Що ми знаємо про зірок. Цікаві факти про зірок - небесних тілах
У Плешакова виникла хороша ідея - створити для дітей атлас, за яким легко визначати зірки і сузір'я. Наші вчителі цю ідею підібрали і створили свій атлас-визначник, який ще більш інформативний і наочний.
Що таке сузір'я?
Якщо в ясну ніч підняти в небо очі, то можна побачити безліч блискучих, різних за розміром вогників, які немов розсип діамантів, прикрашають небосхил. Ці вогники називаються зірки. Частина з них как-будто зібрані в скупчення і при тривалому розгляданні їх можна розділити на певні групи. Такі групи осіб назвав «сузір'я». Деякі з них можуть нагадувати форму ковша або вигадливі обриси тварин, проте, багато в чому, це лише плід уяви.
Багато століть астрономи намагалися вивчити такі скупчення зірок і надавали їм містичні властивості. Люди намагалися їх систематизувати і знайти загальну закономірність, так і з'явилися сузір'я. Протягом довгого часу сузір'я ретельно вивчалися, деякі розбивали на більш маленькі, і вони переставали існувати, а деякі після уточнення просто коректувалися. Наприклад, сузір'я Арго було поділено на більш дрібні сузір'я: Компас, Кіль, Парус, Корми.
Історія походження назв сузір'їв також дуже цікава. Для полегшення запам'ятовування їм давали назви, об'єднані однією стихією або літературним твором. Наприклад, було помічено, що в період сильних дощів Сонце встає з боку певних сузір'їв, яким дали такі назви: Козеріг, Кіт, Водолій, сузір'я Риб.
Щоб привести все сузір'я до певної класифікації, в 1930 році на засіданні Міжнародного астрономічного союзу було прийнято рішення про офіційну реєстрацію 88 сузір'їв. Згідно з ухваленим рішенням сузір'я складаються не з груп зірок, а являють собою ділянки зоряного неба.
Які бувають сузір'я?
Сузір'я розрізняються по числу і яскравості зірок, що входять до його складу. Виділяють 30 найпомітніших груп зірок. Найбільш протяжним за площею сузір'ям вважається Велика Ведмедиця. До її складу входить 7 яскравих і 118 видимих \u200b\u200bнеозброєним поглядом зірок.
Найменше сузір'я, розташоване в південній півкулі, називають Південний Хрест і побачити його неозброєним оком неможливо. Воно складається з 5 яскравих і 25 менш помітних зірок.
Малий Кінь є найменшим сузір'ям північної півкулі і складається з 10 слабких зірок, яких можна побачити неозброєним поглядом.
Найкрасивішим і яскравим вважається сузір'я Оріона. У його склад входить 120 зірок, видимих \u200b\u200bнеозброєним оком і з них 7 дуже яскравих.
Всі сузір'я умовно ділять на розташовані в південному або північній півкулі. Тим, хто живе в південній півкулі Землі, що не видно скупчення зірок, розташовані в північному і навпаки. З 88 сузір'їв, 48 знаходяться в південній півкулі, а 31 - у північному. Решта 9 груп зірок розташовані в обох півкулі. Північна півкуля легко визначити по Полярної зірки, яка завжди дуже яскраво світить на небосхилі. Вона є крайньою зіркою на ручці ковша Малої Ведмедиці.
У зв'язку з тим, що Земля обертається навколо Сонця, яке і не дає побачити деякі сузір'я, відбувається зміна пір року і змінюється положення цього світила на небосхилі. Наприклад, взимку розташування нашої планети на околосолнечной орбіті є протилежним такого влітку. Тому, в будь-який час року можна побачити тільки певні сузір'я. Наприклад, в літній період на нічному небі можна побачити утворений зірками Альтаїр, Вега і Денеб трикутник. В зимовий час виникає можливість помилуватися на нескінченно красиве сузір'я Оріон. Тому іноді і говорять: осінні сузір'я, зимові, літні або весняні сузір'я.
Сузір'я найкраще видно в літній час і бажано їх спостерігати на відкритому просторі, поза містом. Деякі зірки можна побачити неозброєним поглядом, а для деяких може знадобитися телескоп. Найкраще видно сузір'я Великої і Малої ведмедиці, а також Кассіопея. Восени і взимку добре видно сузір'я Тільця і \u200b\u200bОріон.
Яскраві сузір'я, які видно в Росії
До найкрасивішим сузір'ям північної півкулі, видимим в Росії, відносяться: Оріон, Велика ведмедиця, Телець, Великий пес, Малий пес.
Якщо вдивитися в їх розташування і дати волю фантазії, то можна побачити сцену полювання, яка, немов на древньої фресці, відображена на небосхилі вже більше двох тисяч років. Відважний мисливець Оріон завжди зображений в оточенні звірів. Праворуч від нього біжить Телець, і мисливець замахується на нього дубиною. У ніг Оріона розташована вірні Великий і Малий пси.
сузір'я Оріон
Це найбільше і барвисте сузір'я. Його добре видно восени і взимку. Оріон можна побачити над територією всієї Росії. Розташування його зірок нагадує обриси людини.
Історія освіти цього сузір'я бере свій початок з давньогрецьких міфів. Згідно з ними, Оріон був сміливим і сильним мисливцем, сином Посейдона і німфи Емвріали. Він часто полював разом з Артемідою, але одного разу, за перемогу над нею під час полювання, був вражений стрілою богині і загинув. Після смерті він і був перетворений в сузір'я.
Найяскравішою зіркою Оріона є Ригель. Вона в 25 тис. Разів яскравіша за Сонце і в 33 рази більше його за розміром. Ця зірка має голубувато-біле світіння і вважається надвелетенської. Однак, незважаючи на такі значні розміри, вона значно менше, ніж Бетельгейзе.
Бетельгейзе прикрашає праве плече Оріона. Вона в 450 разів більше діаметра Сонця і якщо його поставити на місце нашого світила, то ця зірка займе місце чотирьох планет до Марса. Світить Бетельгейзе в 14000 разів яскравіше, ніж Сонце.
В сузір'я Оріон входять також туманність і астеризми.
сузір'я Телець
Ще одним великим і неймовірно красивим сузір'ям північної півкулі є Телець. Воно розташовується на північному заході від Оріона і знаходиться між сузір'ями Овен і Близнюки. Недалеко від Тельця розташовані таким сузір'я, як: Візник, Кіт, Персей, Ерідан.
Це сузір'я в середніх широтах можна спостерігати протягом практично всього року, виняток становить друга половина весни і початок літа.
Історія виникнення сузір'я сходить до стародавніх міфах. У них йдеться про Зевса, що перетворився в тільця, для того, щоб викрасти богиню Європу і привести її на острів Крит. Вперше це сузір'я описав Евдокс - математик, що жив задовго до нашої ери.
Найяскравішою зіркою не тільки цього сузір'я, а й інших 12 груп зірок є Альдебаран. Вона розташована на голові Тельця і \u200b\u200bраніше її називали «оком». Альдебаран в 38 разів більше діаметра Сонця і в 150 разів його яскравіше. Ця зірка знаходиться на відстані 62 світлових років від нас.
Другою за яскравістю зіркою сузір'я є Нат або Ель-Нат (бичачі роги). Вона розташовується поблизу Візничого. Вона яскравіша за Сонце в 700 разів і більше його в 4,5 рази.
В межах сузір'я розташовані два неймовірно красивих розсіяних скупчення зірок Гиади і Плеяди.
Вік Гиад становить 650 млн. Років. Їх можна без зусиль знайти на зоряному небі завдяки Альдебараном, який прекрасно видно серед них. До їх складу входить близько 200 зірок.
Плеяди отримали свою назву завдяки дев'яти частин. Сім з них названі на честь семи сестер Стародавньої Греції (Плеяд), а ще дві - в честь їх батьків. Плеяди дуже добре помітні взимку. Вони включають близько 1000 зіркових тел.
Не менш цікавим освітою в сузір'ї тільця є Крабоподібна туманність. Вона утворилася після вибуху наднової в 1054 р і була відкрита в 1731 р Відстань туманності від Землі становить 6500 світлових років, а діаметр її близько 11 св. років.
Це сузір'я відноситься до сімейства Оріона і межує з сузір'ями Оріон, Єдиноріг, Малий Пес, Заєць.
сузір'я великого Пса вперше було виявлено Птолемей у другому столітті.
Існує міф, згідно з яким Великий Пес раніше був Лелапом. Це був дуже швидкий пес, який міг наздогнати будь-яку здобич. Одного разу він погнався за лисицею, яка не поступалася йому в швидкості. Підсумок гонки був вирішений наперед, і Зевс перетворив обох тварин в камінь. Пса він помістив на небо.
Сузір'я Великого пса дуже добре видно взимку. Найяскравішою зіркою не тільки цього, а й усіх інших сузір'їв є Сіріус. Вона має блакитний блиск і розташована досить близько до Землі, на відстані 8,6 світлових років. За яскравості в нашій сонячній системі її перевершують Юпітер, Венера, Місяць. Світло від Сіріуса доходить до Землі через 9 років, і він в 24 рази сильніше сонячного. У цієї зірки є супутник, який називається «Щеня».
З Сириусом пов'язують освіту такого поняття, як «Канікули». Справа в тому, що ця зірка з'являлася на небосхилі в період літньої спеки. Оскільки Сіріус в перекладі з грецького називається «каніс», то цей період греки стали назвати канікулами.
Сузір'я Малий Пес
Малий Пес межує з такими сузір'ями, як: Єдиноріг, Гідра, Рак, Близнюки. Це сузір'я уособлює собою тварина, яке разом з великим Псом слід за мисливцем Оріоном.
Історія освіти цього сузір'я, якщо спиратися на міфи дуже цікава. Згідно з ними, Малий Пес - це Мера, собака Ікарія. Цю людину навчив робити вино Діоніс і цей напій виходив дуже міцним. Одного разу його гості вирішили, що Ікарія вирішив їх отруїти і вбили його. Мера дуже сумував за господарем і незабаром помер. Зевс помістив його в вигляді сузір'я на зоряному небі.
Найкраще це сузір'я спостерігати в січні і лютому.
Найяскравішими зірками цього сузір'я є порційні і Гомейса. Порціон знаходиться на відстані 11,4 світлових років від Землі. Він кілька яскравіше і гаряче Сонця, але фізично мало від нього відрізняється.
Гомейса видима неозброєним поглядом і світиться біло-блакитним світлом.
Сузір'я Велика Ведмедиця
Велика Ведмедиця, що нагадує за формою ківш, є одним з трьох найбільших сузір'їв. Воно згадується в працях Гомера і в Біблії. Це сузір'я дуже добре вивчено і має велике значення в багатьох релігіях.
Воно межує з такими сузір'ями, як: Водопас, Лев, Гончі Пси, Дракон, Рись.
Згідно давньогрецьких міфів, Велика Ведмедиця асоціюється з Каллісто, красивою німфою і коханої Зевса. Його дружина Гера в покарання перетворила Каллісто в ведмедя. Одного разу, цей ведмідь наткнувся в лісі на Геру і їх з Зевсом сина, Аркаса. Щоб уникнути трагедії, Зевс перетворив сина і німфу в сузір'я.
Великий ківш утворюють сім зірок. Найбільш яскравими з них є три: Дубге, Алькаїди, Алиот.
Дубге є червоним гігантом і вказує на Полярну зірку. Вона знаходиться в 120 світлових роках від Землі.
Алькаїди, третя за яскравістю зірка сузір'я, висловлює кінець хвоста Великої Ведмедиці. Від Землі вона знаходиться на відстані в 100 світлових років.
Алиот - найяскравіша зірка в сузір'ї. Вона уособлює собою хвіст. Через свою яскравості вона застосовується в навігації. Алиот світить в 108 разів яскравіше, ніж Сонце.
Ці сузір'я є найбільш яскравими і красивими в північній півкулі. Їх чудово можна побачити неозброєним поглядом в осінню або морозну зимову ніч. Легенди їх утворення дозволяють розгулятися фантазії і уявити, як могутній мисливець Оріон разом зі своїми вірними псами біжить за здобиччю, а Телець і Велика Ведмедиця уважно спостерігають за ним.
Росія знаходиться в північній півкулі, і в цій частині неба нам вдається бачити лише деякі від всіх існуючих на небі сузір'їв. Залежно від пори року змінюється тільки їх становище на небі.
Зірки - це не тільки красиве світіння і орієнтир на нічному небі, вони ще й основа будь-якого життя. Це підтверджує поки лише одне небесне світило - наше Сонце, але робить це впевнено, приносячи щодня нам світло і тепло протягом вже багатьох мільйонів років. але які цікаві факти про зірки нам ще відомі?
1. Всі зірки наскільки б різними вони не були, складаються завжди з однієї і тієї ж матерії. У початковому їхньому фінансовому стані 74% займає водень, 25% йде під гелій, а 1% складають газоподібні домішки різного роду. Протягом свого існування зірки поступово переробляють водень і на прикладі Сонця, у якого це співвідношення становить вже 70% до 29%, спостерігати цей процес найзручніше.
2. Серед цікавих фактів про зірок в космосі - баланс їх процесів. Насправді гравітація змушує небесне тіло втягуватися саме в себе, значно зменшуючись в розмірах, і тривати це могло б мільйони років, поки в обсязі б вони не стали все схожі на нейтронні зірки, якби не світло. Завдяки постійній термоядерної реакції він виробляється і виходить з самого центру світила, проходячи через нього тисячі років, діючи як опір гравітації.
3. найбільше число серед зірок займають червоні карлики. Вони, як правило, удвічі менша за наше Сонце і виробляють відповідно невелика кількість енергії - близько 0,00001 від можливостей нашого світила. Їх називають невдалими, неповноцінними і внутрішнього запасу гідрогену їм вистачає лише на 10 трильйонів років.
4. Цікавий факт про зірок на небі. Ми звикли думати, що блакитне світіння холодну, а помаранчевий і червоний світло в свою чергу більше схожі на джерела тепла. Але насправді саме вогненно-червоні світила мають мінімальну температуру - не більше 3,600 за Кельвіном, а блакитні максимальну - до 12.000 за Кельвіном.
5. На перший погляд здається, що кожна зірка сама по собі. Але зустрічаються ті, які утворюють пари, маючи при цьому загальний гравітаційний центр. Але і це не межа, вчені знайшли і три, і чотири небесних тіла з'єднаних в одну систему. Варто лише уявити, що замість одного Сонця ми могли б мати чотири.
6. Самою планетою в нашій системі є Сатурн, він справді величезний, але є світила, що могли б його поглинути собою. Їх називають супергіганті і один з найбільш відомих - це Бетельгейзе, він в 1000 разів більше нашого Сонця. Однак і це не межа, адже найбільш величезним прийнято вважати VY Великого Пса, який вдвічі більше самого Бетельгейзе.
7. Цікавий факт про планети і зірки, якби замість нашого Сонця було щось трохи гаряче, за кілька мільйонів років Меркурій б просто звернувся в пар.
8. Невеликі небесні світила закінчують своє існування, утворюючи білі карлики, і гіганти в свою чергу залишають після себе чорні діри.
9. Незважаючи на немислиме число газоподібних гігантів, що нас оточують, всі вони знаходяться дуже і дуже далеко. Найближчий до нас називається Проксіма Центавра і до нього від Землі близько чотирьох з половиною світлових років. Тобто промінь світла зможе подолати цю відстань за такий час, що ж стосується людини, то на самому неймовірно швидкому космічному кораблі йому б знадобилося не менше 70 тисяч років, що робить подорожі між світилами просто неможливим на даний момент.
10. Скільки всього зірок існує? Обчислити це вкрай складно, а може навіть неможливо, адже лише в нашій галактиці їх число в середньому становить 300 мільярдів. А всього галактик може бути 500 мільярдів і в кожної приблизно стільки ж газоподібних гігантів, що робить сумарне число досить лякає.
Навряд чи знайдеться така людина, яка ніколи не захоплювався зірками, дивлячись в мерехтливе нічне небо. Ними можна милуватися вічно, вони загадкові і привабливі. У цій темі ви познайомитеся з незвичайними фактами про зірок і дізнаєтеся багато нового
Чи знаєте ви, що більшість зірок, які Ви розглядаєте вночі, є подвійними зірками? Дві зірки кружляють навколо одна одної, створюючи точку гравітації, або менша зірка ходить навколо великий "головної зірки". Іноді ці головні зірки тягнуть матерію з менших під час зближення один з одним. Існує межа маси, який планета може витримувати, не викликаючи ядерну реакцію. Якби Юпітер був великим, то, можливо, перетворився б в коричневого карлика, свого роду полузвезду, багато місяців тому 
Такі процеси часто відбуваються в інших сонячних системах, що підтверджується браком в них планет. Велика частина матерії, яка знаходиться в полі тяжіння головної зірки, збирається в одному місці, в результаті формуючи нову зірку і двійкову систему. В одній системі може бути більше двох зірок, але все ж виконавчі системи числення поширені ширше
Білі Карлики, так звані "мертві зірки". Після червоної гігантської фази наша власна зірка - Сонце - теж стане білим карликом. Білі карлики мають радіус планети (як Земля, не як Юпітер), але щільність зірки. Такі питомі ваги можливі завдяки електронам, відокремлюється від атомних ядер, які вони оточують. В результаті збільшується кількість місця, яке ці атоми займають і створюється велика маса при маленькому радіусі 
Якби Ви могли тримати ядро \u200b\u200bатома в своїй руці, то електрон кружляв би навколо вас на відстані 100 метрів або більше. У разі дегенерації електрона це простір залишається вільним. В результаті Білий карлик остигає і припиняє випромінювати світло. Ці масивні тіла не можуть бути помічені, і ніхто не знає, скільки їх знаходиться у всесвіті.
Якщо зірка буде досить великий, щоб уникнути заключній білої карликової фази, але дуже маленькою, щоб уникнути перетворення в чорну діру, то буде утворений екзотичний тип зірки, відомий як нейтронна зірка. Процес утворення нейтронних зірок кілька подібний Білим карликам, в якому вони також поступово деградують - але по-іншому. Нейтронні зірки формуються з погіршенням матерії так званого нейтрона, коли всі електрони і позитивно заряджені протони відсіваються, і тільки нейтрони формують основу зірки. Щільність нейтронної зірки порівнянна щільності ядер атома.
У нейтронних зірок може бути маса, подібна до нашого Сонця або трохи вище але їх радіус становить менше 50 кілометрів: зазвичай 10-20. Чайна ложка цього нейтрона перевищує в 900 разів масу Великий Піраміди в Гізі. Якби Ви спостерігали нейтронну зірку безпосередньо, то побачили б обидва полюси, тому що нейтронна зірка працює як гравітаційна лінза, згинаючи світло навколо себе завдяки найпотужнішою гравітації. Особливий випадок нейтронної зірки - пульсар. Пульсари можуть обертатися зі швидкістю 700 оборотів в секунду, випускаючи миготливу радіацію - звідси і їх назва 
Eta Carinae - одна з найбільш великих зірок, Виявлених на даний момент. Вона в 100 разів важче, ніж наше Сонце і має приблизно такий же радіус. Eta Carinae може сяяти в в мільйон разів яскравіша за Сонце. Зазвичай ці гіпермассівние зірки існують вельми недовго, тому що вони буквально спалюють себе, тому їх називають Супернова. Вчені вважають, межею є маса, в 120 разів перевищує масу Сонця - більше не може важити ніяка зірка. 
Зірка Pistol - гіпергігант, подібний Eta Carinae, у якого немає можливості охолоджувати себе. Зірка настільки гаряча, що ледь утримується в цілісному вигляді завдяки своїй гравітації 
В результаті зірка Pistol випускає так званий "сонячний вітер" (високі частки енергії, які, наприклад, створюють Північне сяйво). Вона світить в 10 мільярдів разів сильніше за наше Сонце. Через масивних рівнів радіації неможливо навіть припустити, що в цій зоряній системі будь-коли зможе існувати життя
У цій темі я виклав найбільш цікаві факти про зірок, які тільки зміг знайти. Сподіваюся, вам було цікаво
Б ліжайшая до нас зірка - це сонце. Про нього докладно розказано на окремій сторінці. Тут же ми поговоримо про зірок взагалі, тобто в тому числі і про тих, що можна бачити вночі.
Сонце ми теж не будемо виключати з оповідання, навпаки, ми завжди будемо порівнювати з ним інші зірки. До Сонця - 150 000 000 кілометрів. Це в 270 000 разів ближче, ніж до близькому, виключаючи саме Сонце, зірки. Ясно, чому дуже багато, що відомо про зірок, ми знаємо завдяки нашому денного світила.
Навіть світло від найближчих зірок іде кілька років, а самі зірки в найпотужніші телескопи видно як точки. Втім, це не зовсім так: зірки видно у вигляді крихітних дисків, але це пов'язано з спотвореннями в телескопах, а не зі збільшенням. Зірок незліченна безліч. Ніхто не в силах точно сказати, скільки існує зірок, тим більше зірки народжуються і вмирають. Можна лише приблизно заявити, що в нашій Галактиці близько 150 000 000 000 зірок, а у Всесвіті невідоме число мільярдів галактик ... А ось скільки зірок можна побачити на небі неозброєним оком відомо точніше: близько 4,5 тисяч. Більш того, задавшись певною межею яскравості зірок, близьким за доступністю оці, можна це число назвати точніше, мало не до одиниць. Яскраві зірки давно пораховані і занесені в каталоги. Яскравість зірки (або, як кажуть, її блиск) характеризується зоряною величиною, яку астрономи давно вміють визначати. Так що ж таке зірки?
Зірки - розжарені газові кулі. Температура поверхні зірок різна. У деяких зірок вона може досягати 30 000 К, а у інших - лише 3 000К. Наше Сонце має поверхню з температурою близько 6 000 К. Треба зробити застереження, що говорячи про поверхні, ми маємо на увазі лише видиму поверхню, так як ніякої твердої поверхні у газового кулі бути не може.
Нормальні зірки набагато більше планет, але головне - набагато масивніше. Ми побачимо, що є у Всесвіті дивні зірки, що мають типові для планет розміри, але у багато разів перевершують останні по масі. Сонце в 750 разів масивніше всіх інших тіл сонячної системи. Детальніше про розміри планет, астероїдів і комет і про них самих Ви зможете дізнатися на сторінках, присвячених Сонячній Системі. Є зірки, в сотні разів перевищують за розміром Сонце і в стільки ж разів поступаються йому в цьому показнику. Однак, маси зірок змінюються в набагато скромніших межах - від однієї дванадцятої маси Сонця до 100 його мас. Може бути, є і більш важкі, але такі масивні зірки дуже рідкісні. Неважко здогадатися, прочитавши останні рядки, що зірки дуже сильно відрізняються по щільності. Є серед них такі, кубічний сантиметр речовини яких переважує великий навантажений океанський корабель. Речовина інших зірок настільки розряджена, що його щільність менше щільності того найкращого вакууму, який можна досягти в земних лабораторних умовах. До розмови про розміри, масах і щільності зірок ми ще повернемося в подальшому.
|
|
|
|
|
|
З давніх-давен Людина намагався дати назву предметів і явищ, які його оточували. Це відноситься і до небесних тіл. Спочатку назви отримали найяскравіші, що абсолютно очевидно зірки, з плином часу - і інші.
Деякі зірки отримали назви відповідно до становищем, яке вони займають в сузір'ї. Наприклад, що знаходиться в сузір'ї Лебедя зірка Денеб (слово перекладається як «хвіст») дійсно дислокується в цій частині тіла уявного лебедя. Ще один приклад. Зірка Омікрон, вона більше відома під назвою Миру, що перекладається з латинської як «дивовижна», перебуває в сузір'ї Кита. Миру має здатність змінювати свою яскравість. На тривалі періоди вона взагалі зникає з поля зору, маються на увазі спостереження неозброєним оком. Назва зірки і пояснюється її специфікою. В основному зірки отримали назви в епоху античності, тому немає нічого дивного в тому, що більшість назв має латинські, грецькі, а пізніше і арабське коріння.
Відкриття зірок, видимий блиск яких згодом змінюється, привело до спеціальних позначень. Вони позначаються прописними літерами, за якими слід назва сузір'я в родовому відмінку. Але перша змінна зірка, виявлена \u200b\u200bв якомусь сузір'ї, позначається не буквою A. Відлік ведеться від букви R. Наступна зірка позначається буквою S і так далі. Коли всі букви алфавіту вичерпані, починається нове коло, тобто після Z знову використовується A. При цьому літери можуть подвоюватися, наприклад «RR». «R Льва» означає, що це перша відкрита змінна зірка в сузір'ї Лева.
ЯК РОЖДАЄТЬСЯ ЗІРКА.
Зірки народжуються, коли хмару, що складається в основному з міжзоряного газу і пилу, стискається й ущільнюється під дією власної гравітації. Вважається, що саме цей процес призводить до утворення зірок. За допомогою оптичних телескопів астрономи можуть побачити ці зони, вони схожі на темні плями на яскравому тлі. Їх називають «гігантськими комплексами молекулярних хмар», тому що водень входить в їх склад в формі молекул. Ці комплекси, або системи, поряд з кульовими зоряними скупченнями, є найбільші структури в галактиці, їх діаметр іноді сягає 1300 світлових років.
Більш молоді зірки, їх називають «зоряне населення I», утворилися із залишків, одержані в результаті спалахів старих зірок, їх називають «зоряне населення II». Спалах вибухового характеру викликає ударну хвилю, яка доходить до найближчої туманності і провокує її стиснення.
глобули Бока .
Отже, відбувається стиснення частини туманності. Одночасно з цим процесом починається освіту щільних темних газопилових хмар круглої форми. Їх називають «глобули Бока». Бок - американський астроном голландського походження (1906-1983) - вперше описав глобули. Маса глобул приблизно в 200 разів перевищує масу нашого Сонця.
У міру того як кулька Бока продовжує згущуватися, її маса збільшується, притягаючи до себе завдяки гравітації матерію із сусідніх областей. У зв'язку з тим, що внутрішня частина глобули згущується швидше, ніж зовнішня, кулька починає розігріватися і обертатися. Через кілька сотень тисяч років, під час яких відбувається стиснення, утворюється протозвезда.
Еволюція протозвезди.
Завдяки збільшенню маси до центру протозвезди притягається все більше матерії. Енергія, вивільнена з сжимающегося всередині газу, трансформується в тепло. Тиск, щільність і температура протозірки підвищуються. Через підвищення температури зірка починає світитися темно-червоним світлом.
Протозірка має дуже великі розміри, і, хоча теплова енергія розподіляється по всій її поверхні, вона все одно залишається відносно холодної. В ядрі температура зростає і досягає декількох мільйонів градусів за Цельсієм. Обертання і кругла форма протозвезди кілька видозмінюються, вона стає більш плоскою. Цей процес триває мільйони років.
Побачити молоді зірки важко, так як вони ще оточені темним пиловим хмарою, через якого практично не видно блиск зірки. Але їх можна розглянути за допомогою спеціальних інфрачервоних телескопів. Гаряче ядро \u200b\u200bпротозвезди оточене обертовим диском з матерії, яка має велику силу тяжіння. Ядро настільки розігрівається, що починає викидати матерію з двох полюсів, де опірність мінімальна. Коли ці викиди стикаються з міжзоряним середовищем, вони можуть призвести до затримки і розсіюються по обидва боки, утворюючи каплевидную або аркообразной структуру, відому під назвою «об'єкт Хербіка-Харо».
Зірка або планета?
Температура протозвезди доходить до декількох тисяч градусів. Подальший розвиток подій залежить від габаритів цього небесного тіла; якщо маса невелика і складає менше 10% від маси Сонця, це означає, що немає умов для проходження ядерних реакцій. Така протозвезда не зможе перетворитися на справжню зірку.
Вчені розрахували, що для перетворення сжимающегося небесного тіла в зірку його мінімальна маса повинна складати не менше 0,08 від маси нашого Сонця. Газосодержащей хмара менших розмірів, згущуючись, буде поступово охолоджуватися і перетвориться в перехідний об'єкт, щось середнє між зіркою і планетою, це так званий «коричневий карлик».
Планета Юпітер є небесний об'єкт занадто малих розмірів, щоб стати зіркою. Якби він був більше, можливо, в його надрах почалися б ядерні реакції, і він разом з Сонцем сприяв би появі системи подвійних зірок.
Ядерні реакції.
Якщо маса протозвезди велика, вона продовжує згущуватися під дією власної гравітації. Тиск і температура в ядрі ростуть, температура поступово доходить до 10 мільйонів градусів. Цього достатньо для з'єднання атомів водню і гелію.
Далі активізується « ядерний реактор»Протозвезди, і вона перетворюється на звичайну зірку. Потім виділяється сильний вітер, який розганяє навколишню оболонку з пилу. Після цього можна бачити світло, що виходить з утвореної зірки. Ця стадія називається «фаза Т-Тельці», вона може тривати 30 мільйонів років. Із залишків газу і пилу, що оточують зірку, можливо освіту планет.
народження нової зірки може викликати ударну хвилю. Дійшовши до туманності, вона провокує конденсацію нової матерії, і процес зореутворення продовжиться за допомогою газопилових хмар. Невеликі за розміром зірки слабкі й холодні, великі ж - гарячі та яскраві. Більшу частину свого існування зірка балансує в стадії рівноваги.
ХАРАКТЕРИСТИКА ЗІРОК.
Спостерігаючи за небом навіть неозброєним оком, можна відразу відзначити таку особливість зірок, як яскравість. Одні зірки дуже яскраві, інші - слабші. Без спеціальних приладів в ідеальних умовах видимості можна розглянути близько 6000 зірок. Завдяки бінокля або телескопа наші можливості значно зростають, ми можемо милуватися мільйонами зірок Чумацького шляху і зовнішніх галактик.
Птолемей і «Альмагест».
Першу спробу скласти каталог зірок, грунтуючись на принципі ступеня їх світності, зробив еллінський астроном Гіппарх з Нікеї в II столітті до н.е. Серед його численних праць фігурував і «Зоряний каталог», що містить опис 850 зірок, класифікованих за координатами і світності. Дані, зібрані Гиппархом, а він, крім цього, відкрив і явище прецесії, були опрацьовані та отримали подальший розвиток завдяки Клавдію Птолемею з Олександрії в II в. н.е. Він створив фундаментальну опус «Альмагест» в тринадцяти книгах. Птолемей зібрав всі астрономічні знання того часу, класифікував їх і виклав в доступній та зрозумілій формі. У «Альмагест» увійшов і «Зоряний каталог». В його основу були покладені спостереження Гіппарха, зроблені чотири століття тому. Але «Зоряний каталог» Птолемея містив приблизно на тисячу зірок більше.
Каталогом Птолемея користувалися практично скрізь протягом тисячоліття. Він розділив зірки на шість класів за ступенем світності: найяскравіші були віднесені до першого класу, менш яскраві - до другого і так далі.
До шостого класу ставляться зірки, ледь помітні неозброєним оком. Термін «сила світіння небесних тіл», використовується і в даний час для визначення міри блиску небесних тіл, причому не тільки зірок, але також туманностей, галактик і інших небесних явищ.
Зоряна величина в сучасній науці.
В середині XIX ст. англійський астроном Норман Погсон удосконалив метод класифікації зірок за принципом світності, що існував з часів Гіппарха і Птолемея. Погсон врахував, що різниця в плані світності між двома класами 2,5. Погсон ввів нову шкалу, за якою різниця між зірками першого і шостого класів становить 100 а.о. Тобто ставлення блиску зірок першої зоряної величини становить 100. Це ставлення відповідає інтервалу в 5 зоряних величин.
Відносна і абсолютна зоряна величина.
Зоряна величина, виміряна за допомогою спеціальних приладів, вмонтованих в телескоп, вказує, яка кількість світла зірки доходить до спостерігача на Землі. Світло долає відстань від зірки до нас, і, відповідно, чим далі розташована зірка, тим слабшою вона здається. Тобто при визначенні зоряної величини необхідно брати до уваги відстань до зірки. В даному випадку мова йде про відносну зоряної величини. Вона залежить від відстані.
Є зірки дуже яскраві і дуже слабкі. Для порівняння яскравості зірок незалежно від їх відстані ідо Землі було введено поняття «абсолютна зоряна величина». Вона характеризує блиск зірки на певній відстані в 10 парсек (10 парсек \u003d 3,26 світлового року). Для визначення абсолютної зоряної величини необхідно знати відстань до зірки.
Колір зірок.
Наступною важливою характеристикою зірки є її колір. Розглядаючи зірки навіть неозброєним оком, можна помітити, що не всі вони однакові.
Є блакитні, жовті, помаранчеві, червоні зірки, а не тільки білі. Колір зірок багато говорить астрономам, насамперед він залежить від температури поверхні зірки. Червоні зірки - найхолодніші, їх температура становить приблизно 2000-3000 про С. Жовті зірки, як наше Сонце, мають середню температуру 5000-6000 о С. Найгарячіші - білі і блакитні зірки, їх температура становить 50000-60000 о С і вище .
Загадкові лінії.
Якщо пропустити світло зірки через призму, ми отримаємо так званий спектр, він буде перетинатися лініями. Ці лінії є свого роду «ідентифікаційної картою» зірки, тому що по них астрономи можуть визначити хімічний склад поверхневих шарів зірок. Лінії належать різним хімічним елементам.
Порівнюючи лінії в зоряному спектрі з лініями, виконаними в лабораторних умовах, можна визначити, які хімічні елементи входять до складу зірок. У спектрах основними є лінії водню і гелію, саме ці елементи становлять основну частину зірки. Але зустрічаються і елементи групи металів - залізо, кальцій, натрій і ін. В сонячному яскравому спектрі видно лінії майже всіх хімічних елементів.
ДІАГРАМА ГерцшпрунганРесселла.
Серед параметрів, що характеризують зірку, існують два найголовніших - це температури і абсолютна зоряна величина. Температурні показники тісно пов'язані з кольором зірки, а абсолютна зоряна величина - зі спектральним класом. Мається на увазі класифікація зірок за інтенсивністю ліній в їх спектрах. Згідно використовуваної в даний час класифікації, зірки відповідно до їх спектрами діляться на сім основних спектральних класів. Вони позначені латинськими літерами O, B, A, F, G, K, M. Саме в цій послідовності температура зірок знижується від декількох десятків тисяч градусів класу O до 2000-3000 градусів зірок типу M.
Абсолютна зоряна величина, тобто міра блиску, вказує кількість енергії, випромінюваної зіркою. Її можна обчислити теоретично, знаючи відстань зірки.
Видатна ідея.
Ідея зв'язати між собою два основних параметри зірки прийшла в голову двом ученим в 1913 році, причому вони вели роботи незалежно один від одного.
Мова йде про голландському астронома Ейнар Герцшпрунга і американському астрофізиці Генрі Норріса Ресселла. Вчені творили на відстані тисяч кілометрів один від одного. Вони склали графік, що поєднав воєдино два основних параметри. Горизонтальна вісь відображає температуру, вертикальна - абсолютну зоряну величину. В результаті вийшла діаграма, якої було присвоєно імена двох астрономів - діаграма ГерцшпрунганРесселла, або, простіше, діаграма Г-Р.
Зірка - критерій.
Подивимося, як складається діаграма Г-Р. Перш за все, необхідно вибрати зірку-критерій. Для цього підходить зірка, відстань до якої відомо, чи інша - з уже обчисленої абсолютною зоряною величиною.
Слід мати на увазі, що інтенсивність світності будь-якого джерела, будь то свічка, лампочка або зірка, змінюється в залежності від відстані. Математично це виражається так: інтенсивність світності «I» на певній відстані «d» від джерела обернено пропорційна «d2». Практично це означає, що якщо відстань збільшується вдвічі, то інтенсивність світності зменшується в чотири рази.
Потім слід визначити температуру вибраних зірок. Для цього треба ідентифікувати їх спектральний клас, Колір і після цього визначити температуру. В даний час замість спектрального типу використовується інший еквівалентний йому показник - «індекс кольору».
Ці два параметри наносяться на одну площину з температурою, що знижується зліва направо, на абсциссе. Абсолютна світність фіксується на ординате, підвищення відзначається знизу вгору.
Головна послідовність.
На діаграмі Г-Р зірки розташовуються уздовж діагональної лінії, що йде від низу до верху і зліва направо. Ця смуга називається Головна послідовність. Зірки, що входять до її складу, називаються зірками Головною послідовності. Сонце відноситься саме до цієї групи. Це група жовтих зірок з поверхневою температурою приблизно 5600 градусів. Зірки Головною послідовності перебувають в найбільш «спокійній фазі» свого існування. У надрах їх ядер атоми водню перемішуються, утворюється гелій. Фаза Головною послідовності становить 90% часу існування зірки. З 100 зірок 90 знаходяться саме в цій фазі, хоча розподіляються за різними позиціями залежно від температури і світності.
Головна послідовність являє собою «вузьку область», це свідчить про те, що зірки з працею зберігають баланс між силою тяжіння, яка тягне всередину, і силою, що утворюється в результаті ядерних реакцій, вона тягне до зовнішньої сторони зони. Зірка, подібна Сонцю, рівна 5600 градусів, для підтримки балансу повинна мати абсолютну зоряну величину порядку +4,7. Це випливає з діаграми Г-Р.
Червоні гіганти і білі карлики.
Червоні гіганти знаходяться у верхній зоні справа, розташованої із зовнішнього боку Головною послідовності. Характерною рисою цих зірок є дуже низька температура (приблизно 3000 градусів), але при цьому вони яскравіше зірок, мають ідентичну температуру і розташованих в Головною послідовності.
Природно, виникає питання: якщо енергія, яку випромінює зіркою, залежить від температури, то чому ж зірки з однаковою температурою мають різну ступінь світності. Пояснення слід шукати в розмірі зірок. Червоні гіганти яскравіші тому, що їх випромінює поверхню набагато більше, ніж у зірок з Головної послідовності.
Не випадково цей тип зірок отримав назву «гіганти». Дійсно, їх діаметр може перевищувати діаметр Сонця в 200 раз, ці зірки можуть займати простір в 300 мільйонів км, що вдвічі більше відстані від Землі до Сонця! За допомогою положення про вплив розміру зірки спробуємо пояснити деякі моменти в існуванні інших зірок - білих карликів. Вони розташовані внизу зліва в діаграмі Г-Р.
Білі карлики - дуже гарячі, але зовсім не яскраві зірки. При однаковій температурі з великими і гарячими біло-блакитними зірками Головною послідовності білі карлики набагато менше за розмірами. Це дуже щільні і компактні зірки, вони в 100 разів менше Сонця, їх діаметр приблизно такий же, як земний. Можна навести яскравий приклад високої щільності білих карликів - один кубічний сантиметр матерії, з якої вони складаються, повинен важити близько однієї тонни!
Кульові зоряні скупчення.
При складанні діаграм Г-Р кульових зоряних скупчень, а в них знаходяться в основному старі зірки, дуже складно визначити Головну послідовність. Її сліди фіксуються в основному в нижній зоні, де концентруються більш холодні зірки. Це пов'язано з тим, що гарячі і яскраві зірки вже пройшли стабільну фазу свого існування й переміщаються вправо, в зону червоних гігантів, а якщо минули її, то в зону білих карликів. Якби люди були в змозі простежити за своє життя все еволюційні стадії зірки, вони змогли б побачити, як вона змінює свої характеристики.
Наприклад, коли водень в ядрі зірки припиняє горіти, температура у зовнішньому шарі зірки знижується, сам шар розширюється. Зірка виходить з фази Головною послідовності і направляється в праву частину діаграми. Це стосується в першу чергу великих за масою зірок, найбільш яскравих, - саме цей тип еволюціонує швидше.
З плином часу зірки виходять з Головної послідовності. На діаграмі фіксується «turning point» - «поворотна точка», завдяки ній, можливо, досить точно обчислити вік зірок скупчень. Чим вище на діаграмі знаходиться «поворотна точка», тим молодше скупчення, і, відповідно, чим нижче на діаграмі вона знаходиться, тим старше за віком зоряне скупчення.
Значення діаграми.
Діаграма ГерцшпрунганРесселла надає величезну допомогу у вивченні еволюції зірок протягом їх існування. За цей час зірки зазнають змін, трансформації, в якісь періоди вони дуже глибокі. Нам вже відомо, що зірки відрізняються не за власними характеристиками, а за типами фаз, в яких вони перебувають в той чи інший час.
За допомогою цієї діаграми можна обчислити відстань до зірок. Можна вибрати будь-яку зірку, що знаходиться в Головною послідовності, з уже певною температурою і подивитися її просування на діаграмі.
Рассоянія ДО ЗІРОК.
Коли ми дивимося на небо неозброєним оком, зірки, навіть найяскравіші, здаються нам блискучими точками, розташованими на однаковому ми відстані. Небесний звід розкинувся над нами як килим. Невипадково позиції зірок виражені тільки в двох координатах (пряме сходження і схилення), а не в трьох, немов вони розташовані на поверхні, а не тривимірному просторі. За допомогою телескопів ми не можемо отримати всю інформацію про зірки, наприклад по фотографіям космічного телескопа «Хаббл» ми не можемо точно визначити, на якій відстані знаходяться зірки.
Глибина простору.
Про те, що Всесвіт має і третій вимір - глибину, - люди дізналися відносно недавно. Тільки в початку XIX століття завдяки вдосконаленню астрономічного обладнання та інструментів вчені змогли виміряти відстань до деяких зірок. Першою була зірка 61 Лебедя. Астрономом Ф.В. Бессель встановив, що вона знаходиться на відстані 10 світлових років. Бессель був одним з перших астрономів, виміряли «річний паралакс». До теперішнього часу метод «річного паралакса» лежить в основі вимірювання відстані до зірок. Це чисто геометричний метод - досить виміряти кут і обчислити результат.
Але простота методу не завжди відповідає результативності. Через велику віддаленість зірок кути дуже маленькі. Їх можна виміряти за допомогою телескопів. Кут параллакса зірки Проксима Центавра, найближчій з потрійний системи Альфа Центавра, маленький (0.76 точний варіант), але під таким кутом можна розглянути монету в сто лір на відстані десятка кілометрів. Зрозуміло, чим далі відстань, тим меншим стає кут.
Неминучі неточності.
Помилки в плані визначення паралакса цілком можливі, причому їх число збільшується в міру віддалення об'єкта. Хоча, за допомогою сучасних телескопів, можна виміряти кути з точністю до тисячної, помилки все одно будуть: на відстані 30 світлових років вони складуть приблизно 7%, 150 св. років - 35%, а 350 св. років - до 70%. Зрозуміло, великі неточності роблять виміру марними. Використовуючи «метод паралакса», можна успішно визначити відстані до декількох тисяч зірок, розташованих в районі приблизно 100 світлових років. Але в нашій галактиці знаходяться більше 100 мільярдів зірок, діаметр яких становить 100 000 світлових років!
Існує кілька варіантів методу «річного паралакса», наприклад «вікової паралакс». Метод враховує рух Сонця і всієї Сонячної системи в напрямку сузір'я Геракла, зі швидкістю 20км / сек. При такому русі вчені мають можливість зібрати потрібну базу даних для проведення успішного розрахунку паралакса. За десять років отримано інформації в 40 разів більше, ніж це було можливо раніше.
Потім за допомогою тригонометричних обчислень визначається відстань до певної зірки.
Відстань до зоряних скупчень.
Простіше обчислити відстань до зоряних скупчень, особливо розсіяних. Зірки розташовані відносно близько один від одного, тому, обчисливши відстань до однієї зірки, можна визначити і відстань до всього зоряного скупчення.
Крім того, в цьому випадку можна використовувати статистичні методи, Що дозволяють скоротити число неточностей. Наприклад, метод «сходяться точок», він часто застосовується астрономами. Він ґрунтується на тому, що при тривалому спостереженні за зірками розсіяного скупчення виділяються рухомі до спільної точки, вона і називається збіжної точкою. Вимірявши, кути і радіальні швидкості (тобто швидкості наближення до Землі і віддалення від неї), можна визначити відстань до зоряного скупчення. При використанні цього методу можливо 15% неточностей при відстані в 1500 світлових років. Він використовується і при відстанях в 15 000 світлових років, що цілком підходить для небесних тіл в нашій Галактиці.
Main Sequence Fitting - встановлення Головною послідовності.
Для визначення відстані до далеких зоряних скупчень, наприклад до Плеяд, можна діяти в такий спосіб: побудувати діаграму Г-Р, На вертикальній осі відзначити видиму зоряну величину (а не абсолютну, тому що вона залежить від відстані), що залежить від температури.
Потім слід порівняти отриману картину з діаграмою Г-Р ІАД, у неї багато спільних рис у плані Головних послідовностей. Поєднавши дві діаграми якомога щільніше, можна визначити Головну послідовність зоряного скупчення, відстань до якого треба виміряти.
Потім слід використовувати рівняння:
m-M \u003d 5log (d) -5, де
m - видима зоряна величина;
M - абсолютна зоряна величина;
d - відстань.
По-англійськи цей метод називається «Main Sequence Fitting». Його можна використовувати до таких розсіяним зоряним скупченням, як NGC 2362, Альфа Персея, III Цефея, NGC 6611.астрономи робили спроби визначити відстань до відомого подвійного розсіяного зоряного скупчення в сузір'ї Персея ( «h» і «chi»), де знаходиться багато зірок -сверхгігантов. Але дані вийшли суперечливі. За допомогою методу «Main Sequence Fitting» можливо визначити відстань до 20000-25000 світлових років, це п'ята частина нашої Галактики.
Інтенсивність світла і відстань.
Чим далі розташована яка-небудь небесне тіло, тим його світло здається слабше. Це положення узгоджується з оптичним законом, відповідно до якого інтенсивність світла «I» обернено пропорційна відстані, зведеному в квадрат «d».
Наприклад, якщо будь-яка галактика знаходиться на відстані 10 мільйонів світлових років, то інша галактика, розташована в 20 мільйонах світлових років, має блиск в чотири рази менший в порівнянні з першою. Тобто з математичної точки зору зв'язок між двома величинами «I» і «d» точна і яка вимірюється. Якщо говорити мовою астрофізики, інтенсивність світла є абсолютною величиною зоряною величиною М будь-якого небесного об'єкта, відстань до якого слід виміряти.
Використовуючи рівняння m-M \u003d 5log (d) -5 (воно відображає закон про зміну блиску) і знаючи, що m завжди можна визначити за допомогою фотометра, а М відома, вимірюється відстань «d». Отже, знаючи абсолютну зоряну величину, за допомогою розрахунків визначити відстань не складно.
Міжзоряний поглинання.
Одна з головних проблем, пов'язаних з методами вимірювання відстані - проблема поглинання світла. По дорозі на Землю світло долає величезні відстані, він проходить через міжзоряне пил і газ. Відповідно частина світла адсорбується, і коли він доходить до встановлених на Землі телескопів, вже має непервоначальном силу. Вчені називають це «екстинкція», ослабленням світла. Дуже важливо обчислити кількість екстинкції при використанні ряду методів, наприклад, кандели. При цьому повинні бути відомі точно абсолютні зоряні величини.
Нескладно визначити екстинкцію для нашої Галактики - досить прийняти до уваги пил і газ Чумацького Шляху. Важче визначити екстинкцію світла від об'єкта з іншої галактики. До екстинкції по шляху проходження в нашій Галактиці треба додасть і частина поглиненого світла з іншої.
ЕВОЛЮЦІЯ ЗІРОК.
Внутрішнє життя зірки регулюється впливом двох сил: сили тяжіння, яка протидіє зірці, утримує її, і сили, що звільняється при відбуваються в ядрі ядерних реакціях. Вона, навпаки, прагне «виштовхнути» зірку в далеке простір. Під час стадії формування щільна і стиснута зірка перебуває під сильним впливом гравітації. В результаті відбувається сильне нагрівання, температура сягає 10-20 мільйонів градусів. Цього достатньо для початку ядерних реакцій, в результаті яких водень перетворюється в гелій.
Потім протягом тривалого періоду дві сили врівноважують один одного, зірка знаходиться в стабільному стані. Коли ядерне пальне ядра потроху вичерпується, зірка вступає в фазу нестабільності, дві сили протиборствують. Для зірки настає критичний момент, в дію вступають найрізноманітніші чинники - температура, щільність, хімічний склад. На перше місце виступає маса зірки, саме від неї залежить майбутнє цього небесного тіла - або зірка спалахне, як наднова, або перетвориться в білого карлика, Нейтронну зірку або в чорну діру.
Як вичерпується водень.
Тільки дуже великі серед небесних тіл стають зірками, менші стають планетами. Є й тіла середньої маси, вони занадто великі, щоб ставитися до класу планет, і занадто маленькі і холодні для того, щоб в з надрах відбувалися ядерні реакції, характерні для зірок.
Отже, зірка формується з хмар, що складаються з міжзоряного газу. Як уже зазначалося, досить тривалий час зірка перебуває в урівноваженому стані. Потім настає період нестабільності. подальша доля зірки залежить від різних факторів. Розглянемо гіпотетичну зірку невеликого розміру, маса якої становить від 0,1 до 4 сонячних мас. Характерною рисою зірок, мають малу масу, є відсутність конвекції у внутрішніх шарах, Тобто речовини, що входять до складу зірки, не змішуються, як це відбувається у зірок, що володіють великою масою.
Це означає, що, коли водень в ядрі закінчується, нових запасів цього елементу в зовнішніх шарах немає. Водень, згораючи, перетворюється в гелій. Потроху ядро \u200b\u200bрозігрівається, поверхневі шари дестабілізують власну структуру, і зірка, як можна бачити по діаграмі Г-Р, повільно виходить з Головної послідовності. У новій фазі щільність матерії всередині зірки підвищується, склад ядра «дегенерує», в результаті з'являється особлива консистенція. Вона відрізняється від нормальної матерії.
Видозміна матерії.
Коли матерія видозмінюється, тиск залежить тільки від щільності газів, а не від температури.
На діаграмі ГерцшпрунганРесселла зірка зсувається вправо, а потім вгору, наближаючись до області червоних гігантів. Її розміри значно збільшуються, і через це температура зовнішніх шарів падає. Діаметр червоного гіганта може досягати сотні мільйонів кілометрів. Коли наше сонце увійде в цю фазу, воно «проковтне» і Меркурій і Венеру, а якщо не зможе захопити і Землю, то розігріє її до такої міри, що життя на нашій планеті перестане існувати.
За час еволюції зірки температура її ядра підвищується. Спочатку відбуваються ядерні реакції, потім після досягнення оптимальної температури починається плавлення гелію. Коли це відбувається, раптове підвищення температури ядра викликає спалах, і зірка швидко переміщається в ліву частину діаграми Г-Р. це так званий «helium flash». В цей час ядро, що містить гелій, згоряє разом з воднем, який входить до складу оболонки, що оточує ядро. На діаграмі Г-Р ця стадія фіксується просуванням вправо по горизонтальній лінії.
Останні фази еволюції.
При трансформації гелію в вуглеводень ядро \u200b\u200bвидозмінюється. Його температура підвищується до тих пір, поки карбон не почне горіти. Відбувається новий спалах. У будь-якому випадку під час останніх фаз еволюції зірки відзначається значна втрата її маси. Це може відбуватися поступово або різко, під час спалаху, коли зовнішні шари зірки лопаються, як великий міхур. В останньому випадку утворюється планетарна туманність - оболонка сферичної форми, поширювана в космічному просторі зі швидкістю в кілька десятків або навіть сотень км / сек.
Кінцева доля зірки залежить від маси, що залишилася після всього того, що відбувається з нею. Якщо вона під час усіх перетворень і спалахів викинула багато матерії і її маса не перевищує 1,44 сонячної маси, зірка перетворюється на білого карлика. Ця носить назву «ліміт Чандрасекара» на честь пакистанського астрофізика Субрахманьяна Чандрасекара. Це максимальна маса зірки, при якій катастрофічний кінець може не відбудуться через тиск електронів в ядрі.
Після спалаху зовнішніх шарів ядро \u200b\u200bзірки залишається, і його поверхнева температура дуже висока - близько 100 000 про К. Зірка рухається до лівого краю діаграми Г-Р і спускається вниз. Її світність зменшується, тому що зменшуються розміри.
Зірка повільно доходить до зони білих карликів. Це зірки невеликого діаметра, але відрізняються дуже високою щільності, у півтора мільйона разів більше щільності води.
Білий карлик являє собою кінцеву стадію еволюції зірки, без спалахів. Вона потроху остигає. Вчені вважають, що кінець білого карлика проходить дуже повільно, у всякому разі, з початку існування Всесвіту, схоже, жоден білий карлик не постраждав від «термічної смерті».
Якщо ж зірка велика, і її маса більше Сонця, вона спалахне, як наднова. Під час спалаху зірка може зруйнуватися повністю або частково. У першому випадку від неї залишиться хмару газу з залишковими речовинами зірки. У другому - залишиться небесне тіло найвищої щільності - нейтронна зірка або чорна діра.
ЗМІННІ ЗІРКИ.
Згідно з концепцією Аристотеля, небесні тіла Всесвіту є вічними і незмінними. Але ця теорія зазнала значних змін з появою в XVII в. перших біноклів. Спостереження, що проводилися протягом наступних століть, продемонстрували, що насправді позірна сталість небесних тіл пояснюється відсутністю техніки для спостереження або її недосконалістю. Вчені прийшли до висновку, що мінливість є загальною характеристикою всіх видів зірок. Протягом еволюції зірка проходить кілька стадій, під час яких її основні характеристики - колір і світність - зазнають глибокі зміни. Вони відбуваються протягом існування зірки, а це десятки або сотні мільйонів років, тому людина не може бути очевидцем того, що відбувається. У деяких класів зірок що відбуваються зміни фіксуються в короткі проміжки часу, наприклад протягом декількох місяців, днів або частини доби. Зміни, що відбуваються зірки, її світлові потоки можна багаторазово виміряти протягом наступних ночей.
Вимірювання.
Насправді ця проблема не так проста, як здається на перший погляд. При проведенні вимірювань необхідно враховувати атмосферні умови, а вони змінюються, причому іноді значно протягом однієї ночі. У зв'язку з цим дані про світлових потоках зірок істотно різняться.
Дуже важливо вміти відрізнити справжні зміни світлового потоку, а вони безпосередньо пов'язані з блиском зірки, від що здаються, вони пояснюються зміною атмосферних умов.
Для цього рекомендується провести порівняння світлових потоків спостерігається зірки з іншими зірками - орієнтирами, видимими в телескоп. Якщо зміни здаються, тобто пов'язані зі зміною атмосферних умов, вони торкнутися всіх спостережуваних зірок.
Отримати вірні дані про стан зірки на коком-то етапі - це перша сходинка. Далі слід скласти «криву блиску» для фіксування можливих змін блиску. Вона буде показувати зміна зоряної величини.
Змінні чи ні.
Зірки, зоряна величина яких непостійна, називають змінними. У деяких з них мінливість лише удавана. В основному це зірки, що відносяться до системи подвійних. При цьому, коли орбітальна площину системи більш-менш збігається з променем зору спостерігача, йому може здаватися, що одна з двох зірок повністю або частково затьмарюється інший і є менш яскравою. У цих випадках зміни періодичні, періоди зміни блиску затемнених зірок повторюються з інтервалом, що збігається з орбітальним періодом подвійний системи зірок. Ці зірки називаються «затемнювані змінні».
Наступний клас змінних зірок - «внутрішні змінні». Амплітуди коливань блиску цих зірок залежать від фізичних параметрів зірки, наприклад від радіуса і температури. Протягом довгих років астрономи вели спостереження за мінливістю змінних зірок. Тільки в нашій Галактиці зафіксовано 30000 змінних зірок. Їх розділили на дві групи. До першої відносяться «вулканічні змінні зірки». Їм властиві одноразові або повторювані спалаху. Зміни зоряних величин епізодичні. До класу «вулканічних змінних», чи вибухових, ставляться також нові і найновіші. До другої групи - всі інші.
Цефеїди.
Існують змінні зірки, блиск яких змінюється строго періодично. Зміни відбуваються через певні проміжки часу. Якщо скласти криву блиску, вона чітко зафіксує регулярність змін, при цьому форма кривої відзначить максимальні і мінімальні характеристики. Різниця між максимальним і мінімальним коливаннями визначає великий простір між двома характеристиками. Зірки такого типу відносяться до «змінним пульсуючим». За кривої блиску можна зробити висновок, що блиск зірки зростає швидше, ніж зменшується.
Змінні зірки поділяються на класи. За критерій береться зірка-прототип, саме вона дає назву класу. Як приклад можна привести Цефеїди. Ця назва походить від зірки Цефея. Це найбільш простий критерій. Є й інший - зірки поділяються за спектрами.
Змінні зірки можна розділити на підгрупи за різними критеріями.
ПОДВІЙНЕ ЗІРКИ.
Зірки на небосхилі існують у вигляді скупчень, асоціація, а не як поодинокі тіла. Зоряні скупчення можуть бути усіяні зірками дуже густо чи ні.
Між зірками можуть існувати й більш тісні зв'язки, мова йде про подвійних системах, як їх називають астрономи. У парі зірок еволюція однієї безпосередньо впливає і на другу.
Відкриття.
Відкриття подвійних зірок, в даний час їх саме так називають, стало одним з перших відкриттів, здійснених за допомогою астрономічного бінокля. Першою парою цього типу зірок стала Міцар із сузір'я Великої Ведмедиці. Відкриття зробив італійський астроном Річчолі. З огляду на величезну кількість зірок у Всесвіті, вчені прийшли до висновку, що Міцар серед них не єдина подвійна система, і мали рацію, незабаром спостереження підтвердили цю гіпотезу. У 1804 році відомий астроном Вільям Гершель, який присвятив 24 роки науковими спостереженнями, опублікував каталог, що містить опис приблизно 700 подвійних зірок. Спочатку вчені не знали точно, чи пов'язані фізично один з одним компоненти подвійний системи.
Деякі світлі голови вважали, що на подвійні зірки діє зоряна асоціація в цілому, тим більше в парі блиск складових був неоднаковий. У зв'язку з цим створювалося враження, що вони знаходяться не поряд. Для з'ясування справжнього стану тіл було необхідно виміряти параллактические усунення зірок. Цим і зайнявся Гершель. На превеликий подив, параллактическое зміщення однієї зірки по відношенню до іншої при вимірюванні дало несподіваний результат. Гершель зауважив, що замість симетричного коливання з періодом в 6 місяців кожна зірка слід за складного еліпсоїдними шляху. Відповідно до законів небесної механіки два тіла, пов'язаних силою тяжіння, рухаються по еліптичній орбіті. Спостереження Гершеля підтвердили тезу про те, що подвійні зірки пов'язані фізично, тобто силами тяжіння.
Класифікація подвійних зірок.
Розрізняють три основні класи подвійних зірок: візуально-подвійні, подвійні фотометричні і спектрально-подвійні. Ця класифікація не відображає повною мірою внутрішні відмінності класів, але дає уявлення про зоряної асоціації.
Двоїстість візуально-подвійних зірок добре видно в телескоп в міру їхнього руху. В даний час ідентифіковано близько 70000 візуально-подвійних, але тільки у 1% з них була точно визначена орбіта.
Така цифра (1%) не повинна дивувати. Справа в тому, що орбітальні періоди можуть тривати кілька десятків років, а то й цілі століття. А вибудувати шлях по орбіті - дуже копітка праця, що вимагає проведення численних розрахунків і спостережень з різних обсерваторій. Дуже часто вчені мають лише фрагментами руху по орбіті, решту шляху вони відновлюють дедуктивним методом, використовуючи наявні дані. Слід мати на увазі, що орбітальна площину системи може бути нахилена до променя зору. В такому випадку відтворена орбіта (видима) буде значно відрізнятися від справжньої.
Якщо визначена справжня орбіта, відомі період обертання і кутова відстань між двома зірками, можна, застосувавши третій закон Кеплера, визначивши суму мас компонентів системи. Відстань подвійний зірки до нас при цьому теж має бути відомо.
Подвійні фотометричні зірки.
Про двоїстість цієї системи зірок можна судити лише по періодичних коливань блиску. При русі такі зірки змінно загороджують один одного. Їх також називають «затемнення-подвійні зірки». У цих зірок площини орбіт близькі до напрямку променя зору. Чим більшу площу займає затемнення, тим більше виражений блиск. Якщо проаналізувати криву блиску подвійних фотометричні зірок, можна визначити нахил орбітальної площині.
За допомогою кривої блиску можна визначити і орбітальний період системи. Якщо зафіксовані, наприклад, два затемнення, крива блиску матиме два зниження (мінімуму). Період часу, за який фіксуються три послідовних зниження по кривій блиску, відповідає орбітальному періоду.
Періоди подвійних фотометричні зірок значно коротше в порівнянні з періодами візуально-подвійних зірок і складають термін кілька годин або кілька днів.
Спектрально-подвійні зірки.
За допомогою спектроскопії можна помітити розщеплення спектральних ліній внаслідок ефекту Доплера. Якщо один з компонентів є слабку зірку, то спостерігається лише періодичне коливання положень одиночних ліній. Цей спосіб використовують в разі, коли компоненти подвійної зірки дуже близькі між собою і їх складно ідентифікувати за допомогою телескопа як візуально-подвійні зірки. Подвійні зірки, які визначаються за допомогою спектроскопа і ефекту Доплера, називаються спектрально-подвійні. Не всі подвійні зірки є спектральними. Два компонента подвійних зірок можуть віддалятися і наближатися в радіальному напрямку.
Спостереження свідчать про те, що подвійні зірки зустрічаються в основному в нашій Галактиці. Складно визначити процентне співвідношення подвійних і одинарних зірок. Якщо діяти методом вирахування і з усього зоряного населення відняти число ідентифікованих подвійних зірок, можна зробити висновок, що вони складають меншість. Цей висновок може бути помилковим. В астрономії є поняття «ефект відбору». Для визначення подвійності зірок треба ідентифікувати їх основні характеристики. Для цього необхідно хороше обладнання. Іноді буває складно визначити подвійні зірки. Наприклад, візуально-подвійні зірки не завжди можна побачити на великій відстані від спостерігача. Іноді кутова відстань між компонентами не фіксується телескопом. Для того щоб зафіксувати фотометричні і спектрально-подвійні зірки, їх блиск повинен бути досить сильним для збору модуляцій світлового потоку і ретельного вимірювання довжини хвиль в спектральних лініях.
Число зірок, які підходять за всіма параметрами для досліджень, не так велике. За даними теоретичних розробок, можна припустити, що подвійні зірки становлять від 30% до 70% зоряного населення.
НОВІ ЗВЁДИ.
Змінні вибухові зірки складаються з білого карлика і зірки Головною послідовності, як Сонце, або постпоследовательності, як червоний гігант. Обидві зірки йдуть по вузькій орбіті з періодичністю в кілька годин. Вони знаходяться на близькій відстані один від одного, в зв'язку з чим вони тісно взаємодіють і викликають ефектні явища.
З середини XIX століття вчені фіксують на оптичної смузі змінних вибухових зірок переважання фіолетового кольору в певний час, це явище збігається з наявністю піків на кривій блиску. За цим принципом зірки розділили на кілька груп.
Класичні нові зірки.
Класичні нові зірки відрізняються від змінних вибухових тим, що їх оптичні спалахи не мають повторюваного характеру. Амплітуда кривою їх блиску виражена чіткіше, і підйом до максимальній точці відбувається значно швидше. Зазвичай вони досягають максимального блиску за кілька годин, за цей період часу нова зірка набуває зоряну величину рівну приблизно 12, тобто світловий потік збільшується на 60000 одиниць.
Чим повільніше відбувається процес підйому до максимуму, тим менш помітно і зміна блиску. Нова зірка недовго залишається в положенні «максимум», зазвичай цей період займає час від декількох днів до декількох місяців. Потім блиск починає зменшуватися, спочатку швидко, потім повільніше до звичайного рівня. Тривалість цієї фази залежить від різних обставин, але її тривалість становить не менше кількох років.
У нових класичних зірок всі ці явища супроводжуються неконтрольованими термоядерними реакціями, що відбуваються в поверхневих шарах білого карлика, саме там знаходиться «запозичений» водень від другого компонента зірки. Нові зірки завжди подвійні, один з компонентів обов'язково - білий карлик. Коли маса компонента зірки перетікає до білого карлика, шар водню починає стискатися і розігрівається, відповідно температура підвищується, гелій розігрівається. Все це відбувається швидко, різко, в результаті має місце спалах. Випромінююча поверхню збільшується, блиск зірки стає яскравим, на кривою блиску фіксується сплеск.
Під час активної фази спалаху нова зірка досягає максимального блиску. Максимальна абсолютна зоряна величина складає близько від -6 до -9. у нових зірок ця цифра досягається повільніше, у змінних вибухових зірок - швидше.
Нові зірки існують і в інших галактиках. Але те, що ми спостерігаємо, це лише їх видима зоряна величина, абсолютну визначити не можна, так як невідомо їх точне відстань до Землі. Хоча в принципі можна дізнатися абсолютну зоряну величину нової, якщо вона знаходиться в максимальній близькості від іншої нової зірки, відстань до якої відомо. Максимальна абсолютна величина вираховується по рівнянню:
M \u003d -10.9 + 2.3log (t).
t - це час, за яке крива блиску нової зірки падає до 3 зоряних величин.
Карликові нові зірки і повторювані нові.
Найближчими родичами нових зірок є карликові нові зірки, їх прототип «U Близнюків». Їх оптичні спалахи практично аналогічні спалахів нових зірок, але є відмінності в кривих блисках: їх амплітуди менше. Відзначаються відмінності і в повторюваності спалахів - у нових карликових зірок вони трапляються більш-менш регулярно. В середньому раз в 120 днів, але іноді і через кілька років. Оптичні спалахи нових тривають від кількох годин до кількох днів, після чого за кілька тижнів блиск зменшується і, нарешті, досягає звичайного рівня.
Існуючу різницю можна пояснити різними фізичними механізмами, що провокують оптичну спалах. У «U Близнюків» спалахи відбуваються через раптової зміни процентного співвідношення матерії на білому карлику - її збільшення. В результаті має місце величезний викид енергії. Спостереження за карликовими новими зірками в фазі затемнення, тобто коли білий карлик і диск, що оточує його, закриваються зіркою - компонентом системи, точно свідчать про те, що саме білий карлик, вірніше, його диск є джерелом світла.
Повторювані нові зірки представляють собою щось середнє між класичними новими і карликовими новими зірками. Як випливає з назви, їх оптичні спалахи повторюються регулярно, що ріднить їх з новими карликовими зірками, але відбувається це через кілька десятків років. Посилення блиску під час спалаху більш виражено і становить близько 8 зоряних величин, ця риса наближає їх до класичних новим зіркам.
Неуважність зоряні скупчення.
Розсіяні зоряні скупчення знайти нескладно. Їх називають галактичних скупченнями. Мова йде про утвореннях, що включають від кількох десятків до кількох тисяч зірок, велика частина яких видно неозброєним оком. Зоряні скупчення постають перед спостерігачем як ділянку неба, густо засіяний зірками. Як правило, такі області концентрації зірок добре помітні на небі, але буває, причому досить рідко, що скупчення практично невиразно. Для того щоб визначити, чи є який-небудь ділянку неба зоряним скупченням або мова йде про зірок, просто близько розташованих один до одного, слід вивчити їх рух і визначити відстань до Землі. Зірки, що становлять скупчення, рухаються в одному напрямку. Крім того, якщо зірки, що знаходяться недалеко один від одного, розташовані на однаковій відстані від Сонячної системи, вони, звичайно, пов'язані між собою силами тяжіння і складають розсіяне скупчення.
Класифікація зоряних скупчень.
Протяжність цих зоряних систем варіюється від 6 до 30 світлових років, середня довжина становить приблизно дванадцять світлових років. Усередині зоряних скупчень зірки сконцентровані хаотично, безсистемно. Скупчення не має чітко вираженої форми. При класифікації зоряних скупчень слід брати до уваги кутові виміру, приблизне загальна кількість зірок, ступінь їх концентрації в скупченні і різницю в блиску.
У 1930 році американський астроном Роберт Трамплер запропонував класифікувати скупчення за такими параметрами. Всі скупчення поділялися на чотири класи за принципом концентрації зірок і позначалися римськими цифрами від I до IV. Кожен з чотирьох класів ділиться на три підкласу по однорідності блиску зірок. До першого підкласу ставляться скупчення, в яких зірки мають приблизно одну ступінь світності, до третього - з істотною різницею в цьому плані. Потім американський астроном ввів ще три категорії класифікації зоряних скупчень за кількістю зірок, що входять в скупчення. До першої категорії «p» відносяться системи, в яких менше 50 зірок. До другої «m» - скупчення, що мають від 50 до 100 зірок. До третьої - мають більше 100 зірок. Наприклад, відповідно до цієї класифікації, зоряне скупчення, позначене в каталозі як «I 3p», являє собою систему, що складається менш ніж з 50 зірок, густо сконцентрованих в небі і що володіють різним ступенем блиску.
Однорідність зірок.
Всі зірки, що відносяться до якого-небудь розсіяному зоряному скупченню, мають характерну рису - однорідність. Це означає, що вони утворилися з одного і того ж газового хмари і спочатку існування мають однаковий хімічний склад. Крім того, є припущення, що всі вони з'явилися в один час, тобто мають однаковий вік. Існуючі між ними відмінності можна пояснити різними ходом розвитку, а це визначається масою зірки з моменту її утворення. Вченим відомо, що великі зірки мають менший термін існування по порівняння з малими зірками. Великі еволюціонують значно швидше. В основному розсіяні зоряні скупчення є небесні системи, що складаються з відносно молодих зірок. Цей вид зоряних скупчень дислокується в основному в спіральних гілках Чумацького Шляху. Саме ці ділянки були в недавньому минулому активними зонами зореутворення. Винятки становлять скупчення NGC 2244, NGC 2264 і NGC6530, їх вік дорівнює кільком десяткам мільйонів років. Це невеликий термін для зірок.
Вік і хімічний склад.
Зірки розсіяних зоряних скупчень пов'язані між собою силою тяжіння. Але через те, що цей зв'язок недостатньо міцна, розсіяні скупчення можуть розпадатися. Це відбувається за тривалий час. Процес розформування пов'язаний з впливом гравітації одиночних зірок, розташованих недалеко від скупчення.
Старих зірок у складі розсіяних зоряних скупчень практично немає. Хоча є винятки. В першу чергу це відноситься до великих скупчень, в яких зв'язок між зірками значно сильніше. Відповідно, і вік таких систем більше. Серед них можна відзначити NGC 6791. До складу цього зоряного скупчення входять приблизно 10000 зірок, його вік становить близько 10 мільярдів років. Орбіти великих зоряних скупчень забирають їх на довготривалий період часу далеко від площини галактики. Відповідно, у них менше можливостей зустрітися з великими молекулярними хмарами, що могло б спричинити за собою розформування зоряного скупчення.
Зірки розсіяних зоряних скупчень подібні за хімічним складом з Сонцем і іншими зірками галактичного диска. Різниця в хімічному складі залежить від відстані від центру Галактики. Чим далі від центру розташоване зоряне скупчення, тим менше елементів з групи металів воно містить. Хімічний склад також залежить від віку зоряного скупчення. Це відноситься і до поодиноких зірок.
КУЛЬОВІ зоряні скупчення.
Кульові зоряні скупчення, що налічують сотні тисяч зірок, мають дуже незвичайний вид: У них сферична форма, і зірки концентруються в них настільки щільно, що навіть за допомогою найпотужніших телескопів неможливо розрізнити поодинокі об'єкти. Відзначається сильна концентрація зірок до центру.
Дослідження кульових скупчень має важливе значення в астрофізиці в плані вивчення еволюції зірок, процесу формування галактик, вивчення структури нашої Галактики і визначення віку Всесвіту.
Форма Чумацького Шляху.
Вчені встановили, що кульові скупчення утворилися на початковому етапі формування нашої Галактики - протогалактіческіх газ мав сферичну форму. Під час гравітаційного взаємодії до завершення стиснення, що призвело до утворення диска, за його межами виявилися згустки матерії, газу і пилу. Саме з них утворилися кульові зоряні скупчення. Причому вони сформувалися до появи диска і залишилися там же, де і утворилися. Вони мають сферичну структуру, гало, навколо якого пізніше розташувалася площину галактики. Ось чому кульові скупчення дислокуються симетрично в Чумацькому Шляху.
Вивчення проблеми розташування кульових скупчень, а також проведені вимірювання відстані від них до Сонця, дозволили визначити їх протяжність нашої Галактики до центру - воно становить 30000 світлових років.
Кульові зоряні скупчення за часом походження дуже старі. Їх вік становить 10-20 мільярдів років. Вони являють собою найважливіший елемент Всесвіту, і, без сумніву, знання про ці утвореннях нададуть чималу допомогу в поясненні явищ Всесвіту. На думку вчених, вік цих зоряних скупчень ідентичний віку нашої Галактики, а так як все галактики сформувалися приблизно в один час, значить, можна визначити і вік Всесвіту. Для цього до віку кульових зоряних скупчень слід додати час від появи Всесвіту до початку утворення галактик. У порівнянні з віком кульових зоряних скупчень це зовсім невеликий відрізок часу.
Усередині ядер кульових скупчень.
Для центральних областей цього виду скупчень характерний високий рівень концентрації зірок, приблизно в тисячі разів більше, ніж в найближчих до Сонця зонах. Тільки за останнє десятиліття стало можливим розглянути ядра кульових зоряних скупчень, вірніше, ті небесні об'єкти, які знаходяться в самому центрі. Це має велике значення в області вивчення динаміки входять до ядро \u200b\u200bзірок, в плані отримання інформації про системи небесних тіл, пов'язаних силами тяжіння, - зоряні скупчення відносяться саме до цієї категорії, - а також в плані вивчення взаємодії між зірками скупчень у вигляді спостережень або обробки даних на комп'ютері.
Через високого ступеня концентрації зірок відбуваються найсправжнісінькі зіткнення, формуються нові об'єкти, наприклад зірки, які мають свої особливості. Можуть з'являтися і подвійні системи, це трапляється, коли зіткнення двох зірок не призводить до їх руйнування, а відбувається взаімозахват через гравітації.
Сімейства кульових зоряних скупчень.
Кульові зоряні скупчення нашої Галактики є неоднорідні освіти. Розрізняють чотири динамічних сімейства за принципом видалення від центру Галактики і за хімічним складом. Деякі кульові скупчення мають більше хімічних елементів групи металів, інші - менше. Ступінь наявності металів залежить від хімічного складу міжзоряного середовища, з якої небесні об'єкти утворилися. Галактики з меншою кількістю металів - старіші, вони розташовуються в гало Галактики. Більший склад металу характерний для більш молодих зірок, вони сформувалися з середовища, вже збагаченої металами внаслідок спалахів наднових зірок, - до цього сімейства ставляться «дискові скупчення», що знаходяться на галактичному диску.
У гало перебувають «зоряні скупчення внутрішньої частини гало» і «зоряні скупчення зовнішньої частини гало». Є і «зоряні скупчення периферичної частини гало», відстань від яких до центру Галактики найбільше.
Вплив навколишнього середовища.
Зоряні скупчення вивчаються і поділяються на сімейства не заради класифікації як самоцілі. Класифікація грає велику роль і при дослідженні впливу навколишнього зоряні скупчення середовища на його еволюцію. В даному випадку мова йде про нашій Галактиці.
Безсумнівно, на зоряне скупчення дуже впливає гравітаційне поле диска Галактики. Кульові зоряні скупчення рухаються навколо галактичного центру по еліптичних орбітах і періодично перетинають диск Галактики. Це відбувається раз приблизно в 100 мільйонів років.
Гравітаційне поле і приливні виступи, які виходять від галактичної площини, настільки інтенсивно діють на зоряне скупчення, що воно поступово починає розпадатися. Вчені вважають, що деякі старі зірки, в даний час дислокуються в Галактиці, колись входили до складу кульових зоряних скупчень. Зараз вони вже зруйнувалися. Вважається, що за мільярд років розпадаються приблизно 5 зоряних скупчень. Це приклад впливу галактичної довкілля на динамічну еволюцію кульового зоряного скупчення.
Під дією гравітаційного впливу галактичного диска на зоряне скупчення відбувається і зміна довжини скупчення. Мова йде про зірок, розташованих далеко від центру скупчення, на них в більшою мірою впливає сила тяжіння галактичного диска, а не самого зоряного скупчення. Відбувається «випаровування» зірок, розміри скупчення зменшуються.
Наднових ЗІРКИ.
Зірки теж народжуються, ростуть і вмирають. Їх кінець може бути повільним і поступовим або різким і катастрофічним. Це характерно для зірок дуже великих розмірів, які закінчують існування спалахом, це наднові зірки.
Відкриття наднових зірок.
Протягом століть сутність наднових зірок була невідома вченим, але спостереження за ними велися з незапам'ятних часів. Багато наднові зірки настільки яскраві, що їх можна розглянути неозброєним оком, причому іноді навіть удень. Перші згадки про ці зірках з'явилися в античних хроніках в 185 р н.е. Згодом їх спостерігали регулярно і скрупульозно фіксували всі дані. Наприклад, придворні астрономи імператорів стародавнього Китаю зареєстрували багато з відкритих наднових зірок через багато років.
Серед них слід відзначити наднову звёзду, що спалахнула в 1054 р н.е. в сузір'ї Тельця. Залишок цієї наднової зірки носить назву «Крабоподібна туманність», через характерну форму. Систематичні спостереження за найновішими зірками західні астрономи почали вести пізно. Тільки до кінця XVI ст. з'явилися згадки про них в наукових документах. Перші спостереження над надновими зірками силами європейських астрономів ставляться до 1575 р і 1604 р У 1885 р була відкрита перша наднова зірка в галактиці Андромеди. Зробила це баронеса Берта де Подманіцкая.
З 20-х років XX ст. завдяки винаходу фотопластин відкриття наднових йдуть одне за іншим. В даний час їх відкрито до тисячі. Пошук наднових вимагає великого терпіння і постійного спостереження за небом. Зірка повинна бути не просто дуже яскравою, її поведінка повинна бути незвичайним і непередбачуваним. «Мисливців» за надновими не так багато, трохи більше десяти астрономів можуть похвалитися тим, що за своє життя відкрили більш 20 наднових. Пальма першості в такій цікавій класифікації належить Фреду Цвики - з 1936 р він ідентифікував 123 зірки.
Що таке наднові зірки?
Наднові зірки - раптово спалахують зірки. Цей спалах - катастрофічна подія, кінець еволюції зірок великих розмірів. Під час спалахів потужність випромінювання досягає 1051 ерг, що можна порівняти з енергією, що випускається зіркою протягом усього свого життя. Механізми, що викликають спалахи у подвійних і одиночних зірок, різні.
У першому випадку спалах відбувається за умови, що друга зірка в подвійній системі - білий карлик. Білі карлики - відносно невеликі зірки, їх маса відповідає масі Сонця, в кінці « життєвого шляху»Вони мають розміри планети. Білий карлик взаємодіє зі своєю парою в гравітаційному плані, він «краде» речовина з її поверхневих шарів. «Запозичене» речовина розігрівається, починаються ядерні реакції, відбувається спалах.
У другому випадку спалахує сама зірка, це відбувається, коли в її надрах більше немає умов для термоядерних реакцій. На цій стадії переважає гравітація, і зірка починає стискатися швидкими темпами. Через різке розігрівання в результаті стиснення в ядрі зірки починають відбуватися некеровані ядерні реакції, енергія вивільняється у вигляді спалаху, викликаючи руйнування зірки.
Після спалаху залишається хмару газу, воно поширюється в просторі. Це «залишки наднової» - те, що залишається від поверхневих шарів зірки, що вибухнула. Морфологія залишків наднової різна і залежить від умов, в яких стався спалах зірки-«прародительки», і від її характерних внутрішніх чорт. Поширення хмари відбувається неоднаково за різними напрямками, що пов'язано з взаємодією з міжзоряним газом, він може значно змінити форму хмари за тисячі років.
Характеристика наднових.
Наднові є варіацію вулканічних змінних зірок. Як всі змінні, наднові зірки характеризуються кривою блиску і легко впізнаваними ознаками. Перш за все, для наднової характерний швидкий збільшення блиску, воно триває кілька днів, поки не досягне максимуму, - цей період становить приблизно десять днів. Потім блиск починає зменшуватися - спочатку безсистемно, потім послідовно. Вивчаючи криву блиску, можна простежити динаміку спалахи і вивчити її еволюцію. Частина кривої блиску від початку підйому до максимуму відповідає спалах зірки, наступний спуск означає поширення та охолодження газової оболонки.
БІЛІ КАРЛИКИ.
У «зоряному зоопарку» існує безліч зірок, різних за розмірами, кольором і блиску. Серед них особливо вражають «мертві» зірки, їх внутрішня структура значно відрізняється від структури звичайних зірок. До категорії мертвих зірок ставляться зірки огрядна, білі карлики, нейтронні зірки і чорні діри. Через високої щільності цих зірок їх відносять до категорії «кризових».
Відкриття.
Спочатку сутність білих карликів представляла собою повну загадку, було відомо тільки те, що вони в порівнянні зі звичайними зірками мають високу щільність.
Першим відкритим і досліджуваним білим карликом був Сиріус B, пара Сиріуса - дуже яскравої зірки. Застосувавши третій закон Кеплера, астрономи вирахували масу Сіріуса B: 0,75-0,95 сонячної маси. З іншого боку, його блиск був значно нижче сонячного. Блиск зірки пов'язаний з квадратом радіуса. Проаналізувавши цифри, астрономи прийшли до висновку, що розміри Сиріуса невеликі. У 1914 році склали зоряний спектр Сиріуса B, визначили температуру. Знаючи температуру і блиск, вирахували радіус - 18800 кілометрів.
Перші дослідження.
Отриманий результат ознаменував відкриття нового класу зірок. У 1925 році Адамс виміряв довжину хвилі деяких ліній випромінювання в спектрі Сиріуса B і визначив, що вона більше, ніж передбачалося. Червоне зміщення вписується в рамки теорії відносності, за кілька років до подій, що відбуваються відкритої Ейнштейном. Застосовуючи теорію відносності, Адамс зміг обчислити радіус зірки. Після відкриття ще двох схожих на Сіріус B зірок Артур Еддінгтон зробив висновок, що у Всесвіті таких зірок багато.
Отже, існування карликів було встановлено, але їх природа як і раніше залишалася таємницею. Зокрема, вчені ніяк не могли зрозуміти, яким чином маса, схожа на сонячну, може уміщатися в такому маленькому за обсягом тілі. Еддінгтон приходить до висновку, що «при такій високій щільності газ втрачає свої властивості. Найімовірніше, білі карлики складаються з виродженого газу ».
Сутність білих карликів.
У серпні 1926 року Енріко Фермі і Поль Дірак розробили теорію, що описує стан газу в умовах дуже високої щільності. Використовуючи її, Фаулер в цьому ж році знайшов пояснення стійкою структури білих карликів. На його думку, через велику щільність, газ в надрах білого карлика знаходиться в виродженим стані, причому тиск газу практично не залежить від температури. Стійкість білого карлика підтримується тим, що силі тяжіння протистоїть тиск газу в надрах карлика. Вивчення білих карликів продовжив індійський фізик Чандрасекар.
В одній зі своїх робіт, опублікованій в 1931 році, він робить важливе відкриття - маса білих карликів не може перевищувати певний ліміт, це пов'язано з їх хімічним складом. Цей ліміт становить 1,4 маси Сонця і носить назву «ліміт Чандрасекара» на честь вченого.
Майже тонна в см3!
Як і випливає з назви, білі карлики є зірками малих розмірів. Навіть якщо їх маса дорівнює масі Сонця, все одно за розмірами вони схожі на планету типу Земля. Їх радіус дорівнює приблизно 6000 км - 1/100 від радіуса Сонця. З огляду на масу білих карликів і їх розміри, можна зробити тільки один висновок - їх щільність дуже висока. Кубічний сантиметр матерії білого карлика важить майже тонну за земними мірками.
Настільки висока щільність призводить до того, що гравітаційне поле зірки дуже сильне - приблизно в 100 разів перевищує сонячне, причому при однаковій масі.
Основні характеристики.
Хоча в ядрі білих карликів більше не відбуваються ядерні реакції, його температура дуже висока. Тепло потрапляє до зірки, а потім поширюється в космічному просторі. Самі зірки повільно остигають до тих пір, поки не стають невидимими. Поверхнева температура «молодих» білих карликів складає близько 20000-30000 градусів. Білі карлики бувають не тільки білого кольору, Є і жовті. Незважаючи на високу температуру поверхні, через невеликих розмірів світність низька, абсолютна зоряна величина може складати 12-16. Білі карлики остигають дуже повільно, тому ми бачимо їх у таких великих кількостях. Вчені мають можливість вивчати їх основні характеристики. Білі карлики міститься інформація для діаграми Г-Р, вони займають небагато місця під Головною послідовністю.
НЕЙТРОННІ ЗІРКИ І ПУЛЬСАРИ.
Назва «пульсар» походить від англійського сполучення «pulsating star» - «пульсуюча зірка». Характерною особливістю пульсарів на відміну від інших зірок є не постійне випромінювання, а регулярне імпульсна радіовипромінювання. Імпульси дуже швидкі, тривалість одного імпульсу триває від тисячних часток секунди до, максимально, декількох секунд. Форма імпульсу і періоди у різних пульсарів неоднакові. Через суворої періодичності радіовипромінювання пульсари можна розглядати як космічні хронометри. Згодом періоди зменшуються до 10-14 s / s. Кожну секунду період змінюється на 10-14 секунди, тобто зменшення відбувається близько 3 мільйонів років.
Регулярні сигнали.
Історія відкриття пульсарів досить цікава. Перший пульсар PSR 1919 + 21 був зафіксований в 1967 році Беллом і Ентоні Хьюшем з Кембриджського університету. Белл, молодий фізик, проводив дослідження в області радіоастрономії для підтвердження висунутих їм тез. Раптом він виявив радіосигнал помірної інтенсивності в області, близької до галактичної площини. Дивина полягала в тому, що сигнал був переривчастим - він зникав і з'являвся знову через регулярні інтервали в 1,377 сек. Кажуть, що Белл бігом подався до свого професору, щоб сповістити його про відкриття, але останній не надав цьому належної уваги, вважаючи, що мова йде про радіосигналі з Землі.
Проте сигнал продовжував виявлятися незалежно від земної радіоактивності. Це свідчило про те, що джерело його появи до сих пір не був встановлений. Як тільки були опубліковані дані про який відбувся відкритті, виникли численні припущення про те, що сигнали йдуть від примарною позаземної цивілізації. Але вчені змогли зрозуміти сутність пульсарів без допомоги інопланетних світів.
Сутність пульсарів.
Після першого було відкрито ще багато пульсарів. Астрономи прийшли до висновку, що ці небесні тіла відносяться до джерел імпульсного випромінювання. Найбільш численними об'єктами Всесвіту є зірки, тому вчені вирішили, що ці небесні тіла, швидше за все, відносяться до класу зірок.
Швидке рух зірки навколо своєї осі є, швидше за все, причиною пульсацій. Вчені виміряли періоди і спробували визначити сутність цих небесних тіл. Якщо тіло обертається зі швидкістю, що перевищує певну максимальну швидкість, воно розпадається під впливом відцентрових сил. Значить, повинна існувати мінімальна величина періоду обертання.
З проведених розрахунків слід було, що для обертання зірки з періодом, що вимірюється тисячними частками секунди, її щільність повинна становити близько 1014 г / см3, як у ядер атомів. Для наочності можна навести такий приклад - уявіть масу, рівну Евересту, в обсязі шматочка цукру.
Нейтронні зірки.
З тридцятих років вчені припускали, що в небі існує щось подібне. Нейтронні зірки - дуже маленькі, занадто щільні небесні тіла. Їх маса приблизно дорівнює 1,5 маси Сонця, сконцентрованою в радіусі приблизно в 10 км.
Нейтронні зірки складаються в основному з нейтронів - частинок, позбавлених електричного заряду, які разом з протонами становлять ядро \u200b\u200bатома. Через високу температуру в надрах зірки речовина ионизировано, електрони існують окремо від ядер. При такій високій щільності все ядра розпадаються на складові їх нейтрони і протони. Нейтронні зірки представляють собою кінцевий результат еволюції зірки великої маси. Після вичерпання джерел термоядерну енергію в її надрах, вона різко вибухає, як наднова. Зовнішні шари зірки скидаються в простір, в ядрі відбувається гравітаційний колапс, утворюється гаряча нейтронна зірка. Процес колапсу займає частки секунди. В результаті колапсу вона починає обертатися дуже швидко, з періодами в тисячні частки секунди, що характерно для пульсара.
Випромінювання пульсацій.
У нейтронної зірки немає джерел термоядерних реакцій, тобто вони неактивні. Випромінювання пульсацій відбувається не з надр зірки, а ззовні, з зон, які оточують поверхню зірки.
Магнітне поле нейтронних зірок дуже сильне, в мільйони разів перевищує магнітне поле Сонця, воно припиняє простір, створюючи магнітосферу.
Нейтронна зірка випускає в магнітосферу потоки електронів і позитронів, вони обертаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла. Магнітне поле впливає на рух цих елементарних частинок, вони рухаються уздовж силових ліній, слідуючи спиралевидной траєкторії. Таким чином, відбувається виділення ними кінетичної енергії в формі електромагнітного випромінювання.
Період обертання збільшується через зменшення обертальної енергії. У старих пульсарів період пульсацій довший. До речі, не завжди період пульсацій є суворо періодичним. Іноді він різко сповільнюється, це пов'язано з феноменами, що носять назву «glitches», - це результат «мікрозвездотрясеній».
ЧОРНІ ДІРИ.
Зображення небесного зводу вражає різноманітністю форм і кольорів небесних тіл. Чого тільки немає у Всесвіті: зірки будь-яких кольорів і розмірів, спіральні галактики, туманності незвичайних форм і кольорових гам. Але в цьому «космічному зоопарку» є «екземпляри», збуджуючі особливий інтерес. Це ще більш загадкові небесні тіла, так як за ними важко спостерігати. Крім того, їх природа до кінця не з'ясована. Серед них особливе місце належить «чорним дірок».
Швидкість руху.
У повсякденній мові вираз «чорна діра» означає щось бездонне, куди річ провалюється, і ніхто ніколи не дізнається, що сталося з нею в подальшому. Що ж являють собою чорні діри в дійсності? Щоб зрозуміти це, повернемося в історію на два століття назад. У XVIII століття французький математик П'єр Симон де Лаплас ввів вперше цей термін при вивченні теорії гравітації. Як відомо, будь-яке тіло, що має певну масу - Земля, наприклад, - має і гравітаційне поле, воно притягує до себе навколишні тіла.
Ось чому підкинутий вгору предмет падає на Землю. Якщо цей же предмет з силою кинути вперед, він подолає на якийсь час тяжіння Землі і пролетить якесь відстань. Мінімальна необхідна швидкість називається «швидкість руху», у Землі вона становить 11 км / с. Швидкість руху залежить від щільності небесного тіла, яка створює гравітаційне поле. Чим більше щільність, тим більше повинна бути швидкість. Відповідно, можна висунути припущення, як це зробив два століття тому Лаплас, що у Всесвіті існують тіла з такою високою щільністю, що швидкість їх руху перевищує швидкість світла, тобто 300000 км / с.
У цьому випадку навіть світло могло б піддатися силі тяжіння подібного тіла. Подібне тіло не могло б випромінювати світло, і в зв'язку з цим воно залишалося б невидимим. Ми можемо уявити його як величезну діру, на малюнку - чорного кольору. Безсумнівно, теорія, сформульована Лапласом, несе не собі відбиток часу і видається занадто спрощеною. Втім, за часів Лапласа ще не була сформульована квантова теорія, і з концептуальної точки зору розгляд світла як матеріального тіла здавалося нонсенсом. На самому початку XX століття з появою і розвитком квантової механіки стало відомо, що світло в деяких умовах виступає і як матеріальне випромінювання.
Це положення отримало розвиток в теорії відносності Альберта Ейнштейна, опублікованій в 1915 році, і в роботах німецького фізика Карла Шварцшильда в 1916 році, він підвів математичну базу під теорію про чорні діри. Світло теж може бути підданий дії сили тяжіння. Два століття тому Лаплас торкнувся дуже важливу проблему в плані розвитку фізики як науки.
Як з'являються чорні діри?
Явища, про які ми говоримо, отримали назву «чорні діри» в 1967 році завдяки американському астрофізику Джону Уїллер. Вони є кінцевим результатом еволюції великих зірок, маса яких перевищує п'яти сонячних мас. Коли всі резерви ядерного пального вичерпані і реакції більше не відбуваються, настає смерть зірки. Далі її доля залежить від її маси.
Якщо маса зірки менше маси сонця, вона продовжує стискатися, поки не згасне. Якщо маса значна, зірки вибухає, тоді мова йде про наднової зірки. Зірка залишає після себе сліди, - коли в ядрі відбувається гравітаційний колапс, вся маса збирається в кулю компактних розмірів з дуже високою щільність - в 10000 разів більше, ніж у ядра атома.
Відносні ефекти.
Для вчених чорні діри є чудовою природною лабораторією, що дозволяє проводити досліди з різних гіпотез в плані теоретичної фізики. Відповідно до теорії відносності Ейнштейна, на закони фізики впливає локального поля тяжіння. В принципі, час тече по-різному поруч з гравітаційними полями різної інтенсивності.
Крім того, чорна діра впливає не тільки на час, але і на навколишній простір, впливаючи на його структуру. Відповідно до теорії відносності, присутність сильного гравітаційного поля, що виник від такого потужного небесного тіла, як чорна діра, спотворює структуру навколишнього простору, і його геометричні дані змінюються. Це означає, що близько чорної діри коротку відстань, що з'єднує дві точки, буде не прямою лінією, а кривой.
Завантаження ...