Сообщения о звездах. Интересные факты о звездах — небесных телах

Ещё Сенека говорил, что если бы осталось на Земле единственное место, с которого можно увидеть звёзды, все люди стремились бы в это место. Красота и загадочность звёздного неба привлекает внимание людей с глубокой древности. Даже с минимумом фантазии можно составить из мерцающих звёзд фигуры и целые сюжеты на самые разнообразные темы. Совершенства в этом мастерстве достигли астрологи, связавшие звёзды не только между собой, но и усмотревшие связь звёзд с земными событиями.

Даже не обладая художественным вкусом и не поддаваясь шарлатанским теориям, трудно не поддаться обаянию звёздного неба. Ведь эти крохотные огоньки на самом деле могут быть гигантскими объектами или состоять из двух или трёх звёзд. Часть видимых звёзд может уже не существовать — ведь мы видим свет, излучённый некоторыми звёздами тысячелетия назад. И, конечно, каждый из нас, поднимая голову к небу, хоть раз, да задумывался: а вдруг у какой-то из этих звёзд живут существа, похожие на нас?

1. Днём с поверхности Земли звёзды не видны вовсе не потому, что светит Солнце — в космосе на фоне абсолютно чёрного неба звёзды отлично видны даже недалеко от Солнца. Видеть звёзды с Земли мешает освещённая Солнцем атмосфера.

2. Рассказы о том, что днём звёзды можно увидеть из достаточно глубокого колодца или от основания высокой печной трубы — досужие домыслы. И из колодца, и в трубе виден только ярко освещённый участок неба. Единственная труба, в которую днём можно увидеть звёзды — телескоп. Кроме Солнца и Луны днём в небе можно увидеть Венеру (и то нужно точно знать, куда смотреть), Юпитер (сведения о наблюдениях весьма противоречивы) и Сириус (очень высоко в горах).

3. Мерцание звёзд также следствие атмосферы, которая никогда, даже в самую безветренную погоду, не бывает статичной. В космосе звёзды светят монотонным светом.

4. Масштабы космических расстояний можно выразить в цифрах, но представить их наглядно очень сложно. Минимальную единицу расстояния, которую применяют учёные, т. н. астрономическую единицу (примерно 150 млн. км), соблюдая масштаб, можно представить следующим образом. В один угол лицевой линии теннисного корта нужно положить мяч (он сыграет роль Солнца), а в другой — шарик диаметром 1 мм (это будет Земля). Второй теннисный мяч, изображающий Проксиму Центавра, ближайшую к нам звезду, нужно будет поместить примерно в 250 000 км от корта.

5. Три самые яркие звезды на Земле можно увидеть только в южном полушарии. Самая яркая звезда нашего полушария Арктур занимает лишь четвёртое место. А вот в десятке яркости звёзды расположились более равномерно: пять находятся в северном полушарии, пять в южном.

6. Примерно половину наблюдаемых астрономами звёзд составляют двойные звёзды. Часто их изображают и представляют как две близко расположенные звезды, однако это слишком упрощённый подход. Компоненты двойной звезды могут располагаться очень далеко друг от друга. Главное условие — вращение вокруг общего центра масс.

7. Фраза классика о том, что большое видится на расстоянии, к звёздному небу не применима: самую крупную из известных современной астрономии звёзд UY Щита можно увидеть только в телескоп. Если поместить эту звезду на место Солнца, она заняла бы весь центр Солнечной системы вплоть до орбиты Сатурна.

8. Самой тяжёлой и по совместительству самой яркой из изученных звёзд является R136a1. Её тоже не видно невооружённым взглядом, хотя вблизи экватора можно рассмотреть в небольшой телескоп. Эта звезда находится в Большом Магеллановом Облаке. R136a1 в 315 раз тяжелее Солнца. А её светимость превышает солнечную в 8 700 000 раз. За время наблюдений Полярная стала значительно (по некоторым данным, в 2,5 раза) ярче.

9. В 2009 году с помощью телескопа Хаббл международная группа астрономов обнаружила в Туманности Жука объект, температура которого превышала 200 000 градусов. Саму звезду, находящуюся в центре туманности, увидеть не удалось. Предполагают, что это ядро взорвавшейся звезды, сохранившее изначальную температуру, а сама Туманность Жука — её разлетающиеся внешние оболочки.

10. Температура самой холодной звезды составляет 2 700 градусов. Эта звезда — белый карлик. Она входит в систему с ещё одной звездой, которая горячее и ярче напарницы. Температура самой холодной звезды вычислена «на кончике пера» — учёным пока не удалось ни увидеть звезду, ни получить её изображения. Известно, что система располагается в 900 световых годах от Земли в созвездии Водолея.

Созвездие Водолея

11. Полярная звезда вовсе не самая яркая. По этому показателю она входит лишь в пятый десяток видимых звёзд. Её известность связана лишь тем, что она практически не меняет своё положение на небе. Полярная звезда в 46 раз больше Солнца и в 2 500 раз ярче нашего светила.

12. В описаниях звёздного неба употребляются либо огромные числа, либо вообще говорится о бесконечности числа звёзд в небе. Если с научной точки зрения такой подход вопросов не вызывает, то в бытовом плане всё иначе. Максимальное количество звёзд, которое может увидеть человек с нормальным зрением, не превышает 3 000. И это в идеальных условиях — при полной темноте и ясности неба. В населённых же пунктах, особенно крупных, вряд ли удастся насчитать и полторы тысячи звёзд.

13. Металличность звёзд это вовсе не содержание в них металлов. Это содержание в них веществ тяжелее гелия. Металличность Солнца равна 1,3%, а металличность звезды под названием Альгениба составляет 34%. Чем звезда металличнее, тем она ближе к концу своей жизни.

14. Всё звёзды, которые мы видим в небе, относятся к трём Галактикам: нашему Млечному пути и галактикам Треугольника и Андромеды. Причём это касается не только звёзд, видимых невооружённым взглядом. Лишь в телескоп Хаббла удалось рассмотреть звёзды, расположенные в других галактиках.

15. Не следует смешивать галактики и созвездия. Созвездие — понятие исключительно зрительное. Звёзды, которые мы относим к одному созвездию, могут располагаться в миллионах световых лет друг от друга. Галактики же похожи на архипелаги — звёзды в них расположены относительно близко друг к другу.

16. Звёзды очень многообразны, но по химическому составу различаются очень мало. В основном они состоят из водорода (около 3/4) и гелия (около 1/4). «С возрастом» гелия в составе звезды становится больше, водорода — меньше. На все остальные элементы обычно приходится менее 1% массы звезды.

17. Придуманную для запоминания последовательности цветов в спектре поговорку про охотника, желающего знать, где сидит фазан, можно применить и к температуре звёзд. Красные звёзды холоднее всех, синие — самые горячие.

18. Несмотря на то, что первые карты звёздного неба с созвездиями составляли ещё во II тысячелетии до н. э., чёткие границы созвездия приобрели лишь в 1935 году после обсуждения, длившегося полтора десятка лет. Всего созвездий 88.

19. С неплохой точностью можно утверждать, что чем «утилитарнее» название созвездия, тем позже оно описано. Древние называли созвездия именами богов или богинь, либо давали звёздным системам поэтичные имена. Современные названия проще: звёзды над Антарктидой, к примеру, без затей объединили в Часы, Компас, Циркуль и т. п.

20. Звёзды — популярная составная часть государственных флагов. Чаще они присутствуют на флагах в качестве украшения, но иногда в них есть и астрономическая подоплека. На флагах Австралии и Новой Зеландии изображено созвездие Южного Креста — самое яркое в Южном полушарии. Причём новозеландский Южный Крест состоит из 4 звёзд, а австралийский — из 5. Пятизвёздочный Южный Крест является частью флага Папуа — Новой Гвинеи. Бразильцы пошли гораздо дальше — на их флаге изображён участок звёздного неба над городом Рио-де-Жанейро по состоянию на 9 часов 22 минуты 43 секунды 15 ноября 1889 года — момент, когда была провозглашена независимость страны.

Человечество усиленно изучает все, что находится вокруг нас, особенно это касается космического пространства. Звезды на небе привлекают своей красотой и таинственностью, ведь до них так далеко. Ученые и исследователи уже собрали достаточно много информации о звездах, поэтому в этой статье хотелось бы выделить самые интересные факты о звездах.

1. Какая звезда самая ближайшая к земле? Это солнце. Оно расположено всего лишь в 150 млн. км от Земли, и по космическим меркам является средней звездой. Классифицируется как желтый карлик G2 главной последовательности. Оно преобразовывает водород в гелий вот уже 4,5 миллиарда лет, и, вероятно, продолжит это делать в течение еще 7 миллиарда лет. Когда у солнца закончится топливо, оно станет красной гигантской звездой, размеры звезды увеличатся во много раз. Когда оно расширится, то поглотит Меркурий, Венеру, и возможно даже Землю.

2. Все звезды имеют одинаковый состав. Рождение звезды начинается в облаке холодного молекулярного водорода, которое начинает гравитационно сжиматься. Когда облако молекулярного водорода сжимается фрагментировано, то множество из этих частей сформируются в отдельные звезды. Материал собирается в шар, который продолжает сжиматься под действием собственной гравитации, пока в центре не достигнет температура способная зажечь ядерный синтез. Исходный газ был сформирован еще во время Большого Взрыва и состоит из 74% водорода и 25% гелия. Со временем, она преобразуют часть водорода в гелий. Вот почему у нашего Солнца состав 70% водорода и 29% гелия. Но первоначально они состоят из 3/4 водорода и 1/4 гелия, с примесями других микроэлементов.

3. Звезды находятся в идеальном балансе. Любая звезда как бы находится в постоянном конфликте сама с собой. С одной стороны, вся масса звезды своей силой тяжести постоянно сжимает ее. Но раскаленный газ, оказывает изнутри огромное давление, нарушая ее гравитационный коллапс. Ядерный синтез в ядре, генерирует огромное количество энергии. Фотоны, прежде чем вырваться наружу, совершают путешествие из центра до поверхности, примерно за 100.000 лет. Когда звезда становится ярче, она расширяется и превращается в красного гиганта. Когда ядерный синтез в центре прекращается, то уже ничего не может сдержать нарастающее давление вышележащих слоев и она разрушается превращаясь в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Возможно, что звезды на небе, которые мы видим, уже не существуют, потому как они находятся очень далеко и их свету требуются миллиарды лет, чтобы долететь до земли.

4. Большинство звезд являются красными карликами. Сравнивая все известные звезды, можно утверждать, что больше всего красных карликов. Они имеют менее чем 50% от массы Солнца, а красные карлики могут весить даже 7,5%. Ниже этой массы, гравитационное давление не сможет сжать газ в центре, для начала ядерного синтеза. Их называются коричневыми карликами. Красные карлики выделяют менее чем 1/10, 000 энергии Солнца, и могут гореть десятки миллиардов лет.

5. Масса равна ее температуре и цвету. Цвет звезд может варьировать от красного до белого или голубого. Красный цвет соответствует самым холодным с температурой менее 3500 градусов Кельвина. Наше светило является желтовато-белыми, со средней температурой около 6000 Кельвин. Самые горячие - голубые, с температурой поверхности выше 12000 градусов Кельвина. Таким образом, температура и цвет связаны между собой. Масса определяет температуру. Чем больше масса, тем больше будет ядро и тем более активный ядерный синтез будет происходить. Это означает, что больше энергии достигает ее поверхности и повышает ее температуру. Но есть исключение, это красные гиганты. Типичный красный гигант может иметь массу нашего Солнца, и быть белой звездой на протяжении всей жизни. Но по мере приближения к концу своей жизни, она увеличивается и светимость возрастает в 1000 раз и кажется неестественно яркой. Голубые гиганты - это просто большие, массивные и горячие светила.

6. Большинство из звезд являются двойными. Многие звезды рождаются парами. Это двойные звезды, где два светила вращаются по орбите вокруг общего центра тяжести. Есть и другие системы с 3, 4 и даже большим количеством участников. Только подумайте, какие красивые восходы можно увидеть на планете в четырех-звездной системе.

7. Размер самых больших солнц, равен орбите Сатурна. Давайте поговорим о красных гигантах, или если быть точнее, о красных сверхгигантах, на фоне которых наше светило выглядит совсем небольшим. Красным сверхгигантом является Бетельгейзе, в созвездии Ориона. Она в 20 раз превышает массу Солнца и при этом в 1000 раз больше. Крупнейшая известная звезда это VY Большого Пса. Она в 1800 раз больше нашего Солнца и уместилась бы в орбиту Сатурна!

Впрочем, к нашему времени самая большая звезда во вселенной уже успела потерять больше половины своей массы. То есть звезда стареет и ее топливо из водорода уже на исходе. Внешняя часть VY стала больше из-за того, что гравитация уже не может предупредить потерю веса. Ученые говорят, что когда топливо звезды иссякнет, то она, скорее всего, взорвется сверхновой и превратиться в нейтронную звезду или черную дыру. Согласно наблюдениям, звезда теряет свою яркость, начиная с 1850 года.
В наше время, изучение Вселенной ученые не оставляют ни на минуту. Поэтому этот рекорд был побит. Астрономы нашли в просторах космоса еще большую звезду. Открытие сделала группа британских ученых во главе с Полом Кроутером в конце лета 2010 года. Исследователи изучали Большое Магелланово Облако и нашли звезду R136a1. Невероятное открытие помог сделать космический телескоп НАСА «Хаббл».

8. У наиболее массивных светил очень короткая жизнь. Как сказано выше, низкой массы красного карлика может хватить на десятки миллиардов лет горения, прежде чем, закончится топливо. Верно и обратное, для самых массивных, которые мы знаем. Гигантские светила могут в 150 раз превышать массу Солнца и выделять огромное количество энергии. Например, одна из самых массивных звезд, которую мы знаем, это Эта Киля, расположена примерно в 8000 световых годах от Земли. Она выделяет в 4 миллиона раз больше энергии чем Солнце. В то время, как наше Солнце может спокойно сжигать топливо на протяжении миллиардов лет, Эта Киля, может светить только несколько миллионов лет. И астрономы ожидают, что Эта Киля, может взорваться в любое время. Когда она погаснет, то станет самым ярким объектом на небе.

9. Количество звезд огромно. Сколько звезд есть в Млечном Пути? Вы можете удивиться узнав, что есть порядка 200-400 миллиардов штук в нашей галактике. Каждая, возможно имеет планеты, а на некоторых, возможна жизнь. Во Вселенной около 500 миллиардов галактик, каждая из которых может иметь столько же или даже больше, чем Млечный Путь. Умножьте эти два числа вместе, и вы увидите, сколько их приблизительно существует.

10. Они находятся очень, очень далеко. Ближайшая к Земле (исключая Солнце) это Проксима Центавра, расположена в 4,2 световых годах от Земли. Другими словами, он принимает сам свет более 4 лет, чтобы завершить путешествие от Земли. Если мы запустим самый быстрый космический корабль из когда-либо ранее запущенных с Земли, он будет лететь до нее более 70000 лет. На сегодняшний день путешествовать между звездами просто не возможно.

Человек с давних времён любовался звёздным небом. Он обращал взгляд к сияющему небосводу, когда был невероятно счастлив, наслаждаясь россыпью крошечных бриллиантов, и звёзды задорно подмигивали в ответ. Когда печаль обволакивала его душу, человек искал в звёздном небе утешение, успокоение и находил его. Звёзды пленяют холодной красотой и странников, и поэтов, и мечтательные юные умы, и мудрых старцев. Никто не в силах противостоять удивительному обаянию светил. Однако, что мы знаем о звёздах? Знаем ли, почему от одних исходит красное сияние, а от других – синее? Знаем ли, как появляются новые звёзды?

Существует старинная индейская легенда, которая отвечает на эти вопросы. Легенду издревле мать рассказывала ребёнку, а тот позже передавал её своему чаду, и так она дошла до наших дней.

Жил когда-то маленький неприметный человек. Он был всегда один, всегда тихий и застенчивый. Человек носил невзрачную одежду, внешность его была совершенно обычная. Казалось, что человек-невидимка даже дышал тихо и робко. Он ходил, как и все, на работу, оплачивал счета, всегда здоровался с соседями при встрече. Никто и подумать не мог, что самый обычный на первый взгляд человек по ночам делал удивительные вещи. Никто не замечал, как он прятал белоснежные крылья под старенькой курткой. И каждую ночь, как только солнце пряталось за горизонтом, и луна появлялась на небе, человек расправлял крылья, взмывал к тёмному ночному небу, парил над городом и слушал… Если вдруг до него доносился чей-то тихий плач, герой мигом направлялся в ту сторону, откуда доносились звуки. Он тихо подлетал к окну, и от одного его присутствия плачущий успокаивался, засыпал и видел прекрасные сны. Человек же аккуратно собирал все пролитые слёзы, взлетал высоко-высоко над городом и там обращал их в новые звёзды. Звёзды эти были выполнены искусно, но, как бы ни старался милый герой сделать их сияние тёплым, оранжево-красным, они сияли холодным синим светом. Это происходило потому, что слёзы, которые собирал человек, были слезами горя, отчаяния, потери. Даже самый добрый волшебник не мог вернуть им тепло.

Так и жил человек: днём был для всех невидимкой, ночью же творил добрые дела, дарил успокоение опечаленным и создавал всё больше и больше новых звёзд. Он трудился неустанно, да и не считал это трудом – наслаждался, помогая другим. Он помнил каждую слезинку, которую когда-либо собрал. Помнил, из-за чего плакал каждый человек, и какой сон он подарил страдальцу.

Герой мог рассказать историю каждой звезды, мог отличить одну от другой с первого взгляда. Он горячо любил всех людей, он страдал, видя, как страдают они. Поэтому каждую ночь, как только солнце скрывалось за горизонтом, взлетал ввысь и каждое утро, в час перед рассветом, возвращался обратно. Иногда он говорил с подругой-луной, рассказывая историю, которая случилась давно или которую узнал прошлой ночью. Луна слушала и сочувствующе смотрела на человека, выражая свою поддержку.

Никто не знает, умер ли человек, улетел ли в неведомую страну, или до сих пор он оберегает людей, превращая слёзы в звёзды. Но некоторые предпочитают верить, что дорогой человек будет рядом всегда, и что каждый приятный, безмятежный сон, который мы видим – его заслуга. И я тоже хочу верить, что он всё так же вечером идёт домой, здоровается с соседями и по ночам летает над городом.

Возможно, всё в легенде – вымысел, и никогда не было никакого милого человека, и безумны те, кто верит в неё. Мы не узнаем, кто прав. Важно совсем не это. Легенда привела в восторг людей, потому что они смогли почувствовать себя любимыми и нужными. Дети и взрослые поверили в крылатого героя, потому что с ним они больше не чувствуют себя одинокими и отверженными. Во все времена наши души нуждаются в ком-то, кто поддержит и скажет нам, как мы прекрасны, как мы важны, как мы любимы. Нам всегда будет нужен кто-то, кто одним прикосновением способен обратить слёзы в звёзды. И главный смысл этой легенды в том, что ангелом, дарящим любовь, может стать каждый из нас.

Испокон веков Человек старался дать название предметам и явлениям, которые его окружали. Это относится и к небесным телам. Сначала названия получили самые яркие, хорошо видимые звёзды, с течением времени – и другие.

Некоторые звёзды получили названия в соответствии с положением, которое они занимают в созвездии. Например, находящаяся в созвездии Лебедя звезда Денеб (слово переводится как «хвост») действительно дислоцируется в этой части тела воображаемого лебедя. Ещё один пример. Звезда Омикрон, она больше известна под названием Мира, что переводится с латинского как «удивительная», находится в созвездии Кита. Мира обладает способностью изменять свою яркость. На длительные периоды она вообще исчезает из поля зрения, имеются в виду наблюдения невооружённым глазом. Название звезды и объясняется её спецификой. В основном звёзды получили названия в эпоху античности, поэтому нет ничего удивительного в том, что большинство названий имеет латинские, греческие, а позже и арабские корни.

Открытие звёзд, видимый блеск которых со временем меняется, привело к специальным обозначениям. Они обозначаются прописными латинскими буквами, за которыми следует название созвездия в родительном падеже. Но первая переменная звезда, обнаруженная в каком-то созвездии, обозначается не буквой A. Отсчёт ведётся от буквы R. Следующая звезда обозначается буквой S и так далее. Когда все буквы алфавита исчерпаны, начинается новый круг, то есть после Z снова используется A. При этом буквы могут удваиваться, например «RR». «R Льва» означает, что это первая открытая переменная звезда в созвездии Льва.

КАК РОЖДАЕТСЯ ЗВЕЗДА.

Звёзды рождаются, когда облако, состоящее в основном из межзвёздного газа и пыли, сжимается и уплотняется под действием собственной гравитации. Считается, что именно этот процесс приводит к образованию звёзд. С помощью оптических телескопов астрономы могут увидеть эти зоны, они похожи на тёмные пятна на ярком фоне. Их называют «гигантскими комплексами молекулярных облаков», потому что водород входит в их состав в форме молекул. Эти комплексы, или системы, наряду с шаровыми звёздными скоплениями, представляют собой самые крупные структуры в галактике, их диаметр иногда достигает 1300 световых лет.

Более молодые звёзды, их называют «звёздное население I», образовались из остатков, получившихся в результате вспышек старых звёзд, их называют «звёздное население II». Вспышка взрывного характера вызывает ударную волну, которая доходит до ближайшей туманности и провоцирует её сжатие.

Глобулы Бока .

Итак, происходит сжатие части туманности. Одновременно с этим процессом начинается образование плотных тёмных газопылевых облаков круглой формы. Их называют «глобулы Бока». Бок – американский астроном голландского происхождения (1906-1983) – впервые описал глобулы. Масса глобул примерно в 200 раз превышает массу нашего Солнца.

По мере того как глобула Бока продолжает сгущаться, её масса увеличивается, притягивая к себе благодаря гравитации материю из соседних областей. В связи с тем, что внутренняя часть глобулы сгущается быстрее, чем внешняя, глобула начинает разогреваться и вращаться. Через несколько сотен тысяч лет, во время которых происходит сжатие, образуется протозвезда.

Эволюция протозвезды.

Благодаря увеличению массы к центру протозвезды притягивается всё больше материи. Энергия, высвободившаяся из сжимающегося внутри газа, трансформируется в тепло. Давление, плотность и температура протозвезды повышаются. Из-за повышения температуры звезда начинает светиться тёмно-красным светом.

Протозвезда имеет очень большие размеры, и, хотя тепловая энергия распределяется по всей её поверхности, она всё равно остаётся относительно холодной. В ядре температура растёт и достигает нескольких миллионов градусов по Цельсию. Вращение и круглая форма протозвезды несколько видоизменяются, она становится более плоской. Этот процесс длится миллионы лет.

Увидеть молодые звёзды трудно, так как они ещё окружены тёмным пылевым облаком, из-за которого практически не виден блеск звезды. Но их можно рассмотреть при помощи специальных инфракрасных телескопов. Горячее ядро протозвезды окружено вращающимся диском из материи, обладающей большой силой притяжения. Ядро настолько разогревается, что начинает выбрасывать материю с двух полюсов, где сопротивляемость минимальна. Когда эти выбросы сталкиваются с межзвездной средой, они замедляют движение и рассеиваются по обеим сторонам, образуя каплевидную или аркообразную структуру, известную под названием «объект Хербика-Харо».

Звезда или планета?

Температура протозвезды доходит до нескольких тысяч градусов. Дальнейшее развитие событий зависит от габаритов этого небесного тела; если масса небольшая и составляет менее 10% от массы Солнца, это значит, что нет условий для прохождения ядерных реакций. Такая протозвезда не сможет превратиться в настоящую звезду.

Учёные рассчитали, что для превращения сжимающегося небесного тела в звезду его минимальная масса должна составлять не менее 0,08 от массы нашего Солнца. Газосодержащее облако меньших размеров, сгущаясь, будет постепенно охлаждаться и превратится в переходный объект, нечто среднее между звездой и планетой, это так называемый «коричневый карлик».

Планета Юпитер представляет собой небесный объект слишком малых размеров, чтобы стать звездой. Если бы он был больше, возможно, в его недрах начались бы ядерные реакции, и он наряду с Солнцем способствовал бы появлению системы двойных звёзд.

Ядерные реакции.

Если масса протозвезды большая, она продолжает сгущаться под действием собственной гравитации. Давление и температура в ядре растут, температура постепенно доходит до 10 миллионов градусов. Этого достаточно для соединения атомов водорода и гелия.

Далее активизируется «ядерный реактор» протозвезды, и она превращается в обычную звезду. Затем выделяется сильный ветер, который разгоняет окружающую оболочку из пыли. После этого можно видеть свет, исходящий из образовавшейся звезды. Эта стадия называется «фаза Т-Тельцы», она может длиться 30 миллионов лет. Из остатков газа и пыли, окружающих звезду, возможно образование планет.

Рождение новой звезды может вызвать ударную волну. Дойдя до туманности, она провоцирует конденсацию новой материи, и процесс звёздообразования продолжится посредством газопылевых облаков. Небольшие по размеру звезды слабые и холодные, крупные же – горячие и яркие. Большую часть своего существования звезда балансирует в стадии равновесия.

ХАРАКТЕРИСТИКА ЗВЁЗД.

Наблюдая за небом даже невооружённым глазом, можно сразу отметить такую особенность звёзд, как яркость. Одни звёзды очень яркие, другие – более слабые. Без специальных приборов в идеальных условиях видимости можно рассмотреть около 6000 звёзд. Благодаря биноклю или телескопу наши возможности значительно возрастают, мы можем любоваться миллионами звёзд Млечного пути и внешних галактик.

Птолемей и «Альмагест».

Первую попытку составить каталог звёзд, основываясь на принципе степени их светимости, предпринял эллинский астроном Гиппарх из Никеи во II веке до н.э. Среди его многочисленных трудов фигурировал и «Звёздный каталог», содержащий описание 850 звёзд, классифицированных по координатам и светимости. Данные, собранные Гиппархом, а он, кроме этого, открыл и явление прецессии, были проработаны и получили дальнейшее развитие благодаря Клавдию Птолемею из Александрии во II в. н.э. Он создал фундаментальный опус «Альмагест» в тринадцати книгах. Птолемей собрал все астрономические знания того времени, классифицировал их и изложил в доступной и понятной форме. В «Альмагест» вошёл и «Звёздный каталог». В его основу были положены наблюдения Гиппарха, сделанные четыре столетия назад. Но «Звёздный каталог» Птолемея содержал примерно на тысячу звёзд больше.

Каталогом Птолемея пользовались практически везде в течение тысячелетия. Он разделил звёзды на шесть классов по степени светимости: самые яркие были отнесены к первому классу, менее яркие – ко второму и так далее.

К шестому классу относятся звёзды, едва различимые невооруженным глазом. Термин «сила свечения небесных тел», используется и в настоящее время для определения меры блеска небесных тел, причём не только звёзд, но также туманностей, галактик и других небесных явлений.

Звёздная величина в современной науке.

В середине XIX в. английский астроном Норман Погсон усовершенствовал метод классификации звёзд по принципу светимости, существовавший со времён Гиппарха и Птолемея. Погсон учёл, что разница в плане светимости между двумя классами 2,5. Погсон ввёл новую шкалу, по которой разница между звёздами первого и шестого классов составляет 100 а.е. То есть отношение блеска звезд первой звёздной величины составляет 100. Это отношение соответствует интервалу в 5 звёздных величин.

Относительная и абсолютная звёздная величина.

Звёздная величина, измеренная при помощи специальных приборов, вмонтированных в телескоп, указывает, какое количество света звезды доходит до наблюдателя на Земле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас, и, соответственно, чем дальше расположена звезда, тем более слабой она кажется. То есть при определении звёздной величины необходимо принимать во внимание расстояние до звезды. В данном случае речь идёт об относительной звёздной величине. Она зависит от расстояния.

Есть звёзды очень яркие и очень слабые. Для сравнения яркости звёзд независимо от их расстояния идо Земли было введено понятие «абсолютная звёздная величина». Она характеризует блеск звезды на определённом расстоянии в 10 парсек (10 парсек = 3,26 светового года). Для определения абсолютной звёздной величины необходимо знать расстояние до звезды.

Цвет звёзд.

Следующей важной характеристикой звезды является её цвет. Рассматривая звёзды даже невооружённым глазом, можно заметить, что не все они одинаковы.

Есть голубые, жёлтые, оранжевые, красные звёзды, а не только белые. Цвет звёзд многое говорит астрономам, прежде всего он зависит от температуры поверхности звезды. Красные звёзды – самые холодные, их температура составляет примерно 2000-3000 о С. Жёлтые звёзды, как наше Солнце, имеют среднюю температуру 5000-6000 о С. Самые горячие – белые и голубые звёзды, их температура составляет 50000-60000 о С и выше.

Загадочные линии.

Если пропустить свет звезды через призму, мы получим так называемый спектр, он будет пересекаться линиями. Эти линии являются своего рода «идентификационной картой» звезды, так как по ним астрономы могут определить химический состав поверхностных слоёв звёзд. Линии принадлежат различным химическим элементам.

Сравнивая линии в звёздном спектре с линиями, выполненными в лабораторных условиях, можно определить, какие химические элементы входят в состав звёзд. В спектрах основными являются линии водорода и гелия, именно эти элементы составляют основную часть звезды. Но встречаются и элементы группы металлов – железо, кальций, натрий и др. В солнечном ярком спектре видны линии почти всех химических элементов.

ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА-РЕССЕЛЛА.

Среди параметров, характеризующих звезду, существуют два самых главных – это температуры и абсолютная звёздная величина. Температурные показатели тесно связаны с цветом звезды, а абсолютная звёздная величина – со спектральным классом. Имеется в виду классификация звёзд по интенсивности линий в их спектрах. Согласно используемой в настоящее время классификации, звёзды в соответствии с их спектрами делятся на семь основных спектральных классов. Они обозначены латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M. Именно в этой последовательности температура звёзд понижается от нескольких десятков тысяч градусов класса O до 2000-3000 градусов звёзд типа M.

Абсолютная звёздная величина, т.е. мера блеска, указывает количество энергии, излучаемой звездой. Её можно вычислить теоретически, зная расстояние звезды.

Выдающаяся идея.

Идея связать между собой два основных параметра звезды пришла в голову двум учёным в 1913 году, причём они вели работы независимо друг от друга.

Речь идёт о голландском астрономе Эйнаре Герцшпрунге и американском астрофизике Генри Норрисе Ресселле. Учёные творили на расстоянии тысяч километров друг от друга. Они составили график, связавший воедино два основных параметра. Горизонтальная ось отражает температуру, вертикальная – абсолютную звёздную величину. В результате получилась диаграмма, которой были присвоены имена двух астрономов – диаграмма Герцшпрунга-Ресселла, или, проще, диаграмма Г-Р.

Звезда – критерий.

Посмотрим, как составляется диаграмма Г-Р. Прежде всего, необходимо выбрать звезду-критерий. Для этого подходит звезда, расстояние до которой известно, или другая – с уже вычисленной абсолютной звёздной величиной.

Следует иметь в виду, что интенсивность светимости любого источника, будь то свеча, лампочка или звезда, изменяется в зависимости от расстояния. Математически это выражается так: интенсивность светимости «I» на определённом расстоянии «d» от источника обратно пропорциональна «d2». Практически это означает, что если расстояние увеличивается вдвое, то интенсивность светимости уменьшается в четыре раза.

Затем следует определить температуру выбранных звёзд. Для этого надо идентифицировать их спектральный класс, цвет и после этого определить температуру. В настоящее время вместо спектрального типа используется другой эквивалентный ему показатель – «индекс цвета».

Эти два параметра наносятся на одну плоскость с температурой, понижающейся слева направо, на абсциссе. Абсолютная светимость фиксируется на ординате, повышение отмечается снизу вверх.

Главная последовательность.

На диаграмме Г-Р звёзды располагаются вдоль диагональной линии, идущей снизу вверх и слева направо. Эта полоса называется Главная последовательность. Звёзды, входящие в её состав, называются звёздами Главной последовательности. Солнце относится именно к этой группе. Это группа жёлтых звёзд с поверхностной температурой примерно 5600 градусов. Звёзды Главной последовательности находятся в наиболее «спокойной фазе» своего существования. В недрах их ядер атомы водорода перемешиваются, образуется гелий. Фаза Главной последовательности составляет 90% времени существования звезды. Из 100 звёзд 90 находятся именно в этой фазе, хотя распределяются по разным позициям в зависимости от температуры и светимости.

Главная последовательность представляет собой «узкую область», это свидетельствует о том, что звёзды с трудом сохраняют баланс между силой притяжения, которая тянет внутрь, и силой, образующейся в результате ядерных реакций, она тянет к внешней стороне зоны. Звезда, подобная Солнцу, равная 5600 градусов, для поддержания баланса должна иметь абсолютную звёздную величину порядка +4,7. Это следует из диаграммы Г-Р.

Красные гиганты и белые карлики.

Красные гиганты находятся в верхней зоне справа, расположенной с внешней стороны Главной последовательности. Характерной чертой этих звёзд является очень низкая температура (примерно 3000 градусов), но при этом они ярче звёзд, имеющих идентичную температуру и расположенных в Главной последовательности.

Естественно, возникает вопрос: если энергия, излучаемая звездой, зависит от температуры, то почему же звёзды с одинаковой температурой имеют разную степень светимости. Объяснение следует искать в размере звёзд. Красные гиганты более яркие потому, что их излучающая поверхность намного больше, чем у звёзд из Главной последовательности.

Неслучайно этот тип звёзд получил название «гиганты». Действительно, их диаметр может превышать диаметр Солнца в 200 раз, эти звёзды могут занимать пространство в 300 миллионов км, что вдвое больше расстояния от Земли до Солнца! С помощью положения о влиянии размера звезды попробуем объяснить некоторые моменты в существовании других звёзд – белых карликов. Они расположены внизу слева в диаграмме Г-Р.

Белые карлики – очень горячие, но совсем неяркие звёзды. При одинаковой температуре с крупными и горячими бело-голубыми звёздами Главной последовательности белые карлики намного меньше по размерам. Это очень плотные и компактные звёзды, они в 100 раз меньше Солнца, их диаметр примерно такой же, как земной. Можно привести яркий пример высокой плотности белых карликов – один кубический сантиметр материи, из которой они состоят, должен весить около одной тонны!

Шаровые звёздные скопления.

При составлении диаграмм Г-Р шаровых звёздных скоплений, а в них находятся в основном старые звёзды, очень сложно определить Главную последовательность. Её следы фиксируются в основном в нижней зоне, где концентрируются более холодные звёзды. Это связано с тем, что горячие и яркие звёзды уже прошли стабильную фазу своего существования и перемещаются вправо, в зону красных гигантов, а если миновали её, то в зону белых карликов. Если бы люди были в состоянии проследить за свою жизнь все эволюционные стадии звезды, они смогли бы увидеть, как она изменяет свои характеристики.

Например, когда водород в ядре звезды прекращает гореть, температура во внешнем слое звезды понижается, сам слой расширяется. Звезда выходит из фазы Главной последовательности и направляется в правую часть диаграммы. Это касается в первую очередь крупных по массе звёзд, наиболее ярких, - именно этот тип эволюционирует быстрее.

С течением времени звёзды выходят из Главной последовательности. На диаграмме фиксируется «turning point» - «поворотная точка», благодаря ней, возможно, довольно точно вычислить возраст звёзд скоплений. Чем выше на диаграмме находится «поворотная точка», тем моложе скопление, и, соответственно, чем ниже на диаграмме она находится, тем старше по возрасту звёздное скопление.

Значение диаграммы.

Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла оказывает огромную помощь в изучении эволюции звёзд на протяжении их существования. За это время звёзды претерпевают изменения, трансформации, в какие-то периоды они очень глубокие. Нам уже известно, что звёзды отличаются не по собственным характеристикам, а по типам фаз, в которых они пребывают в то или иное время.

С помощью этой диаграммы можно вычислить расстояние до звёзд. Можно выбрать любую звезду, находящуюся в Главной последовательности, с уже определённой температурой и посмотреть её продвижения на диаграмме.

РАССОЯНИЕ ДО ЗВЁЗД.

Когда мы смотрим на небо невооружённым глазом, звёзды, даже самые яркие, кажутся нам блестящими точками, расположенными на одинаковом от нас расстоянии. Небесный свод раскинулся над нами как ковёр. Неслучайно позиции звёзд выражены только в двух координатах (прямое восхождение и склонение), а не в трёх, словно они расположены на поверхности, а не трёхмерном пространстве. С помощью телескопов мы не можем получить всю информацию о звёздах, например по фотографиям космического телескопа «Хаббл» мы не можем точно определить, на каком расстоянии находятся звёзды.

Глубина пространства.

О том, что Вселенная имеет и третье измерение – глубину, - люди узнали относительно недавно. Только в начале XIX века благодаря совершенствованию астрономического оборудования и инструментов учёные смогли измерить расстояние до некоторых звёзд. Первой была звезда 61 Лебедя. Астрономом Ф.В. Бессель установил, что она находится на расстоянии 10 световых лет. Бессель был одним из первых астрономов, измеривших «годичный параллакс». До настоящего времени метод «годичного параллакса» лежит в основе измерения расстояния до звёзд. Это чисто геометрический метод – достаточно измерить угол и вычислить результат.

Но простота метода не всегда соответствует результативности. Из-за большой удалённости звёзд углы очень маленькие. Их можно измерить с помощью телескопов. Угол параллакса звезды Проксима Центавра, ближайшей из тройной системы Альфа Центавра, маленький (0.76 точный вариант), но под таким углом можно рассмотреть монету в сто лир на расстоянии десятка километров. Разумеется, чем дальше расстояние, тем меньшим становится угол.

Неизбежные неточности.

Ошибки в плане определения параллакса вполне возможны, причём их число увеличивается по мере удаления объекта. Хотя, с помощью современных телескопов, можно измерить углы с точностью до тысячной, ошибки всё равно будут: на расстоянии 30 световых лет они составят примерно 7%, 150 св. лет – 35%, а 350 св. лет – до 70%. Разумеется, большие неточности делают измерения бесполезными. Используя «метод параллакса», можно успешно определить расстояния до нескольких тысяч звёзд, расположенных в районе примерно 100 световых лет. Но в нашей галактике находятся более 100 миллиардов звёзд, диаметр которых составляет 100 000 световых лет!

Существует несколько вариантов метода «годичного параллакса», например «вековой параллакс». Метод учитывает движение Солнца и всей Солнечной системы в направлении созвездия Геракла, со скоростью 20км/сек. При таком движении учёные имеют возможность собрать нужную базу данных для проведения успешного расчёта параллакса. За десять лет получено информации в 40 раз больше, чем это было возможно ранее.

Затем с помощью тригонометрических вычислений определяется расстояние до определённой звезды.

Расстояние до звёздных скоплений.

Проще вычислить расстояние до звёздных скоплений, особенно рассеянных. Звёзды расположены относительно близко друг от друга, поэтому, вычислив расстояние до одной звезды, можно определить и расстояние до всего звёздного скопления.

Кроме того, в этом случае можно использовать статистические методы, позволяющие сократить число неточностей. Например, метод «сходящихся точек», он часто применяется астрономами. Он основывается на том, что при длительном наблюдении за звёздами рассеянного скопления выделяются движущиеся к общей точке, она и называется сходящейся точкой. Измерив, углы и радиальные скорости (то есть скорости приближения к Земле и удаления от неё), можно определить расстояние до звёздного скопления. При использовании этого метода возможно 15% неточностей при расстоянии в 1500 световых лет. Он используется и при расстояниях в 15 000 световых лет, что вполне подходит для небесных тел в нашей Галактике.

Main Sequence Fitting – установление Главной последовательности.

Для определения расстояния до далёких звёздных скоплений, например до Плеяд, можно действовать следующим образом: построить диаграмму Г-Р, на вертикальной оси отметить видимую звёздную величину (а не абсолютную, т.к. она зависит от расстояния), зависящую от температуры.

Затем следует сравнить полученную картину с диаграммой Г-Р Иад, у неё много общих черт в плане Главных последовательностей. Совместив две диаграммы как можно плотнее, можно определить Главную последовательность звёздного скопления, расстояние до которого надо измерить.

Затем следует использовать уравнение:

m-M=5log(d)-5, где

m – видимая звёздная величина;

M – абсолютная звёздная величина;

d – расстояние.

По-английски этот метод называется «Main Sequence Fitting». Его можно использовать к таким рассеянным звёздным скоплениям, как NGC 2362, Альфа Персея, III Цефея, NGC 6611.астрономы предпринимали попытки определить расстояние до известного двойного рассеянного звёздного скопления в созвездии Персея («h» и «chi»), где находится много звёзд-сверхгигантов. Но данные получились противоречивые. С помощью метода «Main Sequence Fitting» возможно определить расстояние до 20000-25000 световых лет, это пятая часть нашей Галактики.

Интенсивность света и расстояние.

Чем дальше расположено какое-либо небесное тело, тем его свет кажется слабее. Это положение согласуется с оптическим законом, в соответствии с которым интенсивность света «I» обратно пропорциональна расстоянию, возведённому в квадрат «d».

Например, если какая-либо галактика находится на расстоянии 10 миллионов световых лет, то другая галактика, расположенная в 20 миллионах световых лет, имеет блеск в четыре раза меньший по сравнению с первой. То есть с математической точки зрения связь между двумя величинами «I» и «d» точная и измеряемая. Говоря языком астрофизики, интенсивность света является абсолютной величиной звёздной величиной М какого-либо небесного объекта, расстояние до которого следует измерить.

Используя уравнение m-M=5log(d)-5 (оно отражает закон об изменении блеска) и зная, что m всегда можно определить при помощи фотометра, а М известна, измеряется расстояние «d». Итак, зная абсолютную звёздную величину, при помощи расчётов определить расстояние не сложно.

Межзвёздное поглощение.

Одна из главных проблем, связанных с методами измерения расстояния – проблема поглощения света. По пути на Землю свет преодолевает огромные расстояния, он проходит через межзвёздную пыль и газ. Соответственно часть света адсорбируется, и когда он доходит до установленных на Земле телескопов, уже имеет непервоначальную силу. Учёные называют это «экстинкцией», ослаблением света. Очень важно вычислить количество экстинкции при использовании ряда методов, например, канделы. При этом должны быть известны точно абсолютные звёздные величины.

Несложно определить экстинкцию для нашей Галактики – достаточно принять во внимание пыль и газ Млечного Пути. Труднее определить экстинкцию света от объекта из другой галактики. К экстинкции по пути следования в нашей Галактике надо прибавит и часть поглощённого света из другой.

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД.

Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая противодействует звезде, удерживает её, и силы, освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот, стремится «вытолкнуть» звезду в дальнее пространство. Во время стадии формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием гравитации. В результате происходит сильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов градусов. Этого достаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водород превращается в гелий.

Затем в течение длительного периода две силы уравновешивают друг друга, звезда находится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра понемногу иссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы противоборствуют. Для звезды наступает критический момент, в действие вступают самые разные факторы – температура, плотность, химический состав. На первое место выступает масса звезды, именно от неё зависит будущее этого небесного тела – или звезда вспыхнет, как сверхновая, или превратится в белого карлика, нейтронную звезду или в чёрную дыру.

Как иссякает водород.

Только очень крупные среди небесных тел становятся звёздами, меньшие становятся планетами. Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы относиться к классу планет, и слишком маленькие и холодные для того, чтобы в из недрах происходили ядерные реакции, характерные для звёзд.

Итак, звезда формируется из облаков, состоящих из межзвёздного газа. Как уже отмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенном состоянии. Затем наступает период нестабильности. Дальнейшая судьба звезды зависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшого размера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной чертой звёзд, имеющих малую массу, является отсутствие конвекции во внутренних слоях, т.е. вещества, входящие в состав звезды, не смешиваются, как это происходит у звёзд, обладающих большой массой.

Это означает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов этого элемента во внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий. Понемногу ядро разогревается, поверхностные слои дестабилизируют собственную структуру, и звезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р, медленно выходит из Главной последовательности. В новой фазе плотность материи внутри звезды повышается, состав ядра «дегенерирует», в результате появляется особая консистенция. Она отличается от нормальной материи.

Видоизменение материи.

Когда материя видоизменяется, давление зависит только от плотности газов, а не от температуры.

На диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем вверх, приближаясь к области красных гигантов. Её размеры значительно увеличиваются, и из-за этого температура внешних слоёв падает. Диаметр красного гиганта может достигать сотни миллионов километров. Когда наше солнце войдёт в эту фазу, оно «проглотит» и Меркурий и Венеру, а если не сможет захватить и Землю, то разогреет её до такой степени, что жизнь на нашей планете перестанет существовать.

За время эволюции звезды температура её ядра повышается. Сначала происходят ядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры начинается плавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение температуры ядра вызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую часть диаграммы Г-Р. это так называемый «helium flash». В это время ядро, содержащее гелий, сгорает вместе с водородом, который входит в состав оболочки, окружающей ядро. На диаграмме Г-Р эта стадия фиксируется продвижением вправо по горизонтальной линии.

Последние фазы эволюции.

При трансформации гелия в углеводород ядро видоизменяется. Его температура повышается до тех пор, пока углерод не начнёт гореть. Происходит новая вспышка. В любом случае во время последних фаз эволюции звезды отмечается значительная потеря её массы. Это может происходить постепенно или резко, во время вспышки, когда внешние слои звезды лопаются, как большой пузырь. В последнем случае образуется планетарная туманность – оболочка сферической формы, распространяющаяся в космическом пространстве со скоростью в несколько десятков или даже сотен км/сек.

Конечная судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего с ней. Если она во время всех превращений и вспышек выбросила много материи и её масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика. Эта носит название «лимит Чандрасекара» в честь пакистанского астрофизика Субрахманьяна Чандрасекара. Это максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не состоятся из-за давления электронов в ядре.

После вспышки внешних слоёв ядро звезды остаётся, и его поверхностная температура очень высока – порядка 100 000 о К. Звезда двигается к левому краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Её светимость уменьшается, так как уменьшаются размеры.

Звезда медленно доходит до зоны белых карликов. Это звёзды небольшого диаметра, но отличающиеся очень высокой плотности, в полтора миллиона раз больше плотности воды.

Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек. Она понемногу остывает. Учёные полагают, что конец белого карлика проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от «термической смерти».

Если же звезда крупная, и её масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Во время вспышки звезда может разрушиться полностью или частично. В первом случае от неё останется облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором – останется небесное тело высочайшей плотности – нейтронная звезда или чёрная дыра.

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ.

Согласно концепции Аристотеля, небесные тела Вселенной являются вечными и постоянными. Но эта теория претерпела значительные изменения с появлением в XVII в. первых биноклей. Наблюдения, проводившиеся в течение последующих веков, продемонстрировали, что в действительности кажущееся постоянство небесных тел объясняется отсутствием техники для наблюдения или её несовершенством. Учёные пришли к выводу, что переменчивость является общей характеристикой всех видов звёзд. В течение эволюции звезда проходит несколько стадий, во время которых её основные характеристики – цвет и светимость – претерпевают глубокие изменения. Они происходят в течение существования звезды, а это десятки или сотни миллионов лет, поэтому человек не может быть очевидцем происходящего. У некоторых классов звёзд происходящие изменения фиксируются в короткие промежутки времени, например в течение нескольких месяцев, дней или части суток. Происходящие изменения звезды, её световые потоки можно многократно измерить в течение последующих ночей.

Измерения.

На самом деле эта проблема не так проста, как кажется на первый взгляд. При проведении измерений необходимо учитывать атмосферные условия, а они меняются, причём иногда значительно в течение одной ночи. В связи с этим данные о световых потоках звёзд существенно разнятся.

Очень важно уметь отличить настоящие изменения светового потока, а они непосредственно связаны с блеском звезды, от кажущихся, они объясняются изменением атмосферных условий.

Для этого рекомендуется провести сравнение световых потоков наблюдаемой звезды с другими звёздами – ориентирами, видимыми в телескоп. Если изменения кажущиеся, т.е. связаны с изменением атмосферных условий, они коснуться всех наблюдаемых звёзд.

Получить верные данные о состоянии звезды на коком-то этапе – это первая ступень. Далее следует составить «кривую блеска» для фиксирования возможных изменений блеска. Она будет показывать изменение звёздной величины.

Переменные или нет.

Звёзды, звёздная величина которых непостоянна, называют переменными. У некоторых из них переменчивость лишь кажущаяся. В основном это звёзды, относящиеся к системе двойных. При этом, когда орбитальная плоскость системы более или менее совпадает с лучом зрения наблюдателя, ему может казаться, что одна из двух звёзд полностью или частично затмевается другой и является менее яркой. В этих случаях изменения периодичны, периоды изменения блеска затменных звёзд повторяются с интервалом, совпадающим с орбитальным периодом двойной системы звёзд. Эти звёзды называются «затменные переменные».

Следующий класс переменных звёзд – «внутренние переменные». Амплитуды колебаний блеска этих звёзд зависят от физических параметров звезды, например от радиуса и температуры. В течение долгих лет астрономы вели наблюдения за изменчивостью переменных звёзд. Только в нашей Галактике зафиксировано 30000 переменных звёзд. Их разделили на две группы. К первой относятся «эруптивные переменные звёзды». Им свойственны однократные или повторяющиеся вспышки. Изменения звёздных величин эпизодичны. К классу «эруптивных переменных», или взрывных, относятся также новые и сверхновые. Ко второй группе – все остальные.

Цефеиды.

Существуют переменные звёзды, блеск которых меняется строго периодически. Изменения происходят через определённые промежутки времени. Если составить кривую блеска, она чётко зафиксирует регулярность изменений, при этом форма кривой отметит максимальные и минимальные характеристики. Разница между максимальным и минимальным колебаниями определяет большое пространство между двумя характеристиками. Звёзды такого типа относятся к «переменным пульсирующим». По кривой блеска можно сделать вывод, что блеск звезды возрастает быстрее, чем убывает.

Переменные звёзды подразделяются на классы. За критерий берётся звезда-прототип, именно она даёт название классу. В качестве примера можно привести Цефеиды. Это название происходит от звезды Цефея. Это наиболее простой критерий. Есть и другой – звёзды подразделяются по спектрам.

Переменные звёзды можно разделить на подгруппы по разным критериям.

ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ.

Звёзды на небесном своде существуют в виде скоплений, ассоциация, а не как единичные тела. Звёздные скопления могут быть усеяны звёздами очень густо или нет.

Между звёздами могут существовать и более тесные связи, речь идёт о двойных системах, как их называют астрономы. В паре звёзд эволюция одной непосредственно влияет и на вторую.

Открытие.

Открытие двойных звёзд, в настоящее время их именно так называют, стало одним из первых открытий, осуществлённых при помощи астрономического бинокля. Первой парой этого типа звёзд стала Мицар из созвездия Большой Медведицы. Открытие сделал итальянский астроном Риччоли. Учитывая огромное количество звёзд во Вселенной, учёные пришли к выводу, что Мицар среди них не единственная двойная система, и оказались правы, вскоре наблюдения подтвердили эту гипотезу. В 1804 году известный астроном Вильям Гершель, посвятивший 24 года научным наблюдениям, опубликовал каталог, содержащий описание примерно 700 двойных звёзд. Вначале учёные не знали точно, связаны ли физически друг с другом компоненты двойной системы.

Некоторые светлые умы полагали, что на двойные звёзды действует звёздная ассоциация в целом, тем более в паре блеск составляющих был неодинаков. В связи с этим создавалось впечатление, что они находятся не рядом. Для выяснения истинного положения тел было необходимо измерить параллактические смещения звёзд. Этим и занялся Гершель. К величайшему удивлению, параллактическое смещение одной звезды по отношению к другой при измерении дало неожиданный результат. Гершель заметил, что вместо симметрического колебания с периодом в 6 месяцев каждая звезда следует по сложному эллипсоидному пути. В соответствии с законами небесной механики два тела, связанных силой притяжения, двигаются по эллиптической орбите. Наблюдения Гершеля подтвердили тезис о том, что двойные звёзды связаны физически, то есть силами тяготения.

Классификация двойных звёзд.

Различают три основных класса двойных звёзд: визуально-двойные, двойные фотометрические и спектрально-двойственные. Эта классификация не отражает в полной мере внутренние различия классов, но даёт представление о звёздной ассоциации.

Двойственность визуально-двойных звёзд хорошо видна в телескоп по мере их движения. В настоящее время идентифицировано около 70000 визуально-двойных, но только у 1% из них была точно определена орбита.

Такая цифра (1%) не должна удивлять. Дело в том, что орбитальные периоды могут составлять несколько десятков лет, если не целые века. А выстроить путь по орбите – очень кропотливый труд, требующий проведения многочисленных расчётов и наблюдений из разных обсерваторий. Очень часто учёные располагают лишь фрагментами движения по орбите, остальной путь они восстанавливают дедуктивным методом, используя имеющиеся данные. Следует иметь в виду, что орбитальная плоскость системы может быть наклонена к лучу зрения. В таком случае воссозданная орбита (видимая) будет значительно отличаться от истинной.

Если определена истинная орбита, известны период обращения и угловое расстояние между двумя звёздами, можно, применив третий закон Кеплера, определив сумму масс компонентов системы. Расстояние двойной звезды до нас при этом тоже должно быть известно.

Двойные фотометрические звёзды.

О двойственности этой системы звёзд можно судить лишь по периодическим колебаниям блеска. При движении такие звёзды переменно загораживают друг друга. Их также называют «затменно-двойные звёзды». У этих звёзд плоскости орбит близки к направлению луча зрения. Чем большую площадь занимает затмение, тем более выражен блеск. Если проанализировать кривую блеска двойных фотометрических звёзд, можно определить наклон орбитальной плоскости.

С помощью кривой блеска можно определить и орбитальный период системы. Если зафиксированы, например, два затмения, кривая блеска будет иметь два снижения (минимума). Период времени, за который фиксируются три последовательных снижения по кривой блеска, соответствует орбитальному периоду.

Периоды двойных фотометрических звёзд значительно короче по сравнению с периодами визуально-двойных звёзд и составляют срок несколько часов или несколько дней.

Спектрально-двойственные звёзды.

С помощью спектроскопии можно подметить расщепление спектральных линий вследствие эффекта Доплера. Если один из компонентов представляет собой слабую звезду, то наблюдается только периодическое колебание положений одиночных линий. Этот способ используют в случае, когда компоненты двойной звезды очень близки между собой и их сложно идентифицировать при помощи телескопа как визуально-двойные звёзды. Двойные звёзды, определяемые с помощью спектроскопа и эффекта Доплера, называются спектрально-двойственные. Не все двойные звёзды являются спектральными. Два компонента двойных звёзд могут отдаляться и приближаться в радиальном направлении.

Наблюдения свидетельствуют о том, что двойные звёзды встречаются в основном в нашей Галактике. Сложно определить процентное соотношение двойных и одинарных звёзд. Если действовать методом вычитания и из всего звёздного населения вычесть число идентифицированных двойных звёзд, можно сделать вывод, что они составляют меньшинство. Этот вывод может быть ошибочным. В астрономии есть понятие «эффект отбора». Для определения двойственности звёзд надо идентифицировать их основные характеристики. Для этого необходимо хорошее оборудование. Иногда бывает сложно определить двойные звёзды. Например, визуально-двойные звёзды не всегда можно увидеть на большом удалении от наблюдателя. Иногда угловое расстояние между компонентами не фиксируется телескопом. Для того чтобы зафиксировать фотометрические и спектрально-двойственные звёзды, их блеск должен быть достаточно сильным для сбора модуляций светового потока и тщательного измерения длины волн в спектральных линиях.

Число звёзд, подходящих по всем параметрам для исследований, не так велико. По данным теоретических разработок, можно предположить, что двойные звёзды составляют от 30% до 70% звёздного населения.

НОВЫЕ ЗВЁДЫ.

Переменные взрывные звёзды состоят из белого карлика и звезды Главной последовательности, как Солнце, или постпоследовательности, как красный гигант. Обе звезды следуют по узкой орбите с периодичностью в несколько часов. Они находятся на близком расстоянии друг от друга, в связи с чем они тесно взаимодействуют и вызывают эффектные явления.

С середины XIX века учёные фиксируют на оптической полосе переменных взрывных звёзд преобладание фиолетового цвета в определённое время, это явление совпадает с наличием пиков на кривой блеска. По этому принципу звёзды разделили на несколько групп.

Классические новые звёзды.

Классические новые звёзды отличаются от переменных взрывных тем, что их оптические вспышки не имеют повторяющегося характера. Амплитуда кривой их блеска выражена чётче, и подъём к максимальной точке происходит значительно быстрее. Обычно они достигают максимального блеска за несколько часов, за этот период времени новая звезда приобретает звёздную величину равную примерно 12, то есть световой поток увеличивается на 60000 единиц.

Чем медленнее происходит процесс подъёма к максимуму, тем менее заметно и изменение блеска. Новая звезда недолго остаётся в положении «максимум», обычно этот период занимает время от нескольких дней до нескольких месяцев. Затем блеск начинает уменьшаться, сначала быстро, затем медленнее до обычного уровня. Длительность этой фазы зависит от разных обстоятельств, но её продолжительность составляет не менее нескольких лет.

У новых классических звёзд все эти явления сопровождаются неконтролируемыми термоядерными реакциями, происходящими в поверхностных слоях белого карлика, именно там находится «позаимствованный» водород от второго компонента звезды. Новые звёзды всегда двойные, один из компонентов обязательно – белый карлик. Когда масса компонента звезды перетекает к белому карлику, слой водорода начинает сжиматься и разогревается, соответственно температура повышается, гелий разогревается. Всё это происходит быстро, резко, в результате имеет место вспышка. Излучающая поверхность увеличивается, блеск звезды становится ярким, на кривой блеска фиксируется всплеск.

Во время активной фазы вспышки новая звезда достигает максимального блеска. Максимальная абсолютная звёздная величина составляет порядка от -6 до -9. у новых звёзд эта цифра достигается медленнее, у переменных взрывных звёзд – быстрее.

Новые звёзды существуют и в других галактиках. Но то, что мы наблюдаем, это лишь их видимая звёздная величина, абсолютную определить нельзя, так как неизвестно их точное расстояние до Земли. Хотя в принципе можно узнать абсолютную звёздную величину новой, если она находится в максимальной близости от другой новой звезды, расстояние до которой известно. Максимальная абсолютная величина высчитывается по уравнению:

M=-10.9+2.3log (t).

t – это время, за которое кривая блеска новой звезды падает до 3 звёздных величин.

Карликовые новые звёзды и повторяющиеся новые.

Ближайшими родственниками новых звёзд являются карликовые новые звёзды, их прототип «U Близнецов». Их оптические вспышки практически аналогичны вспышкам новых звёзд, но имеются различия в кривых блесках: их амплитуды меньше. Отмечаются различия и в повторяемости вспышек – у новых карликовых звёзд они случаются более или менее регулярно. В среднем раз в 120 дней, но иногда и через несколько лет. Оптические вспышки новых длятся от нескольких часов до нескольких дней, после чего за несколько недель блеск уменьшается и, наконец, достигает обычного уровня.

Существующую разницу можно объяснить различными физическими механизмами, провоцирующими оптическую вспышку. В «U Близнецов» вспышки происходят из-за внезапного изменения процентного соотношения материи на белом карлике – её увеличения. В результате имеет место огромный выброс энергии. Наблюдения за карликовыми новыми звёздами в фазе затмения, то есть когда белый карлик и диск, окружающий его, закрываются звездой – компонентом системы, точно свидетельствуют о том, что именно белый карлик, вернее, его диск является источником света.

Повторяющиеся новые звёзды представляют собой нечто среднее между классическими новыми и карликовыми новыми звёздами. Как следует из названия, их оптические вспышки повторяются регулярно, что роднит их с новыми карликовыми звёздами, но происходит это через несколько десятков лет. Усиление блеска во время вспышки более выражено и составляет около 8 звёздных величин, эта черта приближает их к классическим новым звёздам.

РАССЕЯНЫЕ ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ.

Рассеянные звёздные скопления найти несложно. Их называют галактическими скоплениями. Речь идёт об образованиях, включающих от нескольких десятков до нескольких тысяч звёзд, большая часть которых видна невооружённым глазом. Звёздные скопления предстают перед наблюдателем как участок неба, густо усеянный звёздами. Как правило, такие области концентрации звёзд хорошо заметны на небе, но бывает, причём довольно редко, что скопление практически неразличимо. Для того чтобы определить, является какой-либо участок неба звёздным скоплением или речь идёт о звёздах, просто близко расположенных друг к другу, следует изучить их движение и определить расстояние до Земли. Звёзды, составляющие скопления, движутся в одном направлении. Кроме того, если звезды, находящиеся не далеко друг от друга, расположены на одинаковом расстоянии от Солнечной системы, они, конечно, связаны между собой силами притяжения и составляют рассеянное скопление.

Классификация звёздных скоплений.

Протяжённость этих звёздных систем варьируется от 6 до 30 световых лет, средняя протяжённость составляет примерно двенадцать световых лет. Внутри звёздных скоплений звёзды сконцентрированы хаотично, бессистемно. Скопление не имеет чётко выраженной формы. При классификации звёздных скоплений следует принимать во внимание угловые измерения, приблизительное общее количество звёзд, степень их концентрации в скоплении и разницу в блеске.

В 1930 году американский астроном Роберт Трамплер предложил классифицировать скопления по следующим параметрам. Все скопления подразделялись на четыре класса по принципу концентрации звёзд и обозначались римскими цифрами от I до IV. Каждый из четырёх классов делится на три подкласса по однородности блеска звёзд. К первому подклассу относятся скопления, в которых звёзды имеют примерно одну степень светимости, к третьему – с существенной разницей в этом плане. Затем американский астроном ввёл ещё три категории классификации звёздных скоплений по числу звёзд, входящих в скопление. К первой категории «p» относятся системы, в которых менее 50 звёзд. Ко второй «m» - скопление, имеющие от 50 до 100 звёзд. К третьей – имеющие более 100 звёзд. Например, в соответствии с этой классификацией, звёздное скопление, обозначенное в каталоге как «I 3p», представляет собой систему, состоящую менее чем из 50 звёзд, густо сконцентрированных в небе и обладающих разной степенью блеска.

Однородность звёзд.

Все звёзды, относящиеся к какому-либо рассеянному звёздному скоплению, имеют характерную черту – однородность. Это значит, что они образовались из одного и того же газового облака и сначала существования имеют одинаковый химический состав. Кроме того, есть предположение, что все они появились в одно время, то есть имеют одинаковый возраст. Существующие между ними различия можно объяснить разным ходом развития, а это определяется массой звезды с момента её образования. Учёным известно, что крупные звёзды имеют меньший срок существования по сравнения с малыми звёздами. Крупные эволюционируют значительно быстрее. В основном рассеянные звёздные скопления представляют собой небесные системы, состоящие из относительно молодых звёзд. Этот вид звёздных скоплений дислоцируется в основном в спиральных ветвях Млечного Пути. Именно эти участки являлись в недавнем прошлом активными зонами звёздообразования. Исключения составляют скопления NGC 2244, NGC 2264 и NGC6530, их возраст равен нескольким десяткам миллионов лет. Это небольшой срок для звёзд.

Возраст и химический состав.

Звёзды рассеянных звёздных скоплений связаны между собой силой притяжения. Но из-за того, что эта связь недостаточно крепкая, рассеянные скопления могут распадаться. Это происходит за длительное время. Процесс расформирования связан с влиянием гравитации одиночных звёзд, расположенных недалеко от скопления.

Старых звёзд в составе рассеянных звёздных скоплений практически нет. Хотя имеются исключения. В первую очередь это относится к крупным скоплениям, в которых связь между звёздами значительно сильнее. Соответственно, и возраст таких систем больше. Среди них можно отметить NGC 6791. В состав этого звёздного скопления входят примерно 10000 звёзд, его возраст составляет около 10 миллиардов лет. Орбиты крупных звёздных скоплений уносят их на длительный период времени далеко от плоскости галактики. Соответственно, у них меньше возможностей встретиться с большими молекулярными облаками, что могло бы повлечь за собой расформирование звёздного скопления.

Звёзды рассеянных звёздных скоплений сходны по химическому составу с Солнцем и другими звёздами галактического диска. Разница в химическом составе зависит от расстояния от центра Галактики. Чем дальше от центра расположено звёздное скопление, тем меньше элементов из группы металлов оно содержит. Химический состав также зависит от возраста звёздного скопления. Это относится и к одиночным звёздам.

ШАРОВЫЕ ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ.

Шаровые звёздные скопления, насчитывающие сотни тысяч звёзд, имеют очень необычный вид: у них сферическая форма, и звёзды концентрируются в них настолько плотно, что даже с помощью мощнейших телескопов невозможно различить одиночные объекты. Отмечается сильная концентрация звёзд к центру.

Исследования шаровых скоплений имеет важное значение в астрофизике в плане изучения эволюции звёзд, процесса формирования галактик, изучения структуры нашей Галактики и определения возраста Вселенной.

Форма Млечного Пути.

Учёные установили, что шаровые скопления образовались на начальном этапе формирования нашей Галактики – протогалактический газ имел сферическую форму. Во время гравитационного взаимодействия до завершения сжатия, что привело к образованию диска, за его пределами оказались сгустки материи, газа и пыли. Именно из них образовались шаровые звёздные скопления. Причём они сформировались до появления диска и остались там же, где и образовались. Они имеют сферическую структуру, гало, вокруг которого позже расположилась плоскость галактики. Вот почему шаровые скопления дислоцируются симметрично в Млечном Пути.

Изучение проблемы расположения шаровых скоплений, а также проведённые измерения расстояния от них до Солнца, позволили определить их протяжённость нашей Галактики до центра – оно составляет 30000 световых лет.

Шаровые звёздные скопления по времени происхождения очень старые. Их возраст составляет 10-20 миллиардов лет. Они представляют собой важнейший элемент Вселенной, и, несомненно, знания об этих образованиях окажут немалую помощь в объяснении явлений Вселенной. По мнению учёных, возраст этих звёздных скоплений идентичен возрасту нашей Галактики, а так как все галактики сформировались примерно в одно время, значит, можно определить и возраст Вселенной. Для этого к возрасту шаровых звёздных скоплений следует прибавить время от появления Вселенной до начала образования галактик. По сравнению с возрастом шаровых звёздных скоплений это совсем небольшой отрезок времени.

Внутри ядер шаровых скоплений.

Для центральных областей этого вида скоплений характерна высокая степень концентрации звёзд, примерно в тысячи раз больше, чем в ближайших к Солнцу зонах. Только за последнее десятилетие стало возможным рассмотреть ядра шаровых звёздных скоплений, вернее, те небесные объекты, которые находятся в самом центре. Это имеет большое значение в области изучения динамики входящих в ядро звёзд, в плане получения информации о системах небесных тел, связанных силами притяжения, - звёздные скопления относятся именно к этой категории, - а также в плане изучения взаимодействия между звёздами скоплений посредством наблюдений или обработки данных на компьютере.

Из-за высокой степени концентрации звёзд происходят самые настоящие столкновения, формируются новые объекты, например звёзды, имеющие свои особенности. Могут появляться и двойные системы, это случается, когда столкновение двух звёзд не приводит к их разрушению, а происходит взаимозахват из-за гравитации.

Семейства шаровых звёздных скоплений.

Шаровые звёздные скопления нашей Галактики представляют собой неоднородные образования. Различают четыре динамичных семейства по принципу удаления от центра Галактики и по химическому составу. Некоторые шаровые скопления имеют больше химических элементов группы металлов, другие – меньше. Степень наличия металлов зависит от химического состава межзвёздной среды, из которой небесные объекты образовались. Шаровые скопления с меньшим количеством металлов – более старые, они располагаются в гало Галактики. Больший состав металла характерен для более молодых звёзд, они сформировались из среды, уже обогащённой металлами вследствие вспышек сверхновых звёзд, - к этому семейству относятся «дисковые скопления», находящиеся на галактическом диске.

В гало находятся «звёздные скопления внутренней части гало» и «звёздные скопления внешней части гало». Имеются и «звёздные скопления периферической части гало», расстояние от которых до центра Галактики наибольшее.

Влияние окружающей среды.

Звёздные скопления изучаются и подразделяются на семейства не ради классификации как самоцели. Классификация играет большую роль и при исследовании влияния окружающей звёздные скопления среды на его эволюцию. В данном случае речь идёт о нашей Галактике.

Несомненно, на звёздное скопление оказывает огромное влияние гравитационное поле диска Галактики. Шаровые звёздные скопления двигаются вокруг галактического центра по эллиптическим орбитам и периодически пересекают диск Галактики. Это происходит раз примерно в 100 миллионов лет.

Гравитационное поле и приливные выступы, исходящие от галактической плоскости, настолько интенсивно действуют на звёздное скопление, что оно постепенно начинает распадаться. Учёные полагают, что некоторые старые звёзды, в настоящее время дислоцирующиеся в Галактике, некогда входили в состав шаровых звёздных скоплений. Сейчас они уже разрушились. Считается, что за миллиард лет распадаются примерно 5 звёздных скоплений. Это пример влияния галактической окружающей среды на динамичную эволюцию шарового звёздного скопления.

Под действием гравитационного влияния галактического диска на звёздное скопление происходит и изменение протяжённости скопления. Речь идёт о звёздах, расположенных далеко от центра скопления, на них в большей степени воздействует сила притяжения галактического диска, а не самого звёздного скопления. Происходит «испарение» звёзд, размеры скопления уменьшаются.

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ.

Звёзды тоже рождаются, растут и умирают. Их конец может быть медленным и постепенным или резким и катастрофическим. Это характерно для звёзд очень крупных размеров, которые заканчивают существование вспышкой, это сверхновые звёзды.

Открытие сверхновых звёзд.

В течение веков сущность сверхновых звёзд была неизвестна учёным, но наблюдения за ними велись с незапамятных времён. Многие сверхновые звёзды настолько ярки, что их можно рассмотреть невооружённым глазом, причём иногда даже днём. Первые упоминания об этих звёздах появились в античных хрониках в 185 г. н.э. Впоследствии их наблюдали регулярно и скрупулёзно фиксировали все данные. Например, придворные астрономы императоров Древнего Китая зарегистрировали многие из открытых сверхновых звёзд через много лет.

Среди них следует отметить сверхновую звёзду, вспыхнувшую в 1054 г. н.э. в созвездии Тельца. Остаток этой сверхновой звезды носит название «Крабовидная туманность», из-за характерной формы. Систематические наблюдения за сверхновыми звёздами западные астрономы начали вести поздно. Только к концу XVI в. появились упоминания о них в научных документах. Первые наблюдения за сверхновыми звёздами силами европейских астрономов относятся к 1575 г. и 1604 г. В 1885 г. была открыта первая сверхновая звезда в галактике Андромеды. Сделала это баронесса Берта де Подманицкая.

С 20-х годов XX в. благодаря изобретению фотопластин открытия сверхновых следуют одно за другим. В настоящее время их открыто до тысячи. Поиск сверхновых требует большого терпения и постоянного наблюдения за небом. Звезда должна быть не просто очень яркой, её поведение должно быть необычным и непредсказуемым. «Охотников» за сверхновыми не так много, чуть более десяти астрономов могут похвалиться тем, что за свою жизнь открыли более 20 сверхновых. Пальма первенства в такой интересной классификации принадлежит Фреду Цвики – с 1936 г. он идентифицировал 123 звезды.

Что такое сверхновые звёзды?

Сверхновые звёзды – внезапно вспыхивающие звёзды. Эта вспышка – катастрофическое событие, конец эволюции звёзд крупных размеров. Во время вспышек мощность излучения достигает 1051 эрг, что сопоставимо с энергией, испускаемой звездой на протяжении всей своей жизни. Механизмы, вызывающие вспышки у двойных и одиночных звёзд, различны.

В первом случае вспышка происходит при условии, что вторая звезда в двойной системе – белый карлик. Белые карлики – относительно небольшие звёзды, их масса соответствует массе Солнца, в конце «жизненного пути» они имеют размеры планеты. Белый карлик взаимодействует со своей парой в гравитационном плане, он «ворует» вещество из её поверхностных слоёв. «Позаимствованное» вещество разогревается, начинаются ядерные реакции, происходит вспышка.

Во втором случае вспыхивает сама звезда, это происходит, когда в её недрах больше нет условий для термоядерных реакций. На этой стадии преобладает гравитация, и звезда начинает сжиматься быстрыми темпами. Из-за резкого разогревания в результате сжатия в ядре звезды начинают происходить неуправляемые ядерные реакции, энергия высвобождается в виде вспышки, вызывая разрушение звезды.

После вспышки остаётся облако газа, оно распространяется в пространстве. Это «остатки сверхновой» - то, что остаётся от поверхностных слоёв взорвавшейся звезды. Морфология остатков сверхновой различна и зависит от условий, в которых произошла вспышка звезды-«прародительницы», и от её характерных внутренних черт. Распространение облака происходит неодинаково по разным направлениям, что связано с взаимодействием с межзвёздным газом, он может значительно изменить форму облака за тысячи лет.

Характеристика сверхновых.

Сверхновые представляют собой вариацию эруптивных переменных звёзд. Как все переменные, сверхновые звёзды характеризуются кривой блеска и легко узнаваемыми признаками. Прежде всего, для сверхновой характерно быстрое увеличение блеска, оно длится несколько дней, пока не достигнет максимума, - этот период составляет примерно десять дней. Затем блеск начинает уменьшаться – сначала бессистемно, затем последовательно. Изучая кривую блеска, можно проследить динамику вспышки и изучить её эволюцию. Часть кривой блеска от начала подъёма до максимума соответствует вспышке звезды, последующий спуск означает распространение и охлаждение газовой оболочки.

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ.

В «звёздном зоопарке» существует великое множество звёзд, разных по размерам, цвету и блеску. Среди них особенно впечатляют «мёртвые» звёзды, их внутренняя структура значительно отличается от структуры обычных звёзд. К категории мёртвых звёзд относятся звёзды крупных размеров, белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры. Из-за высокой плотности этих звёзд их относят к категории «кризисных».

Открытие.

Вначале сущность белых карликов представляла собой полную загадку, было известно только то, что они по сравнению с обычными звёздами имеют высокую плотность.

Первым открытым и изучаемым белым карликом был Сириус B, пара Сириуса – очень яркой звезды. Применив третий закон Кеплера, астрономы вычислили массу Сириуса B: 0,75-0,95 солнечной массы. С другой стороны, его блеск был значительно ниже солнечного. Блеск звезды связан с квадратом радиуса. Проанализировав цифры, астрономы пришли к выводу, что размеры Сириуса небольшие. В 1914 году составили звёздный спектр Сириуса B, определили температуру. Зная температуру и блеск, вычислили радиус – 18800 километров.

Первые исследования.

Полученный результат ознаменовал открытие нового класса звёзд. В 1925 году Адамс измерил длину волны некоторых линий излучения в спектре Сириуса B и определил, что она больше, чем предполагалось. Красное смещение вписывается в рамки теории относительности, за несколько лет до происходящих событий открытой Эйнштейном. Применяя теорию относительности, Адамс смог вычислить радиус звезды. После открытия ещё двух похожих на Сириус B звёзд Артур Эддингтон сделал вывод, что во Вселенной таких звёзд много.

Итак, существование карликов было установлено, но их природа по-прежнему оставалась тайной. В частности, учёные никак не могли понять, каким образом масса, похожая на солнечную, может умещаться в таком маленьком по объёму теле. Эддингтон приходит к выводу, что «при такой высокой плотности газ теряет свои свойства. Вероятнее всего, белые карлики состоят из вырожденного газа».

Сущность белых карликов.

В августе 1926 года Энрико Ферми и Поль Дирак разработали теорию, описывающую состояние газа в условиях очень высокой плотности. Используя её, Фаулер в этом же году нашёл объяснение устойчивой структуры белых карликов. По его мнению, из-за большой плотности, газ в недрах белого карлика находится в вырожденном состоянии, причём давление газа практически не зависит от температуры. Устойчивость белого карлика поддерживается тем, что силе тяготения противостоит давление газа в недрах карлика. Изучение белых карликов продолжил индийский физик Чандрасекар.

В одной из своих работ, опубликованной в 1931 году, он делает важное открытие – масса белых карликов не может превышать определённый лимит, это связанно с их химическим составом. Этот лимит составляет 1,4 массы Солнца и носит название «лимит Чандрасекара» в честь учёного.

Почти тонна в см3 !

Как и следует из названия, белые карлики являются звёздами малых размеров. Даже если их масса равна массе Солнца, всё равно по размерам они похожи на планету типа Земля. Их радиус равен примерно 6000 км – 1/100 от радиуса Солнца. Учитывая массу белых карликов и их размеры, можно сделать только один вывод – их плотность очень высока. Кубический сантиметр материи белого карлика весит почти тонну по земным меркам.

Столь высокая плотность приводит к тому, что гравитационное поле звезды очень сильное – примерно в 100 раз превышает солнечное, причём при одинаковой массе.

Основные характеристики.

Хотя в ядре белых карликов больше не происходят ядерные реакции, его температура очень высока. Тепло устремляется к поверхности звезды, а затем распространяется в космическом пространстве. Сами звёзды медленно остывают до тех пор, пока не становятся невидимыми. Поверхностная температура «молодых» белых карликов составляет порядка 20000-30000 градусов. Белые карлики бывают не только белого цвета, есть и жёлтые. Несмотря на высокую температуру поверхности, из-за небольших размеров светимость низкая, абсолютная звёздная величина может составлять 12-16. Белые карлики остывают очень медленно, поэтому мы видим их в таких больших количествах. Учёные имеют возможность изучать их основные характеристики. Белые карлики включены в диаграмму Г-Р, они занимают немного места под Главной последовательностью.

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ И ПУЛЬСАРЫ.

Название «пульсар» происходит от английского сочетания «pulsating star» - «пульсирующая звезда». Характерной особенностью пульсаров в отличие от других звёзд является не постоянное излучение, а регулярное импульсное радиоизлучение. Импульсы очень быстрые, продолжительность одного импульса длится от тысячных долей секунды до, максимально, нескольких секунд. Форма импульса и периоды у разных пульсаров неодинаковы. Из-за строгой периодичности радиоизлучения пульсары можно рассматривать как космические хронометры. Со временем периоды уменьшаются до 10-14 s/s. Каждую секунду период меняется на 10-14 секунды, то есть уменьшение происходит около 3 миллионов лет.

Регулярные сигналы.

История открытия пульсаров довольно интересна. Первый пульсар PSR 1919+21 был зафиксирован в 1967 году Беллом и Энтони Хьюшем из Кембриджского университета. Белл, молодой физик, проводил исследования в области радиоастрономии для подтверждения выдвинутых им тезисов. Вдруг он обнаружил радиосигнал умеренной интенсивности в области, близкой к галактической плоскости. Странность заключалась в том, что сигнал был прерывающимся – он исчезал и возникал вновь через регулярные интервалы в 1,377 сек. Говорят, что Белл бегом отправился к своему профессору, чтобы известить его об открытии, но последний не придал этому должного внимания, полагая, что речь идёт о радиосигнале с Земли.

Тем не менее сигнал продолжал проявляться независимо от земной радиоактивности. Это свидетельствовало о том, что источник его появления до сих пор не был установлен. Как только были опубликованы данные о состоявшемся открытии, возникли многочисленные предположения о том, что сигналы идут от призрачной внеземной цивилизации. Но учёные смогли понять сущность пульсаров без помощи инопланетных миров.

Сущность пульсаров.

После первого было открыто ещё много пульсаров. Астрономы пришли к выводу, что эти небесные тела относятся к источникам импульсного излучения. Наиболее многочисленными объектами Вселенной являются звёзды, поэтому учёные решили, что эти небесные тела, скорее всего, относятся к классу звёзд.

Быстрое движение звезды вокруг своей оси является, скорее всего, причиной пульсаций. Учёные измерили периоды и попытались определить сущность этих небесных тел. Если тело вращается со скоростью, превышающей некую максимальную скорость, оно распадается под воздействием центробежных сил. Значит, должна существовать минимальная величина периода вращения.

Из проведённых расчётов следовало, что для вращения звезды с периодом, измеряемым тысячными долями секунды, её плотность должна составлять порядка 1014 г/см3, как у ядер атомов. Для наглядности можно привести такой пример – представьте массу, равную Эвересту, в объёме кусочка сахара.

Нейтронные звёзды.

С тридцатых годов учёные предполагали, что в небе существует нечто подобное. Нейтронные звёзды – очень маленькие, сверхплотные небесные тела. Их масса примерно равна 1,5 массы Солнца, сконцентрированной в радиусе примерно в 10 км.

Нейтронные звёзды состоят в основном из нейтронов – частиц, лишённых электрического заряда, которые вместе с протонами составляют ядро атома. Из-за высокой температуры в недрах звезды вещество ионизировано, электроны существуют отдельно от ядер. При столь высокой плотности все ядра распадаются на составляющие их нейтроны и протоны. Нейтронные звёзды представляют собой конечный результат эволюции звезды крупной массы. После исчерпания источников термоядерной энергии в её недрах, она резко взрывается, как сверхновая. Внешние слои звезды сбрасываются в пространство, в ядре происходит гравитационный коллапс, образуется горячая нейтронная звезда. Процесс коллапса занимает доли секунды. В результате коллапса она начинает вращаться очень быстро, с периодами в тысячные доли секунды, что характерно для пульсара.

Излучение пульсаций.

В нейтронной звезде нет источников термоядерных реакций, т.е. они неактивны. Излучение пульсаций происходит не из недр звезды, а извне, из зон, окружающих поверхность звезды.

Магнитное поле нейтронных звёзд очень сильное, в миллионы раз превышающее магнитное поле Солнца, оно пресекает пространство, создавая магнитосферу.

Нейтронная звезда испускает в магнитосферу потоки электронов и позитронов, они вращаются со скоростью, близкой к скорости света. Магнитное поле оказывает влияние на движение этих элементарных частиц, они движутся вдоль силовых линий, следуя спиралевидной траектории. Таким образом, происходит выделение ими кинетической энергии в форме электромагнитного излучения.

Период вращения увеличивается из-за уменьшения вращательной энергии. У старых пульсаров период пульсаций более длительный. Кстати, не всегда период пульсаций является строго периодичным. Иногда он резко замедляется, это связано с феноменами, носящими название «glitches», - это результат «микрозвездотрясений».

ЧЁРНЫЕ ДЫРЫ.

Изображение небесного свода поражает разнообразием форм и цветов небесных тел. Чего только нет во Вселенной: звёзды любых цветов и размеров, спиральные галактики, туманности необычных форм и цветовых гамм. Но в этом «космическом зоопарке» есть «экземпляры», возбуждающие особый интерес. Это ещё более загадочные небесные тела, так как за ними трудно наблюдать. Кроме того, их природа до конца не выяснена. Среди них особое место принадлежит «чёрным дырам».

Скорость движения.

В обыденной речи выражение «чёрная дыра» означает нечто бездонное, куда вещь проваливается, и никто никогда не узнает, что произошло с ней в дальнейшем. Что же представляют собой чёрные дыры в действительности? Чтобы понять это, вернёмся в историю на два века назад. В XVIII век французский математик Пьер Симон де Лаплас ввёл впервые этот термин при изучении теории гравитации. Как известно, любое тело, имеющее определённую массу – Земля, например, - имеет и гравитационное поле, оно притягивает к себе окружающие тела.

Вот почему подброшенный вверх предмет падает на Землю. Если этот же предмет с силой бросить вперёд, он преодолеет на какое-то время притяжение Земли и пролетит какое-то расстояние. Минимальная необходимая скорость называется «скорость движения», у Земли она составляет 11 км/с. Скорость движения зависит от плотности небесного тела, которая создаёт гравитационное поле. Чем больше плотность, тем больше должна быть скорость. Соответственно, можно выдвинуть предположение, как это сделал два столетия назад Лаплас, что во Вселенной существуют тела с такой высокой плотностью, что скорость их движения превышает скорость света, то есть 300000 км/с.

В этом случае даже свет мог бы поддаться силе притяжения подобного тела. Подобное тело не могло бы излучать свет, и в связи с этим оно оставалось бы невидимым. Мы можем представить его как огромную дыру, на рисунке – чёрного цвета. Несомненно, теория, сформулированная Лапласом, несёт не себе отпечаток времени и представляется слишком упрощённой. Впрочем, во времена Лапласа ещё не была сформулирована квантовая теория, и с концептуальной точки зрения рассмотрение света как материального тела казалось нонсенсом. В самом начале XX века с появлением и развитием квантовой механики стало известно, что свет в некоторых условиях выступает и как материальное излучение.

Это положение получило развитие в теории относительности Альберта Эйнштейна, опубликованной в 1915 году, и в работах немецкого физика Карла Шварцшильда в 1916 году, он подвёл математическую базу под теорию о чёрных дырах. Свет тоже может быть подвержен действию силы притяжения. Два столетия назад Лаплас затронул очень важную проблему в плане развития физики как науки.

Как появляются чёрные дыры?

Явления, о которых мы говорим, получили название «чёрные дыры» в 1967 году благодаря американскому астрофизику Джону Уиллеру. Они являются конечным результатом эволюции крупных звёзд, масса которых выше пяти солнечных масс. Когда все резервы ядерного горючего исчерпаны и реакции больше не происходят, наступает смерть звезды. Далее её судьба зависит от её массы.

Если масса звезды меньше массы солнца, она продолжает сжиматься, пока не погаснет. Если масса значительна, звезды взрывается, тогда речь идёт о сверхновой звезде. Звезда оставляет после себя следы, - когда в ядре происходит гравитационный коллапс, вся масса собирается в шар компактных размеров с очень высокой плотность – в 10000 раз больше, чем у ядра атома.

Относительные эффекты.

Для учёных чёрные дыры являются великолепной естественной лабораторией, позволяющей проводить опыты по различным гипотезам в плане теоретической физики. Согласно теории относительности Эйнштейна, на законы физики оказывает воздействие локального поля притяжения. В принципе, время течёт по-разному рядом с гравитационными полями разной интенсивности.

Кроме того, чёрная дыра воздействует не только на время, но и на окружающее пространство, влияя на его структуру. Согласно теории относительности, присутствие сильного гравитационного поля, возникшего от такого мощного небесного тела, как чёрная дыра, искажает структуру окружающего пространства, и его геометрические данные изменяются. Это значит, что около чёрной дыры короткое расстояние, соединяющее две точки, будет не прямой линией, а кривой.

На протяжении веков люди наблюдали за звездными узорами в ночном небе- созвездиями .

При изучении звездного неба астрономы древнего мира делили небо на области. Каждая область была разделена на группы звезд, называемые созвездиями.

Созвездия - это участки, на которые разделена небесная сфера для удобства ориентирования на звездном небе. В переводе с латыни «созвездие» означает «группа звезд». Они служат отличными ориентирами, помогающими находить звезды. Одно созвездие может содержать от 10 до 150 звезд.

Всего известно 88 созвездий. 47 являются древними, известными уже несколько тысячелетий. Многие из них носят имена героев древнегреческих мифов, например Геркулес, Гидра, Кассиопея и охватывают область неба, доступную наблюдениям с юга Европы. 12 созвездий традиционно называют зодиакальными. Это, всем известные:Стрелец, Козерог,Водолей,Рыбы,Овен,Телец,Близнецы,Рак,Лев,Дева,Ве-сы и Скорпион. Остальные современные созвездия были введены в 17-18 веках в результате изучения южного неба.

Определить свое местонахождение можно было, найдя в небе определенное созвездие на том или ином месте неба. Выделение в массе звезд определенных картин помогало при изучении звездного неба. Астрономы древнего мира делили небо на области. Каждая область была разделена на группы звезд, называемые созвездиями.

Созвездия- это воображаемые фигуры, которые звезды образуют на небосводе. Ночное небо- это полотно, усеянное картинами из точек. Люди находили на небе картины, начиная с древнейших времен.

Созвездиям давали имена, о них складывали легенды и мифы. Разные народы делили звезды на созвездия различными способами.

Некоторые истории, связанные с образованием созвездий, были чрезвычайно причудливы. Вот, например,какую картину видели древние египтяне в созвездии, окружающем Ковш Большой Медведицы. Они видели быка, рядом с ним лежал человек, человека тащил по земле гиппопотам, который шел на двух ногах и нес на спине крокодила.

Люди видели в небе то, что хотели видеть. Охотничьи племена видели выполненные звездами изображения диких животных на которых они охотились. Европейские мореплаватели находили созвездия, напоминающие по форме компас. Действительно, ученые считают, что главной областью использования созвездий было научиться ориентироваться в море во время плавания.

Есть легенда, в которой рассказывается, что жена египетского фараона Береника (Вероника) предложила свои роскошные волосы в дар богине Венере. Но волосы были похищены из чертогов Венеры и попали на небо в качестве созвездия. Летом созвездие Волосы Вероники можно увидеть в Северном полушарии ниже ручки Ковша Большой Медведицы.

Многие истории о созвездиях берут свое начало в греческих мифах. Вот один из них. Богиня Юнона приревновала к своему мужу Юпитеру служанку Каллисто. Чтобы защитить Каллисто, Юпитер превратил ее в медведицу. Но это создало новую проблему. Однажды сын Каллисто вышел на охоту и увидел свою мать. Думая, что это обыкновенная медведица, он поднял лук и прицелился, Юпитер вмешался и чтобы предотвратить убийство, превратил юношу в маленького медвежонка. Вот так, согласно мифу, на небе появились большая медведица и маленький медвежонок. Теперь эти созвездия называются Большая Медведица и Малая Медведица.

Положение звезд по отношению друг к другу постоянно, но все они вращаются вокруг определенной точки. В северном полушарии эта точка соответствует Полярной звезде . Если навести на эту звезду фотоаппарат на неподвижном штативе и выждать час, можно убедиться в том, что каждая из сфотографированных звезд описала часть окружности.

Когда смотришь на небо из северного полушария, Полярная звезда находится в центре, а Малая Медведица-над ней. Большая Медведица расположена слева, между двумя Медведицами «протиснулся» Дракон. Под Малой Медведицей, в форме перевернутой буквы М –созвездие Кассиопеи.

В южном полушарии нет центральной звезды, которая могла бы служить точкой отсчета (осью), вокруг которой, как нам кажется, вращаются все звезды. Выше центра находится Южный крест , а над ним, в свою очередь, Кентавр, словно окружающий его. Слева виден Южный Треугольник, а под ним- Павлин. Еще ниже располагается созвездие Тукан.

Поскольку Земля совершает оборот вокруг Солнца за год, ее положение относительно звезд постоянно меняется. Каждую ночь вид неба немного отличается от того, каким он был вчера. В северном полушарии летом Малая Медведица видна в центре, а над ней виден Дракон, словно окружающий ее, а внизу, справа, зигзаг Кассиопеи, над ней- созвездие Цефея, слева-Большая Медведица.

Зимой в северном полушарии с Земли видна другая часть неба. Справа различимо одно из самых красивых созвездий, Орион, а в нем посредине- Пояс Ориона. Внизу видно маленькое созвездие Зайца. Если провести линию вниз от Пояса Ориона, заметишь самую яркую звезду неба, Сириус, которая в наших широтах никогда не поднимается высоко над линией горизонта.

Создается впечатление, что звезды в созвездиях находятся близко друг от друга, на самом деле, это иллюзия.

Звезды созвездий отделены друг от друга триллионами километров. Но более удаленные звезды могут быть более яркими и выглядеть так же, как ближе расположенные менее яркие звезды. С Земли мы видим созвездия плоскими.

Звезды – как люди, они рождаются и умирают. Они находятся в постоянном движении. Поэтому с течением времени очертания созвездий изменяются. Миллион лет назад нынешний Ковш Большой Медведицы был похож не на ковш, а на длинное копье. Возможно через миллион лет людям придется придумывать новые названия созвездий, потому что их форма, несомненно, изменится.

Может быть, где-нибудь, существует планетная система, с которой наше Солнце выглядит как маленькая звездочка, часть какого-нибудь созвездия, в очертаниях которого обитатели далекой планеты видят силуэт своего родного экзотического животного.

РЕФЕРАТ

ученицы 4 «В» класса

МБОУ СОШ№3

им. атамана М.И.Платова

Головачёвой Лидии

Классный руководитель:

Удовитченко

Людмила Николаевна

на тему:

«Звезды и созвездия»

1.Понятие-созвездия, виды созвездий.

2.История названия созвездий.

3.Звездные карты.

Список литературы:

1.Вселенная:Энциклопедия для детей /Пер. с фр. Н.Клоковой М.: Эгмонт Россиия ЛТД., 2001г./

Вам могут быть интересны следующие материалы

Отношения

Интерьер

Дети

Красота

Фигура

Здоровье

© 2020 Женские секреты. Отношения, красота, дети, мода