Какво знаем за звездите. Интересни факти за звездите - небесните тела
Плешаков имаше добра идея - да създава атлас за деца, според който е лесно да се определят звезди и съзвездия. Нашите учители взеха тази идея и създадоха своя атлас-детерминант, който е още по-информативен и посетен.
Какво е съзвездието?
Ако в ясна нощ вдигнете окото в небето, тогава можете да видите много пенливи, различни светлини, които са като разпръскване на диаманти, украсяват небето. Тези светлини се наричат \u200b\u200bзвезди. Някои от тях са събрани в клъстери и по време на дългосрочно гледане те могат да бъдат разделени на определени групи. Такива групи, наречени "съзвездия". Някои от тях могат да приличат на формата на кофа или сложни очертания на животни, но в много отношения, това е само плод на въображението.
Много векове астрономи се опитаха да изследват такива звезди и да им дадоха мистични свойства. Хората се опитаха да ги систематизират и да намерят общ модел и се появи съзвездия. Дълго време съзвездието беше внимателно проучено, някои бяха разбити на по-малки и спряха съществуват, а някои след изясняване бяха просто коригирани. Например, Argo Constellation е разделен на по-малки съзвездия: компас, кил, плаване, храна.
Историята на произхода на повикванията на съзвездия също е много интересна. Да се \u200b\u200bулесни запаметяването, им бяха дадени имена, комбинирани с един елемент или литературна работа. Например, беше отбелязано, че в периода на силни дъждове слънцето изгрява от определени съзвездия, на които са били дадени следните имена: Козирог, комплект, Водолей, съзвездие риба.
За да донесе всички съзвездия на определена класификация, през 1930 г., на заседание на Международния астрономически съюз, беше взето решение относно официалната регистрация на 88 съзвездия. Според приетото решение съзвездията не се състоят от звезди, но са области на звездното небе.
Какви са съзвездията?
Съзвездията се различават по броя и яркостта на звездите, включени в неговия състав. Разпределят 30-те най-забележителни групи звезди. Разглежда се най-разширеното квадратно съзвездие Голям мек. Тя включва 7 ярки и 118 видими голи звезди.
Най-малкото съзвездие, разположено в южното полукълбо, се нарича южният кръст и вижда, че е невъзможно да се види с просто око. Състои се от 5 ярки и 25 по-малко забележими звезди.
Малък кон е най-малкото съзвездие на северното полукълбо и се състои от 10 слаби звезди, които могат да се видят с просто око.
Най-красивата и жизнената се счита за съзвездие от орион. Състои се от 120 звезди, видими за голото око, а 7 от тях са много ярки.
Всички съзвездия са условно разделени на разположени в южното или северното полукълбо. Тези, които живеят в южното полукълбо на земята, не са видими за групите звезди, разположени на север и напротив. От 88 съзвездия 48 са в южното полукълбо и 31 на север. Останалите 9 групи звезди са разположени в двете полусфера. Северното полукълбо е лесно да се определи полярната звезда, която винаги е много ярко блясък в небето. Тя е екстремна звезда на решетка решетка.
Поради факта, че Земята се върти около слънцето, която не дава да се види някои съзвездия, времето на годината е показано и позицията на този блясък се променя в небето. Например, през зимата, местоположението на нашата планета в почти оралната орбита е обратното на това лято. Ето защо всеки път от годината можете да видите само определени съзвездия. Например, през лятото на нощното небе, можете да видите Altair, Vega и DEB триъгълник, формиран от звездите. В зимно време Има възможност да се възхищаваме безкрайно красивото съзвездие. Ето защо, понякога казват: есенни съзвездия, зимни, летни или пролетни съзвездия.
Съзвездията са най-добре видими през лятото и желателно да ги наблюдават в откритото пространство, извън града. Някои звезди могат да се видят с просто око, а за някои може да се нуждаете от телескоп. Съзвездията са най-добре видими за голяма и малка мечка, както и Касиопея. През есента и зимата, съзвездието на Телец и Орион са ясно видими.
Ярки съзвездия, които са видими в Русия
Най-красивите съзвездия на северното полукълбо, видимо в Русия, са: орион, голям майор, Телец, голямо куче, малко куче.
Ако погледнете местоположението им и дайте волята на фантазията, можете да видите сцената на лов, която, сякаш на древна фреска е заловен от небето повече от две хиляди години. Смелният ловец Orion винаги е изобразен, заобиколен от животни. Телецът се движи надясно, а ловецът се събужда с него куп. На краката на Орион е правилните големи и малки кучета.
Съзвездие Орион
Това е най-голямото и колоритно съзвездие. Ясно е видима през есента и зимата. Орион може да се види над територията на цялата Русия. Местоположението на звездите му прилича на очертанията на човека.
Историята на това съзвездие произхожда от древните гръцки митове. Според тях Орион е бил смел и силен ловец, синът на Посейдон и нимфа. Той често ловуваше заедно с Артемида, но веднъж, защото победата над нея по време на лов, той бил поразен от стрела на богинята и умря. След смъртта той беше превърнат в съзвездие.
Най-ярката звезда на Орион е вентилатор. Тя е 25 хиляди пъти по-ярка и 33 пъти повече от него по размер. Тази звезда има синкаво-бял блясък и се счита за свръхгиън. Въпреки това, въпреки такива впечатляващи размери, тя е значително по-малка от bethelgeuse.
Bethelgeuse украсява дясното рамо на Орион. Той е 450 пъти по-голям от диаметъра на слънцето и ако поставят на мястото на нашето блестящо, тогава тази звезда ще се случи четири планети на Марс. Осветява Betelgeuse 14 000 пъти по-ярко от слънцето.
В съзвездието Орион също включва мъглявина и звездизъм.
Съзвездие Телец
Друго голямо и невъобразимо красиво съзвездие от северното полукълбо е Телецът. Намира се на северозапад Орион и се намира между съзвездията Овен и Близнаци. Недалеч от Телец се намират в такива съзвездия като: Арячки, кит, Персей, Еридан.
Това съзвездие в средни ширини може да се наблюдава през почти годината, изключението е втората половина на пролетта и началото на лятото.
Историята на появата на съзвездието датира от древните митове. Те се казва за Зевс, който се превърна в Телец, за да откраднат богинята Европа и да я донесе на остров Крит. За първи път това съзвездие описва Евдокс - математик, който е живял много преди нашата ера.
Най-ярката звезда е не само това съзвездие, но и останалите 12 звезди са Алдебаран. Намира се на главата на Телец и преди да се нарече "око". Алдебаран е 38 пъти по-голям от диаметъра на слънцето и 150 пъти по-ярко. Тази звезда е на разстояние 62 светлинни години от нас.
Втората яркост на звездата на съзвездие е NAT или Ел-Нат (рога на говедата). Намира се в близост до глава. По-ярко от слънцето 700 пъти и повече от 4,5 пъти.
В съзвездието има две невероятно красиви разпръснати клъстери на звездите на Джад и Плеяди.
Възрастта на Hydy е 650 милиона години. Те лесно могат да намерят в звездното небе благодарение на Алдебаран, който е напълно видим сред тях. Техният състав включва около 200 звезди.
Плеядите получиха името си благодарение на девет части. Седем от тях са кръстени на седем сестрите на Древна Гърция (Плеяд) и още две - в чест на родителите си. Плеядите са много добре видими през зимата. Те включват около 1000 звезди.
Не по-малко интересно образование в съзвездието Телец е мъглявината, подобна на раци. Тя е оформена след свръхнова експлозия през 1054 г. и е отворена през 1731 г. отдалечеността на мъглявината от Земята е 6500 светлинни години, а диаметърът му е около 11 sv. години.
Това съзвездие се отнася до семейството на орион и границите със съзвездия, еднорог, малко куче, заек.
съзвездие Голям PSA. За първи път е открит от Ptolem през втория век.
Има мит, според който голямото куче е било Lelp. Беше много бързо куче, което можеше да настигне всяка плячка. Веднъж той преследва лисицата, която не му даде скорост. Резултатът от състезанието беше предопределен и Зевс се обърна към двете животни в камък. Psa постави на небето.
Съзвезването на големи PSA е много ясно видимо през зимата. Най-ярката звезда е не само това, но и всички други съзвездия са Сириус. Той има синкав блясък и се намира доста близо до земята, на разстояние 8.6 светлинни години. В яркостта в нашата слънчева система Юпитер, Венера, Луната са по-добри от него. Светлината от Сириус достига до земята след 9 години и е 24 пъти по-силна от слънчевата. Тази звезда има сателит, наречен "кученце".
Сирий е свързан с образуването на такава концепция като "ваканция". Факт е, че тази звезда се появява в небето в лятната топлина. Тъй като Сириус се нарича "Каниса", преведен от гръцки, тогава този период на гърците започна да нарича ваканцията.
Съзвездие малко куче
Малко куче граничи с такива съзвездия като: еднорог, хидрата, рак, близнаци. Това съзвездие олицетворява животното, което заедно с Голямо куче следва ловния орион.
Историята на образованието на това съзвездие, ако е много интересно да се разчита на митове. Според тях едно малко куче е кметът, куче на Икария. Този човек научил да прави винен диониз и тази напитка е много силна. Един ден гостите му решиха, че Икария реши да ги отрови и да го убие. Кметът беше много тъжен за собственика и скоро умря. Зевс го постави под формата на съзвездие върху звездното небе.
Най-добре е да спазвате това съзвездие през януари и февруари.
Най-светлите звезди на това съзвездие са частта и гомазата. Частта е на разстояние 11.4 светлинни години от земята. Той е малко по-светло и горещо слънце, но физически малко е различно от него.
Гомаза е видима за голото око и свети с бяла и синя светлина.
Съзвездие Големи мески.
Голямата мечка, наподобяваща формата на кофа, е една от трите най-големи съзвездия. Той се споменава в произведенията на Омир и в Библията. Това съзвездие е много добре проучено и има голямо значение В много религии.
Тя граничи с такива съзвездия като: уелски, лъв, състезателни трикове, дракон, рис.
Според древните гръцки митове, голяма мечка е свързана с Калисто, красива нимфа и любим Зевс. Жена на Хера в наказанието обърна Калисто на мечката. Веднъж, тази мечка се натъкна на гората на Гири и тях със Син Зевс, Аркас. За да избегне трагедия, Зевс обърна сина си и нимфата в съзвездието.
Голямата кофа от седем звезди. Най-ярките от тях са три: Дуже, Алкайд, Алиот.
Дуже е червен гигант и сочи към полярна звезда. Той е 120 светлинни години от земята.
Алкайд, третата яркост на звездата на съзвездието, изразява края на опашката на голяма мечка. От земята е на разстояние от 100 светлинни години.
Aliot е най-ярката звезда в съзвездието. Тя олицетворява опашката. Поради яркостта му се прилага при навигация. Alieot блести 108 пъти по-ярко от слънцето.
Тези съзвездия са най-светлите и красиви в северното полукълбо. Те могат да бъдат наред с невъоръжения поглед през есента или мразовната зимна нощ. Легендите за тяхната формация ви позволяват да съберете фантазии и да си представите как могъщият Хънтър Орион, заедно с вярващите си кучета, тече за плячка, и Телецът и Големия месман внимателно го наблюдават.
Русия се намира в северното полукълбо и в тази част на небето успява да видим само някои от всички съзвездия в небето. В зависимост от времето на годината, само тяхната позиция в небето се променя.
Звездите са не само красив блясък и забележителност в нощното небе, те са в основата на всеки живот. Това потвърждава само една небесна лопата - нашето слънце, но го уверява, че носи светлина и ни затопляйте всеки ден в много от много години. Но какво интересни факти за звездите Все още ли сме известни?
1. Всички звезди толкова, колкото те не бяха различни, те винаги са от същия въпрос. В първоначалното си състояние 74% заемат водород, 25% листа под хелий и 1% правят газообразни примеси от различни видове. През цялото си съществуване звездата постепенно обработва водород и примера на слънцето, в който това съотношение вече е 70% до 29%, този процес е най-удобен.
2. Сред интересните факти за звездите в пространството са балансът на техните процеси. Всъщност гравитацията кара небесното тяло да се придърпва в себе си, значително намалява по размер и може да продължи милиони години, докато не станат като неутронни звезди, ако не беше за светлина. Благодарение на постоянната термоядрена реакция, тя се произвежда и идва от центъра, минаваща през хиляди години, действайки като гравитационна съпротива.
3. Най-голямото число Сред звездите са червени джуджета. Те, като правило, два пъти по-малък от нашето слънце и произвеждат малко количество енергия, съответно - около 0.00001 от възможностите на нашето блестящо. Те се наричат \u200b\u200bнеуспешен, дефектен и вътрешен водороден запас, те имат достатъчно 10 трилиона години.
4. Интересен факт за звездите в небето. Ние сме свикнали да мислим, че синята светлина е студена, а оранжевата и червената светлина на свой ред са по-скоро като източници на топлина. Но в действителност, червеният огън има минимална температура - не повече от 3,600 в Келвин, а синьото е максимум - до 12 000 в Келвин.
5. На пръв поглед изглежда, че всяка звезда сама по себе си. Но има такива, които образуват двойка, докато имат общ гравитационен център. Но това не е границата, учените са намерили три и четири небесни тела, свързани в една система. Само си струва да си представим, че вместо едно слънце може да има четири.
6. Самоа голяма планета В нашата система е Сатурн, той е наистина огромен, но има блясък, който може да го абсорбира. Те се наричат \u200b\u200bсупергенти и един от най-известните е Bethelgei, това е 1000 пъти повече от нашето слънце. Това обаче не е ограничение, защото най-огромното се счита за голямо куче, което е два пъти по-голяма от самия Bethelgeuse.
7. Интересен факт за планетите и звездите, ако вместо нашето слънце имало нещо малко горещо, няколко милиона години живак просто биха обжалвали двойките.
8. Малките небесни осветителни тела завършват съществуването си, образувайки бели джуджета и гигантите на свой ред оставят зад черните дупки.
9. Въпреки невъобразимия брой гигантски гиганти, които те заобикалят, всички те са много и много далеч. Най-близкият до нас се нарича Proxima Centauri и преди това от земята около четири и половина светлинни години. Това означава, че лъчът светлина ще може да преодолее това разстояние в такова време, което се отнася до човек, след това на най-невероятния бърз космически кораб Той ще се нуждае от най-малко 70 хиляди години, което прави пътуванията между осветителните тела просто невъзможно в момента.
10. Колко звезди съществуват? Изключително трудно е да се изчисли, а може би е дори невъзможно, защото само в нашата галактика средната им стойност е 300 милиарда. И целият галактики могат да бъдат 500 милиарда и във всеки приблизително толкова гиганти, което прави общия брой доста плашещ.
Малко вероятно е да има такъв човек, който никога не се възхищаваше на звездите, гледайки блестящото нощно небе. Те могат да бъдат възхитени завинаги, те са мистериозни и привлекателни. В тази нишка ще се запознаете с необичайните факти за звездите и научете много нови
Знаете ли, че повечето звезди, които смятате за нощ, са двойни звезди? Две звезди се обикалят помежду си, създавайки точка на тежестта, или по-малка звезда отива около голяма "главна звезда". Понякога тези основни звезди издърпват въпроса от по-малки по време на сближаването един с друг. Има граница на масата, която планетата може да издържи, без да причинява ядрена реакция. Ако Юпитер беше голям, тогава вероятно ще се превърне в кафява джудже, един вид полу-изстрели, много от моята луна 
Такива процеси често се срещат в други слънчеви системи, които се потвърждават от липсата на планети в тях. По-голямата част от въпроса, която е в областта на главната звезда, се събира на едно място, като се образува нова звезда и двоична система. В една система може да има повече от две звезди, но все още двоични системи за номериране са широко разпространени
Бели джуджета, така наречените "мъртви звезди". След червената гигантска фаза, собствената ни звезда - слънцето - също ще стане бяла джудже. Белите джуджета имат радиус на планетата (като земята, а не като Юпитер), но плътността на звездата. Такива специфични тегла са възможни поради електрони, отделени от атомните ядра, които заобикалят. В резултат на това броят на пространството, който тези атоми заемат и се създават голяма маса С малък радиус 
Ако можеш да запазиш ядрото на атома в ръката ни, електронът ще се върти около 100 метра или повече. В случай на дегенерация на електрон, това пространство остава свободно. В резултат на това бялото джудже се охлажда и спира излъчването на светлината. Тези масивни тела не могат да се видят и никой не знае колко от тях са във вселената.
Ако звездата е достатъчно голяма, за да избегне крайната бяла фаза на джуджета, но твърде малка, за да се избегне превръщането в черна дупка, ще се образува екзотичният тип звезди, известни като неутронна звезда. Процесът на образуване на неутронни звезди е малко подобен на белите джуджета, в които те също постепенно се разграждат - но по различен начин. Неутронните звезди се формират от влошаване на материята на така наречения неутрон, когато всички електрони и положително заредени протони се елиминират и само неутроните образуват основата на звездата. Плътността на неутронната звезда е сравнима с плътността на атомните ядра.
Неутронните звезди могат да имат маса като нашето слънце или малко по-високо, но техният радиус е по-малък от 50 километра: обикновено 10-20. Чаената лъжичка от този неутрон надвишава 900 пъти масата на голяма пирамида в Гиза. Ако сте забелязали непорочна звезда директно, ще видим и двата полюса, защото неутронната звезда работи като гравитационен обектив, огъвайки светлината около себе си благодарение на най-мощната гравитация. Специален случай Неутронна звезда - пулсар. Пулсарите могат да се въртят със скорост от 700 оборота в секунда, излъчващото мигащо излъчване - от тук и тяхното име 
Ета Карина - един от най-много голяма звездав момента. Той е 100 пъти по-тежък от нашето слънце и има приблизително същия радиус. Ета Карина може да свети в милион пъти по-ярко от слънцето. Обикновено тези хипермасивни звезди съществуват доста малко, защото буквално изгарят, така че те се наричат \u200b\u200bсупернов. Учените смятат, че лимитът е масата, 120 пъти по-висока от масата на слънцето - нито една звезда може да тежи. 
Star Pistol - Hypergagant, подобно на ЕТА Карина, която няма възможност да се охлади. Звездата е толкова гореща, че едва се държи в холистична форма поради своята тежест 
В резултат на това звездният пистолет яде така наречения "слънчев вятър" (високо частици енергия, които например създават Северно сияние). Той свети 10 милиарда пъти по-силен от слънцето ни. Благодарение на масивните нива на радиация, е невъзможно дори да се предположи, че в тази звезда система някога ще може да съществува
В тази нишка излагах най-интересните факти за звездите, които можеха да намерят само. Надявам се, че се интересувате
Използваха ранга до нас - това Слънцето. Тя е описана подробно на отделна страница. Тук ще говорим за звездите като цяло, т.е. включително тези, които можете да видите през нощта.
Ние няма да изключим слънцето или от разказа, напротив, ние винаги ще сравняваме други звезди с него. На слънцето - 150 000 000 километра. Това е 270 000 пъти по-близо до най-близкото, с изключение на самата слънце, звездите. Ясно е, че много неща са известни за звездите, ние знаем благодарение на нашите дневни осветителни тела.
Дори светлината от най-близките звезди е на няколко години, а самите звезди в най-мощните телескопи се виждат като точки. Въпреки това, не е така: звездите са видими под формата на малки дискове, но това се дължи на изкривяването на телескопите, а не с увеличаване. Звезди безброй. Никой не може да каже точно колко звезди, толкова повече звездите се раждат и умират. Човек може само приблизително да декларира, че в нашата галактика около 150 000 000 000 звезди, а във вселената, неизвестен брой милиарди галактики ... но колко звезди могат да се видят в небето, е известно по-точен: около 4,5 хиляди. Освен това, като поставите определена граница на яркостта на звездите, близо до достъпност можете да го наречете по-точно, почти до единици. Ярките звезди отдавна се броят и изброени в каталозите. Яркостта на звездата (или, както се казва, нейният блясък) се характеризира със звездната величина, която астрономите отдавна са в състояние да определят. И така, какво е звездите?
Звезди - Топлински топки. Температурата на повърхността на звездите е различна. В някои звезди може да достигне 30 000 к, а други имат само 3 000K. Нашето слънце има повърхност с температура от около 6000 K. Необходимо е да се направи резервация, която говори за повърхността, имаме предвид само видимата повърхност, тъй като не може да има твърда повърхност в газовата топка.
Нормалните звезди са много повече планети, но основното нещо е много по-масивно. Ще видим, че има странни звезди във Вселената, които имат типични размери, характерни за планетите, но много пъти по-високо от последното тегло. Слънцето е 750 пъти масивно от всички останали тела Слънчева система. Повече за размера на планетите, астероидите и кометите и за тях можете да научите на страниците, посветени на слънчевата система. Има звезди, стотици пъти по-големи от слънцето по размер и в същото време по-нисши от него в този показател. Въпреки това, масите на звездите се променят в много по-скромни граници - от една дванадесета маса на слънцето до 100 от нейната маса. Може би има по-трудно, но такива масивни звезди са много редки. Не е трудно да се отгатне, като четете последните струни, които звездите са много различни в плътност. Има сред тях като кубичният сантиметър, от който надхвърля голям натоварен океански кораб. Същността на други звезди е толкова изхвърлена, че плътността му е по-малка от плътността на най-добрия вакуум, който е постижим в земните лабораторни условия. Ще се върнем към разговора за размера, масите и плътността на звездите в бъдеще.
|
|
|
|
|
|
Незабавността на вековните мъже се опита да даде името на обектите и явленията, които го заобикаляха. Това важи и за небесните тела. Първо, имената получиха най-ярките, добре видими звезди с течение на времето - и други.
Някои звезди получиха имената в съответствие със ситуацията, която заемат в съзвездието. Например, в съзвездието на звездата на лебедната звезда (думата е преведена като "опашка"), наистина е разположена в тази част на тялото на въображаемия лебед. Още един пример. Star Omicron, тя е по-известна, наречена светът, който е преведен от латински като "невероятно", е в съзвездието на Китай. Светът има способността да променя яркостта си. За дълги периоди тя обикновено изчезва от зрителното поле, се отнася до наблюдението чрез невъоръженото око. Името на звездата и се обяснява с нейната специфичност. Предимно звезди получиха имената в епохата на древността, така че няма нищо изненадващо във факта, че повечето имена имат латински, гръцки и по-късни арабски корени.
Откриването на звездите, видимата блясък, от която се променя с времето, доведе до специална нотация. Те са обозначени с главни латински букви, последвани от името на съзвездието в родителския случай. Но първата променлива звезда, намерена в някакво съзвездие, не е посочена от буквата А. Отброяването се извършва от буквата R. Следващата звезда е обозначена с буквата S и т.н. Когато всички букви от азбуката са изчерпани, започва нов кръг, т.е. след z, А отново се използва. В този случай буквите могат да удвоят, например "RR". "R лъв" означава, че това е първата отворена звезда променлива в съзвездието на лъва.
Как се ражда звезда.
Звездите се раждат, когато облакът, състоящ се главно от вътрешния газ и прах, е компресиран и уплътнен под действието на собствената си тежест. Смята се, че този конкретен процес води до образуването на звезди. Използването на оптични телескопи, астрономите могат да видят тези зони, те приличат на тъмни петна на ярък фон. Те се наричат \u200b\u200b"гигантски комплекси на молекулярни облаци", тъй като водородът е включен в техния състав под формата на молекули. Тези комплекси или системи, заедно с точките, са най-големите структури в галактиката, техният диаметър понякога достига 1300 светлинни години.
Още млади звезди, те се наричат \u200b\u200b"Звездно население", което съм бил оформен от останките от огнища на старите звезди, те се наричат \u200b\u200b"звездно население II". Избухването на експлозивност причинява удар с удари, която идва до най-близката мъглявина и провокира своята компресия.
Глобус Бока .
Така се случва компресията на мъглявата. В същото време, образуването на гъсти тъмни газови влажни облаци започва образуването на плътен тъмен газ. Те се наричат \u200b\u200b"Boc Globes". Средноамерикански астроном на холандския произход (1906-1983) - първо описани глобули. Масовият GLOBUL е около 200 пъти по-висок от масата на нашето слънце.
Тъй като геварната на Бока продължава да се сгъва, масовото му се увеличава, привличането им благодарение на тежестта на материята от съседните региони. Поради факта, че вътрешната част на глобулата е кондензирана по-бърза от външната, глобулата започва да лекува и завърта. След няколкостотин хиляди години, през която се случва компресия, се оформя протоколът.
Еволюцията на протокола.
Поради увеличаването на масата до центъра на протокола все повече и повече материя е привлечена. Енергията, освободена от компресиращата вътре в газа, се трансформира в топлина. Натискът, плътността и температурата на протостара се издига. Поради увеличаването на температурата звездата започва да осветява тъмночервената светлина.
Протоколът има много големи размери и въпреки че топлинната енергия се разпределя по цялата си повърхност, тя все още остава относително студена. В ядрото температурата расте и достига до няколко милиона градуса по Целзий. Ротацията и кръглата форма на протоза са малко модифицирани, става все по-плоска. Този процес продължава милиони години.
Трудно е да се видят млади звезди, тъй като те все още са заобиколени от тъмен прахов облак, поради което блясъкът на звездата практически не се вижда. Но те могат да се считат за специални инфрачервени телескопи. Горещото ядро \u200b\u200bна протокола е заобиколено от въртящ се диск от въпроса с голяма сила на привличането. Ядрото е толкова затоплящо, което започва да изхвърля въпроса от два полюса, където съпротивлението е минимално. Когато тези емисии се сблъскат с междузвездна среда, те забавят движението и разсейват от двете страни, образувайки структура с капачка или стружка, известна като "обект на хербийския харо".
Звезда или планета?
Температурата на протостер достига до няколко хиляди градуса. По-нататъшното развитие на събитията зависи от размерите на това небесно тяло; Ако масата е малка и е по-малка от 10% от масата на слънцето, това означава, че няма условия за преминаване на ядрените реакции. Такъв протокол няма да може да се превърне в истинска звезда.
Учените изчисляват това, за да конвертират небесното небесно тяло в звездата, неговата минимална маса трябва да бъде най-малко 0,08 от масата на слънцето. Газосъдържащият облак от по-малки размери, кондензирани, постепенно ще се охлади и ще се превърне в преходен предмет, нещо средно между звездата и планетата е така наречената "кафява джудже".
Планета Юпитер е небесен обект с твърде малък, за да стане звезда. Ако той беше повече, в дълбините му започнаха ядрените реакции и той ще намери появата на система от двойни звезди.
Ядрени реакции.
Ако масата на протозоите е голяма, тя продължава да се сгъстява под действието на собствената им тежест. Налягането и температурата в ядрото нараства, температурата постепенно достига 10 милиона градуса. Това е достатъчно за свързване на водородни и хелий атоми.
След това се активира " ядрен реактор"Proclections, и се превръща в обикновена звезда. Тогава има силен вятър, който ускорява заобикалящата обвивка от прах. След това можете да видите светлината, излъчвана от получената звезда. Този етап се нарича "T-тел фаза", той може да продължи 30 милиона години. От остатъците от газ и прах около звездата, образуването на планети.
Раждане нова звезда Може да предизвика шокова вълна. След като достигна мъглявината, тя провокира кондензацията на новия въпрос и процесът на звездите ще продължи през газовите облаци. Малките звезди са слаби и студени, най-големите - горещи и светли. Повечето от съществуването, звездата, балансирана в равновесния етап.
Характеристики на звездите.
Наблюдавайки небето дори с просто око, можете веднага да отбележите тази функция на звездите като яркост. Някои звезди са много ярки, други са по-слаби. Без специални устройства в идеални условия за видимост могат да се вземат предвид около 6000 звезди. Благодарение на бинокъла или телескопа, нашите възможности се увеличават значително, можем да се възхищаваме на милиони звезди на Млечния път и външни галактики.
Птолемей и Алмагест.
Първият опит да се изготви каталог на звездите, въз основа на принципа на степента на тяхната светодиода, взе Елински астроном на Хипарх от Нике през II век пр. Хр. Сред многобройните му творби се появи звездният каталог, съдържащ описание на 850 звезди, класифицирани с координати и осветеност. Данните, събрани от Hpanchu, и той, освен това, отвориха явлението на прецесия, бяха разработени и получени по-нататъчно развитие Благодарение на Клавдия Птолемей от Александрия през II век. АД Той създаде фундаментален опус "Алмагест" в тринадесет книги. Птолемей събра всички астрономически познания за времето, класифицирайки ги и очертани в достъпна и разбираема форма. В Алмагест, влезе звездният каталог. Тя се основаваше на наблюденията на Hippark, направени преди четири века. Но "Star Catalog" Ptolemy съдържа повече хиляда звезди.
Каталогът PTolemy се използва почти навсякъде по време на хилядолетието. Той разделя звездите в шест класа според степента на осветеност: най-ярките бяха приписани на първия клас, по-малко светли - на второто и т.н.
Шестият клас включва звезди, едва отлични с просто око. Терминът "силата на блясъка на небесните тела" се използва и в момента да се определи мярката на блясъка на небесните тела, а не само звездите, но и мъгляви, галактики и други небесни явления.
Звездната стойност в съвременната наука.
В средата на XIX век. Английският астроном Норман Погсън подобри метода на класиране на звездите на принципа на светлината, която съществува от времето на хипарка и Птолемей. Путка се смяташе, че разликата по отношение на светлината между два класа 2.5. Pogon въведе нов мащаб, според който разликата между звездите на първия и шестия клас е 100 AE. Това означава, че отношението на блясъка на звездите на първата звезда е 100. Това съотношение съответства на интервала от 5 звезди.
Относителна и абсолютна звезда.
Магнитудата на звездите, измерена с помощта на специални устройства, монтирани в телескоп, показва колко звездата на звездата идва на наблюдател на земята. Светлината преодолява разстоянието от звездата към нас и, съответно, по-нататък звездата е, толкова по-слаба изглежда. Това е, когато определя величината на звездата, е необходимо да се вземе предвид разстоянието до звездата. В този случай говорим за относителната звездна стойност. Това зависи от разстоянието.
Има звезди много ярки и много слаби. За да сравните яркостта на звездите, независимо от тяхното разстояние, идеята за земята е въведена от концепцията за "абсолютна звезда стойност". Той характеризира блясъка на звездата на определено разстояние в 10 парази (10 парашути \u003d 3.26 светлинна година). За да определите абсолютната звездна величина, трябва да знаете разстоянието до звездата.
Цветни звезди.
Следващата важна звезда е нейният цвят. Като се има предвид звездите дори с просто око, може да се отбележи, че не всички от тях са едни и същи.
Има синьо, жълто, оранжево, червени звезди, а не само бяло. Цветът на звездите казват много астрономи, на първо място, зависи от температурата на звездната повърхност. Червените звезди са най-студените, температурата им е около 2000-3000 около S. жълти звезди, като нашето слънце, имат средна температура от 5000-6000 за C. най-горещите - бели и сини звезди, температурата им е 50000-60000 за C и по-високо.
Мистериозни линии.
Ако пропуснете светлината на звездите през призмата, ние получаваме така наречения спектър, той ще прекоси линиите. Тези линии са вид "идентификационна карта" на звездата, тъй като астрономите могат да определят химическия състав на повърхностните слоеве на звездите. Линиите принадлежат към различни химични елементи.
Сравняващи линии в звезден спектър с линии, направени в лабораторни условия, можете да определите кои химични елементи са част от звездите. В спектрата електричеството на водород и хелий са захранването, тези елементи представляват по-голямата част от звездата. Но е и елементи на група метали - желязо, калций, натрий и т.н. в слънчев ярък спектър, линиите на почти всички са видими химически елементи.
Графика на Charterssprung-Resell.
Сред параметрите, характеризиращи звездата, има две най-важни неща - това са температури и абсолютна звезда. Температурните индикатори са тясно свързани с цвета на звездата, а абсолютната стойност на звездата е със спектрален клас. Това се отнася до класификацията на звездите върху интензивността на линиите в техните спектри. Според използваната в момента звезди звездите в съответствие с техните спектри са разделени на седем главни спектрални класа. Те са маркирани с латински букви O, B, A, F, G, K, M. е в тази последователност, че температурата на звездите намалява от няколко десетки хиляди степени клас O до 2000-3000 градуса на звездите на Тип М.
Absolute Star Value, т.е. Mera блясък, показва количеството енергия, излъчвана от звездата. Тя може да бъде изчислена теоретично, знаейки разстоянието на звездите.
Изключителна идея.
Идеята за взаимни два основни параметъра на звездата дойде начело на двама учени през 1913 г. и те се извършват независимо един от друг.
Говорим за холандския астроном Einar Herzshprung и американската астрофизика Хенри Норис. Учените са работили на разстояние от хиляди километри един от друг. Те направиха график заедно два основни параметъра. Хоризонталната ос отразява температурата вертикална - абсолютна звезда. В резултат на това беше получена диаграма, която бяха присвоени имената на два астронома - графиката на Herzshprung-Resell, или по-лесна, диаграмата г-н
Стар - критерий.
Нека да видим как е съставена г-н Диаграма. На първо място, трябва да изберете критерий за звезд. За това е подходяща звезда, разстоянието, до което е известно, или другото - с вече изчислена абсолютна звезда.
Трябва да се има предвид, че интензивността на светлината на всеки източник, независимо дали е свещ, електрическа крушка или звезда, варира в зависимост от разстоянието. Това е математически изразено: интензивността на осветеността "I" на определено разстояние "D" от източника е обратно пропорционална на "D2". Почти това означава, че ако разстоянието се увеличи два пъти, интензивността на осветеността намалява четири пъти.
След това определете температурата на избраните звезди. За това трябва да ги идентифицирате спектрален клас, цвят и след това определят температурата. В момента, вместо спектрален тип, друг индикатор еквивалент на него е "цветен индекс".
Тези два параметъра се прилагат към една равнина, като температурата е намалена от ляво на дясно, на абсциса. Абсолютната осветеност е фиксирана върху ординатата, увеличението се отбелязва отдолу нагоре.
Домашна последователност.
На диаграма г-н Stars се намират по диагоналната линия, достигайки до дъното и наляво надясно. Тази лента се нарича основна последователност. Звездите, включени в състава му, се наричат \u200b\u200bзвезди на основната последователност. Слънцето се отнася за тази група. Това е група жълти звезди с температура на повърхността от около 5600 градуса. Звездите на основната последователност са в най-тихата фаза на тяхното съществуване. В дълбините на техните ядра атоми от водород се смесват, се образува хелий. Фазата на основната последователност е 90% от съществуването на звездата. От 100 звезди 90 са именно в тази фаза, въпреки че те се разпространяват от различни позиции в зависимост от температурата и осветеността.
Основната последователност е "тесен район", той предполага, че звездите са трудни за запазване на баланса между силата на привличане, която дърпа вътре и силата, генерирана в резултат на ядрените реакции, той дърпа до външната страна на зоната . Звездата, подобна на слънцето, равна на 5600 градуса, трябва да има абсолютна величина на звездите на поръчката +4.7. Това следва от г-н Диаграма.
Червени гиганти и бели джуджета.
Червените гиганти са разположени в горната зона отдясно, разположена от външната страна на основната последователност. Характерната характеристика на тези звезди е много ниска температура (приблизително 3000 градуса), но в същото време те са по-ярки звезди с еднаква температура и разположени в основната последователност.
Естествено, възниква въпросът: ако енергията, излъчвана от звездата зависи от температурата, тогава защо звездите със същата температура имат различна степен на осветеност. Обяснението трябва да се търси в количеството звезди. Червените гиганти са по-ярки, защото тяхната излъчваща повърхност е много по-голяма от тази на звездите от основната последователност.
Не е съвпадение, че този тип звезди са получили името "гиганти". Всъщност, техният диаметър може да надвишава 200 пъти диаметъра, тези звезди могат да заемат пространство 300 милиона км, което два пъти повече от земята до слънцето! С помощта на позицията за влиянието на звездата ще се опитаме да обясним някои точки в съществуването на други звезди - бели джуджета. Те се намират долу вляво в г-н Диаграма.
Бели джуджета - много горещи, но изобщо не ярки звезди. При същата температура с големи и горещи бяло-сини звезди на основната последователност, белите джуджета са много по-малки по размер. Това са много плътни и компактни звезди, те са 100 пъти по-малки от слънцето, техният диаметър е приблизително същото като земята. Можете да донесете ярък пример за висока плътност на бели джуджета - един кубичен сантиметър на материята, от която се състоят, трябва да тежат около един тон!
Клъстери с топки звезди.
При изготвяне на диаграми Г-н Sharov. Звездни клъстери и те са основно най-старите звезди в тях, много е трудно да се определи основната последователност. Неговите следи са фиксирани главно в долната зона, където са концентрирани най-готините звезди. Това се дължи на факта, че горещите и ярки звезди вече са преминали стабилната фаза на своето съществуване и се движат надясно, в зоната на червените гиганти и ако е преминала, след това в бялата зона на джуджета. Ако хората са успели да проследят живота си всички еволюционни етапи на звездата, те биха могли да видят как тя променя техните характеристики.
Например, когато водородът в ядрото на звездите спира да горя, температурата в външния слой на звездите намалява, самият слой се разширява. Звездата излиза от основната фаза на последователност и главите до дясната страна на графиката. Това се отнася предимно от големи звезди, най-впечатляващото, това е този тип, който се развива по-бързо.
С течение на времето звездите излизат от основната последователност. Диаграмата се записва "повратна точка" - "ротационна точка", поради нея, възможно е да се изчисли доста точно възрастта на звездите на клъстерите. Колкото по-висока е графиката е "въртящата се точка", по-младия клъстер и, съответно, по-ниската от диаграмата е, по-възрастната на възрастта на звездния клъстер.
Стойност на диаграмата.
Графиката Herzshprung-Resesslla осигурява огромна помощ в изучаването на еволюцията на звездите през тяхното съществуване. През това време звездите се променят, трансформациите, в някои периоди са много дълбоки. Вече знаем, че звездите не се различават от собствените си характеристики, а от видовете фази, в които те са едно или друго.
Използвайки тази диаграма, можете да изчислите разстоянието до звездите. Можете да изберете всяка звезда в основната последователност, като вече дефинираната температура и да видите нейната промоция на диаграмата.
Разцепване към звезди.
Когато погледнем към небето с просто око, звездите, дори най-ярките, ни струват с блестящи точки, разположени на същото разстояние от нас. Небесната аркция се разпространи над нас като килим. Не е съвпадение, че позицията на звездите се изразява само в две координати (директно катерене и намалява), а не на три, сякаш са разположени на повърхността, а не триизмерно пространство. С помощта на телескопи не можем да получим цялата информация за звездите, например чрез снимки на космическия телескоп на Хъбъл, не можем да определим точно на това, което са звездите.
Дълбочина на пространството.
Фактът, че вселената има трето измерение - дълбочина, - хората са научили сравнително наскоро. Само в рано xix. Отново, поради подобряване на астрономическото оборудване и инструменти, учените успяха да измерват разстоянието до някои звезди. Първата беше звездата 61 лебед. Астроном F.V. Бесел установи, че е на разстояние от 10 светлинни години. Бесел беше един от първите астрономи, измерени "едногодишен параралакс". Към днешна дата, методът на "едногодишен паралакс" е в основата на разстоянието до разстоянията до звездите. Това е чист геометричен метод - просто измервайте ъгъла и изчислете резултата.
Но простотата на метода не винаги отговаря на производителността. Благодарение на високата отдалеченост на звездите, ъглите са много малки. Те могат да бъдат измерени с телескопи. Ъгъла на звездата на Parallax на Proxima Centauro, най-близкото от тройната система на Alfa Centaurus, малка (0.76 точна опция), но при такъв ъгъл може да се счита за монета в сто лира на разстояние от десетки десетки километри. Разбира се, колкото по-нататък разстоянието става все по-малко ъгълът.
Неизбежни неточности.
Грешките по отношение на определянето на паралакс са напълно възможни и техният брой се увеличава като обект за изтриване. Въпреки че с помощта на съвременни телескопи можете да измервате ъглите с точност на хилядна, грешките все още ще бъдат: на разстояние 30 светлинни години, те ще бъдат около 7%, 150 с. години - 35%, и 350 sv. години - до 70%. Разбира се, големите неточности правят измервания безполезни. Използвайки "Parallax метод", можете успешно да определите разстоянията до няколко хиляди звезди, разположени в площ от около 100 светлинни години. Но в нашата галактика има повече от 100 милиарда звезди, чийто диаметър е 100 000 светлинни години!
Има няколко опции за метода "едногодишен паралакс", например "възрастовия параралакс". Методът взема предвид движението на слънцето и цялата слънчева система по посока на съзвездието на Херкулес, със скорост 20 км / и. С това движение учените имат способността да съберат необходимата база данни за успешното изчисление на паралакс. В продължение на десет години информацията е получена 40 пъти повече, отколкото е възможно.
След това, използвайки тригонометрични изчисления, се определя разстоянието до определена звезда.
Разстояние до участието на клъстери.
По-лесно е да се изчисли разстоянието до звездни клъстери, особено разпръснати. Звездите са сравнително близки един от друг, затова изчислява разстоянието до една звезда, можете да определите разстоянието до целия звезден клъстер.
В допълнение, в този случай можете да използвате статистически методипозволявайки да се намали броят на неточностите. Например, методът на "конвергентни точки", често се използва от астрономите. Тя се основава на факта, че с дългосрочно наблюдение на разпръснатото натрупване се отличава към обща точка, нарича се с кипяща точка. Измерване, ъгли и радиални скорости (т.е. скорост на приближаване на земята и отстраняване от него), можете да определите разстоянието до звездния клъстер. Когато се използва този метод, 15% от неточностите са възможни на разстояние от 1500 светлинни години. Използва се и на разстояния от 15 000 светлинни години, което е подходящо за небесни тела в нашата галактика.
Основно. Последователност Монтаж. - създаване на основната последователност.
За да се определи разстоянието до далечни звездни клъстери, например, Pleiad, може да се направи, както следва: изграждане диаграма г-н, на вертикалната ос, обърнете внимание на видимата величина на звездата (и не абсолютна, защото зависи от разстоянието), в зависимост от температурата.
След това трябва да сравните получената снимка с г-н прислужницата, тя има много общи черти по отношение на основните последователности. Чрез комбиниране на две графики възможно най-близо, можете да дефинирате основната последователност на звездния клъстер, разстоянието, до което трябва да се измери.
След това трябва да се използва уравнението:
m-m \u003d 5log (d) -5, където
m - видимо количество звезда;
M е абсолютна стойност на звезда;
d - разстояние.
На английски, този метод се нарича "основна последователност". Може да се използва за такива разпръснати звездни клъстери, като NGC 2362, Alpha Perea, III Cefhea, NGC 6611. Астрономите са се опитали да определят разстоянието до известния двоен разпръснат звезден клъстер в съзвездието Perseus ("H" и "Чи" ), където се намират много звезди - висшдеригенти. Но данните се оказаха противоречиви. Използвайки основния метод за монтаж на последователност Възможен е да се определи разстоянието до 20 000-25 000 светлинни години, това е петата на нашата галактика.
Интензивността на светлината и разстоянието.
Колкото по-далеч има някакво небесно тяло, изглежда по-слаб. Тази разпоредба е в съответствие с оптичния закон, в съответствие с който интензивността на светлината "аз" е обратно пропорционална на разстоянието, издигната в квадрат "D".
Например, ако някоя галактика е на разстояние 10 милиона светлинни години, след това друга галактика, разположена в 20 милиона светлинни години, има блясък четири пъти по-малък в сравнение с първия. Това е, от математическа гледна точка, връзката между двете стойности "I" и "D" е точна и измерима. Говорейки от езика на астрофизиката, интензивността на светлината е абсолютната стойност на магнитудата на звездата m от всеки небесен обект, разстоянието до което трябва да се измерва.
Използване на M-M-M \u003d 5log (d) -5 уравнение (отразява закона за промяната на блясъка) и знанието, че m винаги може да се определи с помощта на фотометър, и m е известен, разстоянието "d" се измерва. Така че, като знаете абсолютната стойност на звездата, с помощта на изчисления, не е трудно да се определи разстоянието.
Интегрираща абсорбция.
Един от основните проблеми, свързани с методите за измерване на разстоянието, е проблемът с леката абсорбция. По пътя към земята светлината преодолява огромните разстояния, преминава през междупартамента и газ. Съответно част от светлината се адсорбира и когато става въпрос за телескопите, инсталирани на земята, вече има невинна сила. Учените го наричат \u200b\u200b"изчезване", отслабваща светлина. Много е важно да се изчисли количеството изчезване при използване на няколко метода, например, свещник. В същото време трябва да се известят точно абсолютните стойности на звездите.
Лесно е да се идентифицира изчезването на нашата галактика - просто вземете под внимание праха и газа от млечния път. По-трудно е да се определи изчезването на светлината от обекта от друга галактика. За изчезване по пътя в нашата галактика трябва да се добавят част от абсорбираната светлина от друга.
Еволюция на звездите.
Вътрешният живот на звездата се регулира от въздействието на двете сили: силата на привличането, която противодейства на звездата, я запазва и силите, освободени от ядрени реакции, протичащи в ядрото. Тя, напротив, се стреми да "избута" звездата в дълго място. По време на етапа на формиране гъстата и компресирана звезда е под силно влияние на тежестта. В резултат на това се появява тежкото отопление, температурата достига 10-20 милиона градуса. Това е достатъчно, за да започне ядрените реакции, в резултат на което водородът се превръща в хелий.
Тогава за дълъг период от време две сили се балансират помежду си, звездата е в стабилно състояние. Когато ядреното гориво постепенно изтича, звездата влиза в фазата на нестабилност, двете сили конфигурират. Защото звездата идва критичен момент, различни фактори влизат в сила - температура, плътност, химичен състав. Първото място е масата на звездата, от нея е, че бъдещето на това небесно тяло зависи - или звездата ще се разпадне като супернова, или ще се превърне в бяла джудже, неутронна звезда или черна дупка.
Как се суши водородът.
Само много големи сред небесните тела стават звезди, по-малки стават планети. Има и тяло от средна маса, те са твърде големи, за да се отнасят до класа на планетите и твърде малки и студени, за да направят ядрените реакции, характерни за звездите.
Така че, звездата се формира от облаци, състоящи се от междузвезден газ. Както вече беше отбелязано, красиво за дълго време Звездата е в балансирано състояние. След това възниква периодът на нестабилност. Допълнителна съдба Звездите зависят от различни фактори. Помислете за хипотетична звезда с малък размер, масата на която варира от 0,1 до 4 слънчеви маси. Характерна особеност на звездите, които имат малка маса, е липсата на конвекция вътрешни слоеве. Веществата, които са част от звездата, не се смесват, тъй като се случва в звезди с голяма маса.
Това означава, че когато водород завършва в ядрото, няма нови запаси от този елемент във външните слоеве. Водород, изгаряне, превръща се в хелий. Малко от ядрото се нагрява, повърхностните слоеве дестабилизират собствената си структура и звездата, както може да се види в г-н Диаграма, бавно излиза от основната последователност. В новата фаза плътността на материята вътре в седите се издига, съставът на ядрото "дегенерира", в резултат на това, се появява специална последователност. Тя се различава от нормалния въпрос.
Модифициране на веществото.
Когато материята се модифицира, налягането зависи само от плътността на газовете, а не при температура.
На графиката Herzshprung-Reselve, звездата се премества надясно, а след това се приближава към района на червените гиганти. Размерите му се увеличават значително и поради това, температурата на външния слой пада. Диаметърът на червения гигант може да достигне стотици милиони километри. Когато нашето слънце отива в тази фаза, тя ще "преглътне" и живак и Венера, и ако не може да улови земята, тя ще го затопли до такава степен, че животът на нашата планета ще престане да съществува.
По време на еволюцията на звездата температурата на ядрото се издига. Първо, възникват ядрени реакции, тогава хелийното топене започва да постига оптималната температура. Когато това се случи, внезапно увеличаване на температурата на ядрото причинява светкавица и звездата бързо се движи лявата част Диаграми г-н Това е така наречената "хелий светкавица". По това време ядрото, съдържащо хелий изгаря заедно с водород, който е част от обвивката около ядрото. На г-н Диаграма този етап се определя от напредъка на хоризонталната линия вдясно.
Най-новите фази на еволюцията.
Когато хелий трансформацията в въглеводород е модифицирана. Температурата му се повишава, докато въглеродът започне да изгаря. Има нова светкавица. Във всеки случай, по време на последните фази на еволюцията на звездата, има значителна загуба на нейната маса. Тя може да се случи постепенно или рязко, по време на огнището, когато външните звезди на звездата се взривят като голям балон. В последен случай Образува се планетарна мъглявина - сферична обвивка, разпространяваща се в космоса със скорост на няколко десетки или дори стотици km / s.
Крайната съдба на звездата зависи от оставащата маса след всичко, което се случва с него. Ако, по време на всички трансформации и огнища, тя е хвърлила много материя и масата не надвишава 1,44 слънчева маса, звездата се превръща в бяло джудже. Това име е името "Candrasen Limit" в чест на пакистански астрофизика на субстраманян Чендрасен. Това е максималната маса на звезда, в която може да не се приема катастрофален край поради налягането на електроните в ядрото.
След избухването на външните слоеве на звездата, звездата остава и нейната повърхностна температура е много висока - около 100 000 около К. Звездата се движи към левия ръб на г-н Диаграма и се спуска надолу. Светлината му намалява, тъй като размерите намаляват.
Звездата бавно идва в бялата джунта зона. Това са звезди с малък диаметър, но се отличават с много висока плътност, една и половина милион пъти повече плътност на водата.
Бялата джудже е последният етап от еволюцията на звездата, без фадрес. Тя постепенно се охлажда. Учените смятат, че краят на белия джудже минава много бавно, във всеки случай, от началото на съществуването на вселената, изглежда, че нито един бял джудже не е страдал от "термична смърт".
Ако звездата е голяма, а масата му е повече от слънцето, тя ще се разпадне като свръхнова. По време на огнището звездата може да се срине напълно или частично. В първия случай той ще остане газов облак с остатъчните звезди. Във второто, небесното тяло на най-високата плътност остава - неутронна звезда или черна дупка.
Променливи звезди.
Според концепцията за Аристотел небесните тела на Вселената са вечни и постоянни. Но тази теория е претърпяла значителни промени с външния вид през XVII век. първите бинокли. Наблюденията, провеждани през следващите векове, показаха, че в действителност очевидното постоянство на небесните тела се дължи на липсата на оборудване за наблюдение или неговото несъвършенство. Учените заключават, че промяната е обща характеристика Всички видове звезди. По време на еволюцията звездата преминава няколко етапа, по време на които основните му характеристики - цвят и осветеност - претърпяват дълбоки промени. Те се срещат по време на съществуването на звездата и това са десетки или стотици милиони години, затова човек не може да бъде очевидец на случващото се. Някои класове звезди, които се случват промени, са фиксирани в кратки периоди от време, например за няколко месеца, дни или части от деня. Промените в промените в звезда, леките му потоци могат да бъдат объркани многократно за следващите нощи.
Измервания.
Всъщност този проблем не е толкова прост, както изглежда на пръв поглед. При измерване трябва да се вземат под внимание атмосферните условия и те се променят, а понякога и значително за една нощ. В това отношение данните за светлините на звездите се различават значително.
Много е важно да може да се разграничат тези промени в лекия поток и те са пряко свързани с блясъка на звездите, от очевидните, те се обясняват чрез промяна на атмосферните условия.
За да направите това, се препоръчва да се сравнят леките потоци на наблюдаваната звезда с други звезди - насоки, видими за телескопа. Ако промените са очевидни, т.е. свързани с промяна в атмосферните условия, те докосват всички наблюдавани звезди.
Получете правилните данни за състоянието на звездата на сцената на Коки, е първата стъпка. След това е необходимо да се създаде "крива на блясък", за да се записват възможните промени в блясъка. Тя ще покаже промяна в звездната величина.
Променливи или не.
Звезди, желаната звезда е непостоянна, наречена променливи. Някои от тях имат само променливост. Това са предимно звезди, свързани с двойната система. В същото време, когато орбиталната равнина на системата повече или по-малко съвпада с лъча на наблюдателя, може да му се струва, че една от двете звезди е напълно или частично засенчена от друга и е по-малко ярка. В тези случаи промените са периодични, периодите на промени в блясъка на Eclipse Stars се повтарят с интервал, който съвпада с орбиталния период на двойните звезди. Тези звезди се наричат \u200b\u200b"прогнозни променливи".
Следният клас звезди променлива е "вътрешни променливи". Амплитудите на осцилациите на блясъка на тези звезди зависят от физическите параметри на звездата, например от радиус и температура. В продължение на много години астрономите доведоха до променливостта на звездите. Само в нашата галактика записаха 30 000 звездни променливи. Те бяха разделени на две групи. Първият включва "експлоатационни променливи звезди". Те се характеризират с единични или повтарящи се огнища. Промените в Star Magroites Epizodichna. Класът на "еруктурните променливи" или експлозив, също така включва нова и свръхнова. Втората група е всичко останало.
Cefeida.
Има променливи звезди, блясъкът от който се променя строго периодично. Промени на определени интервали. Ако направите крива на блясък, тя ясно ще реши редовността на промените, докато формата на кривата ще забележи максимални и минимални характеристики. Разликата между максималните и минималните колебания определя голямото пространство между двете характеристики. Звездите от този тип принадлежат към "променливата пулсираща". На кривата на гланц може да се заключи, че блясъкът на звездата се увеличава по-бързо от намаляванията.
Променливи звезди са разделени на класове. Прототипната звезда се приема за критерия, тя дава името на класа. Cefeida може да бъде примерен като пример. Това име идва от звездата Cefhea. Това е най-лесният критерий. Има и други - звездите са разделени на спектри.
Променливите звезди могат да бъдат разделени на подгрупи в различни критерии.
Двойни звезди.
Звездите на небесната арка са съществували под формата на клъстери, асоциация, а не като единични тела. Звездните клъстери могат да бъдат пълни със звезди много дебели или не.
Може да има по-близки връзки между звездите, ние говорим за двойни системи, докато астрономите се наричат. В чифт звезди еволюцията сама пряко засяга втората.
Отваряне.
Откриването на двойни звезди, в момента те се наричат \u200b\u200bтака наречени едно от първите открития, извършени с помощта на астрономически бинокли. Първият двойка от този тип звезди става мицар от съзвездието на голяма мечка. Откриване на италиански астроном Риколи. Като се има предвид огромният брой звезди във Вселената, учените стигнаха до заключението, че Мицар сред тях не е единствената двойна система и е прав, скоро наблюдението е потвърдено от тази хипотеза. През 1804 г. Уилям Хершел, известен с астроном, посветил 24 години на научни наблюдения, публикува директория, включваща описание на около 700 двойни звезди. Първоначално учените не знаеха точно дали компонентите на двойната система са физически свързани помежду си.
Някои ярки умове вярваха в това двойни звезди Звездна асоциация работи като цяло, особено в чифт блясък на компонентите не е същото. В това отношение впечатлението е създадено, че не са близо. За да се изясни истинската позиция на телата, беше необходимо да се измери паралактните премествания на звездите. Това се занимаваше с Хершел. В най-голяма изненада, паралатното преместване на една звезда към друга по време на измерването даде неочакван резултат. Хершел забеляза, че вместо симетрични трептения с период от 6 месеца, всяка звезда следва сложния елипсоиден път. В съответствие със законите на небесната механика два тела, свързани със силата на привличането, се движат по елиптична орбита. Наблюденията на Хершел потвърдиха тезата, че двойните звезди са физически свързани, т.е. сили.
Класификация на двойни звезди.
Различават се три основни класа двойни звезди: визуална двойна, двойна фотометрична и спектрална двойна. Тази класификация не отразява напълно вътрешните различия в класовете, но дава представа за звездата.
Двойствеността на визуалните двойни звезди е ясно видима за телескопа, тъй като те се движат. В момента се идентифицират около 70 000 визуални двойки, но само 1% от тях са точно определени орбита.
Такава цифра (1%) не трябва да се изненадва. Факт е, че орбиталните периоди могат да бъдат няколко десетилетия, освен ако няма векове. И да се изгради начин в орбита - много усърдна работа, изискваща многобройни изчисления и наблюдения от различни обсерватории. Много често учените имат само фрагменти от движението на орбитата, а останалата част от пътя възстановяват дедуктивния метод, използвайки наличните данни. Трябва да се има предвид, че орбиталната равнина на системата може да се наклони на гледката с лъч. В този случай пресъздадената орбита (видима) ще се различава съществено от истинската.
Ако истинската орбита е дефинирана, периодът на кръвообращението и ъгловата разстоянието между двете звезди е известна, може, прилагането на третия закон на Cappler, определящ сумата на масовите компоненти на системата. Разстоянието на двойните звезди към нас също трябва да бъде известно.
Двойни фотометрични звезди.
На дуалността на тази система от звезди може да се прецени само в периодични флуктуации на гланц. Когато се движите, такива звезди се блокират взаимно. Те също се наричат \u200b\u200b"сложни двойни звезди". Тези звезди равнината на орбитите са близо до посоката на лъча на зрението. По-голямата зона заема затъмнение, толкова по-изразен блясък. Ако анализирате кривата на гланц на двойни фотометрични звезди, можете да определите наклона на орбиталната равнина.
Използвайки кривата на гланц, можете да определите орбиталния период на системата. Ако, например, два затъмнения са фиксирани, кривата на блясъка ще има два спад (минимум). Периодът от време, за който три последователни намаления върху кривата на блясъка съответства на орбиталния период.
Периодите на двойни фотометрични звезди са много по-къси от периодите на визуални двойни звезди и съставляват период от няколко часа или няколко дни.
Спектрални двойни звезди.
Използвайки спектроскопия, можете да забележите разделянето на спектралните линии, дължащи се на ефекта на доплера. Ако един от компонентите е слаба звезда, се наблюдава само периодичното колебание на позициите на единични линии. Този метод се използва в случая, когато компонентите на двойната звезда са много близки един до друг и е трудно да се идентифицира с помощта на телескоп като визуални двойни звезди. Двойни звезди, определени от спектроскопа и доплеров ефекта, се наричат \u200b\u200bспектрални двойни. Не всички двойни звезди са спектрални. Могат да се прилагат два компонента на двойните звезди и се приближават на радиалната посока.
Наблюденията показват, че двойните звезди се намират главно в нашата галактика. Трудно е да се определи процентното съотношение на двойни и единични звезди. Ако действате в метода на изваждане и от цялата звезда, да извадите броя на идентифицираните двойни звезди, може да се заключи, че те представляват малцинство. Това заключение може да бъде погрешно. В астрономията има концепция за "ефект на подбор". За да се определи дуалността на звездите, е необходимо да се идентифицират основните им характеристики. За това ви трябва добро оборудване. Понякога е трудно да се дефинират двойни звезди. Например, визуалните двойни звезди не винаги могат да се видят на високото разстояние от наблюдателя. Понякога ъгловото разстояние между компонентите не се фиксира от телескопа. За да се коригират фотометрични и спектрални двойни звезди, техният блясък трябва да бъде достатъчно силен, за да събере модулацията на светлинния поток и да измерва старателно дължината на вълната в спектралните линии.
Броят на звездите, подходящи във всички параметри за изследване, не е толкова голям. Според теоретичните разработки може да се предположи, че двойните звезди варират от 30% до 70% от звездата.
Нови звезди.
Променливи Експлозивни звезди се състоят от бяло джудже и звездите на основната последователност, като слънцето или след последователността, като червен гигант. И двете звезди следват тясна орбита с честота от няколко часа. Те са близо един до друг и затова те взаимодействат внимателно и причиняват грандиозни явления.
От средата на XIX век учените фиксират на оптичната лента с променлива експлозивни звезди преобладават лилав цвят В определено време, този феномен съвпада с присъствието на пикове на кривата на гланц. Според този принцип звездите са разделени на няколко групи.
Класически нови звезди.
Класическите нови звезди се различават от променливите на експлозива, тъй като техните оптични огнища нямат повтарящ се природа. Амплитудата на кривата на техния блясък е ясна и повишаването на максималната точка се случва значително по-бързо. Обикновено те достигат максималния блясък за няколко часа, през този период от време нова звезда придобива звездна величина, равна на около 12, т.е. светлинният поток се увеличава с 60 000 единици.
По-бавният процес на повдигане до максимум, толкова по-рядко се променя в блясъка. Новата звезда е скоро оставена в "максималната" позиция, обикновено този период отнема време от няколко дни до няколко месеца. Тогава блясъкът започва да намалява, първо бързо, после по-бавно до обичайното ниво. Продължителността на тази фаза зависи от различните обстоятелства, но продължителността му е най-малко няколко години.
В нови класически звезди, всички тези явления са придружени от неконтролирани термоядрени реакции, които се срещат в повърхностните слоеве от бяло джудже, то има "привлечени" водород от втория компонент на звездата. Новите звезди винаги са двойни, един от компонентите е непременно бял джудже. Когато масата на звездните компоненти тече до бяло джудже, водородът започва да се свива и нагрява, съответно, температурата се повишава, хелийът се нагрява. Всичко това се случва бързо, драматично, резултатът е светкавица. Излъчващата повърхност се увеличава, блясъкът на звездата става ярък, върху кривата на блясъка се фиксира.
По време на активната фаза на огнището новата звезда достига максималния блясък. Максималната стойност на абсолютната звезда е около -6 до -9. Новите звезди Тази цифра се постига по-бавно, в променливи експлозивни звезди - по-бързо.
В други галактики съществуват нови звезди. Но това, което наблюдаваме, е само тяхната видима звездна количеството, е невъзможно да се определи абсолютното, тъй като точното им разстояние до земята е неизвестно. Въпреки че по принцип можете да научите абсолютната величина на звезда на новото, ако е в максималната близост до друга нова звезда, разстоянието до което е известно. Максималната абсолютна стойност се изчислява от уравнението: \\ t
M \u003d -10.9 + 2.3log (t).
t е времето, за което кривата на гланцът на нова звезда спада до 3 звезди.
Джуджета нови звезди и повтарящи се нови.
Най-близките роднини на нови звезди са джуджета нови звезди, техният прототип "U близнаци". Техните оптични огнища са почти подобни на светкавицата на нови звезди, но има разлики в кривите на блясъка: техните амплитуди са по-малко. Отбелязват се разликите и в повторяемостта на огнища - в нови звезди на джуджета те се случват повече или по-малко редовно. Средно всеки път в 120 дни, но понякога след няколко години. Оптичните огнища на нови трайни от няколко часа до няколко дни, след което няколко седмици блясък намалява и накрая достига редовно ниво.
Съществуващата разлика може да се обясни с различни физически механизми, провокиращи оптично огнище. В "U близнаците" възникват огнища поради внезапна промяна в съотношението на интереса към бялото джудже - неговото увеличение. В резултат на това има огромна емисия на енергия. Наблюдения за новите звезди на джуджетата в фазата на затъмнение, т.е. когато бялото джудже и дискът около нея са затворени от звездата - системния компонент, то е точно посочено, че е бяло джудже, или по-скоро неговият диск е светлина източник.
Повтарянето на нови звезди са сред средните между класическите нови и джуджета нови звезди. Както следва от името, техните оптични огнища се повтарят редовно, което ги свързва с нови джуджета, но това се случва след няколко десетилетия. Главният блясък По време на огнището е по-изразен и е около 8 звезди, тази функция ги води до класически нови звезди.
Разпръснати звездни клъстери.
Разпръснати звездни клъстери намират лесно. Те се наричат \u200b\u200bгалактически клъстери. Говорим за формациите, които включват от няколко десетки до няколко хиляди звезди, повечето от които са видими за невъоръженото око. Звездни клъстери се появяват пред наблюдателя като част от небето, гъсто разширена от звездите. По правило такива области на концентрацията на звездите са добре забележими в небето, но това се случва, и е доста рядко, че клъстерът е почти неразличим. За да се определи дали небето на небето е звезден клъстер или реч за звездите, просто разположени един до друг, трябва да изучава движението си и да определи разстоянието до Земята. Звезди, компоненти на клъстерите, се движат в една посока. Освен това, ако звездите, които не са далеч един от друг, са разположени на същото разстояние от слънчевата система, те, разбира се, са взаимосвързани от силите на привличането и представляват разпръснати натрупване.
Класификация на звездните клъстери.
Дължината на тези звезди варира от 6 до 30 светлинни години, средната дължина е около дванадесет светлинни години. В звездните клъстери звездите са концентрирани хаотични, несистематични. Натрупването няма ясно изразена форма. При класифицирането на звездни клъстери трябва да се вземат предвид ъглови размери, приблизителен общ брой звезди, степента на тяхната концентрация в клъстера и разликата в блясъка.
През 1930 г. американският астроном Robert Sprumpler предложи да класифицира клъстерите в следващите параметри. Всички клъстери бяха разделени на четири класа на принципа на концентрация на звезди и означени римски числа от i до IV. Всеки от четирите класа е разделен на три подкласа за еднаквост на блестящите звезди. Първият подклас включва клъстери, в които звездите имат около една степен на осветеност, на третата - със значителна разлика в това отношение. След това американски астроном въведе още три категории класификации на звездните клъстери по броя на звездите, включени в натрупването. Първата категория "P" включва системи, в които по-малко от 50 звезди. Вторият "m" е клъстер с от 50 до 100 звезди. Трето - с повече от 100 звезди. Например, в съответствие с тази класификация, звездният клъстер, определен в каталога като "I 3P", е система, състояща се от по-малко от 50 звезди, гъсто концентрирани в небето и притежаването на различни степени гланц.
Еднородност на звездите.
Всички звезди, принадлежащи към всеки абсолютен звезден клъстер характер - Еднородност. Това означава, че те са формирани от същия газов облак и първото съществуване имат същия химически състав. Освен това има предположение, че всички те се появяват едновременно, т.е. имат същата възраст. Разликите, които съществуват между тях, могат да бъдат обяснени с различен напредък на развитие и това се определя от масата на звездата от самото му създаване. Известни са учени, че основните звезди имат по-малък срок на съществуване в сравнение с малки звезди. Големи се развиват значително по-бързо. По принцип разпръснатите звездни клъстери са небесни системи, състоящи се от сравнително млади звезди. Този вид звездни клъстери се разгръща главно в спираловидните клонове на Млечния път. Това бяха тези сайтове, които бяха в последните и активните зони на звездите. Изключения са клъстери NGC 2244, NGC 2264 и NGC6530, тяхната възраст е равна на няколко десетки милиони години. Това е кратко време за звездите.
Възраст и химически състав.
Звездите от разпръснати звездни клъстери са взаимосвързани със силата на привличането. Но поради факта, че тази връзка не е достатъчно силна, разпръснатите клъстери могат да се разпаднат. Това се случва дълго време. Процесът на разпускане е свързан с влиянието на тежестта на единичните звезди, разположени близо до клъстера.
Старите звезди в състава на разпръснатите звездни клъстери са практически не. Въпреки че има изключения. Първо, това се отнася до големи клъстери, в които връзката между звездите е много по-силна. Съответно възрастта на тези системи е по-голяма. Сред тях може да се отбележи NGC 6791. Съставът на това звездно натрупване включва около 10 000 звезди, нейната възраст е около 10 милиарда години. Орбитите на големи звездни клъстери ги вземат дълъг период Времето е далеч от равнината на галактиката. Съответно те имат по-малко възможности да се срещнат с големи молекулярни облаци, които могат да доведат до разпускане на звездния клъстер.
Звездите на разпръснатите звездни клъстери са подобни на химическия състав със слънцето и други звезди на галактическия диск. Разликата в химическия състав зависи от разстоянието от центъра на галактиката. По-далеч от центъра се намира звездният клъстер, толкова по-малко елементи от металната група съдържа. Химичният състав също зависи от възрастта на звездния клъстер. Това се отнася за единични звезди.
Клъстери с топки звезди.
Клъстерите със звездички, номериращи стотици хиляди звезди, имат много необичайна гледка.: Те имат сферична форма, а звездите са концентрирани в тях толкова плътно, че дори и с помощта на мощни телескопи е невъзможно да се прави разлика между единични обекти. Има силна концентрация на звезди към центъра.
Проучванията на клъстерите с топки са важни в астрофизиката по отношение на изучаването на еволюцията на звездите, процеса на образуване на галактики, изучаване на структурата на нашата галактика и определянето на възрастта на Вселената.
Форма на млечния път.
Учените установиха, че акумулациите на топката са оформени в началния етап на образуването на нашата галактика - протоглактичният газ има сферична форма. По време на гравитационното взаимодействие до завършване на компресията, което доведе до образуването на диска, съсиреците на веществото, газът и прахът бяха извън нея. От тях бяха оформени топките от звездни клъстери. И те се образуваха, преди дискът да се появи и останал там, където са били оформени. Те имат сферична структура, ореол, около който се намира самолетът на галактиката по-късно. Ето защо клъстерите с топки са разположени симетрично млечен път.
Проучване на проблема с местоположението на клъстерите с топки, както и измерванията на разстоянието от тях до слънцето, позволено да се определи тяхната продължителност на нашата галактика в центъра - тя е 30 000 светлинни години.
Топките на звездните клъстери по време на произход са много стари. Тяхната възраст е 10-20 милиарда години. Те представляват най-важния елемент на Вселената и несъмнено познаването на тези формации ще има значителна помощ при обяснението на явленията на Вселената. Според учените възрастта на тези звездни клъстери е идентична с възрастта на нашата галактика и тъй като всички галактики са формирали по едно и също време, това означава, че възрастта на вселената може да бъде определена. За това трябва да се добави възрастта на звездите на точките от появата на вселената преди образуването на галактики. В сравнение с възрастта на точките, това е много малък период от време.
Вътре в ядрата на купчиците.
За централните райони на този вид клъстери се характеризира висока степен на концентрация на звезди, около хиляда пъти повече, отколкото в съседните зони. През последното десетилетие стана възможно да се разгледат ядките на топките звезди или по-скоро тези небесни обекти, които са в самия център. От голямо значение е в областта на изучаването на динамиката на звездите, включени в основата, по отношение на получаването на информация за небесните тела, свързани с атракционните сили - звездните клъстери принадлежат към тази категория, - както и в Условия за изучаване на взаимодействието между звездите на клъстерите чрез наблюдение или обработка на данни на компютъра.
защото висока степен Концентрациите на звездите се появяват в най-реалните сблъсъци, например се формират нови обекти, например звезди, които имат свои собствени характеристики. Може да се появят двойни системи, това се случва, когато сблъсъкът на две звезди не води до тяхното унищожаване, а взаимно скърбящи поради гравитацията.
Семейство на чорапогащи чорапи.
Точките звезди на натрупването на нашата галактика са нехомогенно образование. Има четири динамични семейства на принципа за отстраняване от центъра на галактиката и химичния състав. Някои сферични клъстери имат повече химически елементи на група метали, други - по-малко. Степента на метали зависи от химичния състав на междузвездната среда, от която са оформени небесните обекти. Точките с по-малък брой метали са по-стари, те се намират в галактиката Гало. По-големият състав на метала е характерен за по-младите звезди, те са образували от средната стойност, която вече е обогатена от метали, дължащи се на огнища на свръхнови, - до това семейство включват "дискерски клъстери", разположени на галактически диск.
В ореола се намират "звездни клъстери на вътрешността на ореола" и "звездни клъстери на външната част на хало". Има и "звездни клъстери на периферната част на хало", разстоянието, от което до центъра на галактиката е най-голямото.
Ефект на околната среда.
Звездни клъстери се изучават и разделят на семейства, а не в името на класификацията като фирма. Класификацията играе голяма роля в изследването на ефекта от заобикалящите се звездни клъстери на средата върху нейната еволюция. В този случай говорим за нашата галактика.
Безспорно натрупване на звезди има огромно влияние на гравитационното поле на галактиката. Точките звездите на клъстерите се движат около галактическия център в елиптични орбити и периодично пресичат галактиката. Това се случва повече от 100 милиона години.
Гравитационното поле и приливните издатини, излъчвани от галактическата равнина, са толкова интензивно, действащи върху звездния клъстер, който постепенно започва да се разлага. Учените смятат, че някои стари звезди, които в момента са разположени в галактиката, някога са били част от топката звезди. Сега те вече се сринаха. Смята се, че около 5 звездни клъстери се разлагат за милиард години. Това е пример за влиянието на галактическата среда върху динамичната еволюция на звездите на топката.
Под действието на гравитационното влияние на галактическия диск върху натрупването на звездите се случва промяна в продължителността на натрупването. Говорим за звезди, разположени далеч от центъра на клъстера, върху тях повече от Силата на атракция на галактически диск, а не самото звездно натрупване. Има "изпаряване" на звездите, размерът на натрупването се намалява.
Supernova stars.
Звездите също се раждат, растат и умират. Краят им може да бъде бавен и постепенно или остър и катастрофален. Характерно е за звездите на много големи размери, които завършват съществуването на огнище, това са свръхестествени звезди.
Откриване на супернова звезди.
От векове същността на Supernova е неизвестна от учените, но наблюденията са извършени от незапомнени времена. Много супернови звезди са толкова ярки, че могат да се видят с просто око, а понякога и през деня. Първото споменаване на тези звезди се появява в древните хроники през 185 г. АД. Впоследствие те се наблюдават редовно и стриктно фиксирани всички данни. Например съдебни астрономи на императори Древен Китай Много от отворените свръхнови дни са се регистрирали много години.
Сред тях трябва да се отбележи свръхнава, която светна през 1054 г. сл. Хр. В съзвездието Телец. Останалата част от тази супернова се нарича "рак мъглявина", поради характерната форма. Систематичните наблюдения на Supernova Stars западни астрономи започнаха да водят късно. Само до края на XVI век. Имаше споменаване за тях в научни документи. Първите наблюдения на силите на супернова на европейските астрономи принадлежат на 1575 и 1604. През 1885 г. е открита първата Supernova Star в Galaxy Andromeda. Направи го от баронеса Берта де primanitskaya.
От 20-те години на XX век. Благодарение на изобретението, отворът за отваряне на фотопластин следва един след друг. В момента те са отворени за хиляди. Supernovoe изисква голямо търпение и постоянно наблюдение на небето. Звездата трябва да бъде не само много ярка, поведението му трябва да бъде необичайно и непредсказуемо. "Ловците" зад Supernova не са толкова много, а над десет астронома могат да се похвалят, че в живота им се отвори повече от 20 свръхнови. Palm Championship в такава интересна класификация принадлежи на Фред Звика - от 1936 г. той идентифицира 123 звезди.
Какво е супернова звезди?
Supernovove - внезапно мига звезди. Тази светкавица е катастрофално събитие, краят на еволюцията на звездите на големи размери. По време на огнища, радиационната енергия достига 1051 ERG, което е сравнимо с енергията, излъчвана през целия му живот. Механизмите, причиняващи огнища в двойни и единични звезди, са различни.
В първия случай светкавицата се появява при условие, че втората звезда в двойната система е бяла джудже. Белите джуджета са сравнително малки звезди, масата им съответства на масата на слънцето, в края на краищата " живот»Те имат размера на планетата. Бялата джуджета взаимодейства с двойката си в гравитационен план, той "краде" веществото от повърхностните слоеве. "Заеманото" вещество се загрява, започват ядрени реакции, настъпва светкавица.
Във втория случай звездата светва, това се случва, когато няма повече условия за термоядрени реакции в нейните дълбочини. На този етап преобладава гравитацията, а звездата започва да свива бързи темпове. Благодарение на острите отопление, неконтролируемите ядрени реакции започват да се появяват в ядрото на звездите, енергията се освобождава като светкавица, причинявайки унищожаването на звездата.
След избухването остава газът, той се разпространява в пространството. Това е "супернова остатъци" - това, което остава от повърхностните слоеве на експлодираната звезда. Морфологията на остатъците от свръхнова е различна и зависи от условията, в които има светкавица на звездата - "агенции", и от характерните му вътрешни черти. Разсмяването на облака се случва по различен начин в различни посоки, което е свързано с взаимодействие с междузвездния газ, той може значително да промени формата на облака в продължение на хиляди години.
Характеристика на свръхнови.
SuperNovove е вариант на еруктурните променливи на звездите. Подобно на всички променливи, суперновите звезди се характеризират с крива на гланц и лесно разпознаваеми знаци. На първо място, Supernova се характеризира с бързо увеличаване на блясъка, той продължава няколко дни, докато максималният достигне, този период е около десет дни. Тогава блясъкът започва да намалява - първо несистематично, след това последователно. Изучавайки кривата на блясъка, можете да проследите динамиката на огнището и да изследвате нейната еволюция. Част от кривата на гланц от началото на повишаването до максимум съответства на светкавицата, последващото спускане означава разпространението и охлаждането на газовата обвивка.
Бели джуджета.
В зоологическата градина има голям набор от звезди, различни по размер, цвят и гланц. Сред тях са особено впечатляващи "мъртви" звезди, вътрешната им структура е значително по-различна от структурата на обикновените звезди. Категориите на мъртвите звезди включват звезди от големи размери, бели джуджета, неутронни звезди и черни дупки. Благодарение на високата плътност на тези звезди, те се класифицират като "криза".
Отваряне.
Първоначално същността на белите джуджета беше пълна загадка, известна е само, че те са висока плътност в сравнение с конвенционалните звезди.
Първият отворен и изучен бял джудже беше Сириус Б, няколко Сириус - много светла звезда. Прилагане на третия закон на Кеплер, астрономите изчисляват масата на Sirius B: 0.75-0.95 слънчева маса. От друга страна, нейният блясък е значително по-нисък от слънчевия. Звездният блясък е свързан с площада на радиуса. След анализ на номерата, астрономите стигнаха до заключението, че размерът на Сириус е малък. През 1914 г. звездният спектър на Sirius B се определя от температурата. Знаейки температурата и блясъка, те изчисляват радиуса - 18 800 километра.
Първи проучвания.
Полученият резултат бележи откриването на нов клас звезди. През 1925 г. Адамс измерва дължината на вълната на някои радиационни линии в Sirius B Spectrum и установи, че е повече от предполагаемо. Червеното изместване се вписва в рамките на теорията на относителността, няколко години преди събитията на Айнщайн отворени Айнщайн. Използвайки теорията на относителността, Адамс успя да изчисли радиуса на звездата. След отварянето на още две подобни на Sirius B Stars Arthur Eddington заключи, че във Вселената има много такива звезди.
Така че съществуването на джуджета е установено, но тяхната природа все още остава загадка. По-специално, учените не могат да разберат как масата като слънчево може да се побере в такова малко тяло. Eddrton стига до заключението, че "с такава гъвкавост с висока плътност губи своите свойства. Най-вероятно белите джуджета се състоят от дегенериран газ. "
Същността на белите джуджета.
През август 1926 г. Енрико Ферми и Пол Дирак разработиха теорията, описваща състоянието на газ при условия на много висока плътност. Използването му, Фаулър през същата година намери обяснение за стабилната структура на белите джуджета. Според него, поради високата плътност, газът в червата на бялото джудже е в дегенеративно състояние, а налягането на газа е почти независимо от температурата. Стабилността на бялото джудже се поддържа от факта, че силата на газа се противопоставя на натиска на джуджето. Проучването на белите джуджета продължава индийския физик Чандрайехар.
В един от творбите си, публикуван през 1931 г., той прави важно отваряне - масата на белите джуджета не може да надвишава определена граница, тя е свързана с техните химичен състав. Този лимит е 1.4 от масата на слънцето и се нарича "лимит на Canderkar" в чест на учения.
Почти тон в cm3!
Както следва от името, белите джуджета са малки звезди. Дори ако масата им е равна на масата на слънцето, те все още са по размер, те изглеждат като планета на типа на земята. Радиусът им е около 6000 км - 1/100 от радиуса на слънцето. Като се има предвид масата на белите джуджета и техния размер, можете да направите само едно заключение - тяхната плътност е много висока. Кубичният сантиметър от бели джуджета тежи почти тон на земните стандарти.
Такава висока плътност води до факта, че гравитационното поле на звездите е много силно - приблизително 100 пъти слънчевата енергия е по-дълга и със същата маса.
Основни характеристики.
Въпреки че ядрените реакции вече не се срещат в ядрото на белите джуджета, температурата му е много висока. Топлината се втурва към повърхността на звездата и след това се разпространява във външно пространство. Самите звезди бавно се охлаждат, докато станат невидими. Повърхностната температура на "младите" бели джуджета е около 20 000-30000 градуса. Белите джуджета са не само бял цвятИма вирели. Въпреки високата повърхностна температура, поради малкия размер, светлината е ниска, абсолютната стойност на звездата може да бъде 12-16. Белите джуджета се охлаждат много бавно, затова ги виждаме в такива големи количества. Учените имат възможност да изучават основните си характеристики. Белите джуджета са включени в г-н Диаграма, те заемат малко място под главната последователност.
Неутронни звезди и пулсари.
Името "Pulsar" идва от английската комбинация от "пулсираща звезда" - "пулсираща звезда". Характерна особеност на пулсарите, за разлика от други звезди, не е постоянна радиация, а редовно импулсно радио емисии. Импулсите са много бързи, продължителността на един пулс трае от хиляди секунди от секундата, най-много, няколко секунди. Формата на импулса и периоди на различни пулсари на неравномерно. Поради строгата периодичност на радио емисиите, пулсарите могат да се разглеждат като космически хронометри. С течение на времето периодите намаляват до 10-14 s / s. Всяка секунда, периодът се променя с 10-14 секунди, т.е. намаление се среща около 3 милиона години.
Редовни сигнали.
Историята на отварянето на пулсарите е доста интересна. Първият PSR 1919 + 21 Pulsar е записан през 1967 г. Belle и Anthony Hewish от университета в Кеймбридж. Bell, млад физик, проведен изследвания в областта на радио астрономията, за да потвърди представените от тях теза. Изведнъж той открил радиосигнал за умерена интензивност в регион близо до галактическата равнина. Странността беше, че сигналът е бил прекъснат - той изчезва и отново се случва чрез редовни интервали в 1.377 секунди. Казва се, че Bell Jogging отиде при своя професор, за да го информира за отварянето, но последният не го отделя, като вярваше, че става дума за радиосигнал от земята.
Въпреки това сигналът продължи да се проявява независимо от земната радиоактивност. Това показва, че източникът на външния му вид все още не е създаден. Веднага след като данните за откриването бяха публикувани, многобройните предположения възникват, че сигналите преминават от призрак извънземна цивилизация. Но учените успяха да разберат същността на пулсарите без помощта на чужди светове.
Същността на пулсарите.
След първия, бяха отворени много повече пулсари. Астрономите заключиха, че тези небесни тела принадлежат към източниците на импулсна радиация. Най-многобройните обекти на Вселената са звездите, така че учените решават, че тези небесни тела вероятно ще се отнасят до класа звезди.
Бързото движение на звездата около нейната ос е най-вероятно причината за вълни. Учените измерени периоди и се опитват да определят същността на тези небесни тела. Ако тялото се върти със скорост, по-голяма от някаква максимална скорост, тя се разпада под влиянието центробежни сили. Така че, трябва да има минимална стойност на периода на въртене.
От извършените изчисления, трябва да бъде това да се завърти звездата с период, измерен с хилядни от секундата, плътността му трябва да бъде около 1014 g / cm3, както в атомните ядра. За по-голяма яснота е възможно да се донесе такъв пример - да си представите маса, равна на Everest, в обема на парче захар.
Неутронни звезди.
От тридесетте години учените приемат, че има нещо подобно в небето. Неутронните звезди са много малки, супер-деликатни небесни тела. Тяхната маса е около 1,5 маса на слънцето, концентрира се в радиус от около 10 км.
Неутронните звезди се състоят главно от неутрони - частици, лишени от електрически заряд, който заедно с протони представляват ядрото на атома. Благодарение на високата температура в дълбините на звездата, веществото е йонизирано, електроните съществуват отделно от ядрата. С такава висока плътност всички ядки се разпадат в техните неутрони и протони. Неутронните звезди са крайният резултат от еволюцията на голяма маса. След източниците на термоядрен енергиен изтощение в дълбините му тя избухва рязко като свръхнова. Външните звезди на звездата се връщат в пространството, в ядрото се образува гравитационен колапс, се образува гореща неутронна звезда. Процесът на колапс отнема част от секундата. В резултат на колапса тя започва да се върти много бързо, с периоди в хиляди секунди от секундата, която е типична за пулсара.
Радиация на гнездото.
В неутронна звезда няма източници на термолуклеарни реакции, т.е. Те са неактивни. Радиацията на вълни не е от червата на звездите, но отвън, от зоните около повърхността на звездата.
Магнитното поле на неутронните звезди е много силно, в милиони пъти по-голямо от магнитното поле на слънцето, тя спира пространството, създавайки магнитосфера.
Неутронната звезда излъчва в магнитосферата на електрони и позитрони, те се въртят със скорост близо до скоростта на светлината. Магнитното поле засяга движението на тези елементарни частици, те се движат по електропроектите, следвайки спиралата на спиралата. Така те се освобождават от кинетичната енергия под формата на електромагнитно излъчване.
Периодът на въртене се увеличава поради намаляването на ротационната енергия. На стари пулса, периодът на пулсация е по-дълъг. Между другото, не винаги периода на пулсация е строго периодичен. Понякога той се забавя рязко, че е свързан с явленията, носещи името "Glitches" - това е резултат от "microswitters".
ЧЕРНИ ДУПКИ.
Образът на небесната арка влияе върху разнообразието от форми и цветове на небесните тела. Какво не е само във вселената: звезди от всякакви цветове и размери, спирални галактики, мъглявина на необичайни форми и цветен хамс. Но в този "космически зоопарк" има "копия", вълнуващ специален интерес. Това са още по-загадъчни небесни тела, тъй като е трудно да ги наблюдават. Освен това тяхната природа не е напълно изяснена. Сред тях специално място принадлежи на "черни дупки".
Скорост на движение.
В ежедневната реч, изразът "черна дупка" означава нещо бездънна, където нещо се провали и никой няма да знае какво се е случило с нея в бъдеще. Какви са черните дупки в действителност? За да разберем това, ние ще се върнем в историята преди два века. През XVIII век френската математика Пиер Саймън де Лаплас въведе този термин за първи път при изучаването на теорията на гравитацията. Както знаете, всяко тяло, което има определена маса, е земя, например, има гравитационна област, тя привлича околните тела.
Ето защо оценката на най-високата точка пада на земята. Ако същата зависимост да се откажете напред, тя ще преодолее известно време привличането на земята и ще лети на известно разстояние. Минималната необходима скорост се нарича "скорост на движение", тя е 11 km / s. Скоростта на движение зависи от плътността на небесното тяло, което създава гравитационно поле. Колкото по-плътност трябва да бъде скорост. Съответно, можете да предложите предположението като два века Laplace, която във вселената има тела с такава висока плътност, че скоростта на тяхното движение надвишава скоростта на светлината, т.н., 300 000 km / s.
В този случай дори светлината може да даде на силата на привличането на такова тяло. Подобен орган не може да излъчва светлина и в това отношение ще остане невидим. Можем да го представим като огромна дупка, на снимката - черно. Без съмнение теорията, формулирана от LAPLAS, тя не носи време от време и изглежда твърде опростен. Въпреки това, по време на Лаплас, не е формулирана квантова теория, и от концептуална гледна точка, отчитането на светлината като материално тяло като че ли е глупост. В самото начало на XX век с външен вид и развитие квантова механика Стана известно, че светлината при някои условия действа като материална радиация.
Тази разпоредба е разработена в теорията на относителността на Алберт Айнщайн, публикувана през 1915 г., а в произведенията на германската физика Карл Шварцшилд през 1916 г. той ръководи математическата база под теорията на черни дупки. Светлината също може да бъде обект на действие на силата на привличане. Преди два века Laplas докосна много важен проблем по отношение на развитието на физиката като наука.
Как се появяват черни дупки?
Явлението, което говорим за името "черни дупки" през 1967 г. поради американската астрофизика Джон Уидър. Те са крайният резултат от еволюцията на големи звезди, чиято маса е над пет от слънчевите маси. Когато всички резерви на ядрено гориво са изтощени и реакцията вече не се случва, идва смъртта на звездата. След това съдбата му зависи от масата му.
Ако масата на звездата е по-малка от масата на слънцето, тя продължава да се свива, докато не излезе. Ако масата е значителна, звездите експлодират, тогава говорим за свръхнови. Звездата оставя зад следите, - когато в ядрото се извършва гравитационен колапс, цялата маса отива на топката на компактните размери с много висока плътност - 10 000 пъти повече от това на ядрото на атома.
Относителни ефекти.
За учените черните дупки са великолепна природна лаборатория, която позволява експерименти по различни хипотези по отношение на теоретичната физика. Според теорията на относителността на Айнщайн, законите на физиката влияят върху местното сфера на привличане. По принцип времето тече по различни начини до гравитационните полета с различна интензивност.
В допълнение, черната дупка засяга не само за известно време, но и на заобикалящото пространство, което засяга нейната структура. Според теорията на относителността, наличието на силно гравитационно поле, произтичащо от такова мощно небесно тяло, като черна дупка, изкривява структурата на заобикалящото пространство и неговите геометрични данни се променя. Това означава, че черна дупка На кратко разстояние, свързващо две точки, няма да бъде права линия, а крива.
Зареждане...