Доклад на тему: «Звезды и созвездия. Реферат: Звезды. Классификация и строение звезд Сообщение на тему планеты звезды

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

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

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

КАК РОЖДАЕТСЯ ЗВЕЗДА.

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

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

Глобулы Бока .

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

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

Эволюция протозвезды.

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

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

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

Звезда или планета?

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

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

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

Ядерные реакции.

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

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

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

ХАРАКТЕРИСТИКА ЗВЁЗД.

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

Птолемей и «Альмагест».

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

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

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

Звёздная величина в современной науке.

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

Относительная и абсолютная звёздная величина.

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

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

Цвет звёзд.

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

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

Загадочные линии.

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

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

ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА-РЕССЕЛЛА.

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

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

Выдающаяся идея.

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

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

Звезда – критерий.

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

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

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

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

Главная последовательность.

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

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

Красные гиганты и белые карлики.

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

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

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

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

Шаровые звёздные скопления.

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

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

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

Значение диаграммы.

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

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

РАССОЯНИЕ ДО ЗВЁЗД.

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

Глубина пространства.

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

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

Неизбежные неточности.

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

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

Затем с помощью тригонометрических вычислений определяется расстояние до определённой звезды.

Расстояние до звёздных скоплений.

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

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

Main Sequence Fitting – установление Главной последовательности.

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

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

Затем следует использовать уравнение:

m-M=5log(d)-5, где

m – видимая звёздная величина;

M – абсолютная звёздная величина;

d – расстояние.

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

Интенсивность света и расстояние.

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

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

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

Межзвёздное поглощение.

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

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

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД.

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

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

Как иссякает водород.

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

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

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

Видоизменение материи.

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

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

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

Последние фазы эволюции.

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

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

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

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

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

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

ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ.

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

Измерения.

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

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

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

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

Переменные или нет.

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

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

Цефеиды.

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

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

Переменные звёзды можно разделить на подгруппы по разным критериям.

ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ.

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

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

Открытие.

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

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

Классификация двойных звёзд.

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

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

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

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

Двойные фотометрические звёзды.

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

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

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

Спектрально-двойственные звёзды.

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

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

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

НОВЫЕ ЗВЁДЫ.

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

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

Классические новые звёзды.

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

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

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

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

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

M=-10.9+2.3log (t).

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

Карликовые новые звёзды и повторяющиеся новые.

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

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

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

РАССЕЯНЫЕ ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ.

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

Классификация звёздных скоплений.

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

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

Однородность звёзд.

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

Возраст и химический состав.

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

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

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

ШАРОВЫЕ ЗВЁЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ.

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

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

Форма Млечного Пути.

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

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

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

Внутри ядер шаровых скоплений.

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

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

Семейства шаровых звёздных скоплений.

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

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

Влияние окружающей среды.

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

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

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

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

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ.

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

Открытие сверхновых звёзд.

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

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

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

Что такое сверхновые звёзды?

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

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

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

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

Характеристика сверхновых.

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

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ.

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

Открытие.

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

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

Первые исследования.

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

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

Сущность белых карликов.

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

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

Почти тонна в см3 !

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

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

Основные характеристики.

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

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ И ПУЛЬСАРЫ.

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

Регулярные сигналы.

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

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

Сущность пульсаров.

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

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

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

Нейтронные звёзды.

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

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

Излучение пульсаций.

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

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

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

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

ЧЁРНЫЕ ДЫРЫ.

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

Скорость движения.

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

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

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

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

Как появляются чёрные дыры?

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

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

Относительные эффекты.

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

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

Солнце является единственной звездой в Солнечной системе, вокруг нее совершают свое движение все планеты системы, а также их спутники и другие объекты, вплоть до космической пыли. Если сравнить массу Солнца с массой всей Солнечной системы, то она составит порядка 99,866 процентов.

Солнце является одной из 100 000 000 000 звезд нашей Галактики и по величине стоит среди них на четвертом месте. Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра располагается на расстоянии четырех световых лет от Земли. От Солнца до планеты Земля 149,6 млн км, свет от звезды доходит за восемь минут. От центра Млечного пути звезда находится на расстоянии 26 тысяч световых лет, при этом она производит вращение вокруг него со скоростью 1 оборот в 200 миллионов лет.

Презентация: Солнце

По спектральной классификации звезда относится к типу «желтый карлик», по приблизительным расчетам ее возраст составляет чуть более 4,5 миллиардов лет, она находится в середине своего жизненного цикла.

Солнце, состоящее на 92% из водорода и на 7% из гелия, имеет очень сложное строение. В его центре находится ядро с радиусом примерно 150 000-175 000 км, что составляет до 25% от общего радиуса звезды, в его центре температура приближается к 14 000 000 К.

Ядро с большой скоростью производит вращение вокруг оси, причем эта скорость существенно превышает показатели внешних оболочек звезды. Здесь происходит реакция образования гелия из четырех протонов, вследствие чего получается большой объем энергии, проходящий через все слои и излучающийся с фотосферы в виде кинетической энергии и света. Над ядром находится зона лучистого переноса, где температуры находятся в диапазоне 2-7 миллионов К. Затем следует конвективная зона толщиной примерно 200 000 км, где наблюдается уже не переизлучение для переноса энергии, а перемешивание плазмы. На поверхности слоя температура составляет примерно 5800 К.

Атмосфера Солнца состоит из фотосферы, образующей видимую поверхность звезды, хромосферы толщиной порядка 2000 км и короны, последней внешней солнечной оболочки, температура которой находится в диапазоне 1 000 000-20 000 000 К. Из внешней части короны происходит выход ионизированных частиц, называемых солнечным ветром.

Когда Солнце достигнет возраста примерно в 7,5 - 8 миллиардов лет (то есть через 4-5 млрд лет) звезда превратится в «красного гиганта», ее внешние оболочки расширятся и достигнут орбиты Земли, возможно, отодвинув планету на более дальнее расстояние.

Под воздействием высоких температур жизнь в сегодняшнем понимании станет просто невозможна. Заключительный цикл своей жизни Солнце проведет в состоянии «белого карлика».

Солнце - источник жизни на Земле

Солнце самый главный источник тепла и энергии, благодаря которому при содействии других благоприятных факторов на Земле есть жизнь. Наша планета Земля вращается вокруг своей оси, поэтому каждые сутки, находясь на солнечной стороне планеты мы можем наблюдать рассвет и удивительное по красоте явление закат, а ночью, когда часть планеты попадает в теневую сторону, можно наблюдать за звездами на ночном небе.

Солнце оказывает огромное влияние на жизнедеятельность Земли, оно участвует в фотосинтезе, помогает в образовании витамина D в организме человека. Солнечный ветер вызывает геомагнитные бури и именно его проникновение в слои земной атмосферы вызывает такое красивейшее природное явление, как северное сияние, называемое еще полярным. Солнечная активность меняется в сторону уменьшения или усиления примерно раз в 11 лет.

С начала космической эры исследователей интересовало Солнце. Для профессионального наблюдения используются специальные телескопы с двумя зеркалами, разработаны международные программы, но самые точные данные можно получить вне слоев атмосферы Земли, поэтому чаще всего исследования проводятся со спутников, космических кораблей. Первые такие исследования были проведены еще в 1957 году в нескольких спектральных диапазонах.

Сегодня на орбиты выводятся спутники, представляющие собой обсерватории в миниатюре, позволяющие получить очень интересные материалы для изучения звезды. Еще в годы первого освоения космоса человеком были разработаны и запущены несколько космических аппаратов, направленных на изучение Солнца. Первыми из них была серия американских спутников, запуск которых стартовал в 1962 году. В 1976 году запущен западногерманский аппарат Гелиос-2, который впервые в истории приблизился к светилу на минимальное расстояние в 0,29 а.е. При этом были зафиксированы появление ядер легкого гелия при вспышках солнца, а также магнитные ударные волны, охватывающие диапазон 100 Гц-2,2 кГц.

Еще один интересный аппарат - солнечный зонд Ulysses, запущенный в 1990 году. Он выведен на околосолнечную орбиту и движется перпендикулярно полосе эклиптики. Через 8 лет после запуска аппарат завершил первый виток вокруг Солнца. Он зарегистрировал спиральную форму магнитного поля светила, а также постоянное его увеличение.

На 2018 год НАСА планирует запуск аппарата Solar Probe+, который приблизится к Солнцу на максимально приближенное расстояние - 6 млн. км (это в 7 раз меньше дистанции, достигнутой Гелиусом-2) и займет круговую орбиту. Для защиты от высочайшей температуры он оснащен щитом из углеродистого волокна.

Введение

На протяжении тысячелетий звезды были непостижимы для сознания человека, но они завораживали его. Поэтому наука о звездах - астрономия - это одна из самых древних. Понадобились тысячи лет, чтобы люди освободились от наивных представлений о том, что звезды - это светящиеся точки, прикрепленные к огромному куполу. Впрочем, крупнейшие мыслители древности понимали, что звездное небо с Солнцем и Луной - нечто большее, чем просто увеличенное подобие планетария. Они догадывались, что планеты и звезды являются отдельными телами и свободно парят во Вселенной. С началом космической эры звезды стали нам ближе. Мы узнаем о них все больше и больше. Но древнейшая наука о звездах, астрономия, не только не исчерпала себя, но, напротив, стала еще более интересной.

Звездные величины

Одной из самых важных характеристик является звездная величина. Раньше считали, что расстояние до звезд одинаково, и чем звезда ярче, тем она больше. Наиболее яркие звезды отнесли к звездам первой величины (1 m , от лат. magnitido - величина), а едва различимые невооруженным глазом - к шестой (6 m). Сейчас мы знаем, что звездная величина характеризует не размеры звезды, а ее блеск, то есть освещенность, которую звезда создает на Земле.

Но шкала звездных величин сохранилась и уточнена. Блеск звезды 1 m больше блеска звезды 6 m ровно в 100 раз. Светила, блеск которых превосходит блеск звезд 1 m , имеют нулевые и отрицательные звездные величины. Шкала продолжается и в сторону звезд, не видимых невооруженным глазом. Есть звезды 7 m , 8 m и так далее. Для более точной оценки используют дробные звездные величины 2,3 m , 7,1 m и так далее.

Так как звезды находятся от нас на различных расстояниях, то их видимые звездные величины ничего не говорят о светимостях (мощности излучения) звезд. Поэтому используется еще понятие “абсолютная звездная величина”. Звездные величины, которые имели бы звезды, если бы они находились на одинаковом расстоянии (10 пк), называются абсолютными звездными величинами (М).

Расстояние до звезд

Для определения расстояний до ближайших звезд применяется метод параллакса (величина углового смещения предмета). Угол (p), под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты (а), расположенный перпендикулярно направлению на звезду, называется годичным параллаксом. Расстояние до звезды можно вычислить по формуле

Расстояние до звезды, соответствующее параллаксу в 1? ? называется парсеком.

Однако годичные параллаксы можно определить только у ближайших звезд, расположенных не далее нескольких сотен парсек. Но обнаружилась статистическая зависимость между видом спектра звезды и абсолютной звездной величиной. Таким образом по виду спектра оценивают абсолютные звездные величины, а затем, сравнивая их с видимыми звездными величинами, вычисляют и расстояния до звезд и параллаксы. Параллаксы, определенные таким образом, называются спектральными параллаксами.

Светимость

Одни звезды кажутся нам более яркими, другие более слабыми. Но это еще не говорит об истинной мощности излучения звезд, так как они находятся на разных расстояниях. Таким образом видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния. Истинной характеристикой служит светимость, то есть полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени. Светимости звезд крайне разнообразны. У одной из звезд-гигантов - S Золотой Рыбы - светимость в 500000 раз больше солнечной, а светимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше.

Если известна абсолютная звездная величина, то можно вычислить светимость любой звезды по формуле

lg L = 0,4(Ma -M),

где: L - светимость звезды,

M - ее абсолютная звездная величина, а

Мa - абсолютная звездная величина Солнца.

Масса звезд

Еще одна важная характеристика звезды - ее масса. Массы звезд различны, но, в отличие от светимостей и размеров, различны в сравнительно узких пределах. Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд. На основе закона Всемирного тяготения и законов Кеплера, обобщенных Ньютоном, была выведена формула

М 1 +М 2 = -- ,

где М 1 и М 2 - массы главной звезды и ее спутника, Р - период обращения спутника, а - большая полуось земной орбиты.

Также обнаружена зависимость между светимостью и массой звезды: светимость увеличивается пропорционально кубу массы. Используя эту зависимость, можно по светимости определить массы одиночных звезд, для которых невозможно вычислить массу непосредственно из наблюдений.

Спектральная классификация

Спектры звезд - это их паспорта с описанием всех их физических свойств. По спектру звезды можно узнать ее светимость (а значит, и расстояние до нее), ее температуру, размер, химический состав ее атмосферы, как качественный, так и количественный, скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращения вокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе с которой она обращается вокруг их общего центра тяжести.

Существует детально разработанная классификация звездных классов (гарвардская). Классы обозначены буквами, подклассы - цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам. Она выглядит так:

О - B - A - F - G - K - M

Среди холодных красных звезд, кроме класса М, есть две другие разновидности. В спектре одних вместо полос молекулярного поглощения окиси титана характерны полосы окиси углерода и циана (в спектрах, обозначаемых буквами R и N), а среди других характерны полосы окиси циркония (класс S).

Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна. Цвета звезд различных классов различны: О и В - голубоватые звезды, А - белые, F и G - желтые, К - оранжевые, М - красные.

Рассмотренная выше классификация одномерная, так как основной характеристикой является температура звезды. Но среди звезд одного класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики. Они отличаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд. Существует новая, двумерная классификация звезд. По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от I до V. I - сверхгиганты, II-III - гиганты, IV - субгиганты, V - карлики. Например, спектральный класс звезды Веги выглядит как А0V, Бетельгейзе - М2I, Сириуса - А1V.

Все сказанное выше относится к нормальным звездам. Однако существует множество нестандартных звезд с необычными спектрами. Прежде всего это эмиссионные звезды. Для их спектров характерны не только темные (абсорбционные) линии, но и светлые линии излучения, более яркие, чем непрерывный спектр. Такие линии называются эмиссионными. Присутствие в спектре таких линий обозначается буквой “е” после спектрального класса. Так, есть звезды Ве, Ае, Ме. Наличие в спектре звезды О определенных эмиссионных линий обозначается как Оf. Существуют экзотические звезды, спектры которых состоят из широких эмиссионных полос на фоне слабого непрерывного спектра. Их обозначают WC и WN, в гарвардскую классификацию они не укладываются. В последнее время были открыты инфракрасные звезды, которые почти всю свою энергию излучают в невидимой инфракрасной области спектра.

Звезды-гиганты и звезды-карлики

Среди звезд встречаются гиганты и карлики. Самые большие среди них - красные гиганты, которые, несмотря на свое слабое излучение с квадратного метра поверхности, светят в 50000 раз мощнее Солнца. Самые крупные гиганты в 2400 раз больше Солнца. Внутри у них могла бы разместиться наша Солнечная система вплоть до орбиты Сатурна. Сириус - это одна из белых звезд, он светит в 24 раза мощнее Солнца, он примерно вдвое больше Солнца в диаметре.

Но существует множество звезд карликов. Это в основном красные карлики с диаметром в половину и даже в одну пятую диаметра нашего Солнца. Солнце по своему размеру является средней звездой, таких звезд в нашей галактике миллиарды.

Особое место занимают среди звезд белые карлики. Но о них будет рассказано позже, как о конечной стадии эволюции обычной звезды.

Переменные звезды

Переменные звезды - это звезды, блеск которых изменяется. У одних переменных звезд блеск изменяется периодически, у других наблюдается беспорядочное изменение блеска. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия. В пределах одного созвездия переменным звездам присваивается последовательно одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например, S Car, RT Per, V 557 Sgr.

Переменные звезды делятся на три большие класса: пульсирующие, эруптивные (взрывные) и затменные.

Пульсирующие звезды обладают плавными изменениями блеска. Они обусловлены периодическим изменением радиуса и температуры поверхности. Периоды пульсирующих звезд меняются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды - звезды типа Мира Кита). Пульсирующих звезд открыто около 14 тысяч.

Второй класс переменных звезд - взрывные, или, как их еще называют, эруптивные звезды. Сюда относятся, во-первых, сверхновые, новые, повторные новые, звезды типа И Близнецов, новоподобные и симбиотические звезды. К эруптивным звездам относятся молодые быстрые переменные звезды, звезды типа ИV Кита и ряд родственных им объектов. Число открытых эруптивных переменных превышает 2000.

Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменение их видимого блеска вызваны физическими процессами, протекающими на них. При этом изменяется температура, цвет, а иногда и размер звезды.

Рассмотрим подробнее наиболее интересные типы физических переменных звезд. Например, цефеиды. Это весьма распространенный и очень важный тип физических переменных звезд. Им присущи особенности звезды d Цефея. Ее блеск непрерывно изменяется. Изменения повторяются через каждые 5 дней и 8 часов. Блеск возрастает быстрее, чем ослабевает после максимума. d Цефея - периодическая переменная звезда. Спектральные наблюдения показывают изменения лучевых скоростей и спектрального класса. Меняется также цвет звезды. Значит, в звезде происходят глубокие изменения общего характера, причина которых в пульсации внешних слоев звезды. Цефеиды - нестационарные звезды. Происходит поочередное сжатие и расширение под действием двух противоборствующих сил: силы притяжения к центру звезды и силы газового давления, выталкивающей вещество наружу. Очень важной характеристикой цефеид является период. Для каждой данной звезды он постоянен с большой точностью. Цефеиды - это звезды-гиганты и сверхгиганты с большой светимостью.

Главное, что между светимостью и периодом у цефеид существует зависимость: чем больше период блеска цефеиды, тем больше ее светимость. Таким образом, по известному из наблюдений периоду можно определить светимость или абсолютную звездную величину, а потом и расстояние до цефеиды. Вероятно, многие звезды на протяжении своей жизни некоторое время бывают цефеидами. Поэтому их изучение очень важно для понимания эволюции звезд. К тому же они помогают определить расстояние до других галактик, где они видны благодаря своей большой светимости. Цефеиды также помогают в определении размеров и формы нашей Галактики.

Другой тип правильных переменных - мириды, долгопериодичные переменные звезды, по имени звезды Миры (о Кита). Будучи огромными по своему объему, превышающему объем Солнца в миллионы и десятки миллионов раз, эти красные гиганты спектрального класса М пульсируют очень медленно, с периодами от 80 до 1000 суток. Изменение светимости в визуальных лучах у разных представителей этого типа звезд происходит от 10 до 2500 раз. Однако общая излучаемая энергия меняется лишь в 2-2,5 раза. Радиусы звезд колеблются около средних значений в пределах 5-10%, а кривые блеска похожи на цефеидные.

Как уже было сказано, далеко не у всех физических переменных звезд наблюдаются периодические изменения. Известно множество звезд, которые относятся к полуправильным или неправильным переменным. У таких звезд трудно или вообще невозможно заметить закономерности в изменении блеска.

Рассмотрим теперь третий класс переменных звезд - затменные переменные. Это двойные системы, плоскость орбиты которых параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра тяжести они поочередно затмевают друг друга, что и вызывает колебания их блеска. Вне затмений до наблюдателя доходит свет от обоих компонентов, а во время затмения свет ослабляется затмевающим компонентом. В тесных системах изменения суммарного блеска могут быть вызваны также искажениями формы звезд. Периоды затменных звезд - от нескольких часов до десятков лет.

Существует три основных типа затменных переменных звезд. Первый - это переменные звезды типа Алголя (b Персея). Компоненты этих звезд имеют шаровидную форму, причем размеры звезды-спутника больше, а светимость меньше главной звезды. Оба компонента либо белого цвета, либо главная звезда белого цвета, а звезда-спутник желтого. Пока затмения нет, блеск звезды практически постоянен. При затмении главной звезды блеск резко уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не наблюдается. Из анализа кривой блеска можно вычислить радиусы и светимости компонентов.

Второй тип затменных переменных звезд - это звезды типа b Лиры. Их блеск непрерывно и плавно изменяется в пределах примерно двух звездных величин. Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий вторичный минимум. Периоды переменности - от полусуток до нескольких суток. Компоненты этих звезд - массивные голубовато-белые и белые гиганты спектральных классов В и А. Из-за значительной массы и относительной близости друг к другу оба компонента подвержены сильному приливному воздействию, в результате чего приобрели эллипсоидальную форму. В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, и происходит непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в межзвездное пространство.

Третий тип затменно двойных звезд - звезды, получившие название звезд типа W Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и обращения) которой равен всего лишь 8 часам. Трудно представить себе ту колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой звезды. Спектральные классы этих звезд F и G.

Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд - магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.

Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.

Изучение переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды помогают определить возраст звездных систем, где они находятся, и тип их звездного населения; расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются источником рентгеновского излучения.

Звезды, истекающие газом

В коллекции звездных спектров можно проследить непрерывный переход от спектров с отдельными тонкими линиями к спектрам, содержащим отдельные необычайно широкие полосы наряду с темными линиями и даже без них.

Звезды, которые по линиям их спектров могли бы быть отнесены к звездам спектрального класса О, но имеют в спектре широкие яркие полосы, называют звездами типа Вольфа-Райе - по имени двух французских ученых, обнаруживших и описавших их еще в прошлом столетии. Разгадать природу этих звезд удалось только теперь.

Звезды этого класса - самые горячие среди всех известных. Их температура - 40-100 тысяч градусов.

Такие огромные температуры сопровождаются столь мощным излучением потока ультрафиолетовых лучей, что легкие атомы водорода, гелия, а при очень высокой температуре и атомы других элементов, по-видимому, не выдержав давления света снизу, с огромной скоростью взлетают вверх. Скорость их движения под действием давления света так велика, что притяжение звезды не в силах их удержать. Непрерывным потоком они срываются с поверхности звезды и почти не удерживаемые мчатся прочь в мировое пространство, образуя как бы атомный дождь, но направленный не вниз, а вверх. Под таким дождем сгорело бы все живое на планетах, если бы таковые окружали эти звезды.

Непрерывный дождь атомов, срывающихся с поверхности звезды, образует вокруг нее сплошную, но непрерывно рассеивающуюся в пространство атмосферу.

Как долго может истекать газом звезда типа Вольфа-Райе? В год звезда Вольфа-Райе выбрасывает массу газа, равную одной десятой или стотысячной доле массы Солнца. Масса звезд типа Вольфа-Райе в среднем в десяток раз превышает массу Солнца. Истекая газом с такой скоростью, звезда Вольфа-Райе не может просуществовать дольше, чем 10 4 -10 5 лет, после этого от нее уже ничего не останется. Независимо от этого есть данные, что ив действительности звезды в подобном состоянии существуют не дольше десяти тысяч лет, скорее даже значительно меньше. Вероятно, с уменьшением их массы до некоторого значения температура их падает, выброс атомов прекращается. В настоящее время на всем небе известно всего лишь около сотни таких саморазрушающихся звезд. Вероятно, лишь немногие, наиболее массивные звезды достигают в своем развитии таких высоких температур, когда начинается потеря газа. Быть может, освободившись таким образом от излишек массы, звезда может продолжать нормальное, “здоровое” развитие.

Большинство звезд типа Вольфа-Райе - очень тесные спектрально-двойные звезды. Их партнер в паре всегда оказывается также массивной и горячей звездой класса О или В. Многие из таких звезд - затменно-двойные. Звезды, истекающие газом, хоть и редко встречаются, но обогатили представление о звездах вообще.

Новые звезды

Новыми называются звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни, тысячи, даже миллионы раз. Достигнув наибольшей яркости, новая звезда начинает гаснуть и возвращается в спокойное состояние. Чем мощнее вспышка новой звезды, тем быстрее падает ее блеск. По скорости падения блеска новые звезды относят либо к “быстрым”, либо к “медленным”.

Все новые звезды выбрасывают при вспышке газ, который разлетается с высокими скоростями. Наибольшая масса газа, выбрасываемого новыми звездами при вспышке, заключена в главной оболочке. Эта оболочка видна через десятки лет после вспышки вокруг некоторых других звезд в виде туманности.

Все новые - двойные звезды. При этом пара состоит всегда из белого карлика и нормальной звезды. Так как звезды очень близки друг к другу, то возникает поток газа с поверхности нормальной звезды на поверхность белого карлика. Существует гипотеза вспышек новых. Вспышка происходит в результате резкого ускорения термоядерных реакций горения водорода на поверхности белого карлика. Водород попадает на белый карлик с нормальной звезды. Термоядерное “горючее” накапливается и взрывается после достижения некоторой критической величины. Вспышки могут повторяться. Интервал между ними от 10000 до 1000000 лет.

Ближайшие родственники новых звезд - карликовые новые звезды. Их вспышки в тысячи раз слабее вспышек новых звезд, но происходят они в тысячи раз чаще. По виду новые звезды и карликовые новые в спокойном состоянии не отличаются друг от друга. И до сих пор не известно, какие физические причины приводят к столь разной взрывной активности этих внешне похожих звезд.

Сверхновые звезды

Сверхновые звезды - самые яркие звезды из тех, которые появляются на небе в результате звездных вспышек. Вспышка сверхновой - катастрофическое событие в жизни звезды, так как она уже не может вернуться в исходное состояние. В максимуме блеска она светит, как несколько миллиардов звезд, подобных Солнцу. Полная энергия, выделяемая при вспышке, сопоставима с энергией, излученной Солнцем за время своего существования (5 млрд. лет). Энергия расходится на ускорение вещества: оно разлетается во все стороны с огромными скоростями (до 20000 км/с). Остатки вспышек сверхновых звезд наблюдаются сейчас в виде расширяющихся туманностей с необычными свойствами (Крабовидная туманность). Их энергия равна энергии вспышки сверхновой. После вспышки на месте сверхновой остается нейтронная звезда или пульсар.

До сих пор окончательно не ясен механизм вспышек сверхновых. Скорее всего такая звездная катастрофа возможна только в конце “жизненного пути” звезды. Наиболее вероятны следующие источники энергии: гравитационная энергия, выделяющаяся при катастрофическом сжатии звезды. Вспышки сверхновых имеют важные последствия для Галактики. Вещество звезды, разлетающееся после вспышки, несет энергию, которая питает энергию движения межзвездного газа. Это вещество содержит новые химические соединения. В определенном смысле все живое на Земле обязано своим существованием сверхновым звездам. Без них химический состав вещества галактик был бы весьма скудным.

Двойные звезды

Двойные звезды - пары звезд, связанные в одну систему силами тяготения. Компоненты таких систем описывают свои орбиты вокруг общего центра масс. Есть тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами.

Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп называют визуально-двойными. Но иногда они лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют огромные расстояния. Это оптические двойные звезды.

Другой тип двойных составляют те звезды, которые при движении попеременно загораживают друг друга. Это затменно-двойные звезды.

Двойными являются и звезды с одинаковым собственным движением (при отсутствии других признаков двойственности). Это так называемые широкие пары. При помощи многоцветной фотоэлектрической фотомерии можно обнаружить двойные звезды, которые иначе ничем себя не проявляют. Это фотомерические двойные.

Звезды с невидимыми спутниками также могут быть причислены к двойным.

Спектрально-двойные звезды - звезды, двойственность которых обнаруживается лишь при исследовании их спектров.

Звездные скопления

Это группы звезд, связанных между собой силой притяжения и общностью происхождения. Они насчитывают от нескольких десятков до сотен тысяч звезд. Различают рассеянные и шаровые скопления. Различие между ними определяется массой и возрастом этих образований.

Рассеянные звездные скопления объединяют десятки и сотни, редко тысячи звезд. Их размеры составляют обычно несколько парсек. Концентрируются к экваториальной плоскости Галактики. В нашей Галактике известно более 1000 скоплений.

Шаровые звездные скопления насчитывают сотни тысяч звезд, имеют четкую сферическую или эллипсоидальную форму с сильной концентрацией звезд к центру. Все шаровые скопления расположены далеко от Солнца. В Галактике известно 130 шаровых скоплений, а должно быть около 500.

Шаровые скопления, по-видимому, образовались из огромных газовых облаков на ранней стадии формирования Галактики, сохранив их вытянутые орбиты. Образование рассеянных скоплений началось позднее из газа, “осевшего” к плоскости Галактики. В наиболее плотных облаках газа образование рассеянных скоплений и ассоциаций продолжается и сейчас. Поэтому возраст рассеянных скоплений неодинаков, тогда как возраст больших шаровых скоплений примерно одинаков и близок к возрасту Галактики.

Звездные ассоциации

Это рассеянные группы звезд спектральных классов О и В и типа Т. Тельца. По своим характеристикам звездные ассоциации похожи на большие очень молодые рассеянные скопления, но отличаются от них, по-видимому, меньшей степенью концентрации к центру. В других галактиках есть комплексы горячих молодых звезд, связанные с гигантскими облаками ионизированного их излучением водорода - сверхассоциации.

Что питает звезды?

За счет чего звезды расходуют такие чудовищные количества энергии? В разное время выдвигались разные гипотезы. Так, было мнение, что энергия Солнца поддерживается падением на него метеоритов. Но их должно было бы сыпаться на Солнце значительно много, что заметно увеличивало бы его массу. Энергия Солнца могла бы пополняться за счет его сжатия. Однако, если бы Солнце было некогда бесконечно большим, то и в этом случае его сжатия до современного размера хватило бы на поддержание энергии всего лишь в течение 20 миллионов лет. Между тем доказано, что земная кора существует и освещается Солнцем гораздо дольше.

Наконец, физика атомного ядра указала источник звездной энергии, хорошо согласующийся с данными астрофизики и, в частности, с выводом о том, что большую часть массы звезды составляет водород.

Теория ядерных реакций привела к выводу, что источником энергии в большинстве звезд, в том числе и в Солнце, является непрерывное образование атомов гелия из атомов водорода.

Когда весь водород превратится в гелий, звезда может еще существовать за счет превращения гелия в более тяжелые элементы, вплоть до железа.

Внутреннее строение звезд

Мы рассматриваем звезду как тело, подверженное действию разных сил. Сила тяготения стремится стягивать вещество звезды к центру, газовое же и световое давления, направленные изнутри, стремятся оттолкнуть его от центра. Так как звезда существует как устойчивое тело, то, следовательно, между борющимися силами есть какое-то равновесие. Для этого температура разных слоев в звезде должна устанавливаться такая, чтобы в каждом слое поток энергии наружу уводил к поверхности всю энергию, возникшую под ним. Энергия образуется в небольшом центральном ядре. Для начального периода жизни звезды ее сжатие является источником энергии. Но лишь до тех пор пока температура не поднимется настолько, что начнутся ядерные реакции.

Формирование звезд и галактик

Материя во Вселенной находится в непрерывном развитии, в самых разнообразных формах и состояниях. Раз меняются формы существования материи, то, следовательно, различные и разнообразные объекты не могли возникнуть все одновременно, а формировались в разные эпохи и поэтому имеют свой определенный возраст, отсчитываемый от начала их зарождения.

Научные основы космогонии были заложены еще Ньютоном, который показал, что вещество в пространстве под действием собственной гравитации разделяется на сжимающиеся куски. Теория образования сгустков вещества, из которых формируются звезды, была развита в 1902 г. английским астрофизиком Дж.Джинсом. Эта теория объясняет и происхождение Галактик. В первоначально однородной среде с постоянной температурой и плотностью может возникнуть уплотнение. Если сила взаимного тяготения в нем превысит силу газового давления, то среда станет сжиматься, а если превалирует газовое давление, то вещество рассеется в пространстве.

Считают, что возраст Метагалактики - 13-15 млрд. лет. Этот возраст не противоречит оценкам возраста наиболее старых звезд и шаровых звездных скоплений в нашей Галактике.

Эволюция звезд

Возникшие в газопылевой среде Галактики сгущения, продолжающие сжиматься под действием собственного тяготения, получили названия протозвезд. По мере сжатия плотность и температура протозвезды повышается, и она начинает обильно излучать в инфракрасном диапазоне спектра. Длительность сжатия протозвезд различна: при массе меньше солнечной - сотни миллионов лет, а у массивных - всего лишь сотни тысяч лет. Когда температура в недрах протозвезды повысится до нескольких миллионов Кельвинов, в них начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При этом выделяется огромная энергия, препятствующая дальнейшему сжатию и разогревающая вещество до самосвечения - протозвезда превращается в обычную звезду. Итак, стадию сжатия сменяет стационарная стадия, сопровождающаяся постепенным “выгоранием” водорода. В стационарной стадии звезда проводит большую часть своей жизни. Именно в этой стадии эволюции находятся звезды, которые располагаются на главной последовательности “спектр-светимость”. Время пребывания звезды на главной последовательности пропорционально массе звезды, так как от этого зависит запас ядерного горючего, и обратно пропорционально светимости, которая определяет темп расхода ядерного горючего.

Когда весь водород в центральной области превратится в гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород будет превращаться в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постоянно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Сжатие ядра приводит к более бурному выделению ядерной энергии в тонком слое у границы ядра. У более массивных звезд температура ядра при сжатии становится выше 80 млн. Кельвинов, и в нем начинаются термоядерные реакции превращения гелия в углерод, а потом и в другие более тяжелые химические элементы. Выходящая из ядра и его окрестностей энергия вызывает повышение газового давления, под действием которого фотосфера расширяется. Энергия, приходящая к фотосфере из недр звезды, распространяется теперь на большую площадь, чем раньше. В связи с этим температура фотосферы понижается. Звезда сходит с главной последовательности, постепенно превращаясь в красного гиганта или сверхгиганта в зависимости от массы, и становится старой звездой. Проходя стадию желтого сверхгиганта, звезда может оказаться пульсирующей, то есть физической переменной звездой, и остаться такой в стадии красного гиганта. Раздувшаяся оболочка звезды небольшой массы уже слабо притягивается ядром и, постепенно удаляясь от него, образует планетарную туманность. После окончательного рассеяния оболочки остается лишь горячее ядро звезды - белый карлик.

Иная судьба у более массивных звезд. Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звезды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. В частности, они могут взорваться как сверхновые, а затем катастрофически сжаться до размеров шаров радиусом в несколько километров, то есть превратиться в нейтронные звезды.

Звезда, масса которой более чем вдвое превышает массу Солнца, потеряв равновесие и начав сжиматься, либо превратится в нейтронную звезду, либо вообще не сможет достигнуть устойчивого состояния. В процессе неограниченного сжатия она, вероятно, способна превратиться в черную дыру.

Белые карлики

Белые карлики - необычные, очень маленькие плотные звезды с высокими поверхностными температурами. Главная отличительная черта внутреннего строения белых карликов - гигантские по сравнению с нормальными звездами плотности. Из-за громадной плотности газ в недрах белых карликов находится в необычном состоянии - вырожденном. Свойства такого вырожденного газа совсем не похожи на свойства обычных газов. Его давление, например, практически не завит от температуры. Устойчивость белого карлика поддерживается тем, что сжимающей его громадной силе тяготения противостоит давление вырожденного газа в его недрах.

Белые карлики находятся на конечной стадии эволюции звезд не очень больших масс. Ядерных источников в звезде уже нет, и она еще очень долго светит, медленно остывая. Белые карлики устойчивы, если их масса не превышает примерно 1,4 массы Солнца.

Нейтронные звезды

Нейтронные звезды - очень маленькие, сверхплотные небесные тела. Их диаметр в среднем не больше нескольких десятков километров. Нейтронные звезды образуются после исчерпания источников термоядерной энергии в недрах обычной звезды, если ее масса к этому моменту превышает 1,4 массы Солнца. Поскольку источник термоядерной энергии отсутствует, устойчивое равновесие звезды становится невозможным и начинается катастрофическое сжатие звезды к центру - гравитационный коллапс. Если исходная масса звезды не превышает некоторой критической величины, то коллапс в центральных частях останавливается и образуется горячая нейтронная звезда. Процесс коллапса занимает доли секунды. За ним может последовать либо натекание оставшейся оболочки звезды на горячую нейтронную звезду с испусканием нейтрино, либо сброс оболочки за счет термоядерной энергии “непрогоревшего” вещества или энергии вращения. Такой выброс происходит очень быстро и с Земли он выглядит как вспышка сверхновой звезды. Наблюдаемые нейтронные звезды - пульсары часто связаны с остатками сверхновых звезд. Если масса нейтронной звезды превышает 3-5 массы Солнца, равновесие ее станет невозможным, и такая звезда будет представлять собой черную дыру. Очень важные характеристики нейтронных звезд - вращение и магнитное поле. Магнитное поле может быть в миллиарды и триллионы раз сильнее магнитного поля Земли.

Пульсары

Пульсары - источники электромагнитного излучения, изменяющегося строго периодически: от долей секунды до нескольких минут. Первые пульсары были открыты в 1968г. как слабые источники импульсного радиоизлучения. Позже были открыты периодические источники рентгеновского излучения - так называемые рентгеновские пульсары, свойства излучения которых существенно отличаются от свойств радиопульсаров.

Природа пульсаров полностью пока не раскрыта. Ученые считают, что пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звезды с сильным магнитным полем. Из-за магнитного поля излучение пульсара подобно лучу прожектора. Когда из-за вращения нейтронной звезды луч попадает на антенну радиотелескопа, мы видим всплески излучения. Наблюдаемые у некоторых пульсаров “сбои” периодов подтверждают предсказания о наличии твердой коры и сверхтекучего ядра у нейтронных звезд (“сбои” периода происходят при разломе твердой коры - “звездотрясениях”).

Большая часть пульсаров образуется при взрывах сверхновых звезд. Это доказано, по крайней мере, для пульсара в центре Крабовидной туманности, у которого наблюдается импульсивное излучение также и в оптическом диапазоне.

Черные дыры

Одни из самых интересных и загадочных объектов во Вселенной - черные дыры. Ученые установили, что черные дыры должны возникать в результате очень сильного сжатия какой-либо массы, при котором поле тяготения возрастает настолько сильно, что не выпускает ни свет, ни какое-либо другое излучение, сигналы или тела.

Для того чтобы преодолеть тяготение и вырваться из черной дыры, потребовалась бы вторая космическая скорость, большая световой. Согласно теории относительности, никакое тело не может развить скорость, большую чем скорость света. Вот почему из черной дыры ничто не может вылететь, не может поступать наружу никакая информация. После того как любые тела, любое вещество или излучение упадут под действием тяготения в черную дыру, наблюдатель никогда не узнает, что произошло с ними в дальнейшем. Вблизи черных дыр, как утверждают ученые, должны резко изменяться свойства пространства и времени.

Ученые считают, что черные дыры могут возникать в конце эволюции достаточно массивных звезд.

Наиболее сильно эффекты, возникающие при падении в поле черной дыры окружающего вещества, проявляются тогда, когда черная дыра входит в состав двойной звездной системы, в которой одна звезда - яркий гигант, а второй компонент - черная дыра. В этом случае газ из оболочки звезды-гиганта течет к черной дыре, закручивается вокруг нее, образуя диск. Слои газа в диске трутся друг о друга, по спиральным орбитам медленно приближаются к черной дыре и в конце концов падают в нее. Но еще до этого падения у границы черной дыры газ разогревается трением до температуры в миллионы градусов и излучает в рентгеновском диапазоне. По этому излучению астрономы пытаются обнаружить черные дыры в двойных звездных системах.

Возможно, что очень массивные черные дыры возникают в центрах компактных звездных скоплений, в центрах галактик и квазарах.

Не исключено также, что черные дыры могли возникнуть в далеком прошлом, в самом начале расширения Вселенной. В этом случае возможно образование и очень маленьких черных дыр с массой гораздо меньшей, чем масса небесных тел.

Этот вывод особенно интересен потому, что вблизи таких маленьких черных дыр поле тяготения может вызывать специфические квантовые процессы “рождения” частиц из вакуума. С помощью потока этих рождающихся частиц можно обнаружить маленькие черные дыры во Вселенной.

Квантовые процессы рождения частиц приводят к медленному уменьшению массы черных дыр, к их “испарению”.

Список литературы

Астрофизика, под ред. Дагаева М.М и Чаругина В.М.

Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о Вселенной. М.:1980

Мейер М.В. Мироздание. С.-П.:1909

Учебник по астрономии для 11 класса. М.:1994

Фролов В.П. Введение в физику черных дыр.

Энциклопедический словарь юного астронома.

на тему: «Звезды и созвездия»

ученицы 2 «А» класса МКОУ «СОШ№17» г. о. Нальчик

АртабаевойАрианны Тимуровны

Учитель

Созвездие Малой Медведицы

Ясные ночи являют перед нами извечную картину звездного неба. Городским жителям, конечно, трудно насладиться этим зрелищем в полной мере, но в прошлом, когда городов было мало, люди гораздо чаще обращали внимание на небо — по вполне практическим соображениям.

Наши далекие предки считали звезды неподвижными. Действительно, несмотря на то что вся картина звездного неба непрерывно вращается (отражая вращение Земли), взаимное расположение звезд на ней остается неизменным на протяжении столетий. Поэтому звезды с незапамятных времен использовались для определения местонахождения на земле и отсчета времени. Для удобства ориентации люди разбили небо на созвездия — участки с легко узнаваемыми звездными рисунками.

Названия многих созвездий сохранились с глубокой древности: Лира и Кассиопея, Большая Медведица и Волопас упоминаются уже в произведениях Гомера (VII век до н. э.), который, к слову, полагал, что звезды создал Зевс исключительно в помощь мореплавателям. Почти столь же древним является и созвездие Малой Медведицы.

Малая Медведица на протяжении многих веков играет важную роль в . Это созвездие замечательно вовсе не яркими звездами или заметным рисунком, но тем, что указывает направление на север.

Как известно, географический северный полюс — это место, в котором воображаемая ось вращения Земли пересекает ее поверхность в северном полушарии (соответственно, в южном полушарии такой точкой будет южный полюс). Если ось вращения Земли продлить в бесконечность, то она будет указывать на северный и южный полюса небесной сферы, к которой, как полагали древние астрономы, крепятся звезды и Млечный Путь. Вокруг точки северного полюса с периодом в сутки вращается вся небесная сфера, но сам полюс при этом остается неподвижным.

Моряки прошлого знали, что небесный полюс неподвижен, а высота его зависит только от широты местонахождения. При этом перпендикуляр, опущенный от небесного полюса к горизонту, указывает направление на север.

Созвездие Малой Медведицы замечательно тем, что именно в нем находится северный полюс мира, вблизи знаменитой Полярной звезды. Но так было не всегда. Из-за прецессии во времена Гомера ближе всех к северному полюсу мира была звезда Кохаб или в Малой Медведицы. А еще раньше, более 4000 лет назад, функцию полярной выполняла звезда Тубан или б Дракона. Выходит, полюс мира все-таки не неподвижен, а блуждает по небу! Правда, движение его столь медленно, что для практических целей этим можно пренебречь.

Кстати говоря, сам термин «северный полюс» вошел в обиход лет 500 назад, до этого полюс называли арктическим, от греческого слова «арктос» (бскфпж) — медведь! Для древних арктика была территорией, лежащей под созвездиями медведиц.

Происхождение созвездия

Малая Медведица принадлежит к числу древнейших созвездий, и потому разобраться в ее «родословной» довольно сложно. Хотя Гомер в своих произведениях упоминает только Большую Медведицу, Малая появилась, вероятно, уже в конце VII века до нашей эры. Вот что писал по этому поводу Страбон в своей «Географии», появившейся две тысячи лет назад: «Вероятно, в эпоху Гомера другая Медведица еще не считалась созвездием и эта группа звезд не была известна грекам как таковая, пока финикийцы ее не отметили и не стали пользоваться для мореплавания»…

Вероятно, люди выделили Малую Медведицу в отдельное созвездие после того, как она стала находиться ближе других звездных фигур к северному полюсу мира. По Малой Медведице было гораздо удобнее ориентироваться, чем по другим созвездиям (до этого моряки определяли направление на север по ковшу соседней Большой Медведицы). Вероятно около 600 года до нашей эры известный философ античности Фалес Милетский последовал примеру финикийцев и ввел Малую Медведицу в греческую , сформировав созвездие из крыльев мифического Дракона, расположившегося на небе поблизости.

Как найти Малую Медведицу?

Чтобы научиться находить на небе это небольшое созвездие, необходимо знать, как выглядит Малая Медведица. Созвездие это имеет всего три более или менее яркие звезды, потому для отождествления его понадобится известная сноровка.

Главной и наиболее заметной деталью Малой Медведицы является астеризм Малый Ковш, который, правда, далеко не так заметен, как ковш Большой Медведицы. Определить Малую Медведицу можно, отыскав вначале Полярную звезду (она же б Малой Медведицы). Для этого следует найти Большой Ковш. Осенью и зимой ковш Большой Медведицы виден на севере низко над горизонтом, весенними вечерами — на востоке в вертикальном положении ручкой вниз, а летом — на западе ручкой вверх. Затем через крайние звезды в Большом Ковше — б и в Большой Медведицы — нужно провести длинную, слегка изогнутую линию. Полярная звезда находится примерно на пятикратном расстоянии между звездами б и в Большой Медведицы. По яркости она примерно равна этим звездам. Полярная звезда отмечает конец ручки Малого Ковша; сам же ковшик тянется от нее в сторону ковша Большой Медведицы. В отличие от Большого Ковша, ручка его выгнута в обратную сторону.

В состав Малого Ковша, как и в состав Большого, входят 7 звезд. Однако, в отличие от звезд последнего, звезды Малого Ковша сильно различаются по блеску. Только три его наиболее яркие звезды — б, в и г — можно без труда найти на засвеченном городском небе. А вот 4 других звезды Малого Ковша гораздо тусклее и в городе видны далеко не всегда. Вероятно, именно поэтому неопытные любители астрономии часто неправильно распознают Малый Ковш, умудряясь принять за него даже крошечный ковшик Плеяд. Тем не менее, увидев Малый Ковш хотя бы раз, вы уже вряд ли когда-нибудь его потеряете, ведь эта фигура всегда, в любое время года и суток находится примерно в одной и той же части неба.

Легенда о созвездии Малой Медведицы

Большую и Малую Медведицы связывает не только соседство на небе, но также мифы и легенды, сочинять которые древние греки были большие мастаки.

Главная роль в историях с медведицами обычно отводилась Каллисто, дочери Ликаона, царя Аркадии. Согласно одной из легенд, красота ее была столь необыкновенна, что она привлекла внимание всемогущего Зевса. Приняв обличье богини-охотницы Артемиды, в свите которой состояла Каллисто, Зевс проник к деве, после чего у нее родился сын Аркад. Узнав об этом, ревнивая супруга Зевса Гера тотчас же превратила Каллисто в медведицу. Прошло время. Аркад вырос и стал прекрасным юношей. Однажды, охотясь на дикого зверя, он напал на след медведя. Ничего не подозревая, он уже намеревался поразить животное стрелою, но Зевс не допустил убийства: превратив своего сына также в медведя, он перенес обоих на небо. Этот поступок привел в ярость Геру; встретившись со своим братом Посейдоном (богом морей), богиня упросила его не пускать парочку в свое царство. Именно поэтому Большая и Малая Медведицы в средних и северных широтах никогда не заходят за горизонт.

Другая легенда связана с рождением Зевса. Отцом его был бог Кронос, который, как известно, имел привычку пожирать собственных детей. Чтобы уберечь младенца, супруга Кроноса, богиня Рея, спрятала Зевса в пещере, где его вскармливали две медведицы — Мелисса и Гелис, которые позже были вознесены на небо.

Вообще, для древних греков медведь был животным экзотическим и редким. Возможно, поэтому обе медведицы на небе обладают длинными изогнутыми хвостами, которые в действительности у медведей не встречаются. Некоторые, правда, объясняют их возникновение бесцеремонностью Зевса, который за хвосты вытягивал медведиц на небо. Но хвосты могут иметь совершенно другое происхождение: у тех же греков созвездие Малой Медведицы имело альтернативное название — Киносура (от греч. Кхньупхсйт), что переводится как «Собачий хвост».

Большой и Малый Ковши в народе часто называли «колесницами» или Большим и Малым Возами (не только в Греции, но и на Руси). И в самом деле, при должном воображении можно в ковшах этих созвездий увидеть телеги с упряжью.

У Плешакова возникла хорошая идея - создать для детей атлас, по которому легко определять звезды и созвездия. Наши учителя эту идею подобрали и создали свой атлас-определитель, который еще более информативен и нагляден.

Что такое созвездия?

Если в ясную ночь поднять в небо глаза, то можно увидеть множество сверкающих, различных по размеру огоньков, которые словно россыпь бриллиантов, украшают небосвод. Эти огоньки называются звезды. Часть из них как-будто собраны в скопления и при длительном рассматривании их можно разделить на определенные группы. Такие группы человек назвал «созвездия». Некоторые из них могут напоминать форму ковша или затейливые очертания животных, однако, во многом, это лишь плод воображения.

Много веков астрономы старались изучить такие скопления звезд и придавали им мистические свойства. Люди пытались их систематизировать и найти общую закономерность, так и появились созвездия. На протяжении долгого времени созвездия тщательно изучались, некоторые разбивали на более маленькие, и они переставали существовать, а некоторые после уточнения просто корректировались. Например, созвездие Арго было поделено на более мелкие созвездия: Компас, Киль, Парус, Корма.

История происхождения названий созвездий также очень интересна. Для облегчения запоминания им давали названия, объединённые одной стихией или литературным произведением. Например, было замечено, что в период сильных дождей Солнце встает со стороны определенных созвездий, которым дали следующие названия: Козерог, Кит, Водолей, созвездие Рыб.

Чтобы привести все созвездия к определенной классификации, в 1930 году на заседании Международного астрономического союза было принято решение об официальной регистрации 88 созвездий. Согласно принятому решению созвездия состоят не из групп звезд, а представляют собой участки звездного неба.

Какие бывают созвездия?

Созвездия различаются по числу и яркости звезд, входящих в его состав. Выделяют 30 самых заметных групп звезд. Наиболее протяжённым по площади созвездием считается Большая Медведица. В ее состав входит 7 ярких и 118 видимых невооруженным взглядом звезд.

Самое маленькое созвездие, расположенное в южном полушарии, называют Южный Крест и увидеть его невооруженным глазом невозможно. Оно состоит из 5 ярких и 25 менее заметных звезд.

Малый Конь является самым маленьким созвездием северного полушария и состоит из 10 слабых звезд, которых можно увидеть невооруженным взглядом.

Самым красивым и ярким считается созвездие Ориона. В его состав входит 120 звезд, видимых невооруженным взглядом и из них 7 очень ярких.

Все созвездия условно делят на расположенные в южном или северном полушарии. Тем, кто живет в южном полушарии Земли, не видны скопления звезд, расположенные в северном и наоборот. Из 88 созвездий, 48 находятся в южном полушарии, а 31 - в северном. Оставшиеся 9 групп звезд расположены в обеих полушария. Северное полушарие легко определить по Полярной звезде, которая всегда очень ярко светит на небосклоне. Она является крайней звездой на ручке ковша Малой Медведицы.

В связи с тем, что Земля вращается вокруг Солнца, которое и не дает увидеть некоторые созвездия, происходит смена времен года и изменяется положение этого светила на небосклоне. Например, зимой расположение нашей планеты на околосолнечной орбите является противоположным таковому летом. Поэтому, в каждое время года можно увидеть только определенные созвездия. Например, в летний период на ночном небе можно увидеть образованный звездами Альтаир, Вега и Денеб треугольник. В зимнее время возникает возможность полюбоваться на бесконечно красивое созвездие Орион. Поэтому иногда и говорят: осенние созвездия, зимние, летние или весенние созвездия.

Созвездия лучше всего видны в летнее время и желательно их наблюдать на открытом пространстве, вне города. Некоторые звезды можно увидеть невооруженным взглядом, а для некоторых может понадобиться телескоп. Лучше всего видны созвездия Большой и Малой медведицы, а также Кассиопея. Осенью и зимой хорошо видны созвездия Тельца и Орион.

Яркие созвездия, которые видно в России

К самым красивым созвездиям северного полушария, видимым в России, относятся: Орион, Большая медведица, Телец, Большой пес, Малый пес.

Если всмотреться в их расположение и дать волю фантазии, то можно увидеть сцену охоты, которая, словно на древней фреске, запечатлена на небосклоне уже более двух тысяч лет. Отважный охотник Орион всегда изображен в окружении зверей. Справа от него бежит Телец, и охотник замахивается на него дубиной. У ног Ориона расположена верные Большой и Малый псы.

Созвездие Орион

Это самое большое и красочное созвездие. Его хорошо видно осенью и зимой. Орион можно увидеть над территорией всей России. Расположение его звезд напоминает очертания человека.

История образования этого созвездия берет свое начало из древнегреческих мифов. Согласно им, Орион был смелым и сильным охотником, сыном Посейдона и нимфы Эмвриалы. Он часто охотился вместе с Артемидой, но однажды, за победу над ней во время охоты, был поражен стрелой богини и погиб. После смерти он и был превращен в созвездие.

Ярчайшей звездой Ориона является Ригель. Она в 25 тыс. раз ярче Солнца и в 33 раза больше его по размеру. Эта звезда имеет голубовато-белое свечение и считается сверхгигантской. Однако, несмотря на такие внушительные размеры, она значительно меньше, чем Бетельгейзе.

Бетельгейзе украшает правое плечо Ориона. Она в 450 раз больше диаметра Солнца и если его поставить на место нашего светила, то эта звезда займет место четырех планет до Марса. Светит Бетельгейзе в 14000 раз ярче, чем Солнце.

В созвездие Орион входят также туманность и астеризмы.

Созвездие Телец

Еще одним большим и невообразимо красивым созвездием северного полушария является Телец. Оно располагается на северо-западе от Ориона и находится между созвездиями Овен и Близнецы. Недалеко от Тельца расположены таким созвездия, как: Возничий, Кит, Персей, Эридан.

Это созвездие в средних широтах можно наблюдать на протяжении практически всего года, исключение составляет вторая половина весны и начало лета.

История возникновения созвездия восходит к древним мифам. В них говорится о Зевсе, превратившимся в тельца, для того, чтобы похитить богиню Европу и привести ее на остров Крит. Впервые это созвездие описал Евдокс - математик, живший задолго до нашей эры.

Самой яркой звездой не только этого созвездия, но и других 12 групп звезд является Альдебаран. Она расположена на голове Тельца и раньше ее называли «глазом». Альдебаран в 38 раз больше диаметра Солнца и в 150 раз его ярче. Эта звезда находится на расстоянии 62 световых лет от нас.

Второй по яркости звездой созвездия является Нат или Эль-Нат (бычьи рога). Она располагается вблизи Возничего. Она ярче Солнца в 700 раз и больше его в 4,5 раза.

В пределах созвездия расположены два невероятно красивых рассеянных скопления звезд Гиады и Плеяды.

Возраст Гиад составляет 650 млн. лет. Их можно без труда найти на звездном небе благодаря Альдебарану, который прекрасно виден среди них. В их состав входит около 200 звезд.

Плеяды получили свое название благодаря девяти частям. Семь из них названы в честь семи сестер Древней Греции (Плеяд), а еще две - в честь их родителей. Плеяды очень хорошо заметны зимой. Они включают около 1000 звездных тел.

Не менее интересным образованием в созвездии тельца является Крабовидная туманность. Она образовалась после взрыва сверхновой в 1054 г. и была открыта в 1731 г. Удаленность туманности от Земли составляет 6500 световых лет, а диаметр ее около 11 св. лет.

Это созвездие относится к семейству Ориона и граничит с созвездиями Орион, Единорог, Малый Пес, Заяц.

Созвездие Большого Пса впервые было обнаружено Птолемеем во втором веке.

Существует миф, согласно которому Большой Пес раньше был Лелапом. Это был очень быстрый пес, который мог догнать любую добычу. Однажды он погнался за лисицей, которая не уступала ему в скорости. Итог гонки был предрешен, и Зевс превратил обоих животных в камень. Пса он поместил на небо.

Созвездие Большого пса очень хорошо видно зимой. Самой яркой звездой не только этого, но и всех других созвездий является Сириус. Она имеет голубоватый блеск и расположена довольно близко к Земле, на расстоянии 8,6 световых лет. По яркости в нашей солнечной системе ее превосходят Юпитер, Венера, Луна. Свет от Сириуса доходит до Земли через 9 лет, и он в 24 раза сильнее солнечного. У этой звезды есть спутник, который называется «Щенок».

С Сириусом связывают образование такого понятия, как «Каникулы». Дело в том, что эта звезда появлялась на небосклоне в период летней жары. Поскольку Сириус в переводе с греческого называется «канис», то этот период греки стали назвать каникулами.

Созвездие Малый Пес

Малый Пес граничит с такими созвездиями, как: Единорог, Гидра, Рак, Близнецы. Это созвездие олицетворяет собой животное, которое вместе с Большим Псом следует за охотником Орионом.

История образования этого созвездия, если опираться на мифы очень интересна. Согласно им, Малый Пес - это Мэра, собака Икария. Этого человека научил делать вино Дионис и этот напиток получался очень крепким. Однажды его гости решили, что Икария решил их отравить и убили его. Мэра очень грустил по хозяину и вскоре умер. Зевс расположил его в виде созвездия на звездном небе.

Лучше всего это созвездие наблюдать в январе и феврале.

Самыми яркими звездами этого созвездия являются Порцион и Гомейса. Порцион находится на расстоянии 11,4 световых лет от Земли. Он несколько ярче и горячее Солнца, но физически мало от него отличается.

Гомейса видима невооруженным взглядом и светится бело-голубым светом.

Созвездие Большая Медведица

Большая Медведица, напоминающая по форме ковш, является одним из трех самых крупных созвездий. Оно упоминается в трудах Гомера и в Библии. Это созвездие очень хорошо изучено и имеет большое значение во многих религиях.

Оно граничит с такими созвездиями, как: Водопас, Лев, Гончие Псы, Дракон, Рысь.

Согласно древнегреческим мифам, Большая Медведица ассоциируется с Каллисто, красивой нимфой и возлюбленной Зевса. Его жена Гера в наказание превратила Каллисто в медведя. Однажды, этот медведь наткнулся в лесу на Геру и их с Зевсом сына, Аркаса. Чтобы избежать трагедии, Зевс превратил сына и нимфу в созвездия.

Большой ковш образуют семь звезд. Наиболее яркими из них являются три: Дубхе, Алькаид, Алиот.

Дубхе является красным гигантом и указывает на Полярную звезду. Она находится в 120 световых годах от Земли.

Алькаид, третья по яркости звезда созвездия, выражает конец хвоста Большой Медведицы. От Земли она находится на расстоянии в 100 световых лет.

Алиот - самая яркая звезда в созвездии. Она олицетворяет собой хвост. Из-за своей яркости она применяется в навигации. Алиот светит в 108 раз ярче, чем Солнце.

Эти созвездия являются наиболее яркими и красивыми в северном полушарии. Их прекрасно можно увидеть невооруженным взглядом в осеннюю или морозную зимнюю ночь. Легенды их образования позволяют разгуляться фантазии и представить, как могучий охотник Орион вместе со своими верными псами бежит за добычей, а Телец и Большая Медведица внимательно наблюдают за ним.

Россия находится в северном полушарии, и в этой части неба нам удается видеть лишь некоторые от всех существующих на небе созвездий. В зависимости от времени года меняется только их положение на небе.