İki tür yıldız kümesi ve özellikleri. Yıldız kümesi türleri

Gökbilimciler, yıldız kümelerini dinamik olarak birbirine bağlı gruplardan oluşan gruplar olarak adlandırır. büyük sayı yıldızlar ve tür ve yıldız kompozisyonu bakımından farklılık gösterir. Görünümlerine göre iki grup yıldız kümesi vardır: onlarca ve yüzlerce yıldız içeren açık kümeler ve onlarca ve yüz binlerce yıldız içerebilen küresel kümeler.

Açık yıldız kümeleri

fotoğraf: Küresel yıldız kümesi m55

Küresel yıldız kümeleri

Küresel kümelerdeki yıldızlar için renk görünür büyüklük diyagramı genellikle ana diziye bağlı karakteristik bir yatay dalı veya dev dalı ve aynı zamanda alışılagelmiş Hertzsprung'a göre daha düşük parlaklığa sahip bir bölgede başlayan ana diziyi açıkça gösterir. -Russell diyagramı. Bazen küresel kümelerde görebilirsiniz önemli miktar değişken yıldızlar, çoğunlukla RR Lyrae tipindedir ve bu nesnelere olan mesafelerin belirlenmesine olanak tanır.

1947'de Sovyet astrofizikçisi Victor Ambartsumyan ve çalışanları keşfetti özel gruplar yıldız birlikleri tarafından isimlendirilen yıldızlar. Bunlar, yıldız yoğunluğu Galaksideki bu tür yıldızların ortalama yıldız yoğunluğundan çok daha büyük olan belirli bir türdeki yıldız gruplarıdır. Bilim adamları iki tür belirlediler. İlk - O-birlikleri - büyüklüğü onlarca ve yüzlerce parsek olan O'dan B2'ye kadar erken spektral tipteki yıldızları içerir, yani. açık yıldız kümelerinden kat kat daha büyüktür. İkinci türdeki ilişkiler τ Tauri yıldızlarını içerir ve bu nedenle τ ilişkileri olarak adlandırılır.

pirinç. Renk diyagramı - M3 küresel kümenin görünen büyüklüğü

Modern verilere göre, Galaksideki yıldızların en az %70'i ikili ve çoklu sistemlerin parçasıdır ve tek yıldızlar (Güneşimiz gibi) bu kuralın bir istisnasıdır. Ancak çoğu zaman yıldızlar daha çok sayıda "kolektif" - yıldız kümeleri halinde toplanır. Bir yıldız kümesi, uzayda birbirine yakın bulunan, ortak bir köken ve karşılıklı çekim ile birbirine bağlanan bir yıldız grubudur. Kümeye dahil olan tüm yıldızlar bizden aynı uzaklıkta (kümenin boyutuna kadar) ve yaklaşık olarak aynı yaş ve kimyasal bileşime sahiptirler, ancak aynı zamanda farklı evrim aşamalarındadırlar (başlangıçtaki kütleye göre belirlenir). Bu da onları yıldızların kökeni ve evrimi teorilerini test etmek için uygun bir nesne haline getiriyor. İki tür yıldız kümesi vardır: küresel ve açık. Başlangıçta, bu bölünme görünüşe göre kabul edildi, ancak daha fazla çalışmayla küresel ve açık kümelerin kelimenin tam anlamıyla her şeyde - yaş, yıldız bileşimi, hareket doğası vb. - farklı olduğu ortaya çıktı.

Küresel yıldız kümeleri on binlerce ila milyonlarca yıldız içerir. Bu tür kümelenme, düzenli küresel veya biraz basık bir şekille karakterize edilir (görünüşe göre bu bir işarettir). eksenel dönüş kümeler). Ancak, görünümleri dağınık olanlardan (örneğin, NGC 5053) ayırt edilemeyen, yıldız bakımından fakir kümeler de bilinmektedir ve spektrum-parlaklık diyagramının karakteristik özelliklerine göre küresel olarak sınıflandırılmıştır. Küresel kümelerin en parlak iki tanesi, sıradan yıldızlar olarak Omega Centauri (NGC 5139) ve 47 Tucanae (NGC 104) olarak adlandırılmıştır, çünkü kayda değer görünür parlaklıkları nedeniyle (sırasıyla +3,m6 ve +4,m1) açıkça görülebilmektedirler. çıplak gözle görülebilir, ancak yalnızca güney ülkeleri. Ve orta enlemlerde kuzey yarımküreçıplak gözle erişilebilir olmasına rağmen (karanlık, açıkta olmayan bir gökyüzü için bile) zorlukla da olsa, Yay (M22) ve Herkül (M13) takımyıldızlarında yalnızca iki tanesi vardır.

Omega Centauri en parlak ve mutlak olanlardan biridir büyüklük, onun için -10,m2, en zayıflarından biri (NGC 6366) için ise sadece -5,m. Küresel kümelerin doğrusal çapları genellikle 15 ila 200 pc arasında değişirken, merkez bölgelerindeki yıldızların konsantrasyonu 1 pc3 başına binlerce ve onbinlere ulaşır (Güneş civarında - 1 pc3 başına yalnızca 0,13 yıldız). Görünen açısal boyutlar hem doğrusal çapa hem de kümeye olan mesafeye bağlıdır ve bu nedenle daha güçlü bir şekilde farklılık gösterir. En büyüğü yine Omega Centauri'dir (54" - Ay'ın görünen çapının bir buçuk katından daha fazlası!) ve kuzey yarımkürenin orta enlemlerinde görülebilenlerden - Scorpius'taki M4 (34" ve ayrıca en yakın olanlardan biridir (2 kpc'ye kadar) ve daha önce bahsedilen Yay burcundaki M22 (32"). En küçükleri yaklaşık 1" görünür açısal boyuta sahiptir.

Şu anda Galakside yaklaşık 150 bilinen küresel küme vardır, ancak bunların gerçekte var olanların yalnızca küçük bir kısmı olduğu açıktır (toplam sayılarının yaklaşık 400-600 olduğu tahmin edilmektedir). Bunların dağılımı gök küresi düzensiz - galaktik merkeze doğru güçlü bir şekilde yoğunlaşırlar ve çevresinde geniş bir hale oluştururlar. Bunların yaklaşık yarısı Galaksinin görünür merkezinden (Yay burcunda) 30 dereceden daha uzakta değil. alanı gök küresinin tüm alanının yalnızca% 6'sı olan bir alanda. Bu dağılım, küresel alt sistemin nesnelerinin karakteristik özelliği olan, oldukça uzun yörüngelerde, küresel kümelerin Galaksinin merkezi etrafında dönme özelliklerinin bir sonucudur. Dönem başına bir kez (108-109 yıl) küresel küme Galaksinin yoğun merkezi bölgelerinden ve diskinden geçer, bu da yıldızlararası gazın kümeden "süpürülmesine" katkıda bulunur (gözlemler bu kümelerde çok az gaz olduğunu doğrulamaktadır). Bazı küresel kümeler galaksinin merkezinden o kadar uzaktadırlar ki (NGC 2419 - 100 kpc), galaksiler arası olarak sınıflandırılabilirler.

Küresel kümeler için spektrum-parlaklık diyagramı karakteristik şekil eksiklikten dolayı büyük yıldızlar ana dizi dalında. Bu, küresel kümelerin önemli bir yaşını gösterir (10-12 milyar yıl, yani Galaksinin oluşumuyla aynı anda oluşmuşlardır) - bu süre zarfında, Güneş'e yakın kütleye sahip yıldızlarda hidrojen rezervleri tükenir ve ana diziyi terk ederler (ve yıldızın başlangıç ​​kütlesi ne kadar büyük olursa, o kadar hızlı olur), alt devlerden ve devlerden oluşan bir dal oluştururlar. Bu nedenle küresel kümelerde en çok parlak yıldızlar kırmızı devlerdir. Ek olarak, içlerinde değişken yıldızlar (özellikle sıklıkla RR Lyrae tipinde) ve ayrıca büyük yıldızların (yakındakiler) evriminin son ürünleri gözlenir. ikili sistemler normal yıldız beyaz cücelerle, nötron yıldızları ve kara delikler), kendilerini X-ışını kaynakları olarak gösterirler farklı türler. Ancak genel olarak küresel kümelerde çift ​​yıldız nadirdir. Diğer galaksilerde (örneğin Macellan Bulutları'nda), görünüş olarak tipik olan, ancak küçük yaşta yıldız bileşimine sahip küresel kümelerin bulunduğu ve bu nedenle bu tür nesnelerin genç küresel kümeler olarak kabul edildiği belirtilmelidir. Küresel kümelerin bir başka özelliği de, kendilerini oluşturan yıldızların atmosferlerindeki ağır (helyumdan daha ağır) elementlerin içeriğinin azalmasıdır. Güneş'teki içerikleriyle karşılaştırıldığında, küresel kümelerin yıldızları bu elementlerde 5-10 kat, bazı kümelerde ise 200 kata kadar tükenmektedir. Bu özellik, Galaksinin küresel bileşenindeki nesnelerin karakteristik özelliğidir ve aynı zamanda yaşlılık kümeler - yıldızları ilkel gazdan oluşurken, Güneş çok daha sonra oluşmuştur ve daha önce evrimleşmiş yıldızların oluşturduğu ağır elementleri içerir.

Açık yıldız kümeleri nispeten az sayıda yıldız içerir - birkaç ondan birkaç bine kadar ve kural olarak burada herhangi bir düzenli şekil söz konusu değildir. En ünlü açık küme, Boğa takımyıldızında görülen Ülker'dir. Aynı takımyıldızda, parlak Aldebaran'ın etrafında bir grup sönük yıldız olan Hyades adlı başka bir küme daha var.

Bilinen yaklaşık 1.200 açık yıldız kümesi vardır, ancak Galakside bunlardan çok daha fazlasının (yaklaşık 20 bin) olduğuna inanılmaktadır. Ayrıca gök küresi boyunca eşit olmayan bir şekilde dağılmışlardır, ancak küresel kümelerden farklı olarak, Galaksi düzlemine doğru güçlü bir şekilde yoğunlaşmışlardır, bu nedenle bu türdeki kümelerin neredeyse tamamı Samanyolu yakınında görülebilir ve genellikle 2 kpc'den fazla değildir. Güneş. Bu gerçek, toplam küme sayısının neden bu kadar küçük bir kısmının gözlendiğini açıklıyor - bunların çoğu çok uzakta ve Samanyolu'nun yüksek yıldız yoğunluğunun arka planında kayboluyor veya ışığı emen gaz ve toz bulutları tarafından gizleniyor. , aynı zamanda galaktik düzlemde de yoğunlaşmıştır. Galaktik diskteki diğer nesneler gibi, açık kümeler de galaktik merkezin etrafında neredeyse dairesel yörüngelerde dönerler. Açık kümelerin çapları 1,5 pc'den 15-20 pc'ye kadar değişir ve yıldızların konsantrasyonu 1 pc3'te 1'den 80'e kadar değişir. Kural olarak kümeler nispeten yoğun bir çekirdek ve daha seyrek bir taçtan oluşur. Açık kümeler arasında çift olanlar (Chi ve Al Perseus gibi) ve katları, yani. uzaysal yakınlıkları ve benzer öz hareketleri ve radyal hızları ile karakterize edilen gruplar.

Açık kümeler ile küresel kümeler arasındaki temel fark, eski kümelerdeki, yaşlarındaki farklılıklardan kaynaklanan çok çeşitli spektrum-parlaklık diyagramlarıdır. En genç kümeler yaklaşık 1 milyon yaşında, en yaşlıları ise 5-10 milyar yaşındadır. Bu nedenle, açık kümelerin yıldız bileşimi çeşitlidir; mavi ve kırmızı süperdevler, devler ve değişkenler içerirler. çeşitli türler- alevlenme, Sefeidler vb. Kimyasal bileşim Açık kümelere dahil olan yıldızlar oldukça homojendir ve ortalama olarak içerikleri ağır elementler galaktik diskteki nesneler için tipik olan güneşe yakın.

Açık kümelerin bir başka özelliği de genellikle bir gaz-toz bulutsusuyla (bu kümenin yıldızlarının bir zamanlar oluştuğu bulutun kalıntısı) birlikte görülebilmeleridir. Yıldızlar "kendi" bulutsularını ısıtabilir veya aydınlatabilir, böylece onu görünür hale getirebilirler. Tanınmış Ülker (fotoğrafa bakın) aynı zamanda mavi, soğuk bir bulutsunun içine dalmıştır. Bir galakside açık kümeler yalnızca çok sayıda gaz bulutunun olduğu yerde var olabilir. Bizimki gibi sarmal gökadalarda, bu tür yerler gökadanın düz bileşeninde bol miktarda bulunur ve genç kümeler sarmal yapının iyi bir göstergesidir, çünkü oluşumlarından bu yana geçen süre içinde hareket edecek zamanları yoktur. bu oluşumun meydana geldiği sarmal kollardan uzaktadır.

Açık kümenin özel bir türü hareketli kümelerİçerisindeki yıldızların öz hareketlerini doğru bir şekilde ölçmek mümkün. Bu tür kümelerin örnekleri Hyades, Pleiades, Manger ve diğerleridir. Bu hareketlerin yönlerinin uzantıları (geriye veya ileriye doğru) ışıma adı verilen bir noktada kesişir - bu yakınsamadır paralel çizgiler bakış açısı nedeniyle. Bu tür kümelerin incelenmesi, yıldızların öz hareketleri, radyal hızları ve açısal mesafeler radyant, bu yıldızların toplam uzaysal hızını hesaplamamızı sağlar ve dolayısıyla - kesin mesafe onlardan önce (trigonometrik paralaks yönteminden daha kesin olarak). Ve mesafeyi bilmek, en az bir küme için spektrum-parlaklık diyagramını "kalibre etmeyi" mümkün kılar; onu mutlak yıldız büyüklüklerine bağlayın. Böyle bir referans, doğrudan gözlemlerden elde edilen "spektrum-görünür parlaklık" diyagramlarından diğer kümelere olan mesafeleri belirlemek için çok önemlidir, çünkü böyle bir diyagramın ana dizisi ile "kalibre edilmiş" olanın birleştirilmesi, görünür ve görünür arasındaki farkı hemen verir. mutlak değerler yalnızca mesafeye bağlı olarak. Hyades'i "referans" kümesi olarak kullanmak en uygunudur, çünkü en yakınıdır (40 adet) ve yakın zamana kadar (HIPPARCOS misyonunun başlatılmasından önce) yıldızlararası mesafelerin tüm ölçeğinin abartılmadan söylenebilir. Hyades'te tutuldu.

Yıldız dernekleri- yaşları birkaç on milyon yılı geçmeyen (en gençleri bir milyon yıldan fazla olmayan) nadir yıldız grupları. Tipik olarak bir yıldız topluluğu 50-100 adetlik bir boyuta sahiptir ve birkaç yıldızdan birkaç yüze kadar yıldız içerir, dolayısıyla genç yıldız kümelerinden farklılık gösterir. büyük boy ve yıldızların yoğunluğu daha düşüktür. Birlikteliklerdeki yıldızlar arasındaki çekim genellikle onları bir arada tutmak için çok zayıftır ve bu nedenle birliktelikler uzun sürmez (kozmik standartlara göre) - yalnızca 10-20 milyon yıl içinde o kadar genişlerler ki yıldızları artık arka planda göze çarpmaz. diğer yıldızlar. Galaksinin kendisinde yıldız kümelerinin ve birliklerinin varlığı çeşitli yaşlarda yıldızların tek başına değil, gruplar halinde oluştuğunu ve yıldız oluşum sürecinin günümüze kadar devam ettiğini inkar edilemez bir şekilde göstermektedir. Yıldız birlikteliğine bir örnek, çekirdeği "Orion'un yamuk"u olan Orion takımyıldızındaki bir grup genç mavi yıldızdır.

Yalnızca kümelere dahil olan yıldızlar değil, kümelerin kendileri de sonsuz değildir. Açık kümelerdeki yıldızlar arasındaki mesafeler nispeten büyüktür, bu da kuvvetlerin yerçekimi etkileşimi. Milyonlarca yıl boyunca, galaksilerin gelgit hareketi nedeniyle kümeler yavaş yavaş parçalanır - içlerindeki yıldızlar birbirlerinden giderek uzaklaşır ve yavaş yavaş yerçekimsel bağlarını kaybederler. Bazen tarafından genel hareket ve bir yıldız grubuna olan mesafe, içindeki eski açık kümeyi tahmin edebilir. Bu tür gruplara denir yıldız akışları. Çok az kişi Kova'nın 5 yıldızının olduğunu biliyor Büyükayıözellikle Güneş'e yakın konumda bulunan (yaklaşık 28 adet) bu gruplardan birinin parçasıdır (soldaki fotoğrafa bakın) ve bu nedenle gökyüzünü işgal edecekler geniş alan. Bu akış, aralarında Gemma (Kuzey Tacının alfası) ve hatta Sirius'un da bulunduğu yaklaşık 100 yıldızdan oluşur!

Yıldız kümeleri konusuna son olarak değinmek faydalı olacaktır. yıldız işaretleri- karakteristik konfigürasyonlar (genellikle - doğru biçim Birbirleriyle hiçbir şekilde bağlantısı olmayan rastgele yıldızlardan oluşan veya bir nesnenin ana hatlarına benzeyen. Takımyıldız figürleri (örneğin, Orion figürünün ana yıldızlarına “Kelebek” yıldız işareti denir) ve hatta aynı anda birkaç takımyıldız (örneğin Vega, Deneb ve Altair kuyuyu oluşturur) gibi büyük oluşumlar da yıldız işaretleri olarak kabul edilir. "ilkbahar-yaz üçgeni" olarak bilinir) ve çok küçüktür, dürbün veya teleskopla görülebilir (örneğin, Lisichka'daki "Askı" yıldız işareti). Hiçbiri bilimsel ilgi yıldız işaretleri temsil etmez, ancak estetik nokta vizyonlar oldukça etkileyici olabilir.

Açık havalarda gece gökyüzünde birçok küçük parlak ışık - yıldız görebilirsiniz. Aslında boyutları çok büyük olabilir; Dünya'nın yüzlerce, hatta binlerce katı büyüklüğünde. Ayrı ayrı var olabilirler ama bazen bir yıldız kümesi oluştururlar.

Yıldızlar nedir?

Yıldız devasa bir gaz topudur. Kendi yerçekimi kuvveti sayesinde kendini ayakta tutabilmektedir. Yıldız kütlesi genellikle gezegen kütlesinden daha büyüktür. İçlerinde yaşanan termonükleer reaksiyonlarışık emisyonuna katkıda bulunanlar.

Yıldızlar öncelikle hidrojen ve helyumun yanı sıra tozdan da oluşur. Dış sıcaklık çok daha düşük olmasına rağmen iç sıcaklıkları milyonlarca Kelvin'e ulaşabilir. Bu gaz toplarını ölçmenin temel özellikleri şunlardır: kütle, yarıçap ve parlaklık, yani enerji.

Çıplak gözle bir kişi yaklaşık altı bin yıldızı (her yarım kürede üç bin) görebilir. Dünya'ya en yakın olanı yalnızca gündüzleri görüyoruz - bu Güneş. 150 milyon kilometre uzaklıkta bulunuyor. Bizimkine en yakın güneş sistemi yıldızın adı Proxima Centauri'dir.

Yıldızların ve kümelerin doğuşu

Sınırsız miktarlarda bulunan toz ve gaz, ne kadar yoğun sıkıştırılırsa o kadar fazla etki altında sıkıştırılabilir. yüksek sıcaklık içeride oluşur. Madde yoğunlaştıkça kütle kazanır ve eğer yeterli ise nükleer reaksiyon, sonra bir yıldız görünecektir.

Bir gaz ve toz bulutundan genellikle aynı anda birkaç yıldız oluşur, bunlar birbirini yakalar ve yıldız sistemleri oluşturur. Böylece ikili, üçlü ve diğer sistemler vardır. Ondan fazla yıldız bir küme oluşturur.

Bir yıldız kümesi, yerçekimi ile birbirine bağlanan ve galaksi alanında tek bir birim olarak hareket eden, ortak kökenli bir yıldız grubudur. Küresel ve dağınık olarak ayrılırlar. Yıldızların yanı sıra kümeler de gaz ve toz içerebilir. Ortak bir kökenle birleşen ancak yer çekimiyle birbirine bağlı olmayan gök cisimleri gruplarına yıldız birlikleri denir.

Keşiflerin tarihi

İnsanlar eski çağlardan beri gece gökyüzünü gözlemliyorlar. Fakat uzun zamandır buna inanılıyordu gök cisimleri Evrenin enginliğine eşit olarak dağılmıştır. 18. yüzyılda gökbilimci William Herschel, bazı bölgelerde açıkça diğerlerinden daha fazla yıldız bulunduğunu söyleyerek bilime bir kez daha meydan okudu.

Biraz önce meslektaşı Charles Messier gökyüzünde bulutsuların varlığına dikkat çekti. Onları teleskopla gözlemleyen Herschel, durumun her zaman böyle olmadığını keşfetti. Bazen bunu görüyordu yıldız bulutsusu- Çıplak gözle bakıldığında noktalar halinde görünen yıldız kümesi. Keşfettiği şeye "yığınlar" adını verdi. Daha sonra bu galaktik olaylar için başka bir isim icat edildi - yıldız kümeleri.

Herschel yaklaşık iki bin kümeyi tanımlamayı başardı. 19. yüzyılda gökbilimciler bunların şekil ve boyut bakımından farklılık gösterdiğini belirlediler. Daha sonra küresel ve açık kümeler belirlendi. Detaylı Çalışma Bu fenomenler ancak 20. yüzyılda başladı.

Açık kümeler

Kümeler yıldız sayısı ve şekli bakımından kendi aralarında farklılık gösterir. Açık bir yıldız kümesi on ila birkaç bin arasında yıldız içerebilir. Oldukça gençtirler, yaşları sadece birkaç milyon yıl olabilir. Böyle bir yıldız kümesinin açıkça tanımlanmış sınırları yoktur; genellikle sarmal ve düzensiz gökadalarda bulunur.

Galaksimizde yaklaşık 1.100 küme keşfedildi. Yerçekimi bağlantıları zayıf olduğundan ve gaz bulutlarının veya diğer birikimlerin yanından geçmeleri nedeniyle kolayca kopabilecekleri için uzun yaşamazlar. “Kayıp” yıldızlar tek oluyor.

Kümeler genellikle gaz konsantrasyonunun daha fazla olduğu sarmal kollarda ve galaktik düzlemlerin yakınında bulunur. Düzensiz, şekilsiz kenarları ve yoğun, açıkça görülebilen bir çekirdeği vardır. Açık kümeler yoğunluklarına, parlaklık farklılıklarına göre sınıflandırılır iç yıldızlar ve çevreye göre farklılık gösterir.

Küresel kümeler

Açık kümelerin aksine, küresel yıldız kümelerinin net bir yapısı vardır. küresel şekil. Yıldızları yerçekimine çok daha yakın bir şekilde bağlıdır ve galaktik merkez etrafında dönerek uydu görevi görür. Bu kümelerin yaşı, dağınık olanlardan kat kat daha büyüktür; 10 milyar yıl ve üzeri arasında değişmektedir. Ancak sayıları önemli ölçüde düşüktür; galaksimizde şu ana kadar yaklaşık 160 küresel küme keşfedildi.

Bir kümedeki yıldız yoğunluğunun yüksek olması sıklıkla çarpışmalara yol açar. Sonuç olarak alışılmadık armatür sınıfları oluşturulabilir. Örneğin, bir ikilinin üyeleri birleştiğinde mavi bir başıboş yaratılır. Diğer mavi yıldızlardan ve küme üyelerinden çok daha sıcaktır. Çarpışmalar aynı zamanda düşük kütleli X-ışını ikili yıldızları ve milisaniyelik pulsarlar gibi başka egzotik uzay cisimlerini de üretebilir.

Yıldız dernekleri

Kümelerden farklı olarak yıldız toplulukları ortak bir bağlantıyla birbirine bağlı değildir. yerçekimi alanı, bazen mevcuttur, ancak gücü çok küçüktür. Aynı anda ortaya çıktılar ve on milyonlarca yıla ulaşan küçük bir yaşları var.

Yıldız birlikleri genç açık kümelerden daha büyüktür. Onlar daha seyrek uzay ve kompozisyonlarına yüzlerce yıldız dahil ediyor. Yaklaşık bir düzine tanesi sıcak devlerdir.

Zayıf bir çekim alanı, yıldızların uzun süre birlikte kalmasına izin vermez. Çürümeleri birkaç yüz bin yıldan bir milyon yıla kadar sürer; astronomik standartlara göre bu ihmal edilebilir düzeydedir. Bu nedenle yıldız birliklerine geçici oluşumlar denir.

Bilinen kümeler

Toplamda, bazıları çıplak gözle görülebilen birkaç bin yıldız kümesi keşfedildi. Dünya'ya en yakın olanı, birincisinde bulunan Pleiades (Stozhary) ve Hyades'in açık kümeleridir. İlki, özel optikler olmadan yaklaşık 500 yıldız içerir; bunlardan sadece yedisi ayırt edilebilir. Hyades, Aldebaran'ın yanında yer alır ve yaklaşık 130 parlak ve 300 az yanan üye içerir.

Açık yıldız kümesi de en yakın olanlardan biridir. Buna Fidanlık denir ve iki yüzün üzerinde üye içerir. Yemlik ve Hyades'in pek çok özelliği aynı olduğundan aynı gaz ve toz bulutundan oluşmuş olmaları ihtimali vardır.

Kuzey yarımkürede Berenices Saçı takımyıldızında bulunan bir yıldız kümesi dürbünle kolayca görülebilir. Bu, 1775 yılında keşfedilen M 53 küresel kümesidir. 60.000 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. Küme, dürbünle kolayca görülebilmesine rağmen, Dünya'ya en uzak olanlardan biridir. Çok sayıda küresel küme bulunmaktadır.

Çözüm

Yıldız kümeleri büyük gruplar Yerçekimi kuvvetleriyle birleşen yıldızlar. Sayıları on ila birkaç milyon arasında değişen yıldızlara sahiptirler. ortak köken. Temel olarak küresel ve açık kümeler şekil, bileşim, boyut, üye sayısı ve yaş bakımından farklılık göstererek ayırt edilir. Bunlara ek olarak yıldız birlikleri adı verilen geçici kümeler de vardır. Yerçekimi bağlantıları çok zayıftır ve bu da kaçınılmaz olarak sıradan tek yıldızların parçalanmasına ve oluşmasına yol açar.

Küresel / eliptik: en yuvarlak - E0, en düzleştirilmiş - E7;
SO - sarmal ve eliptik Galaksiler arasındaki orta düzey;

spiral: Sa - kısa kollu, kalın spiraller, Sc - uzun, ince dallar;

"spiral çapraz", kolların başladığı uçlardan bir atlama teli ile (SBa, SBb, SBc);

Düzensiz Gökadalar (Irr).

Sarmal Galaksi merkezde kalınlaşan bir disk şeklindedir - çekirdek. Spiral kollar, birbirine az çok sıkı bir şekilde bitişik olarak çekirdekten çıkar. Çekirdek çoğunlukla yaşlı yıldızlardan oluşurken, kollar çoğunlukla genç yıldızlardan ve çoğunlukla hidrojen olmak üzere gazdan oluşur. Tüm dallar - ve bunlardan bir, iki veya daha fazlası olabilir - Galaksinin dönme düzlemiyle çakışan bir düzlemde yer alır. Bu nedenle Galaksi düzleştirilmiş bir disk görünümüne sahiptir. Spiral Galaksiler, yine eski yıldızlardan oluşan geniş, karanlık, neredeyse küresel bir haleyle çevrilidir.
Spiral Galaksiler diğerlerine göre daha yaygındır. Bunlar arasında Samanyolu Gökadası, Andromeda Gökadası (M31) ve Üçgen Gökadası (M33) bulunur.

SOMBRERO

Başak takımyıldızındaki Galaxy M104.

Çapı yaklaşık 110.000 ışık yılıdır.

Güneş'e uzaklığı 40.000.000 ışık yılıdır.

AV KÖPEKLERİ

Genişlik - yaklaşık 60.000 ışıkyılı.

Güneş'e uzaklığı 35.000.000 ışık yılıdır.

Tür: Dev sarmal gökada.

M 31 ANDROMEDA NEBULA

Çapı yaklaşık 150.000 ışık yılıdır. Güneş'e uzaklığı 2.400.000 ışık yılıdır. Tür: Dev sarmal gökada.

Samanyolu Galaksisi (GMP)

17 milyar yıl önce GALAXY'imiz Samanyolu oluşmaya başladı. Samanyolu Spiral Galaksisi birçok Galaksiden biridir farklı şekiller Evrende mevcut. Santimetre.

Macellan Bulutları - Bu cüce galaksiler. Bunların en büyük açısal boyutları yıldızlı gökyüzü Büyük Macellan Bulutu (LMC) için 8° ve Küçük Macellan Bulutu (SMC) için 4°. Macellan Bulutlarının yıldızları, yeryüzündeki bir gözlemcinin Samanyolu'nun gümüşi parıltısı olarak gördüğü Galaksimizin sarmal kollarındaki yıldızlara benzer. Macellan Bulutları'nda çok sayıda genç ve sıcak, parlak yıldız ve son derece yüksek parlaklığa sahip çok sayıda mavi süperdev vardır.

BÜYÜK MACELANİK BULUTU (LMC)

Dorado takımyıldızındaki LMC Galaksisi.

Çap - 26.000 ışıkyılı.

Güneş'e uzaklığı 16.000 ışık yılıdır.

Modern yıldız haritaları LMC, Masa Dağı ve Dorado takımyıldızı içerisinde yer alır.

LMC'deki S Doradus, bugün Evrende bilinen en parlak yıldızdır.

Tarantula, LMC'nin parlak, dağınık bir bulutsudur. Bu bilinen en büyük bulutsudur. Yerel grup Galaktik. Bu nebulanın içinde yeni yıldızların doğuşu “aşırı bir hızla” gerçekleşiyor. Bulutsunun merkezinde çok sıcak mavi yıldızlardan oluşan açık bir küme bulunur.

KÜÇÜK MACELAN BULUTU (SMC)

Tucana takımyıldızındaki SMC Galaksisi.

Çap - 16.000 ışıkyılı.

Güneş'e uzaklığı 212.000 ışık yılıdır.

Tür: Düzensiz gökada.

Modern yıldız haritalarında MMO, Tucana takımyıldızına düşer.

METAGALAKSİ

YEREL GRUP- Samanyolu, Macellan Bulutları ve Andromeda Bulutsusu dahil olmak üzere yaklaşık 30 gökadadan oluşan bir küme. Sahip olmak düzensiz şekil, en çok arasındaki mesafe uzak noktalar Kümenin 6 milyon ışıkyılı uzaklıkta olduğu tahmin ediliyor.

Metagalaxy'nin hücresel petek yapısı

Yukarıdakilere dayanarak Metagalaksi'de görülebilen, hücre boyutları 100-300 milyon ışıkyılı olan bal peteğini andıran oluşumları açıklamak zor değil. Karakteristik özellik Hücresel petek yapısı, hücrelerin iç boşluğunun (boşlukların) neredeyse boş görünmesi ve tüm galaksilerin ve kümelerinin kümeler halinde veya hücrelerin ana hatlarını çizen sözde "duvarlar" boyunca toplanmasıdır.

Kuantizasyonun ikinci aşamasından sonra, dahili on altı boşluğa sahip bir dodecahedronun oluşumu oluşur. Ancak uzayın kuantizasyonu bu aşamada bitmiyor. Yeni oluşturulan kronokabukların her birinde birçok kez devam edecek ve giderek daha fazla milyarlarca fraktal sistem oluşturacak.

Geçersiz

Birinci dereceden dodekahedral yapıda, daha küçük ikinci dereceden dodekahedral yapılar oluşur, vb. Bunların ikosahedral yapılarla tamamlanması mümkündür, çünkü her iki çokyüzlü (dodekahedron ve ikosahedron) kolaylıkla birbirlerine yeniden düzenlenebilir. Kronokabukların ikosahedral-dodekahedral yapısı, Metagalaksi'nin büyük ölçekli hücresel-bal peteği yapısını oluşturur. Gökada kümeleri ve üstkümeleri, alt seviyedeki ikosahedral-dodekahedral yapılarda oluşur.

Şişme anında Evren, hücrelerin krono-kabuk kabarcıklarını şişirdiği, bal peteği gibi görünmez hücrelerle dolu sahte bir uzaydır. Dahası, bu tür hücrelerin her biri, kendi içinde, gelecekteki galaksilerin iç görünmez kronal kabuklarıyla doldurulmuş, gelecekteki bir galaksi kümesi veya üst kümesini içeriyordu ve yıldız sistemleri matryoshka tipine göre Evrenin fraktallarını oluşturur. Çökmüş durumdaki her kronokabuk, yerçekimsel bir fan dipolüdür. bağlı durum. Enerji böyle bir dipole akmaya başlar başlamaz "açılır", uzaya ve maddeye dönüşür.

Yatay farklılaşma sınırı belirlenir kritik yoğunluk ortaya çıkan madde. Açılan kronokabuklar hızla alanlarını arttırır, ancak madde ancak salınan enerji belirli bir sınır değeri aştığında oluşmaya başlar. Bu nedenle, tam da başlangıç ​​anı Dipol başlatıldığında maddenin yoğunluğu sıfırdır. Maddenin yoğunluğu yaklaşık 10-20 g/cm3'e ulaştığında, farklılaşmanın bir sonraki aşaması dikey olarak başlar. Ortaya çıkan yeni alt sistemin sıfıra değil, uzayda aynı yeri işgal etmesine olanak tanıyan IMS'nin ilk modülüne ait olmasıyla karakterize ediliyor. Onlar. sıfır ve birinci modüllerin uzayları kesişen kümeler haline gelir.

Metagalaksilerin farklılaşma sınırı galaksilerdir, çünkü dikey farklılaşma oluşumlarında açıkça ifade edilir. Evrimsel olarak gelişmiş galaksiler iki sistemli oluşumlardır. Bunlar şunları içerir: sarmal galaksiler sıfır modülünün krono kabuğuna (küresel alt sistem) ek olarak, galaksinin disk alt sistemi olan ilk modülün krono kabuğunun da bulunduğu.

Böylece ilkokul olarak yapısal birim Bir galaksiyi metagalaksi olarak ele alacağız. Aynı şekilde sıradan maddenin yapısında da sınırı moleküllerdir. Çünkü moleküller düzeyinde maddenin organizasyonunda yeni bir aşama başlıyor. Moleküllerin benzerliğinden dolayı, bir maddeyi yalnızca kendisine özgü belirli özelliklere sahip, homojen olarak görürüz. fiziksel ve kimyasal özellikler. Aynı şey Metagalaxy'de de geçerli. Hepsi, maddedeki moleküllerle aynı rolü oynayan galaksilerin kronokabuklarının yoğun bir şekilde paketlenmesinden oluşur. Bu anlamda Metagalaxy süper-homojendir, çünkü hepsi aynı şeyden oluşuyor yapısal elemanlar– Evrenin “süpermaddesinde” “molekül” rolünü oynayan galaksiler.

Metagalaxy'deki döngüsel aşamalar

Metagalaxy'yi döngüsel aşamalar açısından ele alırsak, yani. göreceli yaşı, o zaman gördüğümüz not edilebilir erken aşama Metagalaxy'nin gelişimi, yani. onu genç görüyoruz. Bu, dodecahedronun kenarları boyunca kümelerin ve üstkümelerin "duvarlarını" oluşturan yoğun gökada kümesiyle kanıtlanmaktadır. Ancak bu biraz basitleştirilmiş bir görüştür; aslında durum biraz daha karmaşıktır. Diğer galaksileri gözlemlediğimizde sadece mesafeye değil aynı zamanda ışığın sonlu hızı nedeniyle geçmişe de bakıyoruz. Dolayısıyla bu fikir, bunlardan bize gelen ışığın uzay nesneleri, dodecahedronun yeni oluştuğu sırada gitti.

Bu gerçeğe ilişkin bir açıklama aşağıda bulunabilir. Şişme anında Evrenin krono kabuğunun "sayısız" kez parçalandığı varsayılabilir. Aynı zamanda, tüm Evreni dolduran milyarlarca ve milyarlarca kronokabuk galaksi oluştu. Galaksilerin kronokabukları aynı anda oluşmuştur ancak sayıları sınırlıdır. İlk anda, tüm kronokabuklar yerçekimsel dipollere katlanmıştır. Hepsi aynı anda dönemezler çünkü... eşit olmayan koşullar altındalar. Enerjinin en yoğun şekilde aktığı galaksiler ilk önce kendilerini gösterecektir. Ve bu, dodecahedronun kenarları boyunca gerçekleşir. Ayrıca sistemin çevresindeki galaksilerin yıldızları daha kolay “aydınlanıyor”. merkezdeki kadar güçlü bir baskının olmadığı yer.

Bu nedenle, tüm görünür madde kronokabuklar arasındaki "duvarlar" veya "çapraz bağlantılar" boyunca gözlemlenir. Bir kez daha açıklayayım, bunun nedeni öncelikle kronokabukların "birbirine dikildiği" yerlerde, her iki kronokabuğa ait aynı yönde akan iki akışın toplamı nedeniyle açığa çıkan enerjinin genliğinin artmasıdır, bu da yıldız oluşum sürecine yardımcı olur. İkincisi, krono kabuğun kenarındaki uzayın genişlemesi ortasına göre daha kolay ve basit bir şekilde gerçekleşir. Bu nedenle çevredeki galaksiler, içeriye göre çok daha erken ortaya çıkıyor. Yıldız oluşumunun hareketi krono kılıfın çevresinden merkezine doğru gerçekleşir. Nasıl ileri yaş(döngü) ne kadar kalabalık olursa olsun, birincil kronoblok merkezindeki gökada kümeleri o kadar kalabalık olur.

Sonuç olarak Metagalaxy'de kümeler ve boşluklar (boşluk) gözlemliyoruz. Bu, galaksilerin ve kümelerinin dağılımından oldukça açık bir şekilde görülebilir; " parlak madde"Işığın neredeyse tamamı filamentlerdedir. Bu filamentlerin kesişme noktalarında üstkümeler bulunur. Boşluklarda ise boştur. Büyük boşluklar Metagalaksi hacminin yaklaşık yüzde 50'sini kaplar. Dolayısıyla bu aşamada, Gelişimin kronokabuk kürelerinin merkezi bölgeleri boşluklarla ilişkilidir. daha yüksek seviyeler, iç kronokabukların alt sistemleri hala katlanmış dipoller biçimindedir.

Onikihedronun kenarlarındaki bu "ilk" galaksilerin ömrü sona erdiğinde yaşlanacak ve ölecekler. Ancak onların yerini on iki yüzlü kürelerin merkezine daha yakın bulunan yeni galaksiler alacak. Yıldız oluşumu yavaş yavaş dodecahedronun kenarlarından yüzlerinin merkezine ve daha da ileri giderek kronoshell kürenin merkezine doğru ilerleyecektir. Bu nedenle, Metagalaksi büyüdükçe, boşluklar giderek daha fazla yeni galaksiyle "dolacak", on iki yüzlülerin kenarları boyunca galaksiler ölecek ve kaybolacak. Bu nedenle daha fazlası için geç aşama küresel kabukların veya on iki yüzlü yüzlerin sınırlarında değil, birbirlerinden yaklaşık olarak eşit mesafelerde konumlanmış uzaysal kürelerin içinde küresel gökada üstkümeleri görürdük.

Dışarıdan bakıldığında, "büyümek", hücrelerin maddesi on iki yüzlünün kenarlarından merkezine, daha doğrusu krono kabuğun merkezine doğru "hareket ediyor" gibi görünecektir; burada "topaklanmaya" başlar. vardı. Ancak bu görünür bir temsildir. Gerçekte galaksiler hiçbir yere hareket etmiyor. Enerji krono kabuğun merkezinde salınır ve daha sonra çevreye yayılır ve yıldız oluşumu çevreden başlayıp krono kabuğun merkezine doğru hareket eder.

Metagalaxy'nin aksine, daha düşük yapısal seviyeleri, yani. gökada kümeleri ve üstkümeleri gelişimlerinin daha olgun bir aşamasındadır. Sonuç olarak, üstkümelerin kronokabuklarında, maddenin merkezde "yığıldığını" gözlemliyoruz. Onlar. galaksilerin krono kabuğun merkezine doğru "hareket ediyor" gibi göründüklerini ve burada bu kümeleri oluşturduklarını görüyoruz. İki boyutlu yıldızlı gökyüzü resmini üç boyutlu hale getirdiğimizde bu görkemli yapıyı görebilmemiz oldukça mümkün.

Görünüşe göre neredeyse tüm yıldızlar bireysel olarak değil, gruplar halinde doğuyor. Bu nedenle yıldız kümelerinin çok yaygın olması şaşırtıcı değildir. Gökbilimciler yıldız kümelerini incelemeyi seviyorlar çünkü bir kümedeki tüm yıldızların yaklaşık olarak aynı anda ve bizden yaklaşık aynı uzaklıkta oluştuğunu biliyorlar. Bu tür yıldızlar arasındaki parlaklıkta gözle görülür herhangi bir fark, gerçek farklardır. Bu yıldızların zaman içinde geçirdiği muazzam değişiklikler ne kadar büyük olursa olsun, hepsi aynı anda başladı. Yıldız kümelerini, özelliklerinin kütleye bağımlılığı açısından incelemek özellikle yararlıdır - sonuçta, bu yıldızların yaşı ve Dünya'ya olan mesafeleri yaklaşık olarak aynıdır, bu nedenle birbirlerinden yalnızca farklılık gösterirler. yığın.

Yıldız kümeleri yalnızca bilimsel çalışma- fotoğraflanacak ve amatör gökbilimcilerin gözlemleyeceği nesneler olarak son derece güzeller. İki tür yıldız kümesi vardır: açık ve küresel. Bu isimler kendileriyle bağlantılıdır. dış görünüş. Açık bir kümede her yıldız ayrı ayrı görülebilir; gökyüzünün bir kısmına az çok eşit bir şekilde dağılmışlardır. Aksine, küresel kümeler, yıldızlarla o kadar yoğun bir şekilde doldurulmuş bir küre gibidir ki, merkezinde tek tek yıldızlar ayırt edilemez.

Açık yıldız kümeleri

Muhtemelen en ünlü açık yıldız kümesi Boğa takımyıldızındaki Pleiades veya Yedi Kız Kardeş'tir. İsmine rağmen çoğu insan teleskop olmadan yalnızca altı yıldızı görebilir. Bu kümedeki yıldızların toplam sayısı 300 ila 500 arasındadır ve hepsi 30 ışıkyılı genişlikte ve 400 ışıkyılı uzaklıkta bir alanda yer almaktadır.

Bu kümenin yaşı yalnızca 50 milyon yıldır, bu da astronomik standartlara göre oldukça küçüktür ve çok büyük kütleler içerir. parlayan yıldızlar henüz devlere dönüşmeyi başaramayanlar. Ülker tipik bir açık yıldız kümesidir; Tipik olarak böyle bir küme birkaç yüzden birkaç bine kadar yıldız içerir.

Keşfedilen yıldız kümeleri arasında yaşlılardan çok daha fazla genç var ve en yaşlıları 100 milyon yıldan fazla değil. Oluşma hızlarının zamanla değişmediğine inanılmaktadır.

Gerçek şu ki, daha eski kümelerdeki yıldızlar, ana yıldız kümesiyle karışana kadar birbirlerinden yavaş yavaş uzaklaşıyorlar - aynı yıldızlardan, binlercesi gece gökyüzünde önümüzde beliriyor. Her ne kadar yerçekimi açık kümeleri bir dereceye kadar bir arada tutsa da, bunlar hala oldukça kırılgandır ve büyük bir yıldızlararası bulut gibi başka bir nesnenin yerçekimi onları parçalayabilir.

Bazı yıldız grupları o kadar zayıf bir şekilde bir arada tutuluyor ki bunlara küme yerine yıldız birlikleri adı veriliyor. Çok uzun süre dayanmazlar ve genellikle oluştukları yıldızlararası bulutlara yakın çok genç yıldızlardan oluşurlar. Yıldız topluluğu, birkaç yüz ışıkyılı büyüklüğünde bir alana dağılmış 10 ila 100 yıldız içerir.

Yıldızların oluştuğu bulutlar Galaksimizin diskinde yoğunlaşmıştır ve açık yıldız kümelerinin bulunduğu yer burasıdır. Kaç tane bulutun bulunduğunu dikkate alırsak Samanyolu ve ne büyük miktar Toz yıldızlararası uzayda bulunuyorsa, bildiğimiz 1200 açık yıldız kümesinin Galaksideki toplam sayının yalnızca çok küçük bir kısmını oluşturduğu açıkça görülecektir. Belki onlar toplam miktar 100.000'e ulaşır.

Küresel yıldız kümeleri

Açık kümelerin aksine küresel kümeler, yüzbinlerce, hatta milyonlarca yıldızın bulunduğu yoğun yıldızlarla dolu kürelerdir. Bu kümelerdeki yıldızlar o kadar yoğundur ki, eğer Güneşimiz küresel bir kümeye ait olsaydı, gece gökyüzünde çıplak gözle bir milyondan fazla yıldızı görebilirdik. Tipik bir küresel kümenin boyutu 20 ila 400 ışık yılı arasındadır.

Bu kümelerin yoğun şekilde paketlenmiş merkezlerinde, yıldızlar birbirine o kadar yakındır ki, karşılıklı çekim onları birbirine bağlayarak kompakt ikili yıldızlar oluşturur.

Hatta bazen oluyor tam birleşme yıldızlar; Yakından yaklaşıldığında yıldızın dış katmanları çökebilir ve ortaya çıkabilir. merkezi çekirdek. Çift yıldızlar, küresel kümelerde diğer yerlere göre 100 kat daha yaygındır. Bu ikizlerden bazıları X-ışını kaynaklarıdır.

Galaksimizin çevresinde, Galaksiyi çevreleyen dev küresel hale boyunca dağılmış yaklaşık 200 küresel yıldız kümesini biliyoruz. Bu kümelerin tümü çok eskidir ve aşağı yukarı Galaksinin kendisi ile aynı zamanda, yani 10 ila 15 milyar yıl önce ortaya çıkmışlardır. Görünüşe göre kümeler, Galaksinin oluşturulduğu bulutun bazı kısımları daha küçük parçalara bölündüğünde oluşmuş. Küresel kümeler dağılmaz çünkü içlerindeki yıldızlar birbirine çok yakındır ve güçlü yıldızları vardır. karşılıklı güçler yerçekimi, kümeyi yoğun, tek bir bütün halinde bağlar.

Küresel yıldız kümeleri yalnızca Galaksimizin çevresinde değil, aynı zamanda her türden diğer galaksilerin çevresinde de gözlemlenmektedir. Çıplak gözle kolayca görülebilen en parlak küresel küme, Omega Xntauri'dir. güney takımyıldızı Sentor. Güneş'ten 16.500 ışıkyılı uzaklıkta bulunur ve bilinen tüm kümelerin en genişidir:

çapı 620 ışık yılıdır. Kuzey yarımküredeki en parlak küresel küme Herkül Takımyıldızı'ndaki M13'tür; bu, zor olmasına rağmen yine de çıplak gözle görülebilmektedir.

1596'da David Fabricius (1564-1617) adında Hollandalı amatör bir yıldız gözlemcisi, oldukça parlak yıldız Cetus takımyıldızında; bu yıldız yavaş yavaş kararmaya başladı ve birkaç hafta sonra tamamen gözden kayboldu. Fabricius, değişen bir yıldızın gözlemini tanımlayan ilk kişiydi.

Bu yıldızın adı Mira'ydı - harika~. 332 günlük bir süre boyunca Mira'nın parlaklığı yaklaşık 2. kadirden (seviyesinde) değişir. Kuzey Yıldızı) çıplak gözle gözlem için gerekenden çok daha sönük hale geldiğinde 10'uncu büyüklüğe kadar. Bugün binlerce değişen yıldız biliniyor, ancak bunların çoğu parlaklıklarını Mira kadar dramatik bir şekilde değiştirmiyor.

Var çeşitli nedenler yıldızların parlaklıklarını buna göre değiştirdiği. Üstelik parlaklık bazen çok fazla ışık değerinde, bazen de o kadar az değişir ki, bu değişiklik ancak çok hassas cihazlar yardımıyla tespit edilebilir. Bazı yıldızlar düzenli olarak değişir.

Diğerleri aniden söner veya aniden alevlenir. Değişiklikler döngüsel olarak birkaç yıllık bir süre içinde gerçekleşebileceği gibi birkaç saniye içinde de gerçekleşebilir. Belirli bir yıldızın neden değişken olduğunu anlamak için öncelikle onun tam olarak nasıl değiştiğini izlemelisiniz. Değişken bir yıldızın değişen büyüklüğünün grafiğine ışık eğrisi denir. Bir ışık eğrisi çizmek için ışık ölçümlerinin düzenli olarak yapılması gerekir. Yıldızların büyüklüklerini doğru bir şekilde ölçmek için, profesyonel gökbilimciler fotometre adı verilen bir alet kullanırlar, ancak amatör gökbilimciler tarafından değişken yıldızlara ilişkin çok sayıda gözlem yapılır. Özel olarak hazırlanmış bir harita yardımıyla ve biraz pratik yaptıktan sonra, yakınlarda bulunan sabit yıldızlarla karşılaştırıldığında, bir yıldızın büyüklüğünü doğrudan gözle değiştirerek bir yıldızın büyüklüğünü yargılamak o kadar da zor değildir.

Değişken yıldızların parlaklık grafikleri pekotorys'i göstermektedir: yıldızlar düzenli (doğru) bir şekilde değişir - grafiklerinin belirli bir uzunluktaki (dönem) bir süre boyunca bir bölümü tekrar tekrar tekrarlanır. Diğer yıldızlar tamamen öngörülemez bir şekilde değişiyor. Düzenli değişken yıldızlar, titreşen yıldızları ve çift yıldızları içerir. Yıldızların titreşmesi veya madde bulutları yayması nedeniyle ışık miktarı değişir. Ancak çift (ikili) olan başka bir değişken yıldız grubu daha var.

Bicari yıldızlarının parlaklığında bir değişiklik gördüğümüzde bu, birkaç şeyden birinin gerçekleştiği anlamına gelir. olası olaylar. Her iki yıldız da görüş alanımızda olabilir, çünkü yörüngeleri boyunca hareket ederek doğrudan birbirlerinin önünden geçebilirler. Bu tür sistemlere örtülen çift yıldız denir.

Bu türün en ünlü örneği Kahraman takımyıldızındaki Algol yıldızıdır. Yakın aralıklı bir çiftte, malzeme bir yıldızdan diğerine hızla akabilir ve bunun çoğu zaman dramatik sonuçları olur.