تقرير عن موضوع: “النجوم والأبراج. الخلاصة: النجوم. تصنيف النجوم وبنيتها رسالة في موضوع نجوم الكوكب

منذ زمن سحيق، حاول الإنسان إعطاء أسماء للأشياء والظواهر التي تحيط به. وهذا ينطبق أيضًا على الأجرام السماوية. أولاً، تم تسمية النجوم الأكثر سطوعًا ووضوحًا بأسماء، وبمرور الوقت، تم تسمية النجوم الأخرى بأسماء.

تتم تسمية بعض النجوم حسب موقعها في الكوكبة. على سبيل المثال، يقع النجم Deneb (الكلمة تُترجم على أنها "ذيل") الموجود في كوكبة Cygnus في الواقع في هذا الجزء من جسم البجعة الخيالية. مثال آخر. يقع النجم أوميكرون، المعروف باسم ميرا، والذي يُترجم من اللاتينية على أنه "مذهل"، في كوكبة قيطس. ميرا لديها القدرة على تغيير سطوعها. ولفترات طويلة تختفي تماما عن الأنظار، أي مشاهدتها بالعين المجردة. يتم تفسير اسم النجم بخصوصيته. في الأساس، تلقت النجوم أسماء في عصر العصور القديمة، لذلك ليس من المستغرب أن معظم الأسماء لها جذور لاتينية ويونانية وعربية لاحقة.

أدى اكتشاف النجوم التي يتغير سطوعها الظاهري مع مرور الوقت إلى تسميات خاصة. يتم تحديدها بأحرف لاتينية كبيرة، متبوعة باسم الكوكبة في الحالة المضافة. لكن النجم المتغير الأول المكتشف في كوكبة معينة لا يُشار إليه بالحرف A. فالعد التنازلي يكون من الحرف R. والنجم التالي يُرمز إليه بالحرف S، وهكذا. عند استنفاد جميع حروف الأبجدية تبدأ دائرة جديدة، أي بعد Z يتم استخدام A مرة أخرى، وفي هذه الحالة يمكن مضاعفة الحروف، على سبيل المثال "RR". "R Leo" يعني أنه أول نجم متغير يتم اكتشافه في كوكبة الأسد.

كيف يولد النجم.

تولد النجوم عندما يتم ضغط سحابة من الغاز والغبار بين النجوم وضغطها بواسطة جاذبيتها. ويعتقد أن هذه العملية تؤدي إلى تكوين النجوم. وباستخدام التلسكوبات البصرية، يستطيع علماء الفلك رؤية هذه المناطق، فهي تبدو مثل بقع داكنة على خلفية مشرقة. يطلق عليها اسم "مجمعات السحابة الجزيئية العملاقة" لأن الهيدروجين موجود في شكل جزيئي. تُعد هذه المجمعات أو الأنظمة، جنبًا إلى جنب مع العناقيد النجمية الكروية، أكبر الهياكل في المجرة، حيث يصل قطرها أحيانًا إلى 1300 سنة ضوئية.

النجوم الأصغر سنا، والتي تسمى "التجمع النجمي I"، تشكلت من البقايا الناتجة عن انفجارات النجوم الأكبر سنا، وتسمى "التجمع النجمي II". يتسبب التوهج المتفجر في حدوث موجة صدمية تصل إلى أقرب سديم وتؤدي إلى ضغطها.

كريات بوك .

وبالتالي، يتم ضغط جزء من السديم. بالتزامن مع هذه العملية، يبدأ تكوين سحب كثيفة من الغاز والغبار الدائري الداكن. يطلق عليهم "كريات بوك". كان بوك، عالم فلك أمريكي من أصل هولندي (1906-1983)، أول من وصف الكريات. كتلة الكريات حوالي 200 مرة كتلة شمسنا.

مع استمرار كرة بوك في التكاثف، تزداد كتلتها، مما يؤدي إلى جذب المادة من المناطق المجاورة بسبب الجاذبية. نظرًا لحقيقة أن الجزء الداخلي من الكرية يتكثف بشكل أسرع من الجزء الخارجي، تبدأ الكرة في التسخين والدوران. بعد عدة مئات الآلاف من السنين، والتي يحدث خلالها الضغط، يتم تشكيل النجم الأولي.

تطور النجم الأولي.

بسبب الزيادة في الكتلة، تنجذب المزيد والمزيد من المادة إلى مركز النجم الأولي. تتحول الطاقة المنطلقة من الغاز المضغوط بالداخل إلى حرارة. يزداد الضغط والكثافة ودرجة الحرارة للنجم الأولي. وبسبب ارتفاع درجة الحرارة، يبدأ النجم بالتوهج باللون الأحمر الداكن.

النجم الأولي كبير جدًا، وعلى الرغم من أن الطاقة الحرارية موزعة على كامل سطحه، إلا أنه لا يزال باردًا نسبيًا. ترتفع درجة الحرارة في القلب وتصل إلى عدة ملايين من الدرجات المئوية. يتغير الدوران والشكل الدائري للنجم الأولي إلى حد ما، ويصبح مسطحًا. تستمر هذه العملية ملايين السنين.

من الصعب رؤية النجوم الشابة، لأنها لا تزال محاطة بسحابة غبار داكنة، بسبب سطوع النجم غير مرئي عمليا. ولكن يمكن مشاهدتها باستخدام تلسكوبات خاصة تعمل بالأشعة تحت الحمراء. يحيط بالنواة الساخنة للنجم الأولي قرص دوار من المادة بقوة جاذبية قوية. يصبح القلب ساخنًا جدًا لدرجة أنه يبدأ في إخراج المادة من القطبين، حيث تكون المقاومة في حدها الأدنى. عندما تصطدم هذه الانبعاثات بالوسط بين النجمي، فإنها تتباطأ وتنتشر على كلا الجانبين، لتشكل بنية على شكل دمعة أو مقوسة تُعرف باسم جسم هيربيك-هارو.

نجم أم كوكب؟

تصل درجة حرارة النجم الأولي إلى عدة آلاف من الدرجات. مزيد من التطورات تعتمد على أبعاد هذا الجسم السماوي؛ فإذا كانت الكتلة صغيرة وأقل من 10% من كتلة الشمس، فهذا يعني أنه لا توجد شروط لحدوث التفاعلات النووية. لن يتمكن مثل هذا النجم الأولي من التحول إلى نجم حقيقي.

لقد حسب العلماء أنه لكي يتحول أي جرم سماوي إلى نجم، يجب أن يكون الحد الأدنى لكتلته 0.08 على الأقل من كتلة شمسنا. السحابة الغازية ذات الأحجام الأصغر، المتكثفة، سوف تبرد تدريجياً وتتحول إلى جسم انتقالي، شيء بين النجم والكوكب، وهذا ما يسمى "القزم البني".

كوكب المشتري هو جسم سماوي صغير جدًا بحيث لا يمكن أن يصبح نجمًا. ولو كان أكبر لربما بدأت التفاعلات النووية في أعماقه، ولساهمت مع الشمس في ظهور نظام من النجوم المزدوجة.

التفاعلات النووية.

إذا كانت كتلة النجم الأولي كبيرة، فإنه يستمر في التكاثف تحت تأثير جاذبيته. يزداد الضغط ودرجة الحرارة في القلب، وتصل درجة الحرارة تدريجياً إلى 10 ملايين درجة. وهذا يكفي لدمج ذرات الهيدروجين والهيليوم.

وبعد ذلك، يتم تنشيط "المفاعل النووي" للنجم الأولي، فيتحول إلى نجم عادي. يتم بعد ذلك إطلاق ريح قوية تعمل على تشتيت قشرة الغبار المحيطة. ويمكن بعد ذلك رؤية الضوء ينبعث من النجم الناتج. تسمى هذه المرحلة "مرحلة T-Taurus" ويمكن أن تستمر 30 مليون سنة. من الممكن تكوين الكواكب من بقايا الغاز والغبار المحيط بالنجم.

ولادة نجم جديد يمكن أن تسبب موجة صدمة. وبعد وصوله إلى السديم، فإنه يثير تكثف مادة جديدة، وستستمر عملية تكوين النجوم من خلال سحب الغاز والغبار. النجوم الصغيرة تكون باهتة وباردة، بينما النجوم الكبيرة حارة ومشرقة. خلال معظم فترة وجوده، يتوازن النجم في مرحلة التوازن.

خصائص النجوم.

مراقبة السماء حتى بالعين المجردة، يمكنك أن تلاحظ على الفور ميزة النجوم مثل السطوع. بعض النجوم ساطعة جدًا، وبعضها الآخر خافت. وبدون أدوات خاصة، وفي ظروف الرؤية المثالية، يمكن رؤية حوالي 6000 نجم. بفضل المنظار أو التلسكوب، تزداد قدراتنا بشكل كبير، حيث يمكننا الإعجاب بملايين النجوم في مجرة ​​درب التبانة والمجرات الخارجية.

بطليموس والمجسطي.

المحاولة الأولى لتجميع كتالوج النجوم، بناءً على مبدأ درجة لمعانها، قام بها عالم الفلك الهيليني هيبارخوس من نيقية في القرن الثاني قبل الميلاد. ومن بين أعماله العديدة كان كتالوج النجوم، الذي يحتوي على وصف لـ 850 نجمًا مصنفة حسب الإحداثيات واللمعان. البيانات التي جمعها هيبارخوس، الذي اكتشف أيضًا ظاهرة المبادرة، تم تطويرها وتطويرها بفضل كلوديوس بطليموس من الإسكندرية في القرن الثاني. إعلان قام بتأليف التأليف الأساسي "المجسطي" في ثلاثة عشر كتابًا. قام بطليموس بجمع كل المعارف الفلكية في ذلك الوقت، وصنفها وقدمها في شكل يسهل الوصول إليه وفهمه. يتضمن المجسطي أيضًا كتالوج النجوم. وقد استند إلى الملاحظات التي أدلى بها هيبارخوس قبل أربعة قرون. لكن كتالوج النجوم لبطليموس احتوى على حوالي ألف نجمة أخرى.

تم استخدام كتالوج بطليموس في كل مكان تقريبًا لمدة ألف عام. وقد قسم النجوم إلى ستة أقسام حسب درجة لمعانها: فقسم النجوم إلى الدرجة الأولى، والأقل سطوعا إلى الدرجة الثانية، وهكذا.

أما الطبقة السادسة فتشمل النجوم التي لا تكاد ترى بالعين المجردة. ولا يزال مصطلح "ضياء الأجرام السماوية" يستخدم حتى يومنا هذا لتحديد مقياس تألق الأجرام السماوية، وليس النجوم فقط، بل أيضًا السدم والمجرات والظواهر السماوية الأخرى.

العظمة في العلم الحديث.

في منتصف القرن التاسع عشر. قام عالم الفلك الإنجليزي نورمان بوغسون بتحسين طريقة تصنيف النجوم على أساس مبدأ اللمعان، الذي كان موجودًا منذ زمن هيبارخوس وبطليموس. وقد أخذ بوغسون في الاعتبار أن الفرق في اللمعان بين الفئتين هو 2.5. قدم بوغسون مقياسًا جديدًا يبلغ بموجبه الفرق بين نجوم الدرجة الأولى والسادسة 100 وحدة فلكية. أي أن نسبة سطوع النجوم ذات الحجم الأول هي 100. وتتوافق هذه النسبة مع فاصل زمني قدره 5 درجات.

الحجم النسبي والمطلق.

يشير الحجم، الذي يتم قياسه باستخدام أدوات خاصة مثبتة في التلسكوب، إلى مقدار الضوء الصادر من النجم الذي يصل إلى مراقب على الأرض. يسافر الضوء مسافة من النجم إلينا، وبالتالي، كلما كان النجم بعيدًا، بدا أكثر خفوتًا. وهذا هو، عند تحديد حجم النجم، من الضروري أن تأخذ في الاعتبار المسافة إلى النجم. في هذه الحالة نحن نتحدث عن الحجم النسبي. ذلك يعتمد على المسافة.

هناك نجوم ساطعة جدًا ونجوم باهتة جدًا. لمقارنة سطوع النجوم، بغض النظر عن بعدها عن الأرض، تم تقديم مفهوم "الحجم النجمي المطلق". وهو يميز سطوع النجم على مسافة معينة تبلغ 10 فرسخ فلكي (10 فرسخ فلكي = 3.26 سنة ضوئية). لتحديد الحجم المطلق، عليك أن تعرف المسافة إلى النجم.

لون النجوم.

السمة المهمة التالية للنجم هي لونه. عند النظر إلى النجوم حتى بالعين المجردة، يمكنك أن ترى أنها ليست كلها متشابهة.

هناك نجوم زرقاء، صفراء، برتقالية، حمراء، وليست بيضاء فقط. يخبر لون النجوم الكثير لعلماء الفلك، ويعتمد في المقام الأول على درجة حرارة سطح النجم. النجوم الحمراء هي الأكثر برودة، وتبلغ درجة حرارتها حوالي 2000-3000 درجة مئوية. والنجوم الصفراء، مثل شمسنا، يبلغ متوسط ​​درجة حرارتها 5000-6000 درجة مئوية. والأكثر سخونة هي النجوم البيضاء والزرقاء، وتتراوح درجة حرارتها بين 50000-60000 درجة مئوية. وأعلى .

خطوط غامضة.

إذا مررنا ضوء النجوم من خلال المنشور، فسنحصل على ما يسمى بالطيف، وسوف تتقاطع مع الخطوط. تعتبر هذه الخطوط بمثابة نوع من "بطاقة تعريف" للنجم، حيث يمكن لعلماء الفلك استخدامها لتحديد التركيب الكيميائي للطبقات السطحية للنجوم. تنتمي الخطوط إلى عناصر كيميائية مختلفة.

ومن خلال مقارنة الخطوط الموجودة في الطيف النجمي مع الخطوط المصنوعة في المختبر، من الممكن تحديد العناصر الكيميائية التي تدخل في تركيب النجوم. في الأطياف، الخطوط الرئيسية هي الهيدروجين والهيليوم، وهذه العناصر هي التي تشكل الجزء الرئيسي من النجم. ولكن هناك أيضًا عناصر من المجموعة المعدنية - الحديد والكالسيوم والصوديوم وما إلى ذلك. في الطيف الشمسي الساطع، تظهر خطوط جميع العناصر الكيميائية تقريبًا.

مخطط هيرتزسبرونج-راسل.

من بين العوامل التي تميز النجم، هناك عاملين مهمين: درجة الحرارة والحجم المطلق. ترتبط مؤشرات درجة الحرارة ارتباطًا وثيقًا بلون النجم، ويرتبط الحجم المطلق ارتباطًا وثيقًا بالطبقة الطيفية. يشير هذا إلى تصنيف النجوم حسب شدة الخطوط في أطيافها. ووفقا للتصنيف المستخدم حاليا، تنقسم النجوم إلى سبع فئات طيفية رئيسية حسب أطيافها. تم تحديدها بالأحرف اللاتينية O، B، A، F، G، K، M. وفي هذا التسلسل تنخفض درجة حرارة النجوم من عدة عشرات الآلاف من الدرجات من الفئة O إلى 2000-3000 درجة من النوع M النجوم.

الحجم المطلق، أي مقياس للسطوع يشير إلى كمية الطاقة المنبعثة من النجم. ويمكن حسابها نظريا بمعرفة مسافة النجم.

فكرة متميزة.

خطرت فكرة الربط بين المعلمتين الرئيسيتين للنجم في ذهن عالمين في عام 1913، وقاما بالعمل بشكل مستقل عن بعضهما البعض.

نحن نتحدث عن عالم الفلك الهولندي إينار هيرتزسبرونج وعالم الفيزياء الفلكية الأمريكي هنري نوريس راسل. عمل العلماء على مسافة آلاف الكيلومترات من بعضهم البعض. لقد قاموا بإنشاء رسم بياني يربط بين المعلمتين الرئيسيتين. يعكس المحور الأفقي درجة الحرارة، ويعكس المحور الرأسي الحجم المطلق. وكانت النتيجة رسمًا تخطيطيًا أُعطي اسمي اثنين من علماء الفلك - مخطط هيرتزسبرونج-راسل، أو، بشكل أكثر بساطة، مخطط HR.

النجم هو المعيار.

دعونا نرى كيف يتم عمل مخطط GR. أولا وقبل كل شيء، تحتاج إلى تحديد نجمة المعيار. إن النجم الذي تكون المسافة معروفة، أو النجم الآخر ذو الحجم المطلق المحسوب بالفعل، مناسب لهذا الغرض.

يجب أن يؤخذ في الاعتبار أن شدة الإضاءة لأي مصدر، سواء كانت شمعة أو مصباح كهربائي أو نجمة، تتغير اعتمادا على المسافة. يتم التعبير عن ذلك رياضياً على النحو التالي: شدة اللمعان "I" على مسافة معينة "d" من المصدر تتناسب عكسياً مع "d2". عمليًا، هذا يعني أنه إذا تضاعفت المسافة، تقل شدة اللمعان بمقدار أربعة أضعاف.

ثم ينبغي تحديد درجة حرارة النجوم المختارة. للقيام بذلك، تحتاج إلى تحديد الفئة الطيفية واللون ثم تحديد درجة الحرارة. حاليا، بدلا من النوع الطيفي، يتم استخدام مؤشر مكافئ آخر - "مؤشر اللون".

يتم رسم هاتين المعلمتين على نفس المستوى مع انخفاض درجة الحرارة من اليسار إلى اليمين على الإحداثي السيني. يتم تثبيت اللمعان المطلق عند الإحداثي، ويلاحظ زيادة من الأسفل إلى الأعلى.

التسلسل الرئيسي.

في مخطط H-R، تقع النجوم على طول خط قطري يمتد من الأسفل إلى الأعلى ومن اليسار إلى اليمين. ويسمى هذا الشريط بالتسلسل الرئيسي. النجوم التي يتكون منها تسمى نجوم التسلسل الرئيسي. الشمس تنتمي إلى هذه المجموعة. هذه مجموعة من النجوم الصفراء تبلغ درجة حرارة سطحها حوالي 5600 درجة. نجوم التسلسل الرئيسي هي في "المرحلة الأكثر هدوءا" من وجودها. وفي أعماق نواتها تمتزج ذرات الهيدروجين ويتشكل الهيليوم. تمثل مرحلة التسلسل الرئيسي 90% من عمر النجم. من بين 100 نجم، هناك 90 نجمًا في هذه المرحلة، على الرغم من أنها موزعة في مواقع مختلفة حسب درجة الحرارة واللمعان.

التسلسل الرئيسي هو "منطقة ضيقة"، مما يشير إلى أن النجوم تجد صعوبة في الحفاظ على التوازن بين قوة الجاذبية، التي تسحب نحو الداخل، والقوة الناتجة عن التفاعلات النووية، والتي تسحب نحو خارج المنطقة. يجب أن يكون لنجم مثل الشمس، يساوي 5600 درجة، قدر مطلق يبلغ حوالي +4.7 للحفاظ على التوازن. هذا يتبع من مخطط G-R.

العمالقة الحمراء والأقزام البيضاء.

تم العثور على العمالقة الحمراء في المنطقة اليمنى العليا، وتقع على الجانب الخارجي من التسلسل الرئيسي. ومن السمات المميزة لهذه النجوم درجة حرارتها المنخفضة جدًا (حوالي 3000 درجة)، ولكنها في نفس الوقت أكثر سطوعًا من النجوم التي لها نفس درجة الحرارة وتقع في التسلسل الرئيسي.

وبطبيعة الحال، يطرح السؤال: إذا كانت الطاقة المنبعثة من النجم تعتمد على درجة الحرارة، فلماذا تتمتع النجوم التي لها نفس درجة الحرارة بدرجات مختلفة من اللمعان. ينبغي البحث عن التفسير في حجم النجوم. العمالقة الحمراء أكثر سطوعًا لأن سطحها الباعث أكبر بكثير من سطح نجوم التسلسل الرئيسي.

وليس من قبيل الصدفة أن يُطلق على هذا النوع من النجوم اسم "العملاق". وبالفعل يمكن أن يتجاوز قطرها قطر الشمس بـ 200 مرة، ويمكن لهذه النجوم أن تشغل مساحة 300 مليون كيلومتر، وهي ضعف المسافة من الأرض إلى الشمس! باستخدام العبارة المتعلقة بتأثير حجم النجم، سنحاول شرح بعض الجوانب في وجود نجوم أخرى - الأقزام البيضاء. وهي تقع في أسفل يسار مخطط الموارد البشرية.

الأقزام البيضاء هي نجوم ساخنة جدًا، ولكنها خافتة جدًا. عند نفس درجة حرارة النجوم الكبيرة والساخنة ذات اللون الأزرق والأبيض في التسلسل الرئيسي، تكون الأقزام البيضاء أصغر بكثير في الحجم. هذه نجوم كثيفة ومدمجة للغاية، فهي أصغر 100 مرة من الشمس، وقطرها تقريبًا نفس قطر الأرض. ومن الأمثلة الصارخة على الكثافة العالية للأقزام البيضاء أن السنتيمتر المكعب الواحد من المادة التي تتكون منها يجب أن يزن حوالي طن واحد!

مجموعات النجوم الكروية.

عند تجميع مخططات الموارد البشرية لمجموعات النجوم الكروية، والتي تحتوي بشكل أساسي على نجوم قديمة، فمن الصعب جدًا تحديد التسلسل الرئيسي. يتم تسجيل آثاره بشكل رئيسي في المنطقة السفلية، حيث تتركز النجوم الباردة. ويرجع ذلك إلى حقيقة أن النجوم الساخنة والمشرقة قد اجتازت بالفعل المرحلة المستقرة من وجودها وتتحرك نحو اليمين إلى منطقة العملاق الأحمر، وإذا تجاوزتها، فإنها تدخل منطقة الأقزام البيضاء. إذا تمكن الناس من تتبع جميع المراحل التطورية للنجم خلال حياته، فسيكونون قادرين على رؤية كيف يغير خصائصه.

على سبيل المثال، عندما يتوقف الهيدروجين الموجود في قلب النجم عن الاحتراق، تنخفض درجة الحرارة في الطبقة الخارجية للنجم، وتتوسع الطبقة نفسها. يغادر النجم مرحلة التسلسل الرئيسي ويتجه إلى الجانب الأيمن من المخطط. وينطبق هذا في المقام الأول على النجوم الكبيرة الكتلة والأكثر سطوعًا، وهذا النوع هو الذي يتطور بشكل أسرع.

بمرور الوقت، تخرج النجوم من التسلسل الرئيسي. يسجل الرسم البياني "نقطة تحول"، والتي بفضلها يمكن حساب عمر النجوم في المجموعات بدقة تامة. كلما ارتفعت "نقطة التحول" في الرسم التخطيطي، كلما كان العنقود أصغر سنا، وبالتالي، كلما انخفض في الرسم التخطيطي، كلما زاد عمر الكتلة النجمية.

معنى الرسم البياني.

يعد مخطط هيرتزسبرونج-راسل مفيدًا جدًا في دراسة تطور النجوم طوال فترة وجودها. خلال هذه الفترة، تخضع النجوم لتغيرات وتحولات، وفي بعض الفترات تكون عميقة جدًا. نحن نعلم بالفعل أن النجوم لا تختلف في خصائصها الخاصة، بل في أنواع المراحل التي تمر بها في وقت أو آخر.

باستخدام هذا الرسم البياني يمكنك حساب المسافة إلى النجوم. يمكنك تحديد أي نجم موجود في التسلسل الرئيسي مع درجة حرارة محددة بالفعل ورؤية تقدمه على الرسم البياني.

المسافة إلى النجوم.

عندما ننظر إلى السماء بالعين المجردة، تبدو لنا النجوم، حتى ألمعها، نقاطًا لامعة تقع على نفس المسافة منا. قبو السماء يمتد فوقنا مثل السجادة. وليس من قبيل الصدفة أن يتم التعبير عن مواقع النجوم بإحداثيتين فقط (يمين الصعود والانحراف)، وليس بثلاثة، وكأنها تقع على السطح وليس في فضاء ثلاثي الأبعاد. بمساعدة التلسكوبات، لا يمكننا الحصول على جميع المعلومات حول النجوم، على سبيل المثال، من صور تلسكوب هابل الفضائي، لا يمكننا تحديد المسافة التي تقع فيها النجوم بدقة.

عمق الفضاء.

لقد تعلم الناس مؤخرًا نسبيًا أن للكون أيضًا بُعدًا ثالثًا، وهو العمق. فقط في بداية القرن التاسع عشر، وبفضل تحسين المعدات والأدوات الفلكية، تمكن العلماء من قياس المسافة إلى بعض النجوم. الأول كان النجم 61 Cygni. عالم الفلك ف. ووجد بيسل أنه كان على مسافة 10 سنوات ضوئية. كان بيسل من أوائل علماء الفلك الذين قاموا بقياس "المنظر السنوي". حتى الآن، كانت طريقة "المنظر السنوي" هي الأساس لقياس المسافة إلى النجوم. هذه طريقة هندسية بحتة - ما عليك سوى قياس الزاوية وحساب النتيجة.

لكن بساطة الطريقة لا تتوافق دائمًا مع الفعالية. ونظرًا لبعد النجوم الكبير، تكون الزوايا صغيرة جدًا. ويمكن قياسها باستخدام التلسكوبات. زاوية المنظر للنجم بروكسيما سنتوري، الأقرب للنظام الثلاثي ألفا سنتوري، صغيرة (0.76 نسخة دقيقة)، لكن من هذه الزاوية يمكنك رؤية عملة معدنية من فئة مائة ليرة على مسافة عشرة كيلومترات. وبطبيعة الحال، كلما زادت المسافة، كلما أصبحت الزاوية أصغر.

مغالطات لا مفر منها.

من الممكن تمامًا حدوث أخطاء في تحديد المنظر، ويزداد عددها مع تحرك الكائن بعيدًا. على الرغم من أنه بمساعدة التلسكوبات الحديثة، من الممكن قياس الزوايا بدقة الألف، ستظل هناك أخطاء: على مسافة 30 سنة ضوئية، ستكون حوالي 7٪، 150 سنة ضوئية. سنوات - 35٪ و 350 ش. سنوات - ما يصل إلى 70٪. وبطبيعة الحال، فإن الأخطاء الكبيرة تجعل القياسات عديمة الفائدة. وباستخدام "طريقة المنظر"، من الممكن بنجاح تحديد المسافات إلى عدة آلاف من النجوم الموجودة في مساحة تبلغ حوالي 100 سنة ضوئية. لكن في مجرتنا أكثر من 100 مليار نجم يبلغ قطرها 100 ألف سنة ضوئية!

هناك العديد من الاختلافات في طريقة المنظر السنوي، مثل المنظر العلماني. وتأخذ الطريقة في الاعتبار حركة الشمس والمجموعة الشمسية بأكملها في اتجاه كوكبة هرقل بسرعة 20 كم/ثانية. ومن خلال هذه الحركة، تتاح للعلماء الفرصة لجمع قاعدة البيانات اللازمة لإجراء عملية حسابية ناجحة للمنظر. وفي غضون عشر سنوات، تم الحصول على معلومات أكثر بأربعين مرة مما كان ممكنا في السابق.

ثم، باستخدام الحسابات المثلثية، يتم تحديد المسافة إلى نجم معين.

المسافة إلى مجموعات النجوم.

من الأسهل حساب المسافة إلى العناقيد النجمية، خاصة المفتوحة منها. تقع النجوم بالقرب نسبيا من بعضها البعض، وبالتالي، من خلال حساب المسافة إلى نجم واحد، يمكنك تحديد المسافة إلى مجموعة النجوم بأكملها.

بالإضافة إلى ذلك، في هذه الحالة، يمكن استخدام الأساليب الإحصائية لتقليل عدد الأخطاء. على سبيل المثال، طريقة "النقاط المتقاربة"، غالبا ما يستخدمها علماء الفلك. ويستند إلى حقيقة أنه خلال المراقبة طويلة المدى للنجوم في عنقود مفتوح، يتم تحديد تلك التي تتحرك نحو نقطة مشتركة، والتي تسمى نقطة التقارب. ومن خلال قياس الزوايا والسرعات الشعاعية (أي سرعة الاقتراب والابتعاد عن الأرض)، يمكنك تحديد المسافة إلى العنقود النجمي. باستخدام هذه الطريقة هناك احتمالية عدم دقة بنسبة 15% على مسافة 1500 سنة ضوئية. كما يتم استخدامه على مسافات تصل إلى 15000 سنة ضوئية، وهو مناسب تمامًا للأجرام السماوية في مجرتنا.

رئيسي تسلسل مناسب - إنشاء التسلسل الرئيسي.

لتحديد المسافة إلى مجموعات النجوم البعيدة، على سبيل المثال إلى الثريا، يمكنك المتابعة على النحو التالي: إنشاء مخطط G-R، على المحور الرأسي لاحظ الحجم النجمي الظاهري (وليس الحجم المطلق، لأنه يعتمد على المسافة)، والذي يعتمد على درجة الحرارة.

ثم عليك مقارنة الصورة الناتجة مع مخطط G-R Iad، فهو يحتوي على العديد من الميزات المشتركة من حيث التسلسلات الرئيسية. من خلال الجمع بين المخططين بشكل وثيق قدر الإمكان، من الممكن تحديد التسلسل الرئيسي للعنقود النجمي الذي يجب قياس المسافة إليه.

ثم ينبغي استخدام المعادلة:

m-M=5log(d)-5، حيث

م – الحجم الظاهري.

M - الحجم المطلق؛

د – المسافة .

في اللغة الإنجليزية تسمى هذه الطريقة "تركيب التسلسل الرئيسي". ويمكن استخدامه لمجموعات النجوم المفتوحة مثل NGC 2362، Alpha Persei، III Cephei، NGC 6611. وقد حاول علماء الفلك تحديد المسافة إلى العنقود النجمي المزدوج المفتوح الشهير في كوكبة فرساوس ("h" و "chi")، حيث توجد العديد من النجوم -العمالقة العملاقة. لكن تبين أن البيانات متناقضة. باستخدام طريقة "تركيب التسلسل الرئيسي"، من الممكن تحديد مسافات تصل إلى 20.000-25.000 سنة ضوئية، وهذا يمثل خمس مجرتنا.

شدة الضوء والمسافة.

كلما زاد بعد الجسم السماوي، ظهر ضوءه أضعف. يتوافق هذا الوضع مع القانون البصري، والذي بموجبه تتناسب شدة الضوء "I" عكسًا مع مربع المسافة "d".

على سبيل المثال، إذا كانت إحدى المجرات تقع على مسافة 10 ملايين سنة ضوئية، فإن مجرة ​​أخرى تقع على بعد 20 مليون سنة ضوئية يكون سطوعها أصغر بأربع مرات من الأولى. وهذا يعني، من وجهة نظر رياضية، أن العلاقة بين الكميتين "I" و"d" دقيقة وقابلة للقياس. في لغة الفيزياء الفلكية، شدة الضوء هي الحجم المطلق للقدر النجمي M لبعض الأجرام السماوية، والتي ينبغي قياس المسافة إليها.

باستخدام المعادلة m-M=5log(d)-5 (وهي تعكس قانون التغير في السطوع) ومعرفة أنه يمكن تحديد m دائمًا باستخدام مقياس الضوء، وأن M معروفة، يتم قياس المسافة "d". لذا، فإن معرفة الحجم المطلق باستخدام الحسابات ليس من الصعب تحديد المسافة.

الامتصاص بين النجوم.

إحدى المشاكل الرئيسية المرتبطة بطرق قياس المسافة هي مشكلة امتصاص الضوء. في طريقه إلى الأرض، يقطع الضوء مسافات شاسعة، ويمر عبر الغبار والغاز بين النجوم. وبناء على ذلك، يتم امتصاص جزء من الضوء، وعندما يصل إلى التلسكوبات المثبتة على الأرض، يكون لديه بالفعل قوة غير أصلية. يسمي العلماء هذا "الانقراض"، أي إضعاف الضوء. من المهم جدًا حساب مقدار الانقراض عند استخدام عدد من الطرق، مثل الكانديلا. وفي هذه الحالة، يجب معرفة المقادير المطلقة الدقيقة.

ليس من الصعب تحديد انقراض مجرتنا - فقط ضع في الاعتبار الغبار والغاز الموجودين في مجرة ​​درب التبانة. من الصعب تحديد انقراض الضوء من جسم موجود في مجرة ​​أخرى. وإلى الانقراض على طول المسار في مجرتنا، يجب علينا أيضًا إضافة جزء من الضوء الممتص من جزء آخر.

تطور النجوم.

الحياة الداخلية للنجم ينظمها تأثير قوتين: قوة الجاذبية التي تقاوم النجم وتحتفظ به، والقوة المنطلقة أثناء التفاعلات النووية التي تحدث في القلب. بل على العكس من ذلك، فهو يميل إلى "دفع" النجم إلى الفضاء البعيد. أثناء مرحلة التكوين، يتأثر النجم الكثيف والمضغوط بشدة بالجاذبية. ونتيجة لذلك يحدث تسخين قوي وتصل درجة الحرارة إلى 10-20 مليون درجة. وهذا يكفي لبدء التفاعلات النووية، ونتيجة لذلك يتم تحويل الهيدروجين إلى الهيليوم.

وبعد ذلك، وعلى مدى فترة طويلة، تتوازن القوتان مع بعضهما البعض، ويكون النجم في حالة مستقرة. عندما ينفد الوقود النووي في القلب تدريجياً، يدخل النجم في مرحلة عدم الاستقرار، حيث تتعارض قوتان مع بعضهما البعض. تأتي لحظة حرجة بالنسبة للنجم، حيث تلعب مجموعة متنوعة من العوامل دورًا، مثل درجة الحرارة والكثافة والتركيب الكيميائي. كتلة النجم تأتي أولاً، ويعتمد عليها مستقبل هذا الجرم السماوي، فإما أن ينفجر النجم مثل المستعر الأعظم، أو يتحول إلى قزم أبيض، أو نجم نيوتروني، أو ثقب أسود.

كيف ينفد الهيدروجين؟

فقط الأجرام السماوية الأكبر حجمًا تصبح نجومًا، أما الأصغر منها فتتحول إلى كواكب. وهناك أيضًا أجسام متوسطة الكتلة، فهي كبيرة جدًا بحيث لا تنتمي إلى فئة الكواكب، وصغيرة جدًا وباردة جدًا بحيث لا يمكن أن تحدث التفاعلات النووية المميزة للنجوم في أعماقها.

لذلك، يتكون النجم من سحب الغاز بين النجوم. كما لوحظ بالفعل، يبقى النجم في حالة متوازنة لفترة طويلة. ثم تأتي فترة من عدم الاستقرار. يعتمد المصير الإضافي للنجم على عوامل مختلفة. فكر في نجم صغير افتراضي تتراوح كتلته بين 0.1 و 4 كتلة شمسية. من السمات المميزة للنجوم ذات الكتلة المنخفضة غياب الحمل الحراري في الطبقات الداخلية، أي. والمواد التي يتكون منها النجم لا تمتزج كما يحدث في النجوم ذات الكتلة الكبيرة.

وهذا يعني أنه عندما ينفد الهيدروجين الموجود في النواة، لا توجد احتياطيات جديدة لهذا العنصر في الطبقات الخارجية. يحترق الهيدروجين ويتحول إلى هيليوم. شيئًا فشيئًا تسخن النواة، وتزعزع الطبقات السطحية استقرار بنيتها، والنجم، كما يمكن رؤيته من مخطط H-R، يترك التسلسل الرئيسي ببطء. وفي المرحلة الجديدة، تزداد كثافة المادة داخل النجم، و"تنحط" تركيبة النواة، ونتيجة لذلك يظهر تماسك خاص. وهي تختلف عن المادة العادية.

تعديل المادة.

عندما تتغير المادة، يعتمد الضغط فقط على كثافة الغازات، وليس على درجة الحرارة.

في مخطط هرتزشبرونج-راسل، يتحرك النجم إلى اليمين ثم إلى الأعلى، مقتربًا من منطقة العملاق الأحمر. وتزداد أبعادها بشكل ملحوظ، ولهذا السبب تنخفض درجة حرارة الطبقات الخارجية. يمكن أن يصل قطر العملاق الأحمر إلى مئات الملايين من الكيلومترات. عندما تدخل شمسنا هذه المرحلة، فسوف "تبتلع" كلاً من عطارد والزهرة، وإذا لم تتمكن من الاستيلاء على الأرض، فسوف تقوم بتسخينها إلى الحد الذي ستتوقف فيه الحياة على كوكبنا عن الوجود.

أثناء تطور النجم، ترتفع درجة حرارة قلبه. أولا، تحدث التفاعلات النووية، ثم عند الوصول إلى درجة الحرارة المثلى، يبدأ الهيليوم في الذوبان. عندما يحدث هذا، تؤدي الزيادة المفاجئة في درجة الحرارة الأساسية إلى حدوث توهج ويتحرك النجم بسرعة إلى الجانب الأيسر من مخطط H-R. وهذا ما يسمى "فلاش الهيليوم". في هذا الوقت، يحترق القلب الذي يحتوي على الهيليوم مع الهيدروجين، وهو جزء من القشرة المحيطة بالنواة. في مخطط H-R، يتم تسجيل هذه المرحلة عن طريق التحرك إلى اليمين على طول خط أفقي.

المراحل الأخيرة من التطور.

عندما يتحول الهيليوم إلى هيدروكربون، يتم تعديل النواة. ترتفع درجة حرارته حتى يبدأ الكربون في الاحتراق. يحدث تفشي جديد. على أية حال، خلال المراحل الأخيرة من تطور النجم، لوحظ فقدان كبير لكتلته. يمكن أن يحدث هذا تدريجيًا أو فجأة، أثناء الانفجار، عندما تنفجر الطبقات الخارجية للنجم مثل فقاعة كبيرة. في الحالة الأخيرة، يتم تشكيل سديم كوكبي - قذيفة كروية، تنتشر في الفضاء الخارجي بسرعة عدة عشرات أو حتى مئات الكيلومترات في الثانية.

يعتمد المصير النهائي للنجم على الكتلة المتبقية بعد كل ما يحدث له. إذا قذف خلال كل التحولات والتوهجات الكثير من المادة وكتلته لا تتجاوز 1.44 كتلة شمسية، يتحول النجم إلى قزم أبيض. يُطلق على هذا الحد اسم "حد شاندراسيخار" نسبة إلى عالم الفيزياء الفلكية الباكستاني سوبراهمانيان شاندراسيخار. هذه هي الكتلة القصوى للنجم والتي قد لا تحدث فيها نهاية كارثية بسبب ضغط الإلكترونات في القلب.

بعد اندلاع الطبقات الخارجية، يبقى جوهر النجم، وتكون درجة حرارة سطحه مرتفعة للغاية - حوالي 100000 درجة مئوية. يتحرك النجم إلى الحافة اليسرى من مخطط H-R وينخفض. ويقل لمعانه كلما قل حجمه.

يصل النجم ببطء إلى منطقة القزم الأبيض. هذه نجوم ذات قطر صغير ولكن كثافتها عالية جدًا تبلغ مليون ونصف ضعف كثافة الماء.

يمثل القزم الأبيض المرحلة الأخيرة من تطور النجم، دون حدوث انفجارات. إنها تبرد تدريجياً. ويعتقد العلماء أن نهاية القزم الأبيض تتم ببطء شديد، على الأقل منذ بداية الكون، ويبدو أنه لم يعاني أي قزم أبيض من "الموت الحراري".

فإذا كان النجم كبيرا وكتلته أكبر من الشمس فإنه سينفجر مثل المستعر الأعظم. أثناء التوهج، قد ينهار النجم كليًا أو جزئيًا. في الحالة الأولى، ما سيتبقى هو سحابة من الغاز مع بقايا مواد النجم. في الثانية، سيبقى الجسم السماوي بأعلى كثافة - نجم نيوتروني أو ثقب أسود.

نجوم متغيرة.

وفقا لمفهوم أرسطو، فإن الأجرام السماوية في الكون أبدية ودائمة. لكن هذه النظرية خضعت لتغييرات كبيرة مع ظهورها في القرن السابع عشر. أول مناظير. أظهرت الملاحظات التي تم إجراؤها على مدى القرون اللاحقة أن الثبات الواضح للأجرام السماوية يرجع في الواقع إلى الافتقار إلى تكنولوجيا المراقبة أو عيوبها. لقد خلص العلماء إلى أن التباين هو سمة مشتركة لجميع أنواع النجوم. أثناء التطور، يمر النجم بعدة مراحل، تخضع خلالها خصائصه الرئيسية - اللون واللمعان - لتغيرات عميقة. وهي تحدث أثناء وجود النجم، أي بعشرات أو مئات الملايين من السنين، فلا يمكن للإنسان أن يكون شاهد عيان على ما يحدث. بالنسبة لبعض فئات النجوم، يتم تسجيل التغييرات التي تحدث في فترات زمنية قصيرة، على سبيل المثال، على مدى عدة أشهر أو أيام أو جزء من اليوم. يمكن قياس تغيرات النجم وتدفقاته المضيئة عدة مرات خلال الليالي اللاحقة.

قياسات.

في الواقع، هذه المشكلة ليست بسيطة كما تبدو للوهلة الأولى. عند إجراء القياسات، من الضروري مراعاة الظروف الجوية، وهي تتغير، وأحيانًا بشكل ملحوظ خلال ليلة واحدة. وفي هذا الصدد، تختلف البيانات المتعلقة بالتدفقات المضيئة للنجوم بشكل كبير.

من المهم جدًا أن تكون قادرًا على التمييز بين التغيرات الحقيقية في تدفق الضوء، والتي ترتبط بشكل مباشر بسطوع النجم، من تلك الظاهرة، والتي يتم تفسيرها بالتغيرات في الظروف الجوية.

للقيام بذلك، يوصى بمقارنة التدفقات الضوئية للنجم المرصود مع النجوم الأخرى - المعالم المرئية من خلال التلسكوب. إذا كانت التغييرات واضحة، أي. المرتبطة بالتغيرات في الظروف الجوية، فإنها تؤثر على جميع النجوم المرصودة.

إن الحصول على البيانات الصحيحة حول حالة النجم في مرحلة ما هو الخطوة الأولى. بعد ذلك، يجب رسم "منحنى الضوء" لتسجيل التغييرات المحتملة في السطوع. وسوف تظهر التغيير في الحجم.

المتغيرات أم لا.

تسمى النجوم التي لا يكون حجمها ثابتًا بالمتغيرات. بالنسبة للبعض منهم، التباين واضح فقط. هذه هي النجوم التي تنتمي إلى النظام الثنائي. علاوة على ذلك، عندما يتطابق المستوى المداري للنظام بشكل أو بآخر مع خط رؤية الراصد، فقد يبدو له أن أحد النجمين مكسوف كليًا أو جزئيًا من الآخر ويكون أقل سطوعًا. وفي هذه الحالات تكون التغيرات دورية، حيث تتكرر فترات التغير في سطوع النجوم المتكسفة على فترات تتزامن مع الفترة المدارية للنظام النجمي الثنائي. تسمى هذه النجوم "المتغيرات الكسوفية".

الفئة التالية من النجوم المتغيرة هي "المتغيرات الداخلية". تعتمد سعة تقلبات سطوع هذه النجوم على المعلمات الفيزيائية للنجم، مثل نصف القطر ودرجة الحرارة. لسنوات عديدة، كان علماء الفلك يراقبون تقلب النجوم المتغيرة. وفي مجرتنا وحدها، تم تسجيل 30 ألف نجم متغير. تم تقسيمهم إلى مجموعتين. الفئة الأولى تشمل "النجوم المتغيرة البركانية". وهي تتميز بتفشي واحد أو متكرر. التغيرات في مقادير النجوم عرضية. تشمل فئة "المتغيرات الانفجارية" أو المتفجرة أيضًا المستعرات والمستعرات الأعظم. المجموعة الثانية تضم الجميع.

القيفاويات.

هناك نجوم متغيرة يتغير سطوعها بشكل دوري. تحدث التغييرات على فترات زمنية معينة. إذا قمت برسم منحنى خفيف، فسوف يسجل بوضوح انتظام التغييرات، في حين أن شكل المنحنى سيحدد الحد الأقصى والحد الأدنى من الخصائص. يحدد الفرق بين الحد الأقصى والحد الأدنى للتقلبات مساحة كبيرة بين الخاصيتين. وتصنف النجوم من هذا النوع على أنها "متغيرات نابضة". ومن منحنى الضوء يمكننا أن نستنتج أن سطوع النجم يزداد بشكل أسرع مما يتناقص.

وتنقسم النجوم المتغيرة إلى فئات. يتم أخذ النجم النموذجي كمعيار، وهذا النجم هو الذي يعطي الاسم للفئة. مثال على ذلك هو القيفاويات. هذا الاسم يأتي من النجم سيفيوس. هذا هو أبسط معيار. هناك شيء آخر - النجوم مقسمة حسب أطيافها.

يمكن تقسيم النجوم المتغيرة إلى مجموعات فرعية وفقًا لمعايير مختلفة.

نجوم مزدوجة.

النجوم في السماء توجد على شكل مجموعات، ورابطة، وليس كأجسام فردية. يمكن أن تكون العناقيد النجمية مكتظة بالنجوم أم لا.

ومن الممكن أن توجد اتصالات أوثق بين النجوم، ونحن نتحدث عن أنظمة ثنائية، كما يسميها علماء الفلك. في زوج من النجوم، يؤثر تطور أحدهما بشكل مباشر على الثاني.

افتتاح.

وكان اكتشاف النجوم المزدوجة، كما يطلق عليها الآن، من أوائل الاكتشافات التي تمت باستخدام المناظير الفلكية. وكان الزوج الأول من هذا النوع من النجوم هو الإزار من كوكبة الدب الأكبر. تم هذا الاكتشاف من قبل عالم الفلك الإيطالي ريتشولي. وبالنظر إلى العدد الهائل من النجوم في الكون، توصل العلماء إلى استنتاج مفاده أن الإيزار لم يكن النظام الثنائي الوحيد بينهم، وكانوا على حق، وسرعان ما أكدت الملاحظات هذه الفرضية. في عام 1804، نشر عالم الفلك الشهير ويليام هيرشل، الذي كرس 24 عامًا من الملاحظات العلمية، كتالوجًا يحتوي على أوصاف لحوالي 700 نجم مزدوج. في البداية، لم يكن العلماء يعرفون على وجه اليقين ما إذا كانت مكونات النظام الثنائي مرتبطة ماديًا ببعضها البعض.

ورأت بعض العقول النيرة أن النجوم المزدوجة تتأثر بالارتباط النجمي ككل، خاصة أن سطوع المكونات في الزوج لم يكن هو نفسه. وفي هذا الصدد، يبدو أنهم لم يكونوا قريبين. لتحديد الموقع الحقيقي للأجسام، كان من الضروري قياس الإزاحات المنظرية للنجوم. وهذا ما فعله هيرشل. ولأكبر مفاجأة، أعطى الإزاحة المنظرية لنجم بالنسبة إلى نجم آخر أثناء القياس نتيجة غير متوقعة. لاحظ هيرشل أنه بدلاً من التأرجح بشكل متناظر لمدة 6 أشهر، اتبع كل نجم مسارًا إهليلجيًا معقدًا. وفقا لقوانين الميكانيكا السماوية، يتحرك جسمان مرتبطان بالجاذبية في مدار إهليلجي. أكدت ملاحظات هيرشل الفرضية القائلة بأن النجوم المزدوجة ترتبط جسديًا، أي عن طريق قوى الجاذبية.

تصنيف النجوم المزدوجة.

هناك ثلاث فئات رئيسية من النجوم المزدوجة: الثنائيات المرئية، والثنائيات الضوئية، والثنائيات الطيفية. وهذا التصنيف لا يعكس بشكل كامل الاختلافات الداخلية بين الطبقات، ولكنه يعطي فكرة عن الارتباط النجمي.

يمكن رؤية ازدواجية النجوم المزدوجة المرئية بوضوح من خلال التلسكوب أثناء تحركها. حاليًا، تم التعرف على حوالي 70.000 ثنائي بصري، لكن 1% منها فقط كان لها مدار محدد بدقة.

ولا ينبغي أن يكون هذا الرقم (1%) مفاجئاً. والحقيقة هي أن الفترات المدارية يمكن أن تكون عدة عقود، إن لم يكن قرونا بأكملها. ويعد بناء مسار على طول المدار عملاً شاقًا للغاية، ويتطلب العديد من الحسابات والملاحظات من مراصد مختلفة. في كثير من الأحيان، لا يكون لدى العلماء سوى أجزاء من الحركة المدارية، ويعيدون بناء بقية المسار بشكل استنتاجي، باستخدام البيانات المتاحة. وينبغي أن يؤخذ في الاعتبار أن المستوى المداري للنظام قد يكون مائلاً إلى خط البصر. في هذه الحالة، فإن المدار المعاد بناؤه (الظاهري) سيختلف بشكل كبير عن المدار الحقيقي.

فإذا تم تحديد المدار الحقيقي، وعرفت فترة الدورة والمسافة الزاوية بين النجمين، فمن الممكن، بتطبيق قانون كبلر الثالث، تحديد مجموع كتل مكونات النظام. وينبغي أيضًا معرفة مسافة النجم المزدوج إلينا.

النجوم الضوئية المزدوجة.

لا يمكن الحكم على ازدواجية هذا النظام من النجوم إلا من خلال التقلبات الدورية في السطوع. عند التحرك، تحجب هذه النجوم بعضها البعض بالتناوب. ويطلق عليهم أيضًا اسم "النجوم المزدوجة الكسوف". ولهذه النجوم مستويات مدارية قريبة من اتجاه خط البصر. كلما كانت المساحة التي يشغلها الكسوف أكبر، كان التألق أكثر وضوحًا. إذا قمت بتحليل منحنى الضوء للنجوم الضوئية المزدوجة، يمكنك تحديد ميل المستوى المداري.

باستخدام منحنى الضوء، يمكنك أيضًا تحديد الفترة المدارية للنظام. على سبيل المثال، إذا تم تسجيل خسوفين، فسيكون لمنحنى الضوء انخفاضان (الحد الأدنى). الفترة الزمنية التي يتم خلالها تسجيل ثلاثة انخفاضات متتالية على طول منحنى الضوء تتوافق مع الفترة المدارية.

تكون فترات النجوم الثنائية الضوئية أقصر بكثير مقارنة بفترات النجوم الثنائية المرئية وتستمر لعدة ساعات أو عدة أيام.

النجوم المزدوجة الطيفية.

باستخدام التحليل الطيفي، يمكن ملاحظة انقسام الخطوط الطيفية بسبب تأثير دوبلر. إذا كان أحد المكونات نجما ضعيفا، فسيتم ملاحظة تذبذب دوري لمواقع الخطوط الفردية فقط. يتم استخدام هذه الطريقة عندما تكون مكونات النجم المزدوج قريبة جدًا من بعضها البعض ويصعب التعرف عليها بالتلسكوب كنجوم مزدوجة مرئية. تسمى النجوم الثنائية التي يتم تحديدها باستخدام المطياف وتأثير دوبلر بالثنائيات الطيفية. ليست كل النجوم المزدوجة طيفية. يمكن لعنصري النجوم الثنائية الابتعاد والاقتراب في اتجاه شعاعي.

تشير الملاحظات إلى أن النجوم المزدوجة توجد بشكل رئيسي في مجرتنا. من الصعب تحديد النسبة المئوية للنجوم المزدوجة والمفردة. إذا استخدمنا طريقة الطرح وطرحنا عدد النجوم المزدوجة التي تم تحديدها من مجموع النجوم، فيمكننا أن نستنتج أنهم يشكلون أقلية. قد يكون هذا الاستنتاج خاطئا. في علم الفلك هناك مفهوم "تأثير الاختيار". لتحديد ثنائية النجوم، من الضروري تحديد خصائصها الرئيسية. وهذا يتطلب معدات جيدة. قد يكون من الصعب في بعض الأحيان التعرف على النجوم الثنائية. على سبيل المثال، لا يمكن دائمًا رؤية النجوم المزدوجة المرئية على مسافة كبيرة من الراصد. في بعض الأحيان لا يتم تسجيل المسافة الزاوية بين المكونات بواسطة التلسكوب. من أجل الكشف عن الثنائيات الضوئية والطيفية، يجب أن يكون سطوعها قويًا بما يكفي لجمع تعديلات تدفق الضوء وقياس الأطوال الموجية في الخطوط الطيفية بعناية.

عدد النجوم المناسب للبحث من جميع النواحي ليس كبيرًا جدًا. وفقًا للتطورات النظرية، يمكن الافتراض أن النجوم المزدوجة تشكل ما بين 30% إلى 70% من مجموع النجوم.

نجوم جدد.

تتكون النجوم المتغيرة الانفجارية من قزم أبيض ونجم تسلسل رئيسي مثل الشمس، أو نجم بعد تسلسلي مثل العملاق الأحمر. ويتبع كلا النجمين مدارًا ضيقًا كل بضع ساعات. وهي تقع على مسافة قريبة من بعضها البعض، وبالتالي فهي تتفاعل بشكل وثيق وتسبب ظواهر مذهلة.

منذ منتصف القرن التاسع عشر، سجل العلماء هيمنة اللون البنفسجي في أوقات معينة في النطاق البصري للنجوم المتغيرة الانفجارية، وتتزامن هذه الظاهرة مع وجود قمم في منحنى الضوء. وبناء على هذا المبدأ تم تقسيم النجوم إلى عدة مجموعات.

نوفا كلاسيكية.

تختلف المستعرات الكلاسيكية عن المتغيرات الانفجارية من حيث أن انفجاراتها البصرية ليس لها طابع متكرر. يتم التعبير عن سعة منحنى الضوء بشكل أكثر وضوحًا، ويحدث الارتفاع إلى النقطة القصوى بشكل أسرع بكثير. وعادة ما تصل إلى أقصى سطوع في غضون ساعات قليلة، وخلال هذه الفترة يكتسب النجم الجديد حجمًا يبلغ حوالي 12، أي أن التدفق الضوئي يزداد بمقدار 60.000 وحدة.

كلما كانت عملية الارتفاع إلى الحد الأقصى أبطأ، قل التغيير في السطوع بشكل ملحوظ. لا يبقى المستعر في أقصى موضعه لفترة طويلة، وتستمر هذه الفترة عادة من عدة أيام إلى عدة أشهر. ثم يبدأ اللمعان في الانخفاض، بسرعة في البداية، ثم ببطء أكثر إلى المستويات الطبيعية. وتعتمد مدة هذه المرحلة على ظروف مختلفة، ولكن مدتها لا تقل عن عدة سنوات.

وفي النجوم الكلاسيكية الجديدة، تكون كل هذه الظواهر مصحوبة بتفاعلات نووية حرارية غير منضبطة تحدث في الطبقات السطحية للقزم الأبيض، حيث يوجد الهيدروجين "المقترض" من المكون الثاني للنجم. النجوم الجديدة تكون دائمًا ثنائية، وأحد مكوناتها هو بالضرورة قزم أبيض. عندما تتدفق كتلة مكون النجم إلى القزم الأبيض، تبدأ طبقة الهيدروجين في الضغط وتسخن، وبالتالي ترتفع درجة الحرارة، ويسخن الهيليوم. كل هذا يحدث بسرعة وبشكل حاد، مما يؤدي إلى تفشي المرض. يزداد السطح الباعث، ويصبح سطوع النجم ساطعًا، ويتم تسجيل انفجار في منحنى الضوء.

أثناء مرحلة التوهج النشط، يصل المستعر إلى أقصى سطوع له. الحد الأقصى للحجم المطلق هو في حدود -6 إلى -9. في النجوم الجديدة يتم الوصول إلى هذا الرقم بشكل أبطأ، وفي النجوم المتفجرة المتغيرة يتم الوصول إليه بشكل أسرع.

وتوجد نجوم جديدة أيضًا في مجرات أخرى. لكن ما نلاحظه هو فقط حجمها الظاهري، ولا يمكن تحديد الحجم المطلق، لأن بعدها الدقيق عن الأرض غير معروف. على الرغم من أنه من الممكن، من حيث المبدأ، معرفة الحجم المطلق للمستعر إذا كان على مقربة قصوى من مستعر آخر تكون المسافة إليه معروفة. يتم حساب القيمة المطلقة القصوى باستخدام المعادلة:

م = -10.9 + 2.3 سجل (ر).

t هو الوقت الذي ينخفض ​​فيه منحنى ضوء المستعر إلى 3 درجات.

المستعرات القزمة والمستعرات المتكررة.

أقرب أقرباء المستعرات هي المستعرات القزمة، نموذجها الأولي "U Gemini". تشبه توهجاتها الضوئية تقريبًا توهجات النجوم الجديدة، ولكن هناك اختلافات في منحنيات الضوء: اتساعها أصغر. هناك أيضًا اختلافات في وتيرة التوهجات - فهي تحدث بشكل أكثر أو أقل انتظامًا في النجوم القزمة الجديدة. في المتوسط ​​مرة واحدة كل 120 يومًا، وأحيانًا كل بضع سنوات. تستمر الومضات الضوئية للمستعرات من عدة ساعات إلى عدة أيام، وبعد ذلك يتناقص السطوع على مدى عدة أسابيع ويصل أخيرًا إلى مستوياته الطبيعية.

يمكن تفسير الاختلاف الحالي من خلال آليات فيزيائية مختلفة تثير الفلاش البصري. تحدث التوهجات في Gemini U نتيجة للتغير المفاجئ في نسبة المادة الموجودة على القزم الأبيض - وهي زيادة فيها. والنتيجة هي إطلاق كميات هائلة من الطاقة. إن ملاحظات المستعرات القزمة أثناء مرحلة الكسوف، أي عندما يتم حجب القزم الأبيض والقرص المحيط به بواسطة نجم مكون للنظام، تشير بوضوح إلى أن القزم الأبيض، أو بالأحرى قرصه، هو مصدر ضوء.

المستعرات المتكررة هي تقاطع بين المستعرات الكلاسيكية والمستعرات القزمة. وكما يوحي الاسم، فإن توهجاتها الضوئية تتكرر بانتظام، مما يجعلها مشابهة للنجوم القزمة الجديدة، لكن هذا يحدث بعد عدة عقود. تكون الزيادة في السطوع أثناء التوهج أكثر وضوحًا وتبلغ حوالي 8 درجات، وهذه الميزة تجعلها أقرب إلى المستعرات الكلاسيكية.

مجموعات النجوم المفتوحة.

ليس من الصعب العثور على مجموعات النجوم المفتوحة. يطلق عليهم مجموعات المجرات. نحن نتحدث عن التكوينات التي تشمل من عدة عشرات إلى عدة آلاف من النجوم، معظمها مرئي للعين المجردة. تظهر مجموعات النجوم للراصد كقسم من السماء مليء بالنجوم. كقاعدة عامة، تكون مناطق تركيز النجوم هذه مرئية بوضوح في السماء، ولكن نادرًا ما يحدث أن الكتلة لا يمكن تمييزها عمليًا. من أجل تحديد ما إذا كان أي جزء من السماء عبارة عن مجموعة نجوم أو ما إذا كنا نتحدث عن نجوم تقع ببساطة بالقرب من بعضها البعض، ينبغي دراسة حركتها وتحديد المسافة إلى الأرض. النجوم التي تشكل العناقيد تتحرك في نفس الاتجاه. بالإضافة إلى ذلك، إذا كانت النجوم غير البعيدة عن بعضها البعض تقع على نفس المسافة من النظام الشمسي، فهي بالطبع مرتبطة ببعضها البعض بواسطة قوى الجاذبية وتشكل كتلة مفتوحة.

تصنيف مجموعات النجوم.

يتراوح مدى هذه الأنظمة النجمية من 6 إلى 30 سنة ضوئية، بمتوسط ​​يبلغ حوالي اثنتي عشرة سنة ضوئية. داخل العناقيد النجمية، تتركز النجوم بشكل عشوائي وغير منظم. الكتلة ليس لها شكل محدد بوضوح. عند تصنيف العناقيد النجمية، يجب على المرء أن يأخذ في الاعتبار القياسات الزاوية، والعدد الإجمالي التقريبي للنجوم، ودرجة تركيزها في العنقود، والاختلافات في السطوع.

في عام 1930، اقترح عالم الفلك الأمريكي روبرت ترومبلير تصنيف العناقيد وفقًا للمعايير التالية. تم تقسيم جميع العناقيد إلى أربع فئات بناءً على تركيز النجوم وتم تحديدها بالأرقام الرومانية من I إلى IV. وتنقسم كل فئة من الفئات الأربع إلى ثلاث فئات فرعية على أساس توحيد السطوع النجمي. تتضمن الفئة الفرعية الأولى مجموعات تتمتع فيها النجوم بنفس درجة اللمعان تقريبًا، والثالثة - مع اختلاف كبير في هذا الصدد. ثم قدم عالم الفلك الأمريكي ثلاث فئات أخرى لتصنيف العناقيد النجمية حسب عدد النجوم التي يضمها العنقود. الفئة الأولى "p" تشمل الأنظمة التي تحتوي على أقل من 50 نجمة. أما "m" الثاني فهو عبارة عن مجموعة تضم من 50 إلى 100 نجم. الثالث - من لديهم أكثر من 100 نجمة. على سبيل المثال، وفقا لهذا التصنيف، فإن العنقود النجمي المصنف في الكتالوج باسم "I 3p" هو نظام يتكون من أقل من 50 نجما، يتركز بكثافة في السماء وله درجات متفاوتة من السطوع.

توحيد النجوم.

جميع النجوم التي تنتمي إلى أي مجموعة نجمية مفتوحة لها سمة مميزة - التجانس. وهذا يعني أنهما تشكلا من نفس السحابة الغازية وكان لهما في البداية نفس التركيب الكيميائي. بالإضافة إلى ذلك، هناك افتراض بأنهم جميعا ظهروا في نفس الوقت، أي أنهم في نفس العمر. ويمكن تفسير الاختلافات بينهما من خلال اختلاف مسار التطور، ويتحدد ذلك من خلال كتلة النجم منذ لحظة تكوينه. يعرف العلماء أن النجوم الكبيرة لها عمر أقصر مقارنة بالنجوم الصغيرة. تتطور الكائنات الكبيرة بشكل أسرع بكثير. بشكل عام، العناقيد النجمية المفتوحة هي أنظمة سماوية تتكون من نجوم شابة نسبيًا. يقع هذا النوع من العناقيد النجمية بشكل رئيسي في الأذرع الحلزونية لمجرة درب التبانة. وكانت هذه المناطق مناطق تكوين النجوم النشطة في الماضي القريب. الاستثناءات هي المجموعات NGC 2244 و NGC 2264 و NGC6530، ويبلغ عمرها عشرات الملايين من السنين. هذا وقت قصير للنجوم.

العمر والتركيب الكيميائي.

ترتبط النجوم في العناقيد النجمية المفتوحة بالجاذبية. ولكن لأن هذا الاتصال ليس قويا بما فيه الكفاية، يمكن للمجموعات المفتوحة أن تتفكك. يحدث هذا على مدى فترة طويلة من الزمن. ترتبط عملية الذوبان بتأثير الجاذبية من النجوم المنفردة الواقعة بالقرب من العنقود.

لا يوجد عمليا نجوم قديمة في مجموعات النجوم المفتوحة. على الرغم من وجود استثناءات. ينطبق هذا في المقام الأول على التجمعات الكبيرة، حيث يكون الاتصال بين النجوم أقوى بكثير. وعليه فإن عمر هذه الأنظمة أكبر. من بينها NGC 6791. يضم هذا العنقود النجمي ما يقرب من 10000 نجم ويبلغ عمره حوالي 10 مليار سنة. مدارات العناقيد النجمية الكبيرة تأخذها بعيدًا عن مستوى المجرة لفترات طويلة من الزمن. وبناءً على ذلك، لديهم فرصة أقل لمواجهة السحب الجزيئية الكبيرة، مما قد يؤدي إلى تفكك العنقود النجمي.

تتشابه النجوم الموجودة في العناقيد النجمية المفتوحة في التركيب الكيميائي مع الشمس والنجوم الأخرى الموجودة في قرص المجرة. يعتمد الاختلاف في التركيب الكيميائي على المسافة من مركز المجرة. كلما ابتعدت عن المركز عنقود نجمي، قل عدد العناصر من المجموعة المعدنية التي يحتوي عليها. يعتمد التركيب الكيميائي أيضًا على عمر الكتلة النجمية. وهذا ينطبق أيضًا على النجوم المنفردة.

مجموعات النجوم الكروية.

تتمتع مجموعات النجوم الكروية، التي يبلغ عددها مئات الآلاف من النجوم، بمظهر غير عادي للغاية: فهي ذات شكل كروي، وتتركز النجوم فيها بكثافة شديدة، حتى بمساعدة أقوى التلسكوبات، من المستحيل التمييز بين الكائنات الفردية. هناك تركيز قوي للنجوم نحو المركز.

البحث عن العناقيد الكروية مهم في الفيزياء الفلكية من حيث دراسة تطور النجوم، وعملية تكوين المجرات، ودراسة بنية مجرتنا وتحديد عمر الكون.

شكل درب التبانة.

لقد وجد العلماء أن العناقيد الكروية تشكلت في المرحلة الأولى من تكوين مجرتنا - وكان للغاز الأولي المجري شكل كروي. وأثناء تفاعل الجاذبية حتى اكتمال الضغط الذي أدى إلى تكوين القرص، ظهرت خارجه كتل من المادة والغاز والغبار. ومنهم تشكلت مجموعات النجوم الكروية. علاوة على ذلك، فقد تشكلت قبل ظهور القرص وبقيت في نفس المكان الذي تشكلت فيه. لديهم هيكل كروي، هالة، حولها تم تحديد مستوى المجرة لاحقًا. وهذا هو سبب توزيع العناقيد الكروية بشكل متناظر في درب التبانة.

إن دراسة مشكلة موقع التجمعات الكروية، وكذلك قياسات المسافة منها إلى الشمس، جعلت من الممكن تحديد مدى مجرتنا إلى المركز - وهو 30000 سنة ضوئية.

تعتبر العناقيد النجمية الكروية قديمة جدًا من حيث وقت نشأتها. عمرهم 10-20 مليار سنة. إنها تمثل العنصر الأكثر أهمية في الكون، ومما لا شك فيه أن المعرفة حول هذه التكوينات ستوفر مساعدة كبيرة في تفسير ظواهر الكون. ووفقا للعلماء، فإن عمر هذه العناقيد النجمية مطابق لعمر مجرتنا، وبما أن جميع المجرات تشكلت في نفس الوقت تقريبا، فهذا يعني أنه يمكن تحديد عمر الكون. للقيام بذلك، يجب إضافة الوقت من ظهور الكون إلى بداية تكوين المجرات إلى عصر مجموعات النجوم الكروية. بالمقارنة مع عمر العناقيد النجمية الكروية، فهذه فترة زمنية قصيرة جدًا.

داخل نوى العناقيد الكروية.

وتتميز المناطق المركزية لهذا النوع من العناقيد بدرجة عالية من تركيز النجوم، ما يقرب من آلاف المرات أكثر من المناطق الأقرب إلى الشمس. فقط خلال العقد الماضي، أصبح من الممكن فحص نوى مجموعات النجوم الكروية، أو بالأحرى، تلك الأجرام السماوية الموجودة في المركز ذاته. ولهذا أهمية كبيرة في مجال دراسة ديناميكيات النجوم المتضمنة في النواة، من حيث الحصول على معلومات حول أنظمة الأجرام السماوية المرتبطة بقوى الجاذبية - تنتمي العناقيد النجمية تحديدًا إلى هذه الفئة - وكذلك من حيث دراسة التفاعل بين نجوم العناقيد من خلال الملاحظات أو معالجة البيانات على الكمبيوتر.

ونظرًا للدرجة العالية من تركيز النجوم، تحدث اصطدامات حقيقية وتتشكل أجسام جديدة، على سبيل المثال النجوم، والتي لها خصائصها الخاصة. كما يمكن أن تظهر الأنظمة الثنائية، ويحدث ذلك عندما لا يؤدي اصطدام نجمين إلى تدميرهما، ولكن يحدث الالتقاط المتبادل بسبب الجاذبية.

عائلات العناقيد النجمية الكروية.

العناقيد النجمية الكروية في مجرتنا هي تشكيلات غير متجانسة. وتتميز أربع عائلات ديناميكية حسب مبدأ البعد عن مركز المجرة وحسب تركيبها الكيميائي. تحتوي بعض العناقيد الكروية على عدد أكبر من العناصر الكيميائية للمجموعة المعدنية، والبعض الآخر يحتوي على عدد أقل. تعتمد درجة وجود المعادن على التركيب الكيميائي للوسط البينجمي الذي تشكلت منه الأجرام السماوية. أما العناقيد الكروية التي تحتوي على عدد أقل من المعادن فهي أقدم وتقع في هالة المجرة. تتميز النجوم الأصغر سنًا بتركيبة معدنية أعلى، فقد تشكلت من بيئة غنية بالفعل بالمعادن بسبب انفجارات السوبرنوفا - تضم هذه العائلة "مجموعات القرص" الموجودة على قرص المجرة.

تحتوي الهالة على "مجموعات نجمية هالة داخلية" و"مجموعات نجمية هالة خارجية". هناك أيضًا "مجموعات نجمية من الجزء المحيطي من الهالة" ، وهي المسافة الأكبر إلى مركز المجرة.

التأثير البيئي.

ولم تتم دراسة العناقيد النجمية وتقسيمها إلى عائلات من أجل تصنيفها كغاية في حد ذاتها. يلعب التصنيف أيضًا دورًا مهمًا في دراسة تأثير البيئة المحيطة بالعناقيد النجمية على تطورها. في هذه الحالة نحن نتحدث عن مجرتنا.

مما لا شك فيه أن العنقود النجمي يتأثر بشكل كبير بمجال الجاذبية لقرص المجرة. تتحرك مجموعات النجوم الكروية حول مركز المجرة في مدارات إهليلجية وتعبر قرص المجرة بشكل دوري. وهذا يحدث مرة كل 100 مليون سنة.

يؤثر مجال الجاذبية وإسقاطات المد والجزر المنبعثة من المستوى المجري بشكل مكثف على العنقود النجمي لدرجة أنه يبدأ بالتفكك تدريجيًا. يعتقد العلماء أن بعض النجوم القديمة الموجودة حاليًا في المجرة كانت ذات يوم جزءًا من مجموعات النجوم الكروية. الآن لقد انهاروا بالفعل. ويعتقد أن ما يقرب من 5 عناقيد نجمية تتفكك كل مليار سنة. وهذا مثال على تأثير بيئة المجرة على التطور الديناميكي لمجموعة النجوم الكروية.

وتحت تأثير جاذبية القرص المجري على العنقود النجمي، يحدث أيضًا تغيير في مدى العنقود. نحن نتحدث عن النجوم الواقعة بعيدًا عن مركز العنقود، فهي تتأثر بدرجة أكبر بقوة الجاذبية للقرص المجري، وليس بالعنقود النجمي نفسه. "تتبخر" النجوم ويتناقص حجم الكتلة.

نجوم السوبرنوفا.

النجوم أيضًا تولد وتنمو وتموت. وقد تكون نهايتهم بطيئة وتدريجية أو مفاجئة وكارثية. وهذا أمر نموذجي بالنسبة للنجوم الكبيرة جدًا التي تنتهي وجودها بانفجار، وهي المستعرات الأعظم.

اكتشاف المستعرات الأعظم.

لعدة قرون، كانت طبيعة المستعرات الأعظم غير معروفة للعلماء، ولكن تم إجراء ملاحظات عليها منذ زمن سحيق. العديد من المستعرات الأعظمية شديدة السطوع بحيث يمكن رؤيتها بالعين المجردة، وأحيانًا حتى أثناء النهار. ظهرت الإشارات الأولى لهذه النجوم في السجلات القديمة عام 185 م. وبعد ذلك، تمت مراقبتهم بانتظام وتم تسجيل جميع البيانات بدقة. على سبيل المثال، سجل علماء الفلك في بلاط أباطرة الصين القديمة العديد من المستعرات الأعظمية المكتشفة بعد سنوات عديدة.

ومن أبرزها المستعر الأعظم الذي اندلع عام 1054 م. في كوكبة الثور. تُسمى بقايا المستعر الأعظم بسديم السرطان بسبب شكله المميز. بدأ علماء الفلك الغربيون في إجراء عمليات رصد منهجية للمستعرات الأعظم في وقت متأخر. فقط في نهاية القرن السادس عشر. ظهرت الإشارات إليهم في الوثائق العلمية. تعود الملاحظات الأولى للمستعرات الأعظم من قبل علماء الفلك الأوروبيين إلى عامي 1575 و1604. وفي عام 1885، تم اكتشاف أول مستعر أعظم في مجرة ​​المرأة المسلسلة. قامت بذلك البارونة بيرثا دي بودمانيكا.

منذ العشرينات من القرن العشرين. وبفضل اختراع لوحات التصوير الفوتوغرافي، تتوالى اكتشافات المستعرات الأعظم واحدة تلو الأخرى. حاليا، هناك ما يصل إلى ألف منهم مفتوحة. يتطلب العثور على المستعرات الأعظم الكثير من الصبر والمراقبة المستمرة للسماء. لا يجب أن يكون النجم ساطعًا جدًا فحسب، بل يجب أن يكون سلوكه غير عادي ولا يمكن التنبؤ به. لا يوجد الكثير من "صيادي المستعرات الأعظم"؛ إذ يمكن لما يزيد قليلاً عن عشرة علماء فلك أن يتباهوا بأنهم اكتشفوا أكثر من 20 مستعرًا أعظم في حياتهم. الرائد في هذا التصنيف المثير للاهتمام ينتمي إلى فريد زويكي - منذ عام 1936 حدد 123 نجمًا.

ما هي المستعرات الأعظم؟

المستعرات الأعظم هي نجوم تنفجر فجأة. ويعد هذا التوهج حدثا كارثيا، وهو نهاية تطور النجوم الكبيرة. وأثناء التوهجات تصل قوة الإشعاع إلى 1051 إرج، وهي طاقة تعادل الطاقة المنبعثة من النجم طوال حياته. تختلف الآليات التي تسبب التوهجات في النجوم المزدوجة والمفردة.

في الحالة الأولى، يحدث الانفجار بشرط أن يكون النجم الثاني في النظام الثنائي قزمًا أبيض. الأقزام البيضاء هي نجوم صغيرة نسبيًا، وتتوافق كتلتها مع كتلة الشمس، وفي نهاية "مسار حياتها" يكون حجمها بحجم كوكب. ويتفاعل القزم الأبيض مع نظيره بطريقة الجاذبية، فهو "يسرق" المادة من طبقاته السطحية. تسخن المادة "المقترضة"، وتبدأ التفاعلات النووية، ويحدث تفشي المرض.

في الحالة الثانية، يشتعل النجم نفسه، ويحدث هذا عندما لا تكون هناك شروط للتفاعلات النووية الحرارية في أعماقه. في هذه المرحلة، تسيطر الجاذبية ويبدأ النجم بالانكماش بمعدل سريع. بسبب التسخين المفاجئ نتيجة الضغط، تبدأ التفاعلات النووية غير المنضبطة بالحدوث في قلب النجم، ويتم إطلاق الطاقة على شكل وميض، مما يتسبب في تدمير النجم.

وبعد الوميض تبقى سحابة من الغاز وتنتشر في الفضاء. هذه هي "بقايا المستعر الأعظم" - ما تبقى من الطبقات السطحية للنجم المنفجر. ويختلف شكل بقايا المستعر الأعظم ويعتمد على الظروف التي حدث فيها انفجار النجم "السلف"، وعلى سماته الداخلية المميزة. وتنتشر السحابة بشكل غير متساو في اتجاهات مختلفة، وذلك بسبب التفاعل مع الغاز بين النجوم، وهو ما يمكن أن يغير شكل السحابة بشكل كبير على مدى آلاف السنين.

خصائص المستعرات الأعظم.

المستعرات الأعظم هي مجموعة متنوعة من النجوم المتغيرة المتفجرة. مثل جميع المتغيرات، تتميز المستعرات الأعظم بمنحنى خفيف وملامح يمكن التعرف عليها بسهولة. بادئ ذي بدء، يتميز المستعر الأعظم بزيادة سريعة في السطوع، ويستمر عدة أيام حتى يصل إلى الحد الأقصى - هذه الفترة حوالي عشرة أيام. ثم يبدأ اللمعان في الانخفاض - أولاً بشكل عشوائي، ثم باستمرار. ومن خلال دراسة منحنى الضوء، يمكنك تتبع ديناميكيات التوهج ودراسة تطوره. جزء منحنى الضوء من بداية الصعود إلى الحد الأقصى يتوافق مع توهج النجم، والنزول اللاحق يعني توسع وتبريد قذيفة الغاز.

الأقزام البيضاء.

يوجد في "حديقة حيوان النجوم" مجموعة كبيرة ومتنوعة من النجوم، تختلف في الحجم واللون والتألق. ومن بينها النجوم "الميتة" المثيرة للإعجاب بشكل خاص، حيث أن بنيتها الداخلية تختلف بشكل كبير عن بنية النجوم العادية. وتشمل فئة النجوم الميتة النجوم الكبيرة والأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء. ونظرا للكثافة العالية لهذه النجوم، فإنها تصنف ضمن نجوم "الأزمة".

افتتاح.

في البداية، كان جوهر الأقزام البيضاء لغزا كاملا، فكل ما كان معروفا هو أنها تتمتع بكثافة عالية مقارنة بالنجوم العادية.

أول قزم أبيض تم اكتشافه ودراسته كان سيريوس بي، وهو زوج من سيريوس، وهو نجم شديد السطوع. وباستخدام قانون كبلر الثالث، حسب علماء الفلك كتلة سيريوس ب: 0.75-0.95 كتلة شمسية. ومن ناحية أخرى، كان سطوعه أقل بكثير من سطوع الشمس. ويرتبط سطوع النجم بمربع نصف قطره. وبعد تحليل الأرقام، توصل علماء الفلك إلى استنتاج مفاده أن حجم سيريوس صغير. في عام 1914، تم تجميع الطيف النجمي لسيريوس ب وتم تحديد درجة الحرارة. بمعرفة درجة الحرارة والسطوع، حسبنا نصف القطر - 18800 كيلومتر.

البحث الأول.

وكانت النتيجة التي تم الحصول عليها بمثابة اكتشاف فئة جديدة من النجوم. في عام 1925، قام آدامز بقياس الطول الموجي لبعض خطوط الانبعاث في طيف سيريوس ب وقرر أنها أطول من المتوقع. يتناسب التحول الأحمر مع إطار النظرية النسبية، التي اكتشفها أينشتاين قبل عدة سنوات من وقوع الأحداث. وباستخدام النظرية النسبية، تمكن آدامز من حساب نصف قطر النجم. بعد اكتشاف نجمين آخرين مشابهين لنجم سيريوس بي، استنتج آرثر إدينجتون أن هناك العديد من النجوم المشابهة في الكون.

لذلك، تم إثبات وجود الأقزام، لكن طبيعتها لا تزال لغزا. وعلى وجه الخصوص، لم يتمكن العلماء من فهم كيفية احتواء كتلة مشابهة للشمس في مثل هذا الجسم الصغير. ويخلص إدينغتون إلى أنه «عند هذه الكثافة العالية، يفقد الغاز خصائصه. على الأرجح، الأقزام البيضاء تتكون من غازات متحللة."

جوهر الأقزام البيضاء.

في أغسطس 1926، طور إنريكو فيرمي وبول ديراك نظرية تصف حالة الغاز في ظل ظروف ذات كثافة عالية جدًا. وباستخدامه، وجد فاولر في نفس العام تفسيرًا للبنية المستقرة للأقزام البيضاء. في رأيه، بسبب كثافته العالية، يكون الغاز الموجود داخل القزم الأبيض في حالة تدهور، ويكون ضغط الغاز مستقلاً عمليًا عن درجة الحرارة. يتم الحفاظ على استقرار القزم الأبيض من خلال حقيقة أن قوة الجاذبية يعارضها ضغط الغاز في أحشاء القزم. واصل الفيزيائي الهندي شاندراسيخار دراسة الأقزام البيضاء.

في أحد أعماله، المنشورة في عام 1931، يقوم باكتشاف مهم - لا يمكن أن تتجاوز كتلة الأقزام البيضاء حدًا معينًا، ويرجع ذلك إلى تركيبها الكيميائي. ويبلغ هذا الحد 1.4 كتلة شمسية ويسمى "حد شاندراسيخار" تكريما للعالم.

ما يقرب من طن لكل سم 3!

كما يوحي اسمها، الأقزام البيضاء هي نجوم صغيرة. وحتى لو كانت كتلتها تساوي كتلة الشمس، فإنها لا تزال مماثلة في الحجم لكوكب مثل الأرض. يبلغ نصف قطرها حوالي 6000 كيلومتر - 1/100 من نصف قطر الشمس. بالنظر إلى كتلة الأقزام البيضاء وحجمها، من الممكن استخلاص استنتاج واحد فقط - كثافتها عالية جدا. يزن السنتيمتر المكعب من مادة القزم الأبيض ما يقرب من طن وفقًا لمعايير الأرض.

تؤدي هذه الكثافة العالية إلى حقيقة أن مجال جاذبية النجم قوي جدًا - أعلى بحوالي 100 مرة من المجال الشمسي، وبنفس الكتلة.

الخصائص الرئيسية.

على الرغم من أن قلب الأقزام البيضاء لم يعد يخضع لتفاعلات نووية، إلا أن درجة حرارته مرتفعة جدًا. تندفع الحرارة إلى سطح النجم ثم تنتشر في الفضاء. تبرد النجوم نفسها ببطء حتى تصبح غير مرئية. تتراوح درجة حرارة سطح الأقزام البيضاء "الصغيرة" حوالي 20.000 إلى 30.000 درجة. الأقزام البيضاء ليست بيضاء فقط، بل هناك أيضًا أقزام صفراء. على الرغم من ارتفاع درجة حرارة سطحه، بسبب صغر حجمه، إلا أن لمعانه منخفض؛ يمكن أن يكون الحجم المطلق 12-16. تبرد الأقزام البيضاء ببطء شديد، ولهذا السبب نراها بأعداد كبيرة. العلماء لديهم الفرصة لدراسة خصائصهم الرئيسية. يتم تضمين الأقزام البيضاء في مخطط H-R وتحتل مساحة صغيرة أسفل التسلسل الرئيسي.

النجوم النيوترونية والنجوم النابضة.

يأتي اسم "النجم النابض" من المجموعة الإنجليزية "النجم النابض" - "النجم النابض". السمة المميزة للنجوم النابضة، على عكس النجوم الأخرى، ليست الإشعاع المستمر، ولكن الانبعاث الراديوي النبضي المنتظم. النبضات سريعة جدًا، وتستمر مدة النبضة الواحدة من جزء من الألف من الثانية إلى عدة ثوانٍ على الأكثر. يختلف شكل النبض وفتراته باختلاف النجوم النابضة. نظرًا للدورية الصارمة للانبعاثات الراديوية، يمكن اعتبار النجوم النابضة بمثابة كرونومتر كوني. مع مرور الوقت، تنخفض الفترات إلى 10-14 ثانية / ثانية. وفي كل ثانية تتغير الفترة بمقدار 10-14 ثانية، أي أن الانخفاض يحدث على مدى حوالي 3 ملايين سنة.

إشارات منتظمة.

إن تاريخ اكتشاف النجوم النابضة مثير للاهتمام. تم اكتشاف أول نجم نابض، PSR 1919+21، في عام 1967 بواسطة بيل وأنتوني هوش من جامعة كامبريدج. أجرى بيل، وهو عالم فيزياء شاب، أبحاثًا في مجال علم الفلك الراديوي لتأكيد الأطروحات التي طرحها. وفجأة اكتشف إشارة راديوية ذات كثافة معتدلة في منطقة قريبة من مستوى المجرة. والغريب في الأمر أن الإشارة كانت متقطعة، حيث اختفت ثم عادت للظهور على فترات منتظمة مدتها 1.377 ثانية. ويقال إن بيل ركض إلى أستاذه لإبلاغه بالاكتشاف، لكن الأخير لم يعير ذلك الاهتمام الواجب، معتقدًا أنها إشارة راديوية من الأرض.

ومع ذلك، استمرت الإشارة في الظهور بغض النظر عن النشاط الإشعاعي الأرضي. وهذا يدل على أن مصدر ظهوره لم يتم تحديده بعد. بمجرد نشر البيانات حول الاكتشاف، ظهرت تكهنات عديدة بأن الإشارات كانت قادمة من حضارة شبحية خارج كوكب الأرض. لكن العلماء تمكنوا من فهم جوهر النجوم النابضة دون مساعدة العوالم الغريبة.

جوهر النجوم النابضة.

بعد اكتشاف النجم الأول، تم اكتشاف المزيد من النجوم النابضة. وخلص علماء الفلك إلى أن هذه الأجرام السماوية هي مصادر للإشعاع النبضي. أكثر الأجسام عددًا في الكون هي النجوم، لذلك قرر العلماء أن هذه الأجرام السماوية تنتمي على الأرجح إلى فئة النجوم.

من المرجح أن تكون الحركة السريعة للنجم حول محوره هي سبب النبضات. قام العلماء بقياس الفترات وحاولوا تحديد جوهر هذه الأجرام السماوية. إذا دار جسم بسرعة تتجاوز سرعة قصوى معينة، فإنه يتفكك تحت تأثير قوى الطرد المركزي. وهذا يعني أنه يجب أن يكون هناك حد أدنى لقيمة فترة التناوب.

ومن الحسابات التي تم إجراؤها، تبين أنه لكي يدور النجم خلال فترة تقاس بأجزاء من الألف من الثانية، يجب أن تكون كثافته في حدود 1014 جم / سم 3، مثل كثافة النوى الذرية. وللتوضيح يمكننا إعطاء المثال التالي: تخيل كتلة تساوي كتلة إيفرست في حجم قطعة السكر.

النجوم النيوترونية.

ومنذ الثلاثينيات، افترض العلماء وجود شيء مماثل في السماء. النجوم النيوترونية هي أجرام سماوية صغيرة جدًا وفائقة الكثافة. كتلتها تساوي تقريبًا 1.5 كتلة شمسية، وتتركز في دائرة نصف قطرها حوالي 10 كم.

تتكون النجوم النيوترونية أساسًا من النيوترونات، وهي جسيمات ليس لها شحنة كهربائية، والتي تشكل مع البروتونات نواة الذرة. وبسبب ارتفاع درجة الحرارة داخل النجم، تتأين المادة، وتوجد الإلكترونات بشكل منفصل عن النواة. عند هذه الكثافة العالية، تتحلل جميع النوى إلى النيوترونات والبروتونات المكونة لها. النجوم النيوترونية هي النتيجة النهائية لتطور نجم كبير الكتلة. وبعد استنفاد مصادر الطاقة النووية الحرارية في أعماقه، ينفجر بشكل حاد مثل المستعر الأعظم. يتم طرح الطبقات الخارجية للنجم في الفضاء، ويحدث انهيار الجاذبية في القلب، ويتشكل نجم نيوتروني ساخن. تستغرق عملية الانهيار جزءًا من الثانية. نتيجة للانهيار، يبدأ في الدوران بسرعة كبيرة، مع فترات من الألف من الثانية، وهو أمر نموذجي للنجم النابض.

إشعاع النبضات.

لا توجد مصادر للتفاعلات النووية الحرارية في النجم النيوتروني، أي. هم غير نشطين. لا يأتي انبعاث النبضات من داخل النجم، بل من الخارج، من المناطق المحيطة بسطح النجم.

المجال المغناطيسي للنجوم النيوترونية قوي جدًا، أكبر بملايين المرات من المجال المغناطيسي للشمس، فهو يخترق الفضاء، مما يخلق غلافًا مغناطيسيًا.

يُطلق النجم النيوتروني تيارات من الإلكترونات والبوزيترونات إلى الغلاف المغناطيسي، وتدور بسرعات قريبة من سرعة الضوء. يؤثر المجال المغناطيسي على حركة هذه الجسيمات الأولية، فهي تتحرك على طول خطوط القوة، متتبعة مسارًا حلزونيًا. وبالتالي، فإنها تطلق الطاقة الحركية في شكل إشعاع كهرومغناطيسي.

تزداد فترة الدوران بسبب انخفاض الطاقة الدورانية. النجوم النابضة الأقدم لها فترة نبض أطول. بالمناسبة، فترة النبض ليست دائما دورية بشكل صارم. في بعض الأحيان يتباطأ بشكل حاد، ويرتبط بظواهر تسمى "مواطن الخلل" - وهذه نتيجة "microstarquakes".

الثقوب السوداء.

تدهش صورة السماء بتنوع أشكال وألوان الأجرام السماوية. هناك الكثير في الكون: نجوم من جميع الألوان والأحجام، والمجرات الحلزونية، والسدم ذات الأشكال والألوان غير العادية. لكن في "حديقة الحيوان الكونية" هذه هناك "عينات" تثير اهتمامًا خاصًا. وهذه أجرام سماوية أكثر غموضًا، حيث يصعب مراقبتها. وبالإضافة إلى ذلك، فإن طبيعتها ليست مفهومة تماما. ومن بينها مكان خاص ينتمي إلى "الثقوب السوداء".

سرعة الحركة.

في الحديث اليومي، تعني عبارة "الثقب الأسود" شيئًا لا نهاية له، حيث يسقط شيء ما، ولن يعرف أحد أبدًا ما حدث له في المستقبل. ما هي الثقوب السوداء حقا؟ لفهم ذلك، دعونا نعود بالتاريخ إلى قرنين من الزمن. في القرن الثامن عشر، قدم عالم الرياضيات الفرنسي بيير سيمون دي لابلاس هذا المصطلح لأول مرة أثناء دراسته لنظرية الجاذبية. وكما تعلم فإن أي جسم له كتلة معينة -الأرض مثلاً- له أيضاً مجال جاذبية، فهو يجذب الأجسام المحيطة به.

ولهذا السبب يسقط الجسم المقذوف على الأرض. إذا تم دفع نفس الجسم للأمام بقوة، فسوف يتغلب على جاذبية الأرض لبعض الوقت ويطير لمسافة ما. السرعة الدنيا المطلوبة تسمى "سرعة الحركة" بالنسبة للأرض فهي 11 كم/ثانية. تعتمد سرعة الحركة على كثافة الجسم السماوي، مما يخلق مجال الجاذبية. كلما زادت الكثافة، يجب أن تكون السرعة أعلى. وبناء على ذلك، يمكن للمرء أن يفترض، كما فعل لابلاس قبل قرنين من الزمان، أن هناك في الكون أجساما ذات كثافة عالية بحيث أن سرعة حركتها تتجاوز سرعة الضوء، أي 300 ألف كيلومتر في الثانية.

في هذه الحالة، حتى الضوء يمكن أن يستسلم لقوة الجاذبية لمثل هذا الجسم. مثل هذا الجسم لا يمكن أن يبعث الضوء، وبالتالي سيبقى غير مرئي. ويمكننا أن نتخيلها كثقب ضخم، أسود في الصورة. مما لا شك فيه أن النظرية التي صاغها لابلاس لا تحمل بصمة الزمن وتبدو مبسطة للغاية. ومع ذلك، في زمن لابلاس، لم تكن نظرية الكم قد تمت صياغتها بعد، ومن وجهة نظر مفاهيمية، فإن اعتبار الضوء كجسم مادي يبدو هراء. في بداية القرن العشرين، مع ظهور وتطور ميكانيكا الكم، أصبح من المعروف أن الضوء في ظل ظروف معينة يعمل أيضًا كإشعاع مادي.

تم تطوير هذا الموقف في النظرية النسبية لألبرت أينشتاين، التي نُشرت عام 1915، وفي عمل الفيزيائي الألماني كارل شوارزشيلد عام 1916، قدم أساسًا رياضيًا لنظرية الثقوب السوداء. يمكن أن يكون الضوء أيضًا خاضعًا للجاذبية. قبل قرنين من الزمان، أثار لابلاس مشكلة بالغة الأهمية فيما يتعلق بتطور الفيزياء كعلم.

كيف تظهر الثقوب السوداء؟

حصلت الظاهرة التي نتحدث عنها على اسم “الثقوب السوداء” عام 1967 بفضل عالم الفيزياء الفلكية الأمريكي جون ويلر. وهي النتيجة النهائية لتطور النجوم الكبيرة التي تزيد كتلتها عن خمس كتل شمسية. عندما يتم استنفاد جميع احتياطيات الوقود النووي وتتوقف التفاعلات، يحدث موت النجم. علاوة على ذلك، فإن مصيره يعتمد على كتلته.

إذا كانت كتلة النجم أقل من كتلة الشمس، فإنه يستمر في الانقباض حتى ينطفئ. إذا كانت الكتلة كبيرة، فإن النجم ينفجر، فنحن نتحدث عن مستعر أعظم. يترك النجم وراءه آثارًا - عندما يحدث انهيار الجاذبية في القلب، يتم جمع الكتلة بأكملها في كرة صغيرة الحجم ذات كثافة عالية جدًا - أكثر بـ 10000 مرة من نواة الذرة.

التأثيرات النسبية

بالنسبة للعلماء، تعتبر الثقوب السوداء مختبرًا طبيعيًا ممتازًا يسمح لهم بإجراء تجارب على فرضيات مختلفة من حيث الفيزياء النظرية. وفقا للنظرية النسبية لأينشتاين، تتأثر قوانين الفيزياء بمجال الجاذبية المحلي. من حيث المبدأ، يتدفق الوقت بشكل مختلف بالقرب من مجالات الجاذبية ذات الشدة المختلفة.

بالإضافة إلى ذلك، لا يؤثر الثقب الأسود على الزمن فحسب، بل يؤثر أيضًا على الفضاء المحيط به، مما يؤثر على بنيته. ووفقا للنظرية النسبية، فإن وجود مجال جاذبية قوي ينشأ من جرم سماوي قوي مثل الثقب الأسود يشوه بنية الفضاء المحيط، وتتغير بياناته الهندسية. وهذا يعني أنه بالقرب من الثقب الأسود، فإن المسافة القصيرة التي تربط نقطتين لن تكون خطًا مستقيمًا، بل منحنى.

الشمس هي النجم الوحيد في النظام الشمسي، وتتحرك حولها جميع كواكب النظام وأقمارها الصناعية والأجسام الأخرى، بما في ذلك الغبار الكوني. وإذا قارنا كتلة الشمس بكتلة النظام الشمسي بأكمله، فستكون حوالي 99.866 بالمائة.

الشمس هي واحدة من 100.000.000.000 نجم في مجرتنا وهي رابع أكبرها. أقرب نجم إلى الشمس، بروكسيما سنتوري، يقع على بعد أربع سنوات ضوئية من الأرض. تبلغ المسافة من الشمس إلى كوكب الأرض 149.6 مليون كيلومتر، ويصل الضوء من النجم في ثماني دقائق. ويقع النجم على مسافة 26 ألف سنة ضوئية من مركز مجرة ​​درب التبانة، بينما يدور حولها بسرعة دورة واحدة كل 200 مليون سنة.

التقديم: الشمس

ووفقا للتصنيف الطيفي، فإن النجم هو من نوع "القزم الأصفر"، ووفقا للحسابات التقريبية، فإن عمره يزيد قليلا عن 4.5 مليار سنة، وهو في منتصف دورة حياته.

تتكون الشمس من 92% هيدروجين و7% هيليوم، ولها بنية معقدة للغاية. يوجد في مركزه نواة يبلغ نصف قطرها حوالي 150.000-175.000 كيلومتر، وهو ما يصل إلى 25% من إجمالي نصف قطر النجم؛ وتقترب درجة الحرارة في مركزها من 14.000.000 كلفن.

يدور اللب حول محوره بسرعة عالية، وهذه السرعة تتجاوز بشكل كبير الأصداف الخارجية للنجم. وهنا يحدث تفاعل تكوين الهيليوم من أربعة بروتونات، مما يؤدي إلى مرور كمية كبيرة من الطاقة عبر جميع الطبقات وتنبعث من الغلاف الضوئي على شكل طاقة حركية وضوء. توجد فوق النواة منطقة نقل إشعاعي، حيث تتراوح درجات الحرارة في حدود 2-7 مليون كلفن. وتتبع ذلك منطقة الحمل الحراري التي يبلغ سمكها حوالي 200000 كيلومتر، حيث لم يعد هناك إعادة إشعاع لنقل الطاقة، بل البلازما خلط. تبلغ درجة الحرارة على سطح الطبقة حوالي 5800 كلفن.

يتكون الغلاف الجوي للشمس من الغلاف الضوئي، الذي يشكل السطح المرئي للنجم، والكروموسفير، الذي يبلغ سمكه حوالي 2000 كيلومتر، والإكليل، الغلاف الخارجي الأخير للشمس، والذي تبلغ درجة حرارته في حدود 1,000,000-20,000,000 كلفن. ومن الجزء الخارجي للإكليل، تظهر جسيمات متأينة تسمى الرياح الشمسية. .

وعندما يصل عمر الشمس إلى ما يقرب من 7.5 - 8 مليار سنة (أي خلال 4 - 5 مليار سنة)، سيتحول النجم إلى "عملاق أحمر"، وتتوسع أغلفته الخارجية وتصل إلى مدار الأرض، مما قد يدفع كوكب أبعد.

تحت تأثير درجات الحرارة المرتفعة، ستصبح الحياة كما نفهمها اليوم مستحيلة. ستقضي الشمس الدورة الأخيرة من حياتها في حالة "القزم الأبيض".

الشمس هي مصدر الحياة على الأرض

الشمس هي المصدر الأكثر أهمية للحرارة والطاقة، والتي بفضلها، بمساعدة العوامل المواتية الأخرى، توجد حياة على الأرض. يدور كوكبنا الأرض حول محوره، لذا يمكننا كل يوم، ونحن على الجانب المشمس من الكوكب، مشاهدة الفجر وظاهرة غروب الشمس الرائعة الجمال، وفي الليل، عندما يقع جزء من الكوكب في الجانب المظلل، فإننا يمكن مشاهدة النجوم في سماء الليل.

للشمس تأثير كبير على حياة الأرض، فهي تشارك في عملية التمثيل الضوئي وتساعد في تكوين فيتامين د في جسم الإنسان. تتسبب الرياح الشمسية في حدوث عواصف مغنطيسية أرضية، كما أن اختراقها لطبقات الغلاف الجوي للأرض هو الذي يسبب ظاهرة طبيعية جميلة مثل الأضواء الشمالية، والتي تسمى أيضًا الأضواء القطبية. يتغير النشاط الشمسي نحو التناقص أو الزيادة كل 11 عامًا تقريبًا.

منذ بداية عصر الفضاء، اهتم الباحثون بالشمس. للمراقبة المهنية، يتم استخدام تلسكوبات خاصة ذات مرآتين، وتم تطوير برامج دولية، ولكن يمكن الحصول على البيانات الأكثر دقة خارج طبقات الغلاف الجوي للأرض، لذلك يتم إجراء الأبحاث في أغلب الأحيان من الأقمار الصناعية والمركبات الفضائية. تم إجراء أولى هذه الدراسات في عام 1957 في عدة نطاقات طيفية.

اليوم، يتم إطلاق الأقمار الصناعية في المدار، وهي عبارة عن مراصد مصغرة، مما يجعل من الممكن الحصول على مواد مثيرة للاهتمام للغاية لدراسة النجم. حتى خلال سنوات أول استكشاف بشري للفضاء، تم تطوير وإطلاق العديد من المركبات الفضائية بهدف دراسة الشمس. كان أولها عبارة عن سلسلة من الأقمار الصناعية الأمريكية، تم إطلاقها في عام 1962. وفي عام 1976، تم إطلاق المركبة الفضائية الألمانية الغربية هيليوس-2، والتي اقتربت لأول مرة في التاريخ من النجم على مسافة لا تقل عن 0.29 وحدة فلكية. وفي الوقت نفسه، تم تسجيل ظهور نوى الهيليوم الخفيفة أثناء التوهجات الشمسية، وكذلك موجات الصدمة المغناطيسية التي تغطي نطاق 100 هرتز - 2.2 كيلو هرتز.

جهاز آخر مثير للاهتمام هو مسبار يوليسيس الشمسي، الذي تم إطلاقه في عام 1990. يتم إطلاقه في مدار قريب من الشمس ويتحرك بشكل عمودي على قطاع مسير الشمس. وبعد 8 سنوات من الإطلاق، أكمل الجهاز دورته الأولى حول الشمس. وسجل الشكل الحلزوني للمجال المغناطيسي للنجم، فضلا عن زيادته المستمرة.

في عام 2018، تخطط ناسا لإطلاق جهاز Solar Probe+، الذي سيقترب من الشمس في أقرب مسافة ممكنة - 6 ملايين كيلومتر (وهذا أقل بـ 7 مرات من المسافة التي وصل إليها هيليوس-2) وسيحتل مدارًا دائريًا. وللحماية من درجات الحرارة القصوى، فهو مزود بدرع من ألياف الكربون.

مقدمة

لآلاف السنين، كانت النجوم غير مفهومة للوعي البشري، لكنها فتنته. ولذلك فإن علم النجوم - علم الفلك - من أقدم العلوم. لقد استغرق الأمر آلاف السنين حتى يتحرر الناس من الفكرة الساذجة القائلة بأن النجوم عبارة عن نقاط مضيئة متصلة بقبة ضخمة. ومع ذلك، فقد أدرك أعظم المفكرين في العصور القديمة أن السماء المرصعة بالنجوم مع الشمس والقمر كانت أكثر من مجرد مظهر موسع للقبة السماوية. لقد خمنوا أن الكواكب والنجوم هي أجسام منفصلة وتطفو بحرية في الكون. مع بداية عصر الفضاء، أصبحت النجوم أقرب إلينا. نحن نتعلم المزيد والمزيد عنهم. لكن علم النجوم القديم، علم الفلك، لم يستنفد نفسه فحسب، بل على العكس من ذلك، أصبح أكثر إثارة للاهتمام.

حجمها

واحدة من أهم الخصائص هو الحجم. في السابق، كان يعتقد أن المسافة إلى النجوم هي نفسها، وكلما كان النجم أكثر سطوعا، كلما كان أكبر. تم تصنيف ألمع النجوم على أنها نجوم من الدرجة الأولى (1 م، من اللاتينية magnitido - الحجم)، وتلك التي بالكاد مرئية للعين المجردة - كالسادسة (6 م). الآن نحن نعلم أن الحجم لا يميز حجم النجم، بل تألقه، أي الإضاءة التي يخلقها النجم على الأرض.

ولكن تم الحفاظ على مقياس الحجم وتحسينه. سطوع نجم 1 متر هو بالضبط 100 مرة أكبر من سطوع نجم 6 متر. النجوم التي يتجاوز تألقها تألق النجوم 1 م لها حجم صفر وسالب. ويستمر المقياس نحو النجوم غير المرئية بالعين المجردة. هناك نجوم 7 م، 8 م، وهكذا. للحصول على تقدير أكثر دقة، يتم استخدام الأحجام الكسرية 2.3 م، 7.1 م، وما إلى ذلك.

وبما أن النجوم تقع على مسافات مختلفة عنا، فإن مقاديرها الظاهرية لا تقول شيئًا عن لمعان (قوة الإشعاع) للنجوم. ولذلك، يتم استخدام مفهوم "الحجم المطلق" أيضا. تسمى المقادير التي ستحصل عليها النجوم إذا كانت على نفس المسافة (10 بالمائة) بالمقادير المطلقة (M).

المسافة إلى النجوم

لتحديد المسافات إلى أقرب النجوم، يتم استخدام طريقة المنظر (مقدار الإزاحة الزاوية لجسم ما). الزاوية (ع) التي يكون فيها متوسط ​​نصف قطر مدار الأرض (أ) مرئيًا من النجم، والمتعامدة مع اتجاه النجم، تسمى المنظر السنوي. يمكن حساب المسافة إلى النجم باستخدام الصيغة

المسافة إلى النجم المقابلة لاختلاف المنظر 1؟ ؟ يسمى بارسيك.

ومع ذلك، لا يمكن تحديد اختلاف المنظر السنوي إلا لأقرب النجوم، التي لا تبعد أكثر من عدة مئات من الفراسخ الفلكية. ولكن تم اكتشاف علاقة إحصائية بين نوع طيف النجم وحجمه المطلق. وبهذه الطريقة، يتم تقدير المقادير النجمية المطلقة حسب نوع الطيف، ومن ثم، بمقارنتها مع المقادير النجمية المرئية، يتم حساب المسافات إلى النجوم واختلاف المنظر. تسمى المنظرات المحددة بهذه الطريقة بالمنظر الطيفي.

لمعان

تبدو بعض النجوم أكثر سطوعًا بالنسبة لنا، والبعض الآخر أكثر خفوتًا. لكن هذا لا يشير بعد إلى القوة الإشعاعية الحقيقية للنجوم، لأنها تقع على مسافات مختلفة. وبالتالي، فإن الحجم الظاهري في حد ذاته لا يمكن أن يكون من سمات النجم، لأنه يعتمد على المسافة. السمة الحقيقية هي اللمعان، أي إجمالي الطاقة المنبعثة من النجم لكل وحدة زمنية. إن لمعان النجوم متنوع للغاية. أحد النجوم العملاقة، S Doradus، لديه لمعان أكبر بمقدار 500000 مرة من الشمس، كما أن لمعان النجوم القزمة الخافتة يكون تقريبًا بنفس العدد من المرات.

إذا كان الحجم المطلق معروفًا، فيمكن حساب لمعان أي نجم باستخدام الصيغة

سجل L = 0.4(ما -M)،

حيث: L هو لمعان النجم،

M هو حجمها المطلق، و

Ma هو الحجم المطلق للشمس.

كتلة النجوم

سمة أخرى مهمة للنجم هي كتلته. تختلف كتل النجوم، ولكنها، على عكس اللمعان والأحجام، تختلف ضمن حدود ضيقة نسبيًا. يتم توفير الطريقة الرئيسية لتحديد كتل النجوم من خلال دراسة النجوم المزدوجة. واستناداً إلى قانون الجاذبية العامة وقوانين كبلر التي عممها نيوتن، تم اشتقاق الصيغة

م 1 + م 2 = -- ,

حيث M 1 وM 2 هما كتلتا النجم الرئيسي وقمره، وP هي الفترة المدارية للقمر الصناعي، وهي المحور شبه الرئيسي لمدار الأرض.

كما تم اكتشاف علاقة بين اللمعان وكتلة النجم: حيث يزداد اللمعان بنسبة مكعب الكتلة. باستخدام هذا الاعتماد، من الممكن تحديد كتل النجوم المنفردة من خلال اللمعان، والتي من المستحيل حساب كتلتها مباشرة من الملاحظات.

التصنيف الطيفي

أطياف النجوم هي جوازات سفرهم مع وصف لجميع خصائصهم الفيزيائية. من طيف النجم، يمكنك معرفة لمعانه (وبالتالي المسافة إليه)، ودرجة حرارته، وحجمه، والتركيب الكيميائي لغلافه الجوي، النوعي والكمي، وسرعة حركته في الفضاء، وسرعة دورانه. دورانه حول محوره، وحتى ذلك الحين، لا يوجد أو بالقرب منه يوجد نجم آخر غير مرئي، والذي يدور معه حول مركز ثقلهما المشترك.

يوجد تصنيف مفصل لفئات النجوم (هارفارد). يتم تحديد الفئات بالحروف، ويتم تحديد الفئات الفرعية بالأرقام من 0 إلى 9 بعد الحرف الذي يشير إلى الفصل. في الفئة O، تبدأ الفئات الفرعية بـ O5. يعكس تسلسل الأنواع الطيفية الانخفاض المستمر في درجة حرارة النجوم أثناء انتقالها إلى الأنواع الطيفية اللاحقة بشكل متزايد. تبدو هكذا:

ع - ب - أ - و - ز - ك - م

من بين النجوم الحمراء الباردة، بالإضافة إلى الفئة M، هناك نوعان آخران. في طيف البعض، بدلاً من نطاقات الامتصاص الجزيئي لأكسيد التيتانيوم، تتميز نطاقات أول أكسيد الكربون والسيانيد (في الأطياف المشار إليها بالحرفين R وN)، ومن بين آخرين، نطاقات أكسيد الزركونيوم (الفئة S) ) مميزة.

تنتمي الغالبية العظمى من النجوم إلى التسلسل من O إلى M. وهذا التسلسل مستمر. تختلف ألوان النجوم من مختلف الفئات: O وB نجوم مزرقة، A أبيض، F وG أصفر، K برتقالي، M أحمر.

التصنيف الذي تمت مناقشته أعلاه هو تصنيف أحادي البعد، حيث أن السمة الرئيسية له هي درجة حرارة النجم. ولكن من بين النجوم من نفس الفئة هناك نجوم عملاقة ونجوم قزمة. وهي تختلف في كثافة الغاز في الغلاف الجوي، ومساحة السطح، واللمعان. وتنعكس هذه الاختلافات في أطياف النجوم. هناك تصنيف جديد ثنائي الأبعاد للنجوم. ووفقا لهذا التصنيف، لكل نجم، بالإضافة إلى فئته الطيفية، تتم الإشارة أيضا إلى فئة اللمعان. تم تحديده بالأرقام الرومانية من I إلى V. أنا عمالقة خارقون، II-III عمالقة، IV عمالقة فرعيون، V أقزام. على سبيل المثال، تبدو الفئة الطيفية للنجم Vega مثل A0V، Betelgeuse - M2I، Sirius - A1V.

كل ما سبق ينطبق على النجوم العادية. ومع ذلك، هناك العديد من النجوم غير العادية ذات الأطياف غير العادية. بادئ ذي بدء، هذه هي النجوم المنبعثة. وتتميز أطيافها ليس فقط بخطوط داكنة (امتصاصية)، ولكن أيضًا بخطوط انبعاث ضوئية أكثر سطوعًا من الطيف المستمر. تسمى هذه الخطوط بخطوط الانبعاث. ويشار إلى وجود مثل هذه الخطوط في الطيف بالحرف "e" بعد الفئة الطيفية. إذًا، هناك نجوم Be، Ae، Me. يُشار إلى وجود خطوط انبعاث معينة في طيف النجم O بالرمز Оf. هناك نجوم غريبة تتكون أطيافها من نطاقات انبعاث واسعة على خلفية طيف مستمر ضعيف. تم تصنيفها على أنها WC وWN، وهي لا تتناسب مع تصنيف جامعة هارفارد. في الآونة الأخيرة، تم اكتشاف نجوم الأشعة تحت الحمراء التي تبعث كل طاقتها تقريبًا في منطقة الأشعة تحت الحمراء غير المرئية من الطيف.

النجوم العملاقة والنجوم القزمة

ومن بين النجوم عمالقة وأقزام. وأكبرها هي العمالقة الحمراء، والتي، على الرغم من إشعاعها الضعيف من متر مربع من السطح، تتألق بقوة 50000 مرة أقوى من الشمس. أكبر العمالقة أكبر بـ 2400 مرة من الشمس. في الداخل يمكنهم استيعاب نظامنا الشمسي حتى مدار زحل. سيريوس هو أحد النجوم البيضاء، وهو يضيء بقوة 24 مرة أقوى من الشمس، ويبلغ قطره ضعف قطر الشمس تقريبًا.

ولكن هناك العديد من النجوم القزمة. هذه في الغالب أقزام حمراء يبلغ قطرها نصف أو حتى خمس قطر شمسنا. الشمس نجم متوسط ​​الحجم، وهناك مليارات من هذه النجوم في مجرتنا.

الأقزام البيضاء تحتل مكانة خاصة بين النجوم. لكن سيتم مناقشتها لاحقًا، باعتبارها المرحلة الأخيرة من تطور النجم العادي.

النجوم المتغيرة

النجوم المتغيرة هي نجوم يختلف سطوعها. يتغير سطوع بعض النجوم المتغيرة بشكل دوري، بينما يتعرض البعض الآخر لتغيرات عشوائية في السطوع. لتعيين النجوم المتغيرة، يتم استخدام الحروف اللاتينية للإشارة إلى الكوكبة. داخل كوكبة واحدة، يتم تعيين النجوم المتغيرة بالتسلسل حرفًا لاتينيًا واحدًا، أو مزيجًا من حرفين، أو الحرف V مع رقم. على سبيل المثال، S Car، RT Per، V 557 Sgr.

تنقسم النجوم المتغيرة إلى ثلاث فئات كبيرة: النابضة، والثورانية (المتفجرة)، والكسوف.

تظهر النجوم النابضة تغيرات سلسة في السطوع. وهي ناجمة عن التغيرات الدورية في نصف القطر ودرجة حرارة السطح. تختلف فترات النجوم النابضة من أجزاء من اليوم (نجوم من نوع RR Lyrae) إلى عشرات (النجوم القيفاوية) ومئات الأيام (نجوم من نوع ميريدز - ميرا سيتي). تم اكتشاف حوالي 14 ألف نجم نابض.

الفئة الثانية من النجوم المتغيرة هي النجوم المتفجرة، أو كما يطلق عليها أيضًا النجوم البركانية. وتشمل هذه، أولاً، المستعرات الأعظم، والمستعرات، والمستعرات المتكررة، ونجوم الجوزاء من النوع الأول، والنجوم الشبيهة بالمستعرات، والنجوم التكافلية. تشمل النجوم المتفجرة النجوم الشابة المتغيرة السريعة، ونجوم من نوع IV Ceti، وعددًا من الكائنات ذات الصلة. عدد المتغيرات البركانية المفتوحة يتجاوز 2000.

تسمى النجوم النابضة والمتفجرة بالنجوم الفيزيائية المتغيرة لأن التغيرات في سطوعها الظاهري تنتج عن العمليات الفيزيائية التي تحدث فيها. يؤدي هذا إلى تغيير درجة حرارة النجم ولونه وأحيانًا حجمه.

دعونا نفكر بمزيد من التفصيل في الأنواع الأكثر إثارة للاهتمام من النجوم المتغيرة ماديًا. على سبيل المثال، القيفاويات. هذا نوع شائع جدًا ومهم جدًا من النجوم المتغيرة فيزيائيًا. لديهم خصائص النجم د Cephei. بريقها يتغير باستمرار. يتم تكرار التغييرات كل 5 أيام و 8 ساعات. يزداد اللمعان بشكل أسرع مما يتناقص بعد الحد الأقصى. د Cephei هو نجم متغير دوري. تُظهر الملاحظات الطيفية تغيرات في السرعات الشعاعية والطبقة الطيفية. يتغير لون النجم أيضًا. وهذا يعني أن تغييرات عميقة ذات طبيعة عامة تحدث في النجم، وسببها هو نبض الطبقات الخارجية للنجم. القيفاويات هي نجوم غير ثابتة. ويحدث الانضغاط والتمدد المتناوبين تحت تأثير قوتين متعارضتين: قوة الجذب نحو مركز النجم وقوة ضغط الغاز الذي يدفع المادة إلى الخارج. من الخصائص المهمة جدًا للقيفاويين هي الفترة. بالنسبة لأي نجم فهو ثابت وبدقة كبيرة. القيفاويات هي نجوم عملاقة وفائقة الحجم ذات لمعان كبير.

الشيء الرئيسي هو أن هناك علاقة بين اللمعان وفترة النجم القيفاوي: كلما طالت فترة سطوع النجم القيفاوي، زاد لمعانه. وهكذا، من خلال الفترة المعروفة من الملاحظات، من الممكن تحديد اللمعان أو الحجم المطلق، ومن ثم المسافة إلى القيفاوي. من المحتمل أن تكون العديد من النجوم نجومًا قيفاوية لبعض الوقت خلال حياتهم. ولذلك فإن دراستهم مهمة جدًا لفهم تطور النجوم. بالإضافة إلى ذلك، فهي تساعد في تحديد المسافة إلى المجرات الأخرى، حيث تكون مرئية بسبب لمعانها العالي. تساعد العناصر القيفاوية أيضًا في تحديد حجم وشكل مجرتنا.

نوع آخر من المتغيرات المنتظمة هو ميراس، وهي نجوم متغيرة طويلة الأمد، سُميت على اسم النجم ميرا (O Ceti). نظرًا لكونها ضخمة الحجم، وتتجاوز حجم الشمس بملايين وعشرات الملايين من المرات، فإن هذه العمالقة الحمراء من الفئة الطيفية M تنبض ببطء شديد، بفترات تتراوح من 80 إلى 1000 يوم. يحدث التغير في لمعان الأشعة المرئية لممثلين مختلفين لهذا النوع من النجوم من 10 إلى 2500 مرة. ومع ذلك، فإن إجمالي الطاقة المنبعثة يتغير فقط 2-2.5 مرة. وتتراوح أنصاف أقطار النجوم حول متوسط ​​القيم في حدود 5-10%، كما أن منحنيات الضوء تشبه المنحنيات القيفاوية.

كما ذكرنا سابقًا، لا تظهر جميع النجوم المتغيرة فيزيائيًا تغيرات دورية. هناك العديد من النجوم المعروفة التي تنتمي إلى متغيرات شبه منتظمة أو غير منتظمة. بالنسبة لمثل هذه النجوم، من الصعب أو حتى من المستحيل ملاحظة أنماط تغيرات السطوع.

دعونا الآن نفكر في الفئة الثالثة من النجوم المتغيرة - المتغيرات الكسوفة. هذه أنظمة ثنائية يكون مستواها المداري موازيًا لخط البصر. عندما تتحرك النجوم حول مركز ثقل مشترك، فإنها تحجب بعضها البعض بالتناوب، مما يسبب تقلبات في سطوعها. خارج الكسوف، يصل الضوء من كلا المكونين إلى الراصد، وأثناء الكسوف، يتم تخفيف الضوء بواسطة مكون الكسوف. في الأنظمة القريبة، يمكن أيضًا أن يكون سبب التغيرات في السطوع الكلي هو التشوهات في شكل النجوم. وتتراوح فترات خسوف النجوم من عدة ساعات إلى عشرات السنين.

هناك ثلاثة أنواع رئيسية من النجوم المتغيرة الكسوف. الأول هو النجوم المتغيرة من نوع الغول (ببرساوس). ومكونات هذه النجوم كروية الشكل، حيث يكون حجم النجم المرافق أكبر ولمعانه أقل من النجم الرئيسي. كلا المكونين إما أن يكونا أبيضين، أو أن النجم الرئيسي أبيض والنجم المرافق أصفر. على الرغم من عدم وجود كسوف، إلا أن سطوع النجم يكون ثابتًا تقريبًا. عند خسوف النجم الرئيسي، ينخفض ​​السطوع بشكل حاد (الحد الأدنى الأساسي)، وعندما يقع القمر الصناعي خلف النجم الرئيسي، يكون الانخفاض في السطوع ضئيلًا (الحد الأدنى الثانوي) أو لا يتم ملاحظته على الإطلاق. من تحليل منحنى الضوء يمكن حساب نصف القطر ودرجة سطوع المكونات.

النوع الثاني من النجوم المتغيرة الكسوفة هو نجم القيثارة b. يختلف سطوعها بشكل مستمر وسلس ضمن حجمين تقريبًا. بين أدنى المستويات الرئيسية، يحدث بالضرورة قاع ثانوي ضحل. تتراوح فترات التقلب من نصف يوم إلى عدة أيام. مكونات هذه النجوم هي عمالقة ضخمة ذات لون أبيض مزرق وأبيض من الفئتين الطيفيتين B وA. ونظرًا لكتلتها الكبيرة وقربها النسبي من بعضها البعض، يتعرض كلا المكونين لتأثيرات مد وجزر قوية، ونتيجة لذلك اكتسبوا شكل بيضاوي. في مثل هذه الأزواج القريبة، تخترق أجواء النجوم بعضها البعض، ويحدث تبادل مستمر للمادة، يذهب بعضها إلى الفضاء بين النجوم.

النوع الثالث من النجوم الثنائية الخسوفية هي نجوم تسمى النوع W Ursa Major Stars بعد هذا النجم، والتي تبلغ فترة تقلبها (و مدارها) 8 ساعات فقط. من الصعب تخيل السرعة الهائلة التي تدور بها المكونات الضخمة لهذا النجم. الأنواع الطيفية لهذه النجوم هي F وG.

هناك أيضًا فئة صغيرة منفصلة من النجوم المتغيرة - النجوم المغناطيسية. بالإضافة إلى المجال المغناطيسي الكبير، لديهم عدم تجانس قوي في خصائص السطح. تؤدي حالات عدم التجانس هذه أثناء دوران النجم إلى تغير في السطوع.

بالنسبة لحوالي 20.000 نجم، لم يتم تحديد فئة التباين.

دراسة النجوم المتغيرة لها أهمية كبيرة. تساعد النجوم المتغيرة في تحديد عمر الأنظمة النجمية التي توجد فيها ونوع المجموعة النجمية التي تحتوي عليها؛ المسافات إلى أجزاء بعيدة من مجرتنا، وكذلك إلى المجرات الأخرى. أظهرت الملاحظات الحديثة أن بعض النجوم المزدوجة المتغيرة هي مصادر للأشعة السينية.

النجوم تنزف من الغازات

في مجموعة الأطياف النجمية، من الممكن تتبع الانتقال المستمر من الأطياف ذات الخطوط الرفيعة الفردية إلى الأطياف التي تحتوي على نطاقات فردية واسعة بشكل غير عادي مع الخطوط الداكنة وحتى بدونها.

النجوم التي، بناءً على خطوط أطيافها، يمكن تصنيفها على أنها نجوم من الفئة الطيفية O، ولكن لها نطاقات مشرقة واسعة في الطيف، تسمى نجوم من نوع وولف-رايت - على اسم اثنين من العلماء الفرنسيين الذين اكتشفوها ووصفوها في القرن الماضي. الآن فقط تمكنا من كشف طبيعة هذه النجوم.

نجوم هذه الفئة هم الأكثر سخونة بين جميع النجوم المعروفين. درجة حرارتها 40-100 ألف درجة.

تكون درجات الحرارة الهائلة هذه مصحوبة بإشعاع قوي لتيار من الأشعة فوق البنفسجية التي تضيء ذرات الهيدروجين والهيليوم، وفي درجات حرارة عالية جدًا، تطير ذرات العناصر الأخرى، غير القادرة على تحمل ضغط الضوء من الأسفل، بسرعة هائلة سرعة. وتكون سرعة حركتها تحت تأثير الضغط الخفيف كبيرة جدًا لدرجة أن جاذبية النجم غير قادرة على الإمساك بها. في تيار مستمر، يسقطون من سطح النجم، وبدون احتواء تقريبًا، يندفعون بعيدًا إلى الفضاء الخارجي، ويشكلون كما لو كان مطرًا ذريًا، ولكن ليس موجهًا للأسفل، بل للأعلى. وتحت مثل هذا المطر، ستحترق كل أشكال الحياة على الكواكب إذا كان هناك أي محيط بهذه النجوم.

يشكل المطر المستمر للذرات المتساقطة من سطح النجم غلافًا جويًا مستمرًا حوله، ولكنه يتبدد بشكل مستمر في الفضاء.

كم من الوقت يمكن لنجم Wolf-Rayet أن ينزف الغاز؟ في غضون عام، يصدر نجم وولف رايت كتلة من الغاز تعادل عُشر أو مائة ألف من كتلة الشمس. تبلغ كتلة نجوم Wolf-Rayet في المتوسط ​​عشرة أضعاف كتلة الشمس. ينضح الغاز بهذه السرعة، لا يمكن لنجم Wolf-Rayet أن يعيش لفترة أطول من 10 4 -10 5 سنوات، وبعد ذلك لن يتبقى منه شيء. وبغض النظر عن ذلك، هناك أدلة على أن النجوم في مثل هذه الحالة لا توجد في الواقع أكثر من عشرة آلاف سنة، بل أقل من ذلك بكثير. ومن المحتمل أنه مع انخفاض كتلتها إلى قيمة معينة، تنخفض درجة حرارتها ويتوقف انبعاث الذرات. حاليًا، لا يُعرف سوى حوالي مائة نجم مدمر ذاتيًا في السماء بأكملها. من المحتمل أن عددًا قليلاً فقط من النجوم الأكثر ضخامة يصل إلى درجات حرارة عالية أثناء تطوره بحيث يبدأ فقدان الغاز. ربما، بعد أن حرر نفسه من الكتلة الزائدة، يمكن للنجم أن يواصل تطوره الطبيعي "الصحي".

معظم نجوم وولف-رايت عبارة عن ثنائيات طيفية قريبة جدًا. يتبين دائمًا أن شريكهم في الزوج هو أيضًا نجم ضخم وساخن من الفئة O أو B. والعديد من هذه النجوم تتفوق على الثنائيات. النجوم التي تنفث الغازات، على الرغم من ندرتها، قد أثرت فهم النجوم بشكل عام.

نجوم جدد

نوفاس هي نجوم يزيد سطوعها بشكل غير متوقع مئات أو آلاف أو حتى ملايين المرات. بعد أن وصل النجم الجديد إلى أقصى سطوع له، يبدأ في التلاشي ويعود إلى حالة الهدوء. كلما كان توهج النوفا أقوى، كلما انخفض سطوعه بشكل أسرع. واستنادًا إلى السرعة التي يتناقص بها سطوعها، يتم تصنيف النجوم الجديدة على أنها إما "سريعة" أو "بطيئة".

تقوم جميع النجوم الجديدة بإخراج الغاز أثناء التوهج، والذي ينتشر بسرعات عالية. أكبر كتلة من الغاز تقذفها النجوم الجديدة أثناء الانفجار موجودة في الغلاف الرئيسي. ويمكن رؤية هذه القشرة بعد عشرات السنين من الانفجار حول بعض النجوم الأخرى على شكل سديم.

كل النجوم الجدد هم نجوم مزدوجة. في هذه الحالة، يتكون الزوج دائمًا من قزم أبيض ونجم عادي. وبما أن النجوم قريبة جدًا من بعضها البعض، فإن تدفق الغاز يحدث من سطح النجم العادي إلى سطح القزم الأبيض. هناك فرضية عن تفشي نوفا. يحدث التوهج نتيجة للتسارع الحاد في التفاعلات النووية الحرارية لاحتراق الهيدروجين على سطح القزم الأبيض. يدخل الهيدروجين إلى القزم الأبيض من نجم عادي. يتراكم "الوقود" النووي الحراري وينفجر بعد وصوله إلى قيمة حرجة معينة. قد تتكرر الفاشيات. والفاصل الزمني بينهما من 10.000 إلى 1.000.000 سنة.

أقرب أقرباء المستعرات هم المستعرات القزمة. تكون توهجاتها أضعف بآلاف المرات من توهجات المستعرات، ولكنها تحدث بمعدل أكبر بآلاف المرات. في المظهر، لا تختلف المستعرات والمستعرات القزمة في حالة الهدوء عن بعضها البعض. ولا يزال من غير المعروف ما هي الأسباب الفيزيائية التي تؤدي إلى مثل هذا النشاط الانفجاري المختلف لهذه النجوم المتشابهة ظاهريًا.

المستعرات الأعظمية

المستعرات الأعظم هي ألمع النجوم التي تظهر في السماء نتيجة للتوهجات النجمية. يعد انفجار المستعر الأعظم حدثًا كارثيًا في حياة النجم، حيث لم يعد بإمكانه العودة إلى حالته الأصلية. في أقصى سطوعه، يضيء مثل عدة مليارات من النجوم المشابهة للشمس. إجمالي الطاقة المنبعثة أثناء التوهج يضاهي الطاقة المنبعثة من الشمس أثناء وجودها (5 مليارات سنة). يتم استهلاك الطاقة في تسريع المادة: فهي تنتشر في جميع الاتجاهات بسرعات هائلة (تصل إلى 20000 كم / ثانية). تُلاحظ الآن بقايا انفجارات المستعرات الأعظم على شكل سدم متوسعة ذات خصائص غير عادية (سديم السرطان). طاقتهم تساوي طاقة انفجار سوبر نوفا. بعد الانفجار، يبقى نجم نيوتروني أو نجم نابض في مكان المستعر الأعظم.

آلية انفجارات السوبرنوفا لا تزال غير واضحة تماما. على الأرجح، مثل هذه الكارثة النجمية ممكنة فقط في نهاية "مسار الحياة" للنجم. مصادر الطاقة الأكثر احتمالاً هي: طاقة الجاذبية المنطلقة أثناء الضغط الكارثي للنجم. انفجارات السوبرنوفا لها عواقب مهمة على المجرة. مادة النجم، التي تحلق بعيدا بعد التوهج، تحمل طاقة تغذي طاقة حركة الغاز بين النجوم. تحتوي هذه المادة على مركبات كيميائية جديدة. بمعنى ما، تدين كل أشكال الحياة على الأرض بوجودها إلى المستعرات الأعظم. وبدونها، سيكون التركيب الكيميائي للمادة في المجرات سيئًا للغاية.

نجوم مزدوجة

النجوم المزدوجة هي أزواج من النجوم مرتبطة بنظام واحد بواسطة قوى الجاذبية. وتصف مكونات هذه الأنظمة مداراتها حول مركز كتلة مشترك. هناك نجوم ثلاثية ورباعية؛ يطلق عليهم نجوم متعددة.

تسمى الأنظمة التي يمكن رؤية مكوناتها من خلال التلسكوب بالثنائيات المرئية. لكن في بعض الأحيان يتم تحديد موقعها بشكل عشوائي في اتجاه واحد بالنسبة لمراقب أرضي. وتفصل بينهما مسافات هائلة في الفضاء. هذه نجوم بصرية مزدوجة.

نوع آخر من الثنائيات يتكون من تلك النجوم التي تحجب بعضها البعض بالتناوب أثناء تحركها. هذه هي النجوم المزدوجة الكسوف.

النجوم التي لها نفس الحركة الصحيحة (في غياب علامات الازدواجية الأخرى) هي أيضًا ثنائية. هذه هي ما يسمى أزواج واسعة. باستخدام القياس الضوئي الكهروضوئي متعدد الألوان، من الممكن اكتشاف النجوم المزدوجة التي لا تظهر نفسها. هذه هي الزوجي الضوئية.

يمكن أيضًا تصنيف النجوم ذات الأقمار الصناعية غير المرئية على أنها نجوم مزدوجة.

النجوم الثنائية الطيفية هي نجوم لا يتم الكشف عن ازدواجيتها إلا من خلال دراسة أطيافها.

مجموعات النجوم

هذه مجموعات من النجوم مرتبطة بالجاذبية وأصل مشترك. يتراوح عددهم من عدة عشرات إلى مئات الآلاف من النجوم. هناك مجموعات مفتوحة وكروية. يتم تحديد الفرق بينهما من خلال كتلة وعمر هذه التكوينات.

توحد العناقيد النجمية المفتوحة عشرات ومئات، ونادرًا آلاف النجوم. أحجامها عادة ما تكون عدة فرسخ فلكي. وهي تتركز نحو المستوى الاستوائي للمجرة. هناك أكثر من 1000 مجموعة معروفة في مجرتنا.

تحتوي العناقيد النجمية الكروية على مئات الآلاف من النجوم ولها شكل كروي أو إهليلجي مميز مع تركيز قوي للنجوم باتجاه المركز. تقع جميع العناقيد الكروية بعيدًا عن الشمس. هناك 130 مجموعة كروية معروفة في المجرة، ولكن من المفترض أن يكون هناك حوالي 500.

يبدو أن العناقيد الكروية قد تشكلت من سحب غازية ضخمة في وقت مبكر من تكوين المجرة، مع الحفاظ على مداراتها الطويلة. بدأ تكوين العناقيد المفتوحة لاحقًا من الغاز الذي "استقر" باتجاه مستوى المجرة. في السحب الغازية الأكثر كثافة، يستمر تكوين التجمعات والجمعيات المفتوحة حتى يومنا هذا. ولذلك فإن عمر العناقيد المفتوحة ليس هو نفسه، في حين أن عمر العناقيد الكروية الكبيرة هو نفسه تقريبًا وهو قريب من عمر المجرة.

جمعيات النجوم

وهي عبارة عن مجموعات متفرقة من النجوم ذات الفئات الطيفية O وB وT. تشبه الارتباطات النجمية في خصائصها التجمعات الكبيرة المفتوحة الصغيرة جدًا، ولكنها تختلف عنها، على ما يبدو، بدرجة أقل من التركيز نحو المركز. توجد في مجرات أخرى مجمعات من النجوم الشابة الساخنة المرتبطة بسحب عملاقة من الهيدروجين المتأين بواسطة إشعاعاتها - الارتباطات الفائقة.

ما القوى النجوم؟

لماذا تنفق النجوم هذه الكميات الهائلة من الطاقة؟ في أوقات مختلفة، تم طرح فرضيات مختلفة. وهكذا كان يعتقد أن طاقة الشمس تدعمها سقوط النيازك عليها. ولكن يجب أن يكون هناك عدد كبير منهم يسقطون على الشمس، مما سيؤدي إلى زيادة كتلتها بشكل ملحوظ. يمكن تجديد طاقة الشمس عن طريق ضغطها. ومع ذلك، إذا كانت الشمس ذات يوم كبيرة بلا حدود، فحتى في هذه الحالة، سيكون ضغطها إلى حجمها الحالي كافيًا للحفاظ على الطاقة لمدة 20 مليون عام فقط. وفي الوقت نفسه، ثبت أن القشرة الأرضية موجودة وتضيئها الشمس لفترة أطول.

أخيرًا، أشارت فيزياء النواة الذرية إلى مصدر للطاقة النجمية يتوافق جيدًا مع الفيزياء الفلكية، وعلى وجه الخصوص، مع الاستنتاج القائل بأن معظم الكتلة النجمية عبارة عن هيدروجين.

وقد أدت نظرية التفاعلات النووية إلى استنتاج مفاده أن مصدر الطاقة في معظم النجوم، بما في ذلك الشمس، هو التكوين المستمر لذرات الهيليوم من ذرات الهيدروجين.

عندما يتحول كل الهيدروجين إلى هيليوم، يظل النجم موجودًا عن طريق تحويل الهيليوم إلى عناصر أثقل، حتى الحديد.

البنية الداخلية للنجوم

نحن نعتبر النجم جسمًا خاضعًا لعمل قوى مختلفة. تميل قوة الجاذبية إلى سحب مادة النجم نحو المركز، بينما يميل الغاز والضغط الخفيف الموجه من الداخل إلى دفعه بعيدًا عن المركز. وبما أن النجم موجود كجسم مستقر، فإنه يترتب على ذلك وجود نوع من التوازن بين القوى المتنافسة. للقيام بذلك، يجب ضبط درجة حرارة الطبقات المختلفة في النجم بحيث يأخذ التدفق الخارجي للطاقة في كل طبقة كل الطاقة المتولدة تحتها إلى السطح. يتم توليد الطاقة في نواة مركزية صغيرة. خلال الفترة الأولى من حياة النجم، يعتبر ضغطه مصدرًا للطاقة. ولكن فقط حتى ترتفع درجة الحرارة كثيرًا حتى تبدأ التفاعلات النووية.

تكوين النجوم والمجرات

المادة في الكون في تطور مستمر، في مجموعة واسعة من الأشكال والحالات. وبما أن أشكال وجود المادة تتغير، فإن الأشياء المختلفة والمتنوعة لا يمكن أن تنشأ جميعها في نفس الوقت، بل تكونت في عصور مختلفة، وبالتالي يكون لها عمر خاص بها، يُحسب من بداية أصلها.

لقد وضع نيوتن الأسس العلمية لنشأة الكون، حيث أظهر أن المادة الموجودة في الفضاء تنقسم تحت تأثير جاذبيتها إلى قطع مضغوطة. تم تطوير نظرية تكوين كتل المادة التي تتكون منها النجوم في عام 1902 من قبل عالم الفيزياء الفلكية الإنجليزي جيه جينز. تشرح هذه النظرية أيضًا أصل المجرات. في وسط متجانس في البداية مع درجة حرارة وكثافة ثابتة، قد يحدث الضغط. فإذا تجاوزت قوة الجاذبية المتبادلة فيها قوة ضغط الغاز، فإن الوسط سيبدأ في الانضغاط، وإذا ساد ضغط الغاز، فإن المادة ستنتشر في الفضاء.

ويعتقد أن عمر Metagalaxy هو 13-15 مليار سنة. ولا يتعارض هذا العمر مع تقديرات عمر أقدم النجوم والعناقيد النجمية الكروية في مجرتنا.

تطور النجوم

تسمى المكثفات التي نشأت في بيئة الغاز والغبار في المجرة، والتي تستمر في الانكماش تحت تأثير جاذبيتها، بالنجوم الأولية. ومع انكماشه، تزداد كثافة ودرجة حرارة النجم الأولي، ويبدأ في البث بكثرة في نطاق الأشعة تحت الحمراء من الطيف. تختلف مدة ضغط النجوم الأولية: بالنسبة لأولئك الذين لديهم كتلة أقل من الشمس - مئات الملايين من السنين، وبالنسبة للنجوم الضخمة - فقط مئات الآلاف من السنين. عندما ترتفع درجة الحرارة في أحشاء النجم الأولي إلى عدة ملايين كلفن، تبدأ فيها تفاعلات نووية حرارية تحول الهيدروجين إلى هيليوم. في هذه الحالة، يتم إطلاق طاقة هائلة، مما يمنع المزيد من الضغط وتسخين المادة إلى درجة التوهج الذاتي - يتحول النجم الأولي إلى نجم عادي. لذلك، يتم استبدال مرحلة الضغط بمرحلة ثابتة، مصحوبة بـ "احتراق" الهيدروجين تدريجيًا. يقضي النجم معظم حياته في المرحلة الثابتة. في هذه المرحلة من التطور يتم العثور على النجوم الموجودة في تسلسل "الطيف-اللمعان" الرئيسي. الوقت الذي يبقى فيه النجم في التسلسل الرئيسي يتناسب مع كتلة النجم، لأن إمدادات الوقود النووي تعتمد على ذلك، ويتناسب عكسيا مع اللمعان، الذي يحدد معدل استهلاك الوقود النووي.

عندما يتحول كل الهيدروجين الموجود في المنطقة الوسطى إلى هيليوم، يتشكل قلب الهيليوم داخل النجم. والآن سيتحول الهيدروجين إلى هيليوم ليس في مركز النجم، بل في طبقة مجاورة لنواة الهيليوم شديدة الحرارة. طالما لا توجد مصادر للطاقة داخل قلب الهيليوم، فسوف يتقلص باستمرار وفي نفس الوقت يسخن أكثر. يؤدي ضغط النواة إلى إطلاق أسرع للطاقة النووية في طبقة رقيقة بالقرب من حدود النواة. في النجوم الأكثر ضخامة، تصبح درجة حرارة النواة أثناء الضغط أعلى من 80 مليون كلفن، وتبدأ فيها تفاعلات نووية حرارية، تحول الهيليوم إلى كربون، ثم إلى عناصر كيميائية أثقل أخرى. تتسبب الطاقة المتسربة من القلب والمناطق المحيطة بها في زيادة ضغط الغاز، الذي يتوسع تحت تأثيره الغلاف الضوئي. إن الطاقة القادمة إلى الغلاف الضوئي من داخل النجم تنتشر الآن على مساحة أكبر من ذي قبل. وفي هذا الصدد، تنخفض درجة حرارة الغلاف الضوئي. يتحرك النجم خارج التسلسل الرئيسي، ليصبح تدريجيًا عملاقًا أحمر أو عملاقًا فائقًا اعتمادًا على كتلته، ويصبح نجمًا قديمًا. بعد اجتياز مرحلة العملاق الأصفر، قد يتحول النجم إلى نجم نابض، أي نجم متغير فيزيائيا، ويبقى كذلك في مرحلة العملاق الأحمر. إن القشرة المتضخمة لنجم ذي كتلة صغيرة تنجذب بشكل ضعيف بالفعل إلى القلب، وتبتعد عنها تدريجيًا، وتشكل سديمًا كوكبيًا. بعد التبديد النهائي للقشرة، لم يبق سوى القلب الساخن للنجم - وهو قزم أبيض.

مصير النجوم الأكثر ضخامة مختلف. إذا كانت كتلة النجم ضعف كتلة الشمس تقريبًا، فإن هذه النجوم تفقد استقرارها في المراحل الأخيرة من تطورها. على وجه الخصوص، يمكن أن تنفجر على شكل مستعرات عظمى ثم تتقلص بشكل كارثي إلى حجم الكرات التي يبلغ نصف قطرها عدة كيلومترات، أي تتحول إلى نجوم نيوترونية.

فالنجم الذي تبلغ كتلته أكثر من ضعف كتلة الشمس، يفقد توازنه ويبدأ بالانكماش، إما أن يتحول إلى نجم نيوتروني أو لن يتمكن من تحقيق حالة مستقرة على الإطلاق. وفي عملية الضغط غير المحدود، من المحتمل أن يتحول إلى ثقب أسود.

الأقزام البيضاء

الأقزام البيضاء هي نجوم غير عادية، صغيرة جدًا، كثيفة ذات درجات حرارة سطحية عالية. السمة المميزة الرئيسية للبنية الداخلية للأقزام البيضاء هي كثافتها الهائلة مقارنة بالنجوم العادية. بسبب الكثافة الهائلة، يكون الغاز الموجود داخل الأقزام البيضاء في حالة غير عادية - يتحلل. خصائص مثل هذا الغاز المنحل لا تشبه على الإطلاق خصائص الغازات العادية. فضغطه، على سبيل المثال، مستقل عمليا عن درجة الحرارة. يتم الحفاظ على استقرار القزم الأبيض من خلال حقيقة أن قوة الجاذبية الهائلة التي تضغط عليه يعارضها ضغط الغاز المتحلل في أعماقه.

الأقزام البيضاء في المرحلة الأخيرة من تطور النجوم ذات الكتل الصغيرة جدًا. لم تعد هناك مصادر نووية في النجم، ولا يزال يضيء لفترة طويلة جدًا، ويبرد ببطء. تعتبر الأقزام البيضاء مستقرة ما لم تتجاوز كتلتها حوالي 1.4 كتلة شمسية.

النجوم النيوترونية

النجوم النيوترونية هي أجرام سماوية صغيرة جدًا وفائقة الكثافة. لا يزيد قطرها في المتوسط ​​​​عن عدة عشرات من الكيلومترات. تتشكل النجوم النيوترونية بعد استنفاد مصادر الطاقة النووية الحرارية في أحشاء النجم العادي، إذا كانت كتلته في تلك اللحظة تتجاوز 1.4 كتلة شمسية. نظرا لعدم وجود مصدر للطاقة النووية الحرارية، يصبح التوازن المستقر للنجم مستحيلا ويبدأ ضغط كارثي للنجم نحو المركز - انهيار الجاذبية. إذا كانت الكتلة الأولية للنجم لا تتجاوز قيمة حرجة معينة، فإن الانهيار في الأجزاء المركزية يتوقف ويتشكل نجم نيوتروني ساخن. تستغرق عملية الانهيار جزءًا من الثانية. ويمكن أن يتبعه إما تسرب القشرة النجمية المتبقية إلى نجم نيوتروني ساخن مع انبعاث النيوترينوات، أو إطلاق القشرة بسبب الطاقة النووية الحرارية للمادة "غير المحترقة" أو الطاقة الدورانية. يحدث مثل هذا القذف بسرعة كبيرة ويبدو من الأرض وكأنه انفجار مستعر أعظم. غالبًا ما ترتبط النجوم النابضة للنجوم النيوترونية المرصودة ببقايا المستعرات الأعظم. إذا تجاوزت كتلة النجم النيوتروني 3-5 كتلة شمسية، فسيصبح توازنه مستحيلا، وسيكون مثل هذا النجم ثقبا أسود. الخصائص المهمة جدًا للنجوم النيوترونية هي الدوران والمجال المغناطيسي. يمكن أن يكون المجال المغناطيسي أقوى بمليارات إلى تريليونات المرات من المجال المغناطيسي للأرض.

النجوم النابضة

النجوم النابضة هي مصادر للإشعاع الكهرومغناطيسي الذي يتغير بشكل دوري: من أجزاء من الثانية إلى عدة دقائق. تم اكتشاف النجوم النابضة الأولى في عام 1968. كمصادر ضعيفة للانبعاثات الراديوية النبضية. في وقت لاحق، تم اكتشاف مصادر دورية لإشعاع الأشعة السينية - ما يسمى بالنجوم النابضة للأشعة السينية، والتي تختلف خصائص إشعاعها بشكل كبير عن خصائص النجوم النابضة الراديوية.

لم يتم الكشف عن طبيعة النجوم النابضة بشكل كامل بعد. يعتقد العلماء أن النجوم النابضة عبارة عن نجوم نيوترونية تدور بمجال مغناطيسي قوي. بسبب المجال المغناطيسي، فإن إشعاع النجم النابض يشبه شعاع الكشاف. عندما يضرب شعاع، بسبب دوران نجم نيوتروني، هوائي التلسكوب الراديوي، نرى رشقات نارية من الإشعاع. تؤكد "فترات الفشل" التي لوحظت في بعض النجوم النابضة التنبؤات حول وجود قشرة صلبة ونواة سائلة فائقة في النجوم النيوترونية ("تحدث فترات الفشل" عندما تنكسر القشرة الصلبة - "الزلازل النجمية").

تتشكل معظم النجوم النابضة من انفجارات المستعرات الأعظم. وقد تم إثبات ذلك، على الأقل بالنسبة للنجم النابض الموجود في مركز سديم السرطان، والذي يُظهر أيضًا انبعاثًا نبضيًا في النطاق البصري.

الثقوب السوداء

بعض الأشياء الأكثر إثارة للاهتمام والغامضة في الكون هي الثقوب السوداء. لقد قرر العلماء أن الثقوب السوداء لا بد أن تنشأ نتيجة لضغط قوي جدًا لبعض الكتلة، حيث يزداد مجال الجاذبية بقوة بحيث لا يطلق أي ضوء أو أي إشعاعات أو إشارات أو أجسام أخرى.

ومن أجل التغلب على الجاذبية والهروب من الثقب الأسود، ستكون هناك حاجة إلى سرعة هروب ثانية أكبر من سرعة الضوء. ووفقا للنظرية النسبية، لا يمكن لأي جسم أن يصل إلى سرعة أكبر من سرعة الضوء. ولهذا السبب لا يمكن لأي شيء أن يخرج من الثقب الأسود، ولا يمكن أن تخرج أي معلومات. بعد سقوط أي أجسام أو أي مادة أو إشعاع تحت تأثير الجاذبية في الثقب الأسود، لن يعرف الراصد أبدًا ما حدث لها في المستقبل. بالقرب من الثقوب السوداء، وفقا للعلماء، يجب أن تتغير خصائص المكان والزمان بشكل كبير.

يعتقد العلماء أن الثقوب السوداء يمكن أن تنشأ في نهاية تطور النجوم الضخمة بدرجة كافية.

تظهر التأثيرات التي تنشأ بقوة أكبر عندما تسقط المادة المحيطة في مجال الثقب الأسود عندما يكون الثقب الأسود جزءًا من نظام نجمي ثنائي، حيث يكون أحد النجوم عملاقًا لامعًا، والمكون الثاني عبارة عن ثقب أسود. وفي هذه الحالة، يتدفق الغاز من قشرة النجم العملاق نحو الثقب الأسود ويدور حوله، مشكلًا قرصًا. تحتك طبقات الغاز الموجودة في القرص ببعضها البعض، وتقترب ببطء من الثقب الأسود في مدارات حلزونية، ثم تسقط فيه في النهاية. ولكن حتى قبل هذا السقوط، عند حدود الثقب الأسود، يتم تسخين الغاز عن طريق الاحتكاك إلى درجة حرارة ملايين الدرجات وينبعث في نطاق الأشعة السينية. وباستخدام هذا الإشعاع، يحاول علماء الفلك اكتشاف الثقوب السوداء في الأنظمة النجمية الثنائية.

ومن الممكن أن تنشأ ثقوب سوداء ضخمة جدًا في مراكز العناقيد النجمية المدمجة، في مراكز المجرات والكوازارات.

ومن الممكن أيضًا أن تكون الثقوب السوداء قد نشأت في الماضي البعيد، في بداية توسع الكون. وفي هذه الحالة، من الممكن أن تتشكل ثقوب سوداء صغيرة جدًا ذات كتلة أقل بكثير من كتلة الأجرام السماوية.

هذا الاستنتاج مثير للاهتمام بشكل خاص لأنه بالقرب من هذه الثقوب السوداء الصغيرة، يمكن لحقل الجاذبية أن يسبب عمليات كمية محددة من "ولادة" الجسيمات من الفراغ. وباستخدام تيار هذه الجسيمات الناشئة، يمكن اكتشاف الثقوب السوداء الصغيرة في الكون.

تؤدي العمليات الكمومية لتكوين الجسيمات إلى انخفاض بطيء في كتلة الثقوب السوداء، مما يؤدي إلى "تبخرها".

فهرس

الفيزياء الفلكية، أد. داجايفا إم إم وتشاروجينا في إم.

فورونتسوف-فيلامينوف ب. مقالات عن الكون. م: 1980

ماير م. كون. س.-ص.: 1909

كتاب علم الفلك للصف الحادي عشر. م: 1994

فرولوف ف.ب. مقدمة في فيزياء الثقب الأسود.

القاموس الموسوعي لعالم فلكي شاب.

حول الموضوع: "النجوم والأبراج"

الطالب 2 "أ" الفصل MKOU "المدرسة الثانوية رقم 17" o. نالتشيك

أرتابيفا أريانا تيموروفنا

مدرس

كوكبة الدب الأصغر

تقدم لنا الليالي الصافية صورة أبدية للسماء المرصعة بالنجوم. من الصعب بالطبع أن يستمتع سكان المدينة بهذا المشهد بشكل كامل، ولكن في الماضي، عندما كانت المدن قليلة، كان الناس يهتمون بالسماء في كثير من الأحيان - لأسباب عملية للغاية.

أسلافنا البعيدين اعتبروا النجوم بلا حراك. في الواقع، على الرغم من حقيقة أن الصورة الكاملة للسماء المرصعة بالنجوم تدور باستمرار (تعكس دوران الأرض)، فإن المواقع النسبية للنجوم عليها تظل دون تغيير لعدة قرون. ولذلك فقد استخدمت النجوم منذ الأزل لتحديد الموقع على الأرض وحساب الوقت. لسهولة التوجيه، قام الناس بتقسيم السماء إلى الأبراج - المناطق ذات أنماط النجوم التي يمكن التعرف عليها بسهولة.

تم الحفاظ على أسماء العديد من الأبراج منذ العصور القديمة: تم بالفعل ذكر Lyra وCassiopeia وUrsa Major وBootes في أعمال هوميروس (القرن السابع قبل الميلاد)، الذي، بالمناسبة، يعتقد أن زيوس خلق النجوم حصريًا لمساعدة البحارة . تقريبًا كوكبة Ursa Minor قديمة جدًا.

لقد لعبت Ursa Minor دورًا مهمًا في العالم لعدة قرون. هذه الكوكبة مميزة ليس بسبب نجومها الساطعة أو نمطها الملحوظ، ولكن لأنها تشير نحو الشمال.

كما تعلمون، القطب الشمالي الجغرافي هو المكان الذي يتقاطع فيه محور دوران الأرض الوهمي مع سطحه في نصف الكرة الشمالي (على التوالي، في نصف الكرة الجنوبي، ستكون هذه النقطة هي القطب الجنوبي). وإذا امتد محور دوران الأرض إلى ما لا نهاية، فسوف يشير إلى القطبين الشمالي والجنوبي للكرة السماوية، والتي ترتبط بها النجوم ومجرة درب التبانة، كما يعتقد علماء الفلك القدماء. وتدور الكرة السماوية بأكملها حول نقطة القطب الشمالي لمدة يوم واحد، أما القطب نفسه فيبقى بلا حراك.

عرف البحارة في الماضي أن القطب السماوي لا يتحرك، وارتفاعه يعتمد فقط على خط العرض لموقعه. في هذه الحالة، يشير العمودي، المنخفض من القطب السماوي إلى الأفق، إلى الاتجاه نحو الشمال.

تعتبر كوكبة Ursa Minor رائعة لأنه يقع فيها القطب الشمالي للعالم بالقرب من النجم القطبي الشهير. ولكنها لم تكن كذلك دائما. بسبب المبادرة في زمن هوميروس، كان أقرب نجم إلى القطب السماوي الشمالي هو كوهاب أو الدب الأصغر. وحتى قبل ذلك، أي منذ أكثر من 4000 سنة، كان يؤدي وظيفة النجم القطبي النجم ثوبان أو دراكو. اتضح أن القطب السماوي ليس بلا حراك بعد كل شيء، ولكنه يتجول عبر السماء! صحيح أن حركتها بطيئة جدًا بحيث يمكن إهمالها لأغراض عملية.

بالمناسبة، مصطلح "القطب الشمالي" نفسه دخل حيز الاستخدام منذ حوالي 500 عام، قبل ذلك، كان القطب يسمى القطب الشمالي، من الكلمة اليونانية "arktos" (bskfpzh) - الدب! بالنسبة للقدماء، كان القطب الشمالي هو المنطقة الواقعة تحت كوكبة الدب.

أصل الكوكبة

تعتبر Ursa Minor واحدة من أقدم الأبراج، وبالتالي فإن فهم "نسبها" أمر صعب للغاية. على الرغم من أن هوميروس يذكر الدب الأكبر فقط في أعماله، فمن المحتمل أن يكون الدب الأصغر قد ظهر بالفعل في نهاية القرن السابع قبل الميلاد. وإليكم ما كتبه سترابو عن ذلك في كتابه “الجغرافيا” الذي ظهر قبل ألفي عام: “من المحتمل في عصر هوميروس أن الدب الآخر لم يكن يعتبر بعد كوكبة وهذه المجموعة من النجوم لم تكن معروفة لدى اليونانيين كما هكذا حتى لاحظها الفينيقيون وأصبحت تستخدم للملاحة"...

ربما حدد الناس Ursa Minor على أنها كوكبة منفصلة بعد أن أصبحت أقرب من الشخصيات النجمية الأخرى إلى القطب الشمالي للعالم. كان التنقل بواسطة Ursa Minor أكثر ملاءمة من التنقل عبر الأبراج الأخرى (قبل ذلك، حدد البحارة الاتجاه إلى الشمال بواسطة دلو Ursa Major المجاور). ربما في حوالي عام 600 قبل الميلاد، اتبع الفيلسوف القديم الشهير طاليس ميليتوس مثال الفينيقيين وأدخل Ursa Minor إلى اللغة اليونانية، مشكلاً كوكبة من أجنحة التنين الأسطوري الموجود في السماء القريبة.

كيفية العثور على Ursa Minor؟

لمعرفة كيفية العثور على هذه الكوكبة الصغيرة في السماء، عليك أن تعرف كيف تبدو Ursa Minor. تحتوي هذه الكوكبة على ثلاثة نجوم أكثر أو أقل سطوعًا فقط، لذا فإن تحديدها سيتطلب بعض المهارة.

التفاصيل الرئيسية والأكثر وضوحًا في Ursa Minor هي مجموعة النجمة Little Dipper، والتي، مع ذلك، ليست ملحوظة تقريبًا مثل مجموعة Ursa Major. يمكنك التعرف على Ursa Minor من خلال العثور أولاً على نجم الشمال (المعروف أيضًا باسم Ursa Minor). للقيام بذلك، تحتاج إلى العثور على الدب الأكبر. في الخريف والشتاء، يمكن رؤية دلو الدب الأكبر في الشمال منخفضًا فوق الأفق، وفي أمسيات الربيع - في الشرق في وضع عمودي مع مقبضه لأسفل، وفي الصيف - في الغرب مع مقبضه لأعلى. بعد ذلك، من خلال النجوم الخارجية في Big Dipper - b و c Ursa Major - تحتاج إلى رسم خط طويل منحني قليلاً. يقع نجم بولاريس على بعد خمسة أضعاف المسافة بين النجمين b وc في Ursa Major. وهو متساوٍ تقريبًا في السطوع لهذه النجوم. يمثل نجم الشمال نهاية مقبض الدب الصغير؛ وتمتد المغرفة نفسها منها باتجاه مغرفة الدب الأكبر. على عكس الدب الأكبر، فإن مقبضه منحني في الاتجاه المعاكس.

الدلو الصغير مثل الدلو الكبير يتضمن 7 نجوم. ومع ذلك، وعلى عكس نجوم الأخير، تختلف نجوم الدب الأصغر بشكل كبير في السطوع. يمكن العثور بسهولة على نجومها الثلاثة الأكثر سطوعًا - b وc وd - في سماء المدينة المعرضة للضوء بشكل مفرط. لكن النجوم الأربعة الأخرى في الدلو الصغير أكثر قتامة ولا تكون مرئية دائمًا في المدينة. ربما هذا هو السبب الذي يجعل محبي علم الفلك عديمي الخبرة يخطئون في التعرف على الدب الصغير، ويتمكنون من الخلط بينه وبين قحافة الثريا الصغيرة. ومع ذلك، بعد أن رأيت Small Dipper مرة واحدة على الأقل، فمن غير المرجح أن تفقده أبدًا، لأن هذا الرقم يقع دائمًا في أي وقت من السنة واليوم في نفس الجزء من السماء تقريبًا.

أسطورة كوكبة Ursa Minor

لا يرتبط Ursa Major وUrsa Minor فقط بقربهما من السماء، ولكن أيضًا بالأساطير والأساطير التي كان الإغريق القدماء خبراء كبيرين في تأليفها.

كان الدور الرئيسي في القصص مع الدببة يُعطى عادة لكاليستو، ابنة ليكاون، ملك أركاديا. وفقًا لإحدى الأساطير، كان جمالها استثنائيًا لدرجة أنها جذبت انتباه زيوس القدير. متخفيًا تحت ستار الإلهة الصيادة أرتميس، التي ضمت حاشيتها كاليستو، اخترق زيوس الفتاة، وبعد ذلك ولد ابنها أركاد. بعد أن علمت بهذا الأمر، قامت زوجة زيوس هيرا الغيورة بتحويل كاليستو على الفور إلى دب. فات الوقت. نشأ أركاد وأصبح شابا رائعا. في أحد الأيام، بينما كان يصطاد حيوانًا بريًا، صادف أثر دب. لم يشك في شيء، كان ينوي بالفعل ضرب الحيوان بسهم، لكن زيوس لم يسمح بالقتل: بعد أن حول ابنه أيضًا إلى دب، حملهما إلى الجنة. أثار هذا الفعل غضب هيرا. بعد أن قابلت شقيقها بوسيدون (إله البحار)، توسلت إليه الإلهة ألا يسمح للزوجين بدخول مملكتها. هذا هو السبب في أن Ursa Major و Ursa Minor في خطوط العرض الوسطى والشمالية لا يتجاوزان الأفق أبدًا.

ترتبط أسطورة أخرى بميلاد زيوس. كان والده هو الإله كرونوس، الذي، كما تعلمون، كان لديه عادة التهام أطفاله. ولحماية الطفل، اختبأت زوجة كرونوس، الإلهة ريا، زيوس في كهف، حيث رعاه اثنان من الدببة - ميليسا وهيليس، اللذان صعدا فيما بعد إلى السماء.

بشكل عام، بالنسبة لليونانيين القدماء، كان الدب حيوانًا غريبًا ونادرًا. قد يكون هذا هو السبب وراء امتلاك كل من الدببة في السماء لذيول طويلة ومنحنية، والتي لا توجد في الواقع لدى الدببة. ومع ذلك، يشرح البعض حدوثها بسبب عدم احترام زيوس، الذي سحب الدببة إلى السماء من ذيولها. ولكن يمكن أن يكون للذيول أصل مختلف تمامًا: بين نفس الإغريق، كان لكوكبة Ursa Minor اسم بديل - Kinosura (من اليونانية Khnupkhsyt)، والذي يُترجم إلى "ذيل الكلب".

غالبًا ما كان يُطلق على الدلاء الكبيرة والصغيرة اسم "العربات" أو العربات الكبيرة والصغيرة (ليس فقط في اليونان، ولكن أيضًا في روس). وفي الواقع، مع الخيال المناسب، يمكنك رؤية عربات مع تسخير في دلاء هذه الأبراج.

كانت لدى بليشاكوف فكرة جيدة، وهي إنشاء أطلس للأطفال يسهل التعرف على النجوم والأبراج. التقط مدرسونا هذه الفكرة وقاموا بإنشاء معرف الأطلس الخاص بهم، والذي يكون أكثر إفادة وبصرية.

ما هي الأبراج؟

إذا نظرت إلى السماء في ليلة صافية، يمكنك أن ترى العديد من الأضواء المتلألئة ذات الأحجام المختلفة، مثل تناثر الماس، تزين السماء. وتسمى هذه الأضواء النجوم. يبدو أن بعضها يتم جمعها في مجموعات، وبعد الفحص المطول، يمكن تقسيمها إلى مجموعات معينة. أطلق الإنسان على هذه المجموعات اسم "الأبراج". قد يشبه بعضها شكل مغرفة أو الخطوط العريضة المعقدة للحيوانات، ومع ذلك، في كثير من النواحي هذا مجرد وهم من الخيال.

لعدة قرون، حاول علماء الفلك دراسة مثل هذه المجموعات من النجوم وأعطوها خصائص باطنية. وحاول الناس تنظيمها وإيجاد نمط مشترك، وهكذا ظهرت الأبراج. لفترة طويلة، تمت دراسة الأبراج بعناية، وتم تقسيم بعضها إلى أصغر، ولم تعد موجودة، وبعضها، بعد التوضيح، تم تعديلها ببساطة. على سبيل المثال، تم تقسيم كوكبة Argo إلى كوكبات أصغر: البوصلة، كارينا، باروس، بوب.

إن تاريخ أصل أسماء الأبراج مثير للاهتمام أيضًا. ولتسهيل التذكر، تم إعطاؤهم أسماء متحدة بعنصر واحد أو عمل أدبي واحد. على سبيل المثال، لوحظ أنه خلال فترات هطول الأمطار الغزيرة، تشرق الشمس من اتجاه بعض الأبراج، والتي أطلق عليها الأسماء التالية: الجدي، الحوت، الدلو، وكوكبة الحوت.

ومن أجل الوصول بجميع الأبراج إلى تصنيف معين، في عام 1930، في اجتماع للاتحاد الفلكي الدولي، تقرر تسجيل 88 كوكبة رسميًا. وبحسب القرار المتخذ، فإن الكوكبات لا تتكون من مجموعات من النجوم، بل تمثل أجزاء من السماء المرصعة بالنجوم.

ما هي الأبراج؟

تختلف الأبراج في عدد وسطوع النجوم التي تتكون منها. تم تحديد أكثر 30 مجموعة من النجوم وضوحًا. أكبر كوكبة من حيث المساحة هي Ursa Major. ويتكون من 7 نجوم ساطعة و118 نجمة يمكن رؤيتها بالعين المجردة.

أصغر كوكبة تقع في نصف الكرة الجنوبي وتسمى صليب الجنوب ولا يمكن رؤيتها بالعين المجردة. ويتكون من 5 نجوم ساطعة و 25 نجمًا أقل وضوحًا.

الحصان الصغير هي أصغر كوكبة في نصف الكرة الشمالي وتتكون من 10 نجوم خافتة يمكن رؤيتها بالعين المجردة.

تعتبر كوكبة أوريون الأجمل والألمع. ويتكون من 120 نجما يمكن رؤيتها بالعين المجردة، 7 منها شديدة السطوع.

يتم تقسيم جميع الأبراج تقليديًا إلى تلك الموجودة في نصف الكرة الجنوبي أو الشمالي. أولئك الذين يعيشون في نصف الكرة الجنوبي للأرض لا يمكنهم رؤية مجموعات النجوم الموجودة في نصف الكرة الشمالي والعكس صحيح. ومن بين الأبراج الـ 88، 48 منها في نصف الكرة الجنوبي، و31 في نصف الكرة الشمالي. تقع المجموعات التسعة المتبقية من النجوم في نصفي الكرة الأرضية. يمكن التعرف بسهولة على نصف الكرة الشمالي من خلال نجم الشمال، الذي يضيء دائمًا بشكل مشرق للغاية في السماء. إنها النجمة المتطرفة على مقبض Ursa Minor Dipper.

ونظراً لدوران الأرض حول الشمس، مما يمنع رؤية بعض الأبراج، تتغير الفصول ويتغير موقع هذا النجم في السماء. على سبيل المثال، في فصل الشتاء، يكون موقع كوكبنا في مداره حول الشمس معاكسًا لموقعه في الصيف. لذلك، في كل وقت من السنة، يمكنك رؤية بعض الأبراج فقط. على سبيل المثال، في الصيف، في سماء الليل، يمكنك رؤية مثلث يتكون من النجوم Altair وVega وDeneb. في فصل الشتاء، هناك فرصة للإعجاب بكوكبة أوريون الجميلة بلا حدود. ولهذا يقولون أحياناً: كوكبات الخريف، أو كوكبات الشتاء، أو كوكبات الصيف، أو كوكبات الربيع.

تكون الكوكبات مرئية بشكل أفضل في فصل الصيف، ويُنصح بمراقبتها في الفضاء المفتوح خارج المدينة. يمكن رؤية بعض النجوم بالعين المجردة، والبعض الآخر قد يحتاج إلى تلسكوب. من الأفضل رؤية كوكبتي Ursa Major وUrsa Minor، وكذلك ذات الكرسي. في الخريف والشتاء تكون كوكبتا الثور والأوريون مرئية بوضوح.

الأبراج الساطعة التي يمكن رؤيتها في روسيا

أجمل الأبراج في نصف الكرة الشمالي المرئية في روسيا تشمل: الجبار، الدب الأكبر، الثور، الكلبي الأكبر، الكلبي الأصغر.

إذا نظرت عن كثب إلى موقعهم وأطلقت العنان لخيالك، فيمكنك رؤية مشهد صيد، والذي تم تصويره في السماء، مثل لوحة جدارية قديمة، لأكثر من ألفي عام. يتم تصوير الصياد الشجاع أوريون دائمًا وهو محاط بالحيوانات. يجري برج الثور إلى يمينه، ويضربه الصياد بهراوته. عند أقدام أوريون يوجد Canis Major و Canis Minor المخلصان.

كوكبة أوريون

هذه هي الكوكبة الأكبر والأكثر سخونة. ويمكن رؤيته بوضوح في الخريف والشتاء. يمكن رؤية أوريون في كامل أراضي روسيا. ترتيب نجومها يشبه الخطوط العريضة للشخص.

يعود تاريخ تكوين هذه الكوكبة إلى الأساطير اليونانية القديمة. ووفقا لهم، كان أوريون صيادا شجاعا وقويا، ابن بوسيدون والحورية إمفريالا. غالبًا ما كان يصطاد مع أرتميس، ولكن في أحد الأيام، بسبب هزيمتها أثناء الصيد، أصيب بسهم الإلهة ومات. وبعد الموت تحول إلى كوكبة.

ألمع نجم أوريون هو ريجل. وهو أكثر إشراقا من الشمس بـ 25 ألف مرة وحجمها 33 مرة. يتمتع هذا النجم بتوهج أبيض مزرق ويعتبر عملاقًا للغاية. ومع ذلك، على الرغم من هذه الأبعاد المثيرة للإعجاب، فهو أصغر بكثير من منكب الجوزاء.

منكب الجوزاء يزين كتف أوريون الأيمن. وهو أكبر من قطر الشمس بـ 450 مرة، وإذا وضعناه مكان نجمنا فإن هذا النجم سيحل محل أربعة كواكب قبل المريخ. يضيء منكب الجوزاء 14000 مرة أكثر سطوعًا من الشمس.

تتضمن كوكبة الجبار أيضًا السدم والنجوم.

كوكبة الثور

كوكبة أخرى كبيرة وجميلة بشكل لا يمكن تصوره في نصف الكرة الشمالي هي برج الثور. تقع شمال غرب أوريون وتقع بين كوكبتي الحمل والجوزاء. ليس بعيدًا عن برج الثور توجد كوكبات مثل: Auriga، Cetus، Perseus، Eridanus.

يمكن ملاحظة هذه الكوكبة الموجودة في خطوط العرض الوسطى طوال العام تقريبًا، باستثناء النصف الثاني من الربيع وأوائل الصيف.

يعود تاريخ الكوكبة إلى الأساطير القديمة. يتحدثون عن تحول زيوس إلى عجل من أجل اختطاف الإلهة أوروبا وإحضارها إلى جزيرة كريت. تم وصف هذه الكوكبة لأول مرة من قبل عالم الرياضيات Eudoxus الذي عاش قبل عصرنا بوقت طويل.

ألمع نجم ليس فقط في هذه الكوكبة، ولكن أيضًا في مجموعات النجوم الـ 12 الأخرى هو الديبران. وهي تقع على رأس برج الثور وكانت تسمى سابقاً "العين". الدبران يبلغ قطره 38 مرة قطر الشمس وأكثر سطوعًا بـ 150 مرة. يقع هذا النجم على بعد 62 سنة ضوئية منا.

ثاني ألمع نجم في الكوكبة هو النات أو النات (قرون الثور). يقع بالقرب من أوريجا. وهو أكثر سطوعًا من الشمس بـ 700 مرة، وأكبر منها بـ 4.5 مرة.

يوجد داخل الكوكبة مجموعتان مفتوحتان من النجوم جميلة بشكل لا يصدق، القلائص والثريا.

عمر القلائص هو 650 مليون سنة. يمكن العثور عليهم بسهولة في السماء المرصعة بالنجوم بفضل الديبران الذي يمكن رؤيته بوضوح بينهم. وتشمل حوالي 200 نجمة.

حصلت الثريا على اسمها من أجزائها التسعة. تم تسمية سبعة منهم على اسم الأخوات السبع في اليونان القديمة (الثريا)، وتم تسمية اثنتين أخريين على اسم والديهم. تظهر الثريا بشكل كبير في فصل الشتاء. وتشمل حوالي 1000 جسم نجمي.

هناك تشكيل مثير للاهتمام بنفس القدر في كوكبة الثور وهو سديم السرطان. وتشكل بعد انفجار سوبر نوفا عام 1054 وتم اكتشافه عام 1731. وتبلغ مسافة السديم عن الأرض 6500 سنة ضوئية، ويبلغ قطره حوالي 11 سنة ضوئية. سنين.

تنتمي هذه الكوكبة إلى عائلة أوريون وتحد كوكبات أوريون، وحيد القرن، الكلب الصغير، والأرنب.

تم اكتشاف كوكبة الكلب الأكبر لأول مرة على يد بطليموس في القرن الثاني.

هناك أسطورة مفادها أن الكلب العظيم كان ليلاب. لقد كان كلبًا سريعًا جدًا يمكنه اللحاق بأي فريسة. ذات يوم طارد ثعلبًا لم يكن أدنى منه في السرعة. كانت نتيجة السباق محسومة، وقام زيوس بتحويل كلا الحيوانين إلى حجر. وأدخل الكلب الجنة.

كوكبة Canis Major تكون مرئية جدًا في فصل الشتاء. ألمع نجم ليس فقط في هذا، ولكن أيضًا في جميع الأبراج الأخرى هو سيريوس. وله بريق مزرق ويقع بالقرب من الأرض على مسافة 8.6 سنة ضوئية. ومن حيث السطوع في نظامنا الشمسي، يفوقه كوكب المشتري والزهرة والقمر. يستغرق الضوء من سيريوس 9 سنوات للوصول إلى الأرض وهو أقوى 24 مرة من الشمس. هذا النجم لديه قمر صناعي يسمى "جرو".

يرتبط تشكيل مفهوم مثل "الإجازات" بسيريوس. والحقيقة أن هذا النجم ظهر في السماء أثناء حرارة الصيف. وبما أن سيريوس يُترجم من اليونانية إلى "canis"، فقد بدأ اليونانيون يطلقون على هذه الفترة إجازة.

كوكبة كانيس الصغرى

يحد Canis Minor أبراجًا مثل: Unicorn، Hydra، Cancer، Gemini. تمثل هذه الكوكبة الحيوان الذي يتبع الصياد أوريون مع الكلب الأكبر.

إن تاريخ تكوين هذه الكوكبة، إذا اعتمدنا على الأساطير، مثير للاهتمام للغاية. ووفقا لهم، كانيس مينور هو ميرا، كلب إيكاريا. لقد تعلم هذا الرجل كيفية صنع النبيذ على يد ديونيسوس وتبين أن المشروب قوي جدًا. وفي أحد الأيام قرر ضيوفه أن إيكاريا قرر تسميمهم وقتله. كان العمدة حزينًا جدًا على صاحبه وسرعان ما مات. وضعها زيوس على شكل كوكبة في السماء المرصعة بالنجوم.

من الأفضل ملاحظة هذه الكوكبة في شهري يناير وفبراير.

ألمع النجوم في هذه الكوكبة هما بورسيون وغوميسا. يقع بورسيون على بعد 11.4 سنة ضوئية من الأرض. وهي أكثر سطوعًا وسخونة إلى حد ما من الشمس، ولكنها لا تختلف عنها فيزيائيًا إلا قليلاً.

ويمكن رؤية الجميزة بالعين المجردة وتتوهج بضوء أبيض مزرق.

كوكبة الدب الأكبر

الدب الأكبر، على شكل مغرفة، هي واحدة من أكبر ثلاث كوكبات. وقد ورد ذكره في كتابات هوميروس وفي الكتاب المقدس. تمت دراسة هذه الكوكبة جيدًا ولها أهمية كبيرة في العديد من الأديان.

يحدها أبراج مثل: الشلال، الأسد، Canes Venatici، Dragon، Lynx.

وفقًا للأساطير اليونانية القديمة، يرتبط الدب الأكبر بكاليستو، الحورية الجميلة وعشيقة زيوس. حولت زوجته هيرا كاليستو إلى دب كعقاب لها. في أحد الأيام، صادف هذا الدب هيرا وابنها أركاس مع زيوس في الغابة. لتجنب المأساة، حول زيوس ابنه وحوريته إلى الأبراج.

والمغرفة الكبيرة مكونة من سبعة نجوم. وأبرزهم ثلاثة: دوبهي، الكايد، عليوت.

Dubhe هو عملاق أحمر ويشير إلى نجم الشمال. وتقع على بعد 120 سنة ضوئية من الأرض.

الكايد، ثالث ألمع نجم في الكوكبة، يعبر عن نهاية ذيل الدب الأكبر. وتقع على بعد 100 سنة ضوئية من الأرض.

أليوث هو ألمع نجم في الكوكبة. إنها تمثل الذيل. بسبب سطوعه، يتم استخدامه في الملاحة. أليوث يضيء 108 مرات أكثر سطوعا من الشمس.

هذه الكوكبات هي ألمع وأجمل ما في نصف الكرة الشمالي. يمكن رؤيتها تمامًا بالعين المجردة في ليلة خريفية أو شتاء فاترة. تسمح أساطير تكوينها لخيالك بالتجول وتخيل كيف يركض الصياد العظيم أوريون مع كلابه المخلصة خلف فريسته، بينما يراقبه برج الثور وUrsa Major عن كثب.

تقع روسيا في نصف الكرة الشمالي، وفي هذا الجزء من السماء لا يمكننا رؤية سوى عدد قليل من الأبراج الموجودة في السماء. اعتمادًا على الوقت من العام، يتغير موقعهم فقط في السماء.