במגוון הכוכבים ישנן דפוסים מסוימים הנובעים מסיבות פיזיות.

קטלוגי הכוכבים מכילים את הקואורדינטות והערכות הגודל של לא רק של כל 6,000 הכוכבים הנראים בעין בלתי מזוינת, אלא גם של רבים חלשים יותר - עד גודל 11. מספרם הוא כמיליון. האטלס הצילומי של השמים, בשימוש נרחב על ידי אסטרונומים, מציג כוכבים עד גודל 21. יש בערך 2 מיליארד מהם בכל השמים.

§22.1. ספקטרה, צבע וטמפרטורה של כוכבים

ספקטרום הכוכבים מגוונים ביותר. כמעט כולם הם ספקטרום ספיגה. זוהי תוצאה של בליעת אור במעטפות החיצוניות של כוכבים. חקר הספקטרום מאפשר לקבוע את ההרכב הכימי של אטמוספרות כוכבים.

מימן והליום הם השולטים באטמוספרות של כל הכוכבים. אופי הספקטרום של הכוכבים תלוי בטמפרטורות ובלחצים באטמוספרות שלהם. בטמפרטורות גבוהות, מולקולות מתפרקות לאטומים. בטמפרטורה גבוהה עוד יותר, אטומים פחות עמידים נהרסים, הם הופכים ליונים ומאבדים אלקטרונים. אטומים מיוננים של יסודות כימיים רבים, כמו אטומים ניטרליים, פולטים וסופגים אנרגיה באורכי גל ספציפיים. על ידי השוואת העוצמות של קווי הספיגה של אטומים ויונים של אותו יסוד כימי, הכמות היחסית שלהם נקבעת תיאורטית. זה פונקציה של טמפרטורה. כך שניתן להשתמש בקווים הכהים של ספקטרום הכוכבים כדי לקבוע את הטמפרטורה של האטמוספרות שלהם. זה משלים את האפשרות לקבוע את טמפרטורות הכוכבים על ידי התפלגות האנרגיה בספקטרום הרציף שלהם ועל ידי מדידת האנרגיה המתקבלת מהם על פני כדור הארץ.

ספקטרום הכוכבים מחולק למחלקות המסומנות באותיות ומספרים לטיניים (ראה איור 88).

הצבע והספקטרום של הכוכבים קשורים לטמפרטורה שלהם. כוכבים קרירים יחסית נשלטים על ידי קרינה באזור האדום של הספקטרום, וזו הסיבה שיש להם צבע אדום. הטמפרטורה של הכוכבים האדומים נמוכה. הוא גדל ברצף מכוכבים אדומים לכתום, ואז צהוב, צהבהב, לבן וכחלחל. ברצף זה, צבע גוף הליבון משתנה. הספקטרום של כוכבים אדומים קרירים מסוג M עם טמפרטורה של כ-3000 מעלות צלזיוס מציגות פסי ספיגה של המולקולות הדו-אטומיות הפשוטות ביותר, לרוב תחמוצות טיטניום. הספקטרום של כוכבים אדומים אחרים נשלט על ידי תחמוצות של פחמן או זירקוניום. כוכבים אדומים בסדר הגודל הראשון של הכיתה M - Antares, Betelgeuse. בספקטרום של כוכבים צהובים מסוג G, אליהם שייכת השמש (עם טמפרטורה של 6000 מעלות צלזיוס על פני השטח), שולטים קווים דקים של מתכות: ברזל, סידן, נתרן וכו' ... בספקטרום של כוכבים מסוג A לבנים כמו סיריוס, וגה ודנב, קווי המימן הם החזקים ביותר. ישנם קווים חלשים רבים של מתכות מיוננות. הטמפרטורה של כוכבים כאלה היא כ-10,000 מעלות צלזיוס.

בספקטרום של הכוכבים החמים והכחלחלים בטמפרטורה של כ-30,000 K, נראים קווים של הליום נייטרלי ומיונן. הטמפרטורות של רוב הכוכבים נעות בטווח שבין 3000 ל-30,000 מעלות צלזיוס. לכוכבים מעטים יש טמפרטורות סביב 100,000 מעלות צלזיוס.

מקור האנרגיה שמקבלים רוב הכוכבים והשמש הוא התגובות הגרעיניות של הפיכת מימן להליום, המתרחשות במעיים שלהם בטמפרטורות מעל 10,000,000 מעלות צלזיוס. (למידע נוסף על כך, ראה סעיף 30.)

הכמויות. בהסכמה כללית, קשקשים אלו נבחרים כך שלכוכב לבן, כגון סיריוס, יש אותו גודל בשני הסולמות. ההבדל בין ערכים צילומיים לפוטו-ויזואליים נקרא אינדקס הצבעים של כוכב נתון. עבור כוכבים כחולים כמו ריגל, מספר זה יהיה שלילי, שכן כוכבים כאלה על לוח רגיל נותנים השחרה רבה יותר מאשר באור רגיש לצהוב.

עבור כוכבים אדומים כמו Betelgeuse, מדד הצבע מגיע ל-+2-3 דרגות. מדידת צבע זו היא גם מדידה של טמפרטורת פני השטח של כוכב, כאשר כוכבים כחולים לוהטים משמעותית מאלה האדומים.

מכיוון שניתן להשיג מדדי צבע די בקלות גם עבור כוכבים חלשים מאוד, יש להם חשיבות רבה בעת לימוד התפלגות הכוכבים בחלל.

מכשירים הם בין הכלים החשובים ביותר ללימוד כוכבים. אפילו מבט חטוף ביותר בספקטרום של כוכבים מגלה שלא כולם זהים. קווי המימן של Balmer בחלק מהספקטרום הם חזקים, בחלקם הם חלשים, בחלקם הם נעדרים לחלוטין.

עד מהרה התברר שניתן לחלק את ספקטרום הכוכבים למספר קטן של מחלקות, העוברות בהדרגה אחת אל השנייה. כרגע בשימוש סיווג ספקטרליפותח במצפה הכוכבים של הרווארד בהנהגתו של E. Pickering.

בתחילה סומנו המחלקות הספקטרליות באותיות לטיניות בסדר אלפביתי, אך בתהליך חידוד הסיווג נקבעו הכיתות הבאות לכיתות עוקבות: O, B, A, F, G, K, M. בנוסף, כמה כוכבים יוצאי דופן משולבים למחלקות R, N ו-S, ואנשים שאינם מתאימים לסיווג זה כלל מסומנים בסמל PEC (מוזר).

מעניין לציין שגם סידור הכוכבים לפי מעמד הוא סידור לפי צבע.

• כוכבי Class B, הכוללים את ריגל וכוכבים רבים אחרים באוריון, הם כחולים;
• כיתות O ו-A - לבן (סיריוס, דנב);
• כיתות F ו-G - צהוב (Procyon, Capella);
• כיתות K ו-M - כתום ואדום (Arcturus, Aldebaran, Antares, Betelgeuse).

מסדרים את הספקטרום באותו סדר, אנו רואים כיצד עוצמת הקרינה המרבית עוברת מהסגול לקצה האדום של הספקטרום. זה מצביע על ירידה בטמפרטורה כשהיא עוברת ממחלקה O למחלקה M. מקומו של כוכב ברצף נקבע יותר על פי טמפרטורת פני השטח שלו מאשר על ידי הרכבו הכימי. מקובל בדרך כלל שההרכב הכימי זהה עבור הרוב המכריע של הכוכבים, אך טמפרטורות ולחצים שונים על פני השטח גורמים להבדלים גדולים בספקטרום הכוכבים.

Class O כוכבים כחוליםהם הכי לוהטים. טמפרטורת פני השטח שלהם מגיעה ל-100,000 מעלות צלזיוס. ניתן לזהות בקלות את הספקטרום שלהם על ידי נוכחותם של כמה קווים בהירים אופייניים או על ידי התפשטות הרקע הרחק לאזור האולטרה סגול.

ישר אחריו כוכבי מחלקה B כחולים, גם חם מאוד (טמפרטורת פני השטח 25,000 מעלות צלזיוס). הספקטרום שלהם מכיל קווים של הליום ומימן. הראשונים נחלשים, והאחרונים מתגברים עם המעבר ל מחלקה א'.

V כיתות F ו-G(כוכב G טיפוסי הוא השמש שלנו), קווי הסידן ומתכות אחרות, כמו ברזל ומגנזיום, מתחזקים בהדרגה.

V כיתה ק'קווי הסידן חזקים מאוד, גם להקות מולקולריות מופיעות.

כיתה מ'כולל כוכבים אדומים עם טמפרטורות פני השטח מתחת ל-3000 מעלות צלזיוס; רצועות תחמוצת טיטניום נראות בספקטרום שלהן.

כיתות R, N ו-Sשייכים לענף המקביל של כוכבים קרירים, שבספקטרום שלו קיימים רכיבים מולקולריים אחרים.

עם זאת, עבור האנין, יש הבדל גדול מאוד בין כוכבי מחלקה "קרים" ל"חמים" בדרגה B. במערכת סיווג מדויקת, כל מחלקה מחולקת לעוד כמה תת-מחלקות. כוכבי מחלקה B הכי לוהטים שייכים אליהם תת מחלקה BO, כוכבים עם טמפרטורה ממוצעת למחלקה זו - k תת מחלקה B5, הכוכבים הקרים ביותר - ל תת מחלקה B9... הכוכבים נמצאים ממש מאחוריהם. תת מחלקה AO.

חקר הספקטרום של הכוכבים מתברר כמועיל מאוד, שכן הוא מאפשר לסווג כוכבים באופן גס לפי גודלם הכוכבי המוחלט. לדוגמה, הכוכב ВЗ הוא ענק עם גודל כוכבים מוחלט השווה בערך ל-2.5. עם זאת, ייתכן שהכוכב יהיה בהיר פי עשרה (עוצמה מוחלטת - 5.0) או פי עשרה קלוש יותר (עוצמה מוחלטת 0.0), שכן אי אפשר לתת אומדן מדויק יותר על סמך סוג ספקטרלי בלבד.

כאשר קובעים את הסיווג של ספקטרום כוכבים, חשוב מאוד לנסות להפריד בין ענקים לגמדים בתוך כל מחלקה ספקטרלית, או, כאשר חלוקה זו אינה קיימת, לבודד מהרצף הרגיל של ענקים כוכבים בעלי עוצמת הארה גבוהה מדי או נמוכה מדי. .

החומר של היקום שלנו מאורגן מבחינה מבנית ויוצר מגוון רחב של תופעות בקנה מידה שונה עם תכונות פיזיקליות שונות מאוד. אחת התכונות החשובות ביותר היא הטמפרטורה. הכרת מדד זה ושימוש במודלים תיאורטיים, ניתן לשפוט מאפיינים רבים של גוף - מצבו, מבנהו, גילו.

פיזור ערכי הטמפרטורה עבור מרכיבים שונים של היקום הניתנים לצפייה הוא גדול מאוד. אז, ערכו הנמוך ביותר בטבע נרשם עבור ערפילית הבומרנג והוא רק 1 K. ומהן הטמפרטורות הגבוהות ביותר ביקום הידועות עד כה, ועל אילו תכונות של עצמים שונים הן מעידות? ראשית, בואו נראה כיצד מדענים קובעים את הטמפרטורה של גופים קוסמיים מרוחקים.

ספקטרה וטמפרטורה

מדענים משיגים את כל המידע על כוכבים רחוקים, ערפיליות וגלקסיות על ידי חקר הקרינה שלהם. על פי טווח התדרים של הספקטרום שעליו נופלת הקרינה המקסימלית, הטמפרטורה נקבעת כאינדיקטור לאנרגיה הקינטית הממוצעת שיש לחלקיקי הגוף, שכן תדר הקרינה קשור ישירות לאנרגיה. אז הטמפרטורה הגבוהה ביותר ביקום צריכה לשקף את האנרגיה הגבוהה ביותר, בהתאמה.

ככל שהתדרים מתאפיינים בעוצמת הקרינה המרבית, כך הגוף הנחקר חם יותר. עם זאת, כל ספקטרום הקרינה מופץ על פני טווח רחב מאוד, ומתוך המאפיינים של האזור הנראה ("צבע") ניתן להסיק מסקנות כלליות מסוימות לגבי הטמפרטורה, למשל, של כוכב. ההערכה הסופית נעשית על בסיס מחקר של כל הספקטרום תוך התחשבות בפסי הפליטה והספיגה.

מחלקות ספקטרליות של כוכבים

בהתבסס על תכונות ספקטרליות, כולל צבע, פותח המיון שנקרא הרווארד של כוכבים. הוא כולל שבעה כיתות עיקריות, המסומנות באותיות O, B, A, F, G, K, M, ועוד כמה מחלקות נוספות. סיווג הרווארד משקף את טמפרטורת פני השטח של כוכבים. השמש, שהפוטוספירה שלה מחוממת ל-5780 K, שייכת למחלקת הכוכבים הצהובים G2. הכוכבים הכחולים הלוהטים הם סוג O, האדומים הקרים ביותר הם סוג M.

את הסיווג של הרווארד משלים הסיווג של ירקס, או סיווג מורגן-קינן-קלמן (MCC - לפי שמות המפתחים), המחלק כוכבים לשמונה דרגות בהירות מ-0 עד VII, הקשורות קשר הדוק למסה של הכוכב - מגנסי ענק. לגמדים לבנים. השמש שלנו היא גמד מסוג V.

בשימוש יחד כצירים שלאורכם משורטטים ערכי הצבע - הטמפרטורה והערך המוחלט - בהירות (המציין מסה), הם אפשרו לבנות גרף הידוע בכינויו תרשים הרצספרונג-ראסל, המשקף את המאפיינים העיקריים של מככבים במערכת היחסים שלהם.

הכוכבים הכי לוהטים

מהתרשים, החמים ביותר הם ענקים כחולים, ענקים-על והיפר-ג'אנטים. הם כוכבים מסיביים במיוחד, בהירים וקצרי מועד. תגובות תרמו-גרעיניות במעמקיהן אינטנסיביות מאוד, מה שמוביל לבהירות מפלצתית ולטמפרטורות הגבוהות ביותר. כוכבים כאלה שייכים למחלקות B ו-O או למחלקה מיוחדת W (המאופיינת בקווי פליטה רחבים בספקטרום).

לדוגמה, ה-Ursa Major הזה (הממוקם ב"קצה הידית" של המצקת), בעל מסה פי 6 ממסת השמש, זורח פי 700 חזק יותר ובעל טמפרטורת פני השטח של כ-22,000 K. ל-Zeta Orion יש את הכוכב אלניטאק, שהיא מאסיבית יותר מהשמש פי 28, השכבות החיצוניות מחוממות ל-33,500 K. והטמפרטורה של ההיפר-ג'אנט עם המסה והבהירות הגבוהה ביותר הידועים (לפחות פי 8.7 מיליון חזק יותר מהשמש שלנו) - R136a1 ב הענן המגלן הגדול - מוערך ב-53,000 K.

עם זאת, הפוטוספירות של כוכבים, לא משנה כמה הם חמים, לא יתנו לנו מושג לגבי הטמפרטורה הגבוהה ביותר ביקום. בחיפוש אחר אזורים חמים יותר, אתה צריך להסתכל לתוך בטן הכוכבים.

תנורי היתוך של חלל

בליבותיהם של כוכבים מסיביים, הנלחצים על ידי לחץ אדיר, מתפתחות טמפרטורות גבוהות באמת, המספיקות לנוקלאוסינתזה של יסודות עד ברזל וניקל. לפיכך, חישובים עבור ענקים כחולים, ענקים וסופר-ענקים נדירים מאוד נותנים לפרמטר זה עד סוף חייו של כוכב סדר גודל של 10 9 K - מיליארד מעלות.

המבנה והאבולוציה של עצמים כאלה עדיין אינם מובנים היטב, ובהתאם לכך, המודלים שלהם עדיין רחוקים מלהיות שלמים. עם זאת ברור שכל הכוכבים בעלי מסות גדולות צריכים להחזיק לליבות חמות מאוד, לאיזו מחלקות ספקטרליות שהם שייכים, למשל, ענקים אדומים. למרות ההבדלים ללא ספק בתהליכים המתרחשים בפנים הכוכבים, הפרמטר המרכזי שקובע את טמפרטורת הליבה הוא מסה.

שרידי כוכבים

במקרה הכללי, גורלו של הכוכב תלוי גם במסה - כיצד הוא מסיים את מסלול חייו. כוכבים בעלי מסה נמוכה כמו השמש, לאחר שמיצו את מלאי המימן שלהם, מאבדים את השכבות החיצוניות שלהם, ולאחר מכן נשארת מהכוכב ליבה מנוונת, שבה כבר לא יכול להתרחש היתוך תרמו-גרעיני - ננס לבן. לשכבה הדקה החיצונית של ננס לבן צעיר יש בדרך כלל טמפרטורה של עד 200,000 K, ועמוק יותר יש ליבה איזותרמית שחוממת לעשרות מיליוני מעלות. התפתחות נוספת של הגמד היא להתקררות הדרגתית שלו.

גורל שונה מחכה לכוכבי ענק - פיצוץ סופרנובה, מלווה בעלייה בטמפרטורה כבר עד לערכים בסדר גודל של 10 11 K. במהלך הפיצוץ, נוקלאוסינתזה של יסודות כבדים מתאפשרת. אחת התוצאות של תופעה זו היא כוכב נויטרונים - כוכב קומפקטי מאוד, צפוף במיוחד, בעל מבנה מורכב, שריד של כוכב מת. בלידה הוא חם באותה מידה - עד מאות מיליארדי מעלות, אבל הוא מתקרר במהירות בגלל הקרינה העזה של הנייטרינים. אבל, כפי שנראה בהמשך, אפילו כוכב נויטרונים שזה עתה נולד אינו המקום בו הטמפרטורה היא הגבוהה ביותר ביקום.

חפצים אקזוטיים רחוקים

יש מחלקה של עצמים בחלל שהם די מרוחקים (ולכן עתיקים), המאופיינים בטמפרטורות קיצוניות לחלוטין. על פי השקפות מודרניות, קוואזר הוא דיסק צבירה רב עוצמה שנוצר על ידי חומר נופל ספירלי - גז או, ליתר דיוק, פלזמה. למעשה, זהו גרעין גלקטי פעיל בשלב היווצרות.

מהירות תנועת הפלזמה בדיסק כל כך גבוהה שבשל החיכוך היא מתחממת לטמפרטורות גבוהות במיוחד. שדות מגנטיים אוספים קרינה וחלק מחומר הדיסק לשתי אלומות קוטביות - סילונים, המושלכים על ידי הקוואזר לחלל. זהו תהליך בעל אנרגיה גבוהה במיוחד. עוצמת הבהירות של הקוואזר גבוהה, בממוצע, בשישה סדרי גודל מעוצמת הבהירות של הכוכב החזק ביותר R136a1.

מודלים תיאורטיים מאפשרים טמפרטורה יעילה לקוואזרים (כלומר, הטבועה בגוף שחור לחלוטין הפולט באותה בהירות) לא יותר מ-500 מיליארד מעלות (5 × 10 11 K). עם זאת, מחקרים אחרונים על הקוואזר הקרוב ביותר 3C 273 הובילו לתוצאה בלתי צפויה: מ-2 × 10 13 ל-4 × 10 13 K - עשרות טריליוני קלווין. ערך זה דומה לטמפרטורות שמגיעות אליהן בתופעות עם שחרור האנרגיה הגבוה ביותר הידוע - בהתפרצויות קרני גמא. זוהי ללא ספק הטמפרטורה הגבוהה ביותר ביקום שתועדה אי פעם.

חם מכולם

יש לזכור שאנו רואים את הקוואזר 3C 273 כפי שהיה לפני כ-2.5 מיליארד שנים. לכן, בהתחשב בכך שככל שאנו מסתכלים יותר לתוך החלל, ככל שאנו מתבוננים בתקופות העבר הרחוקות יותר, בחיפוש אחר האובייקט החם ביותר, יש לנו את הזכות להסתכל על היקום לא רק בחלל, אלא גם בזמן.

אם נחזור לרגע לידתו - לפני כ-13.77 מיליארד שנים, שאי אפשר לצפות בו - נמצא יקום אקזוטי לחלוטין, שבתיאורו הקוסמולוגיה מתקרבת לקצה גבול האפשרויות התיאורטיות שלה, הקשורות לגבולות. של ישימות של תיאוריות פיזיקליות מודרניות.

תיאור היקום מתאפשר החל מגיל המקביל לזמן פלאנק של 10 -43 שניות. העצם החם ביותר בתקופה זו הוא היקום שלנו עצמו, עם טמפרטורת פלאנק של 1.4 × 10 32 K. וזו, על פי המודל המודרני של לידתו והתפתחותו, הטמפרטורה המקסימלית ביקום אליה הגיעה ואפשרית אי פעם.