Raport pe tema: „Stele și constelații. Rezumat: Stele. Clasificarea și structura stelelor Mesaj pe tema stelelor planetei

Din timpuri imemoriale, Omul a încercat să dea nume obiectelor și fenomenelor care l-au înconjurat. Acest lucru este valabil și pentru corpurile cerești. În primul rând, stelele cele mai strălucitoare și vizibile au primit nume, iar de-a lungul timpului, altora au primit nume.

Unele stele sunt numite în funcție de poziția pe care o ocupă în constelație. De exemplu, steaua Deneb (cuvântul se traduce prin „coadă”) situată în constelația Cygnus se află de fapt în această parte a corpului unei lebede imaginare. Încă un exemplu. Steaua Omicron, mai cunoscută sub numele de Mira, care se traduce din latină prin „uimitor”, este situată în constelația Cetus. Mira are capacitatea de a-și schimba luminozitatea. Pe perioade lungi dispare complet din vedere, adica observatii cu ochiul liber. Numele stelei se explică prin specificul ei. Practic, stelele au primit nume în epoca antichității, așa că nu este de mirare că majoritatea numelor au rădăcini latine, grecești și, mai târziu, arabe.

Descoperirea stelelor a căror luminozitate aparentă se modifică în timp a dus la desemnări speciale. Ele sunt desemnate cu majuscule latine, urmate de numele constelației în cazul genitiv. Dar prima stea variabilă descoperită într-o anumită constelație nu este desemnată cu litera A. Numărătoarea inversă este de la litera R. Următoarea stea este desemnată cu litera S și așa mai departe. Când toate literele alfabetului sunt epuizate, începe un nou cerc, adică după ce este folosit din nou Z, A. În acest caz, literele pot fi dublate, de exemplu „RR”. „R Leo” înseamnă că este prima stea variabilă descoperită în constelația Leului.

CUM SE NASTE O STEA.

Stelele se nasc atunci când un nor de gaz interstelar și praf este comprimat și compactat de propria sa gravitație. Se crede că acest proces duce la formarea stelelor. Folosind telescoape optice, astronomii pot vedea aceste zone; ele arată ca pete întunecate pe un fundal luminos. Ele sunt numite „complexe de nor moleculare gigantice” deoarece hidrogenul este prezent sub formă moleculară. Aceste complexe, sau sisteme, împreună cu grupurile de stele globulare, sunt cele mai mari structuri din galaxie, atingând uneori 1.300 de ani lumină în diametru.

Stelele mai tinere, numite „populația stelară I”, s-au format din rămășițele rezultate din izbucnirile stelelor mai vechi, ele fiind numite „populația stelară II”. O erupție explozivă provoacă o undă de șoc care ajunge la cea mai apropiată nebuloasă și provoacă compresia acesteia.

globule Bock .

Deci, o parte a nebuloasei este comprimată. Concomitent cu acest proces, începe formarea de gaze rotunde și întunecate dense și nori de praf. Se numesc „globule Bock”. Bok, un astronom american de origine olandeză (1906-1983), a fost primul care a descris globulele. Masa globulelor este de aproximativ 200 de ori masa Soarelui nostru.

Pe măsură ce globulul Bok continuă să se condenseze, masa sa crește, atrăgând materie din regiunile învecinate datorită gravitației. Datorită faptului că partea interioară a globului se condensează mai repede decât partea exterioară, globulul începe să se încălzească și să se rotească. După câteva sute de mii de ani, în timpul cărora are loc compresia, se formează o protostea.

Evoluția unei protostele.

Datorită creșterii masei, din ce în ce mai multă materie este atrasă în centrul protostelei. Energia eliberată din gazul comprimat în interior este transformată în căldură. Presiunea, densitatea și temperatura protostelei cresc. Datorită creșterii temperaturii, steaua începe să strălucească în roșu închis.

Protostarul este foarte mare și, deși energia termică este distribuită pe toată suprafața sa, ea rămâne totuși relativ rece. În miez, temperatura crește și atinge câteva milioane de grade Celsius. Rotația și forma rotundă a protostelei se schimbă oarecum, devine mai plată. Acest proces durează milioane de ani.

Este dificil să vezi stele tinere, deoarece acestea sunt încă înconjurate de un nor de praf întunecat, datorită căruia luminozitatea stelei este practic invizibilă. Dar ele pot fi vizualizate folosind telescoape speciale în infraroșu. Miezul fierbinte al unei protostele este înconjurat de un disc rotativ de materie cu o forță gravitațională puternică. Miezul devine atât de fierbinte încât începe să ejecteze materie din cei doi poli, unde rezistența este minimă. Când aceste emisii se ciocnesc cu mediul interstelar, ele încetinesc și se dispersează pe ambele părți, formând o structură în formă de lacrimă sau arcuită cunoscută sub numele de obiect Herbic-Haro.

Steaua sau planeta?

Temperatura unei protostele atinge câteva mii de grade. Evoluțiile ulterioare depind de dimensiunile acestui corp ceresc; dacă masa este mică și este mai mică de 10% din masa Soarelui, aceasta înseamnă că nu există condiții pentru ca reacțiile nucleare să aibă loc. O astfel de protostar nu se va putea transforma într-o stea adevărată.

Oamenii de știință au calculat că pentru ca un corp ceresc care se contractă să se transforme într-o stea, masa sa minimă trebuie să fie de cel puțin 0,08 din masa Soarelui nostru. Un nor de dimensiuni mai mici care conține gaze, care se condensează, se va răci treptat și se va transforma într-un obiect de tranziție, ceva între o stea și o planetă, aceasta este așa-numita „pitică maro”.

Planeta Jupiter este un obiect ceresc prea mic pentru a deveni o stea. Dacă ar fi mai mare, poate că reacțiile nucleare ar începe în adâncurile sale și, împreună cu Soarele, ar contribui la apariția unui sistem de stele duble.

Reacții nucleare.

Dacă masa unei protostele este mare, aceasta continuă să se condenseze sub influența propriei gravitații. Presiunea și temperatura din miez cresc, temperatura ajunge treptat la 10 milioane de grade. Acest lucru este suficient pentru a combina atomii de hidrogen și heliu.

Apoi, „reactorul nuclear” al protostelei este activat și se transformă într-o stea obișnuită. Se eliberează apoi un vânt puternic, care împrăștie învelișul de praf din jur. Lumina poate fi apoi văzută emanând din steaua rezultată. Această etapă se numește „faza T-Taur” și poate dura 30 de milioane de ani. Formarea planetelor este posibilă din rămășițele de gaz și praf din jurul stelei.

Nașterea unei noi stele poate provoca o undă de șoc. Ajunsă în nebuloasă, provoacă condensarea materiei noi, iar procesul de formare a stelelor va continua prin nori de gaz și praf. Stelele mici sunt slabe și reci, în timp ce stelele mari sunt fierbinți și strălucitoare. Pentru cea mai mare parte a existenței sale, steaua se echilibrează în stadiul de echilibru.

CARACTERISTICILE STELELOR.

Observând cerul chiar și cu ochiul liber, puteți observa imediat o astfel de caracteristică a stelelor precum luminozitatea. Unele stele sunt foarte strălucitoare, altele sunt mai slabe. Fără instrumente speciale, în condiții ideale de vizibilitate, pot fi văzute aproximativ 6.000 de stele. Datorită binoclului sau telescopului, capacitățile noastre cresc semnificativ; putem admira milioane de stele din Calea Lactee și galaxiile exterioare.

Ptolemeu și Almagestul.

Prima încercare de a întocmi un catalog de stele, bazat pe principiul gradului lor de luminozitate, a fost făcută de astronomul elen Hiparh din Niceea în secolul al II-lea î.Hr. Printre numeroasele sale lucrări a fost Catalogul Stelelor, care conține o descriere a 850 de stele clasificate după coordonate și luminozitate. Datele culese de Hiparh, care, în plus, a descoperit fenomenul precesiunii, au fost elaborate și dezvoltate în continuare datorită lui Claudius Ptolemeu din Alexandria în secolul al II-lea. ANUNȚ El a creat opera fundamentală „Almagest” în treisprezece cărți. Ptolemeu a adunat toate cunoștințele astronomice ale acelei vremuri, le-a clasificat și le-a prezentat într-o formă accesibilă și de înțeles. Almagest a inclus și Catalogul Star. S-a bazat pe observațiile făcute de Hiparh cu patru secole în urmă. Dar Catalogul de stele al lui Ptolemeu mai conținea aproximativ o mie de stele.

Catalogul lui Ptolemeu a fost folosit aproape peste tot timp de un mileniu. El a împărțit stelele în șase clase în funcție de gradul de luminozitate: cele mai strălucitoare au fost atribuite primei clase, cele mai puțin strălucitoare celei de-a doua și așa mai departe.

Clasa a șasea include stele care abia sunt vizibile cu ochiul liber. Termenul „luminozitatea corpurilor cerești” este folosit și astăzi pentru a determina măsura strălucirii corpurilor cerești, nu numai a stelelor, ci și a nebuloaselor, galaxiilor și a altor fenomene cerești.

Amploarea în știința modernă.

La mijlocul secolului al XIX-lea. Astronomul englez Norman Pogson a îmbunătățit metoda de clasificare a stelelor pe baza principiului luminozității, care exista încă din vremea lui Hipparchus și Ptolemeu. Pogson a ținut cont de faptul că diferența de luminozitate dintre cele două clase este de 2,5. Pogson a introdus o nouă scară conform căreia diferența dintre stelele din prima și a șasea clasă este de 100 UA. Adică, raportul de luminozitate al stelelor de prima magnitudine este 100. Acest raport corespunde unui interval de 5 magnitudini.

Mărimea relativă și absolută.

Magnitudinea, măsurată cu instrumente speciale montate într-un telescop, indică cât de multă lumină de la o stea ajunge la un observator de pe Pământ. Lumina parcurge distanța de la stea până la noi și, în consecință, cu cât steaua este mai departe, cu atât apare mai slabă. Adică, atunci când se determină magnitudinea stelelor, este necesar să se țină cont de distanța până la stea. În acest caz vorbim de magnitudine relativă. Depinde de distanta.

Sunt stele foarte strălucitoare și foarte slabe. Pentru a compara luminozitatea stelelor, indiferent de distanța lor de Pământ, a fost introdus conceptul de „magnitudine stelară absolută”. Caracterizează luminozitatea unei stele la o anumită distanță de 10 parsecs (10 parsecs = 3,26 ani lumină). Pentru a determina magnitudinea absolută, trebuie să cunoașteți distanța până la stea.

Culoarea stelelor.

Următoarea caracteristică importantă a unei stele este culoarea acesteia. Privind stelele chiar și cu ochiul liber, poți vedea că nu sunt toate la fel.

Există stele albastre, galbene, portocalii, roșii, nu doar albe. Culoarea stelelor spune multe astronomilor, în primul rând în funcție de temperatura suprafeței stelei. Stelele roșii sunt cele mai reci, temperatura lor este de aproximativ 2000-3000 o C. Stelele galbene, precum Soarele nostru, au o temperatură medie de 5000-6000 o C. Cele mai fierbinți sunt stelele albe și albastre, temperatura lor este de 50000-60000 o C. si mai sus.

Linii misterioase.

Dacă trecem lumina stelelor printr-o prismă, obținem un așa-numit spectru; acesta va fi intersectat de linii. Aceste linii sunt un fel de „carte de identificare” a stelei, deoarece astronomii le pot folosi pentru a determina compoziția chimică a straturilor de suprafață ale stelelor. Liniile aparțin unor elemente chimice diferite.

Comparând liniile din spectrul stelar cu liniile realizate în laborator, se poate determina ce elemente chimice sunt incluse în compoziția stelelor. În spectre, liniile principale sunt hidrogenul și heliul; aceste elemente sunt cele care alcătuiesc partea principală a stelei. Dar există și elemente din grupa metalelor - fier, calciu, sodiu etc. În spectrul solar luminos, sunt vizibile linii ale aproape tuturor elementelor chimice.

DIAGRAMA HERZSPRUNG-RUSSELL.

Printre parametrii care caracterizează o stea, există doi cei mai importanți: temperatura și magnitudinea absolută. Indicatorii de temperatură sunt strâns legați de culoarea stelei, iar magnitudinea absolută este strâns legată de clasa spectrală. Aceasta se referă la clasificarea stelelor în funcție de intensitatea liniilor din spectrele lor. Conform clasificării utilizate în prezent, stelele sunt împărțite în șapte clase spectrale principale în funcție de spectrele lor. Ele sunt desemnate prin literele latine O, B, A, F, G, K, M. În această secvență temperatura stelelor scade de la câteva zeci de mii de grade din clasa O la 2000-3000 de grade de tip M. stele.

Mărimea absolută, adică O măsură a luminozității care indică cantitatea de energie emisă de o stea. Se poate calcula teoretic, cunoscând distanța stelei.

Idee extraordinară.

Ideea de a conecta cei doi parametri principali ai unei stele a venit în mintea a doi oameni de știință în 1913, care au lucrat independent unul de celălalt.

Vorbim despre astronomul olandez Einar Hertzsprung și despre astrofizicianul american Henry Norris Russell. Oamenii de știință au lucrat la o distanță de mii de kilometri unul de celălalt. Ei au creat un grafic care a legat împreună cei doi parametri principali. Axa orizontală reflectă temperatura, axa verticală – mărimea absolută. Rezultatul a fost o diagramă căreia i s-au dat numele a doi astronomi - diagrama Hertzsprung-Russell sau, mai simplu, diagrama H-R.

Steaua este un criteriu.

Să vedem cum este realizată diagrama G-R. În primul rând, trebuie să selectați o stea criteriu. O stea a cărei distanță este cunoscută sau alta cu o magnitudine absolută deja calculată este potrivită pentru aceasta.

Trebuie avut în vedere faptul că intensitatea luminoasă a oricărei surse, fie că este o lumânare, un bec sau o stea, se modifică în funcție de distanță. Aceasta se exprimă matematic după cum urmează: intensitatea luminozității „I” la o anumită distanță „d” de sursă este invers proporțională cu „d2”. În practică, aceasta înseamnă că dacă distanța se dublează, intensitatea luminozității scade de patru ori.

Apoi ar trebui determinată temperatura stelelor selectate. Pentru a face acest lucru, trebuie să identificați clasa lor spectrală, culoarea și apoi să determinați temperatura. În prezent, în loc de tipul spectral, este utilizat un alt indicator echivalent - „indicele de culoare”.

Acești doi parametri sunt reprezentați pe același plan cu temperatura în scădere de la stânga la dreapta pe abscisă. Luminozitatea absolută este fixată la ordonată, se observă o creștere de jos în sus.

Secvența principală.

Pe o diagramă H-R, stelele sunt situate de-a lungul unei linii diagonale care merge de jos în sus și de la stânga la dreapta. Această bandă se numește Secvența Principală. Stelele care o compun se numesc stele Main Sequence. Soarele aparține acestui grup. Acesta este un grup de stele galbene cu o temperatură la suprafață de aproximativ 5600 de grade. Stelele din Secvența Principală se află în cea mai „fază liniștită” a existenței lor. În adâncurile nucleelor ​​lor, atomii de hidrogen se amestecă și se formează heliu. Faza secvenței principale reprezintă 90% din durata de viață a unei stele. Din 100 de stele, 90 sunt în această fază, deși sunt distribuite în poziții diferite în funcție de temperatură și luminozitate.

Secvența principală este o „regiune îngustă”, ceea ce indică faptul că stelele au dificultăți în menținerea unui echilibru între forța gravitațională, care trage spre interior, și forța generată de reacțiile nucleare, care trage spre exteriorul zonei. O stea precum Soarele, egală cu 5600 de grade, trebuie să aibă o magnitudine absolută de aproximativ +4,7 pentru a menține echilibrul. Aceasta rezultă din diagrama G-R.

Giganți roșii și pitici albe.

Giganții roșii se găsesc în zona din dreapta sus, situată pe partea exterioară a Secvenței principale. O trăsătură caracteristică a acestor stele este temperatura lor foarte scăzută (aproximativ 3000 de grade), dar în același timp sunt mai strălucitoare decât stelele care au aceeași temperatură și sunt situate în Secvența Principală.

Desigur, se pune întrebarea: dacă energia emisă de o stea depinde de temperatură, atunci de ce stelele cu aceeași temperatură au grade diferite de luminozitate. Explicația trebuie căutată în mărimea stelelor. Giganții roșii sunt mai strălucitori deoarece suprafața lor emitentă este mult mai mare decât cea a stelelor din secvența principală.

Nu întâmplător acest tip de stea se numește „gigant”. Într-adevăr, diametrul lor poate depăși de 200 de ori diametrul Soarelui, aceste stele putând ocupa un spațiu de 300 de milioane de km, adică de două ori distanța de la Pământ la Soare! Folosind afirmația despre influența dimensiunii unei stele, vom încerca să explicăm câteva aspecte în existența altor stele - piticele albe. Ele sunt situate în partea stângă jos a diagramei H-R.

Piticile albe sunt stele foarte fierbinți, dar foarte slabe. La aceeași temperatură cu stelele mari și fierbinți alb-albastru din Secvența Principală, piticele albe au dimensiuni mult mai mici. Acestea sunt stele foarte dense și compacte, sunt de 100 de ori mai mici decât Soarele, diametrul lor este aproximativ același cu cel al Pământului. Un exemplu izbitor al densității ridicate a piticelor albe este că un centimetru cub din materia din care constau trebuie să cântărească aproximativ o tonă!

Grupuri de stele globulare.

Când se compilează diagrame HR ale clusterelor de stele globulare, care conțin în principal stele vechi, este foarte dificil să se determine secvența principală. Urmele sale sunt înregistrate în principal în zona inferioară, unde sunt concentrate stelele mai reci. Acest lucru se datorează faptului că stelele fierbinți și strălucitoare au trecut deja de faza stabilă a existenței lor și se deplasează spre dreapta, în zona gigantului roșu, iar dacă au trecut-o, atunci în zona piticii albe. Dacă oamenii ar fi capabili să urmărească toate etapele evolutive ale unei stele de-a lungul vieții sale, ar putea vedea cum își schimbă caracteristicile.

De exemplu, atunci când hidrogenul din miezul unei stele încetează să ardă, temperatura din stratul exterior al stelei scade, iar stratul însuși se extinde. Steaua părăsește faza Secvenței principale și se îndreaptă spre partea dreaptă a diagramei. Acest lucru se aplică în primul rând stelelor cu masă mare și cele mai strălucitoare; acest tip evoluează mai repede.

De-a lungul timpului, stelele ies din Secvența principală. Diagrama înregistrează un „punct de cotitură”, datorită căruia este posibil să se calculeze destul de precis vârsta stelelor în grupuri. Cu cât „punctul de cotitură” este mai mare pe diagramă, cu atât clusterul este mai tânăr și, în consecință, cu cât este mai jos pe diagramă, cu atât clusterul de stele este mai vechi.

Sensul diagramei.

Diagrama Hertzsprung-Russell este de mare ajutor în studierea evoluției stelelor de-a lungul existenței lor. În acest timp, stelele suferă schimbări și transformări, iar în unele perioade sunt foarte profunde. Știm deja că stelele diferă nu prin propriile caracteristici, ci prin tipurile de faze în care se află la un moment dat.

Folosind această diagramă puteți calcula distanța până la stele. Puteți selecta orice stea situată în Secvența principală cu o temperatură deja determinată și puteți vedea progresul acesteia pe diagramă.

DISTANTA PENTRU STELE.

Când privim cu ochiul liber cerul, stelele, chiar și cele mai strălucitoare, ni se par niște puncte strălucitoare situate la aceeași distanță de noi. Bolta cerului se întinde deasupra noastră ca un covor. Nu întâmplător pozițiile stelelor sunt exprimate doar în două coordonate (ascensiunea dreaptă și declinația), și nu în trei, de parcă ar fi situate la suprafață și nu în spațiul tridimensional. Cu ajutorul telescoapelor, nu putem obține toate informațiile despre stele; de ​​exemplu, din fotografiile telescopului spațial Hubble, nu putem determina cu exactitate la ce distanță se află stelele.

Adâncimea spațiului.

Oamenii au aflat relativ recent că Universul are și o a treia dimensiune – adâncimea. Abia la începutul secolului al XIX-lea, datorită îmbunătățirii echipamentelor și instrumentelor astronomice, oamenii de știință au putut măsura distanța până la unele stele. Prima a fost steaua 61 Cygni. Astronomul F.V. Bessel a descoperit că se afla la o distanță de 10 ani lumină. Bessel a fost unul dintre primii astronomi care au măsurat „paralaxa anuală”. Până acum, metoda „paralaxei anuale” a stat la baza măsurării distanței până la stele. Aceasta este o metodă pur geometrică - doar măsurați unghiul și calculați rezultatul.

Dar simplitatea metodei nu corespunde întotdeauna eficacității. Datorită distanței mari a stelelor, unghiurile sunt foarte mici. Ele pot fi măsurate cu ajutorul telescoapelor. Unghiul de paralaxă al stelei Proxima Centauri, cel mai apropiat din sistemul triplu Alpha Centauri, este mic (versiunea exactă de 0,76), dar din acest unghi se vede o monedă de o sută de lire la o distanță de zece kilometri. Desigur, cu cât distanța este mai mare, cu atât unghiul devine mai mic.

Inexactități inevitabile.

Erorile în ceea ce privește determinarea paralaxei sunt destul de posibile, iar numărul lor crește pe măsură ce obiectul se îndepărtează. Deși, cu ajutorul telescoapelor moderne, se pot măsura unghiuri cu o precizie de o miime, tot vor exista erori: la o distanță de 30 de ani lumină vor fi aproximativ 7%, 150 de ani lumină. ani - 35%, iar 350 St. ani – până la 70%. Desigur, inexactitățile mari fac măsurătorile inutile. Folosind „metoda paralaxei”, este posibilă determinarea cu succes a distanțelor până la câteva mii de stele situate într-o zonă de aproximativ 100 de ani lumină. Dar în galaxia noastră există mai mult de 100 de miliarde de stele, al căror diametru este de 100.000 de ani lumină!

Există mai multe variante ale metodei paralaxei anuale, cum ar fi paralaxa seculară. Metoda ține cont de mișcarea Soarelui și a întregului sistem solar în direcția constelației Hercule, cu o viteză de 20 km/sec. Cu această mișcare, oamenii de știință au posibilitatea de a colecta baza de date necesară pentru a efectua un calcul de paralaxă cu succes. În zece ani, au fost obținute de 40 de ori mai multe informații decât era posibil anterior.

Apoi, folosind calcule trigonometrice, se determină distanța până la o anumită stea.

Distanța până la grupurile de stele.

Este mai ușor de calculat distanța până la grupurile de stele, în special cele deschise. Stelele sunt situate relativ aproape una de alta, prin urmare, calculând distanța până la o stea, puteți determina distanța până la întregul grup de stele.

În plus, în acest caz, metodele statistice pot fi folosite pentru a reduce numărul de inexactități. De exemplu, metoda „punctelor convergente”, este adesea folosită de astronomi. Se bazează pe faptul că în timpul observării pe termen lung a stelelor dintr-un cluster deschis, sunt identificate cele care se deplasează către un punct comun, care se numește punct convergent. Măsurând unghiurile și vitezele radiale (adică viteza de apropiere și depărtare de Pământ), puteți determina distanța până la clusterul stelar. Folosind această metodă există o posibilă inexactitate de 15% la o distanță de 1500 de ani lumină. De asemenea, este folosit la distanțe de 15.000 de ani lumină, ceea ce este destul de potrivit pentru corpurile cerești din galaxia noastră.

Principal Secvenţă Montaj – stabilirea Secvenței principale.

Pentru a determina distanța până la grupurile de stele îndepărtate, de exemplu până la Pleiade, puteți proceda după cum urmează: construiți o diagramă G-R, pe axa verticală notați magnitudinea stelară aparentă (și nu magnitudinea absolută, deoarece depinde de distanță), care depinde de temperatura.

Apoi ar trebui să comparați imaginea rezultată cu diagrama G-R Iad; are multe caracteristici comune în ceea ce privește secvențele principale. Prin combinarea cât mai strânsă a celor două diagrame, este posibil să se determine Secvența Principală a clusterului de stele a cărui distanță trebuie măsurată.

Atunci trebuie folosită ecuația:

m-M=5log(d)-5, unde

m – mărimea aparentă;

M – magnitudine absolută;

d – distanta.

În engleză, această metodă se numește „Main Sequence Fitting”. Poate fi folosit pentru grupuri de stele deschise, cum ar fi NGC 2362, Alpha Persei, III Cephei, NGC 6611. Astronomii au încercat să determine distanța până la celebrul cluster dublu deschis de stele din constelația Perseus ("h" și "chi"), unde sunt situate multe stele -supergianti. Dar datele s-au dovedit a fi contradictorii. Folosind metoda „Main Sequence Fitting”, este posibil să se determine distanțe de până la 20.000-25.000 de ani lumină, aceasta este o cincime din galaxia noastră.

Intensitatea luminii și distanța.

Cu cât un corp ceresc este mai departe, cu atât lumina lui apare mai slabă. Această poziție este în concordanță cu legea optică, conform căreia intensitatea luminii „I” este invers proporțională cu distanța la pătrat „d”.

De exemplu, dacă o galaxie este situată la o distanță de 10 milioane de ani lumină, atunci o altă galaxie situată la 20 de milioane de ani lumină distanță are o luminozitate de patru ori mai mică decât prima. Adică, din punct de vedere matematic, relația dintre cele două mărimi „I” și „d” este precisă și măsurabilă. În limbajul astrofizicii, intensitatea luminii este mărimea absolută a mărimii stelare M a unui obiect ceresc, distanța până la care ar trebui măsurată.

Folosind ecuația m-M=5log(d)-5 (reflectă legea modificării luminozității) și știind că m poate fi determinat întotdeauna folosind un fotometru și M este cunoscut, se măsoară distanța „d”. Deci, cunoscând magnitudinea absolută, folosind calcule nu este dificil să se determine distanța.

Absorbția interstelară.

Una dintre principalele probleme asociate cu metodele de măsurare a distanței este problema absorbției luminii. În drumul său spre Pământ, lumina parcurge distanțe mari, trecând prin praful și gazul interstelar. În consecință, o parte din lumină este adsorbită și, când ajunge la telescoapele instalate pe Pământ, are deja o putere neoriginală. Oamenii de știință numesc aceasta „extincție”, slăbirea luminii. Este foarte important să se calculeze cantitatea de extincție atunci când se utilizează o serie de metode, cum ar fi candela. În acest caz, mărimile absolute exacte trebuie cunoscute.

Nu este dificil să se determine extincția pentru Galaxia noastră - doar luați în considerare praful și gazele din Calea Lactee. Este mai dificil de determinat stingerea luminii de la un obiect dintr-o altă galaxie. La dispariția de-a lungul căii din Galaxia noastră, trebuie să adăugăm și o parte din lumina absorbită de la alta.

EVOLUȚIA STELELOR.

Viața internă a unei stele este reglementată de influența a două forțe: forța gravitațională, care contracarează steaua și o reține, și forța eliberată în timpul reacțiilor nucleare care au loc în nucleu. Dimpotrivă, tinde să „împingă” steaua în spațiul îndepărtat. În timpul etapei de formare, o stea densă și comprimată este puternic influențată de gravitație. Ca urmare, are loc o încălzire puternică, temperatura ajunge la 10-20 de milioane de grade. Acest lucru este suficient pentru a începe reacțiile nucleare, în urma cărora hidrogenul este transformat în heliu.

Apoi, pe o perioadă lungă de timp, cele două forțe se echilibrează reciproc, steaua este într-o stare stabilă. Când combustibilul nuclear din miez se epuizează treptat, steaua intră într-o fază de instabilitate, două forțe opuse. Vine un moment critic pentru o stea; o varietate de factori intră în joc - temperatura, densitatea, compoziția chimică. Masa stelei este pe primul loc; viitorul acestui corp ceresc depinde de ea - fie steaua va exploda ca o supernova, fie se va transforma într-o pitică albă, o stea neutronică sau o gaură neagră.

Cum se epuizează hidrogenul?

Doar cele mai mari dintre corpurile cerești devin stele, cele mai mici devin planete. Există și corpuri de masă medie, sunt prea mari pentru a aparține clasei planetelor și prea mici și reci pentru ca reacțiile nucleare caracteristice stelelor să apară în adâncurile lor.

Deci, o stea se formează din nori de gaz interstelar. După cum sa menționat deja, vedeta rămâne într-o stare echilibrată pentru o perioadă destul de lungă. Apoi vine o perioadă de instabilitate. Soarta ulterioară a stelei depinde de diverși factori. Luați în considerare o stea mică ipotetică a cărei masă este între 0,1 și 4 mase solare. O trăsătură caracteristică a stelelor cu masă mică este absența convecției în straturile interioare, adică. Substanțele care alcătuiesc steaua nu se amestecă, așa cum se întâmplă la stelele cu masă mare.

Aceasta înseamnă că atunci când hidrogenul din miez se epuizează, nu există rezerve noi ale acestui element în straturile exterioare. Hidrogenul arde și se transformă în heliu. Încetul cu încetul, miezul se încălzește, straturile de suprafață își destabilizează propria structură, iar steaua, după cum se poate observa din diagrama H-R, părăsește încet Secvența Principală. În noua fază, densitatea materiei din interiorul stelei crește, compoziția nucleului „degenerează” și ca urmare apare o consistență deosebită. Este diferit de materia normală.

Modificarea materiei.

Când materia se schimbă, presiunea depinde doar de densitatea gazelor, nu de temperatură.

În diagrama Hertzsprung-Russell, steaua se mișcă la dreapta și apoi în sus, apropiindu-se de regiunea gigantului roșu. Dimensiunile sale cresc semnificativ și, din această cauză, temperatura straturilor exterioare scade. Diametrul unui gigant roșu poate atinge sute de milioane de kilometri. Când soarele nostru intră în această fază, va „înghiți” atât Mercur, cât și Venus, iar dacă nu poate capta Pământul, îl va încălzi într-o asemenea măsură încât viața pe planeta noastră va înceta să mai existe.

În timpul evoluției unei stele, temperatura nucleului acesteia crește. Mai întâi au loc reacții nucleare, apoi, la atingerea temperaturii optime, heliul începe să se topească. Când se întâmplă acest lucru, creșterea bruscă a temperaturii de la miez provoacă o erupție și steaua se deplasează rapid în partea stângă a diagramei H-R. Acesta este așa-numitul „bliț de heliu”. În acest moment, miezul care conține heliu arde împreună cu hidrogenul, care face parte din învelișul care înconjoară miezul. Pe diagrama H-R, această etapă este înregistrată prin deplasarea spre dreapta de-a lungul unei linii orizontale.

Ultimele faze ale evoluției.

Când heliul este transformat într-o hidrocarbură, miezul este modificat. Temperatura acestuia crește până când carbonul începe să ardă. Apare un nou focar. În orice caz, în ultimele faze ale evoluției stelei, se remarcă o pierdere semnificativă a masei sale. Acest lucru se poate întâmpla treptat sau brusc, în timpul unei izbucniri, când straturile exterioare ale stelei izbucnesc ca o bulă mare. În acest din urmă caz, se formează o nebuloasă planetară - o înveliș sferică, care se răspândește în spațiul cosmic cu o viteză de câteva zeci sau chiar sute de km/sec.

Soarta finală a unei stele depinde de masa rămasă după tot ce i se întâmplă. Dacă în timpul tuturor transformărilor și erupțiilor a ejectat multă materie și masa sa nu depășește 1,44 mase solare, steaua se transformă într-o pitică albă. Aceasta este numită „limita Chandrasekhar” după astrofizicianul pakistanez Subrahmanyan Chandrasekhar. Aceasta este masa maximă a unei stele la care s-ar putea să nu aibă loc un capăt catastrofal din cauza presiunii electronilor din miez.

După izbucnirea straturilor exterioare, nucleul stelei rămâne, iar temperatura suprafeței acesteia este foarte ridicată - aproximativ 100.000 o K. Steaua se deplasează spre marginea stângă a diagramei H-R și coboară. Luminozitatea sa scade pe măsură ce dimensiunea sa scade.

Steaua ajunge încet în zona piticii albe. Acestea sunt stele cu diametru mic, dar cu densitate foarte mare, de un milion și jumătate de ori densitatea apei.

O pitică albă reprezintă stadiul final al evoluției stelelor, fără izbucniri. Ea se răcește treptat. Oamenii de știință cred că sfârșitul piticii albe este foarte lent, cel puțin de la începutul Universului, se pare că nici măcar o pitică albă nu a suferit de „moarte termică”.

Dacă steaua este mare și masa ei este mai mare decât Soarele, va exploda ca o supernova. În timpul unei erupții, o stea se poate prăbuși complet sau parțial. În primul caz, ceea ce va rămâne în urmă este un nor de gaz cu substanțe reziduale ale stelei. În al doilea, va rămâne un corp ceresc de cea mai mare densitate - o stea neutronică sau o gaură neagră.

STELE VARIABILE.

Conform conceptului lui Aristotel, corpurile cerești ale Universului sunt eterne și permanente. Dar această teorie a suferit schimbări semnificative odată cu apariția în secolul al XVII-lea. primul binoclu. Observațiile efectuate în secolele următoare au demonstrat că, de fapt, aparenta constanță a corpurilor cerești se explică prin lipsa tehnologiei de observare sau imperfecțiunea acesteia. Oamenii de știință au ajuns la concluzia că variabilitatea este o caracteristică comună tuturor tipurilor de stele. În timpul evoluției, o stea trece prin mai multe etape, în timpul cărora principalele sale caracteristici - culoarea și luminozitatea - suferă modificări profunde. Ele apar în timpul existenței unei stele, care este de zeci sau sute de milioane de ani, astfel încât o persoană nu poate fi martor ocular la ceea ce se întâmplă. Pentru unele clase de stele, schimbările care apar sunt înregistrate în perioade scurte de timp, de exemplu, pe parcursul mai multor luni, zile sau o parte a unei zile. Schimbările stelei și fluxurile sale luminoase pot fi măsurate de mai multe ori în nopțile următoare.

Măsurătorile.

De fapt, această problemă nu este atât de simplă pe cât pare la prima vedere. Atunci când se efectuează măsurători, este necesar să se țină cont de condițiile atmosferice, iar acestea se schimbă, uneori semnificativ în decurs de o noapte. În acest sens, datele privind fluxurile luminoase ale stelelor variază semnificativ.

Este foarte important să poți distinge schimbările reale ale fluxului luminos, iar acestea sunt direct legate de luminozitatea stelei, de cele aparente, care se explică prin modificările condițiilor atmosferice.

Pentru a face acest lucru, se recomandă compararea fluxurilor de lumină ale stelei observate cu alte stele - repere vizibile printr-un telescop. Dacă modificările sunt evidente, de ex. asociate cu modificările condițiilor atmosferice, ele afectează toate stelele observate.

Obținerea datelor corecte despre starea stelei la un moment dat este primul pas. Apoi, o „curbă de lumină” ar trebui să fie întocmită pentru a înregistra posibilele modificări ale luminozității. Va arăta schimbarea în amploare.

Variabile sau nu.

Stelele a căror magnitudine nu este constantă se numesc variabile. Pentru unii dintre ei, variabilitatea este doar aparentă. Acestea sunt în principal stele aparținând sistemului binar. Mai mult, atunci când planul orbital al sistemului coincide mai mult sau mai puțin cu linia vizuală a observatorului, i se poate părea că una dintre cele două stele este complet sau parțial eclipsată de cealaltă și este mai puțin strălucitoare. În aceste cazuri, schimbările sunt periodice; perioadele de schimbare a luminozității stelelor care se eclipsează sunt repetate la intervale care coincid cu perioada orbitală a sistemului binar de stele. Aceste stele sunt numite „variabile eclipsante”.

Următoarea clasă de stele variabile este „variabilele interne”. Amplitudinile fluctuațiilor de luminozitate ale acestor stele depind de parametrii fizici ai stelei, cum ar fi raza și temperatura. De mulți ani, astronomii au observat variabilitatea stelelor variabile. Numai în galaxia noastră au fost înregistrate 30.000 de stele variabile. Au fost împărțiți în două grupe. Prima categorie include „stelele variabile eruptive”. Se caracterizează prin focare unice sau repetate. Schimbările în mărimile stelare sunt episodice. Clasa de „variabile eruptive”, sau cele explozive, include, de asemenea, nova și supernove. Al doilea grup îi include pe toți ceilalți.

Cefeide.

Există stele variabile a căror luminozitate se modifică strict periodic. Modificările apar la anumite intervale. Dacă desenați o curbă de lumină, aceasta va înregistra clar regularitatea modificărilor, în timp ce forma curbei va marca caracteristicile maxime și minime. Diferența dintre fluctuațiile maxime și minime definește un spațiu mare între cele două caracteristici. Stelele de acest tip sunt clasificate ca „variabile pulsatorii”. Din curba luminii putem concluziona că luminozitatea stelei crește mai repede decât scade.

Stelele variabile sunt împărțite în clase. Steaua prototip este luată ca criteriu; această stea este cea care dă numele clasei. Un exemplu sunt Cefeidele. Acest nume vine de la steaua Cepheus. Acesta este cel mai simplu criteriu. Mai există unul - stelele sunt împărțite în funcție de spectrele lor.

Stelele variabile pot fi împărțite în subgrupe în funcție de diferite criterii.

STELE DUBLE.

Stelele din firmament există sub formă de ciorchini, o asociere, și nu ca corpuri individuale. Grupurile de stele pot fi foarte dens populate cu stele sau nu.

Pot exista conexiuni mai strânse între stele; vorbim despre sisteme binare, așa cum le numesc astronomii. Într-o pereche de stele, evoluția uneia o afectează direct pe a doua.

Deschidere.

Descoperirea stelelor duble, așa cum sunt numite acum, a fost una dintre primele descoperiri făcute cu ajutorul binoclului astronomic. Prima pereche a acestui tip de stele a fost Mizar din constelația Ursei Majore. Descoperirea a fost făcută de astronomul italian Riccioli. Având în vedere numărul imens de stele din Univers, oamenii de știință au ajuns la concluzia că Mizar nu era singurul sistem binar dintre ele și au avut dreptate; observațiile au confirmat curând această ipoteză. În 1804, celebrul astronom William Herschel, care a dedicat 24 de ani de observații științifice, a publicat un catalog care conținea descrierile a aproximativ 700 de stele duble. La început, oamenii de știință nu știau sigur dacă componentele sistemului binar erau conectate fizic între ele.

Unele minți strălucitoare credeau că stelele duble au fost afectate de asocierea stelară în ansamblu, mai ales că luminozitatea componentelor din pereche nu era aceeași. În acest sens, părea că nu erau în apropiere. Pentru a determina poziția adevărată a corpurilor, a fost necesar să se măsoare deplasările paralactice ale stelelor. Asta a făcut Herschel. Spre cea mai mare surpriză, deplasarea paralactică a unei stele față de alta în timpul măsurării a dat un rezultat neașteptat. Herschel a observat că în loc să oscileze simetric cu o perioadă de 6 luni, fiecare stea a urmat un traseu elipsoidal complex. În conformitate cu legile mecanicii cerești, două corpuri conectate prin gravitație se mișcă pe o orbită eliptică. Observațiile lui Herschel au confirmat teza conform căreia stelele duble sunt conectate fizic, adică prin forțe gravitaționale.

Clasificarea stelelor duble.

Există trei clase principale de stele duble: binare vizuale, binare fotometrice și binare spectroscopice. Această clasificare nu reflectă pe deplin diferențele interne dintre clase, dar oferă o idee despre asociația stelară.

Dualitatea stelelor duble vizuale este clar vizibilă printr-un telescop în timp ce se mișcă. În prezent, au fost identificate aproximativ 70.000 de binare vizuale, dar doar 1% dintre ele au avut o orbită determinată cu precizie.

Această cifră (1%) nu ar trebui să fie surprinzătoare. Cert este că perioadele orbitale pot fi de câteva decenii, dacă nu de secole întregi. Și construirea unei căi de-a lungul orbitei este o muncă foarte minuțioasă, care necesită numeroase calcule și observații de la diferite observatoare. Foarte des, oamenii de știință au doar fragmente ale mișcării orbitale; ei reconstruiesc restul căii în mod deductiv, folosind datele disponibile. Trebuie avut în vedere faptul că planul orbital al sistemului poate fi înclinat față de linia de vedere. În acest caz, orbita reconstruită (aparentă) va diferi semnificativ de cea adevărată.

Dacă se determină orbita adevărată, se cunosc perioada de revoluție și distanța unghiulară dintre cele două stele, este posibil, prin aplicarea celei de-a treia legi a lui Kepler, să se determine suma maselor componentelor sistemului. Ar trebui cunoscută și distanța dintre stele duble până la noi.

Stele fotometrice duble.

Dualitatea acestui sistem de stele poate fi judecată numai după fluctuațiile periodice ale luminozității. Când se mișcă, astfel de stele se blochează alternativ reciproc. Ele mai sunt numite și „stele duble eclipsante”. Aceste stele au planuri orbitale apropiate de direcția liniei de vedere. Cu cât suprafața ocupă eclipsa este mai mare, cu atât strălucirea este mai pronunțată. Dacă analizați curba luminii stelelor duble fotometrice, puteți determina înclinația planului orbital.

Folosind curba luminii, puteți determina și perioada orbitală a sistemului. Dacă, de exemplu, se înregistrează două eclipse, curba luminii va avea două scăderi (minim). Perioada de timp în care sunt înregistrate trei scăderi succesive de-a lungul curbei luminii corespunde perioadei orbitale.

Perioadele stelelor binare fotometrice sunt mult mai scurte în comparație cu perioadele stelelor binare vizuale și durează câteva ore sau câteva zile.

Stele duble spectrale.

Folosind spectroscopie, se poate observa divizarea liniilor spectrale din cauza efectului Doppler. Dacă una dintre componente este o stea slabă, atunci se observă doar o oscilație periodică a pozițiilor liniilor simple. Această metodă este folosită atunci când componentele unei stele duble sunt foarte apropiate una de cealaltă și sunt greu de identificat cu un telescop ca stele duble vizuale. Stelele binare determinate folosind un spectroscop și efectul Doppler sunt numite binare spectrale. Nu toate stelele duble sunt spectrale. Cele două componente ale stelelor binare se pot îndepărta și se pot apropia într-o direcție radială.

Observațiile indică faptul că stelele duble se găsesc în principal în galaxia noastră. Este dificil de determinat procentul de stele duble și simple. Dacă folosim metoda scăderii și scădem numărul de stele duble identificate din întreaga populație stelară, putem concluziona că acestea constituie o minoritate. Această concluzie poate fi eronată. În astronomie există conceptul de „efect de selecție”. Pentru a determina binaritatea stelelor, este necesar să se identifice principalele lor caracteristici. Acest lucru necesită un echipament bun. Stelele binare pot fi uneori dificil de identificat. De exemplu, stelele duble vizuale nu pot fi văzute întotdeauna la o distanță mare de observator. Uneori, distanța unghiulară dintre componente nu este înregistrată de telescop. Pentru a detecta binare fotometrice și spectroscopice, luminozitatea lor trebuie să fie suficient de puternică pentru a colecta modulațiile fluxului de lumină și pentru a măsura cu atenție lungimile de undă în liniile spectrale.

Numărul de stele potrivite din toate punctele de vedere pentru cercetare nu este atât de mare. Conform evoluțiilor teoretice, se poate presupune că stelele duble reprezintă între 30% și 70% din populația stelară.

NOI STELE.

Stelele explozive variabile constau dintr-o pitică albă și o stea din secvența principală, cum ar fi Soarele, sau o stea post-secvență, ca o gigantă roșie. Ambele stele urmează o orbită îngustă la fiecare câteva ore. Sunt situate la o distanță apropiată unul de celălalt și, prin urmare, interacționează strâns și provoacă fenomene spectaculoase.

De la mijlocul secolului al XIX-lea, oamenii de știință au înregistrat predominanța culorii violete în anumite momente în banda optică a stelelor explozive variabile; acest fenomen coincide cu prezența vârfurilor în curba luminii. Pe baza acestui principiu, stelele au fost împărțite în mai multe grupuri.

Novae clasice.

Novele clasice diferă de variabilele explozive prin faptul că izbucnirile lor optice nu au un caracter repetat. Amplitudinea curbei lor de lumină este exprimată mai clar, iar creșterea până la punctul maxim are loc mult mai rapid. Ele ating de obicei luminozitatea maximă în câteva ore, timp în care noua stea capătă o magnitudine de aproximativ 12, adică fluxul luminos crește cu 60.000 de unități.

Cu cât procesul de creștere la maxim este mai lent, cu atât este mai puțin vizibilă schimbarea luminozității. Nova nu rămâne în poziția maximă pentru mult timp; această perioadă durează de obicei de la câteva zile la câteva luni. Strălucirea începe apoi să scadă, la început rapid, apoi mai încet la niveluri normale. Durata acestei faze depinde de diverse circumstanțe, dar durata ei este de cel puțin câțiva ani.

În noile stele clasice, toate aceste fenomene sunt însoțite de reacții termonucleare necontrolate care au loc în straturile de suprafață ale piticii albe, care este locul în care se află hidrogenul „împrumutat” de la a doua componentă a stelei. Stelele noi sunt întotdeauna binare, una dintre componente este neapărat o pitică albă. Când masa componentei steluței curge către pitica albă, stratul de hidrogen începe să se comprime și să se încălzească, în consecință, temperatura crește, iar heliul se încălzește. Toate acestea se întâmplă rapid, brusc, ducând la un focar. Suprafața emițătoare crește, luminozitatea stelei devine strălucitoare și se înregistrează o explozie în curba luminii.

În timpul fazei de flare activă, nova atinge luminozitatea maximă. Magnitudinea absolută maximă este de ordinul de la -6 la -9. la stele noi această cifră se atinge mai lent, la stelele explozive variabile se realizează mai repede.

Stele noi există și în alte galaxii. Dar ceea ce observăm este doar magnitudinea lor aparentă; mărimea absolută nu poate fi determinată, deoarece distanța lor exactă față de Pământ este necunoscută. Deși, în principiu, se poate afla magnitudinea absolută a unei noi dacă aceasta se află în apropiere maximă de o altă nouă, distanța la care este cunoscută. Valoarea maximă absolută se calculează folosind ecuația:

M=-10,9+2,3log (t).

t este timpul în care curba luminii noii scade la 3 magnitudini.

Nova pitice și nova repetitivă.

Cele mai apropiate rude ale novelor sunt nova pitică, prototipul lor „U Gemeni”. Erupțiile lor optice sunt aproape asemănătoare cu cele ale stelelor noi, dar există diferențe în curbele luminii: amplitudinile lor sunt mai mici. Există, de asemenea, diferențe în ceea ce privește frecvența erupțiilor - la noile stele pitice apar mai mult sau mai puțin regulat. În medie, o dată la 120 de zile, dar uneori la câțiva ani. Sclipirile optice ale noii durează de la câteva ore până la câteva zile, după care luminozitatea scade în câteva săptămâni și ajunge în final la niveluri normale.

Diferența existentă poate fi explicată prin diferite mecanisme fizice care provoacă blițul optic. În Gemeni U, erupțiile apar din cauza unei schimbări bruște a procentului de materie pe pitica albă - o creștere a acesteia. Rezultatul este o eliberare uriașă de energie. Observațiile noii pitice în timpul fazei de eclipsă, adică atunci când pitica albă și discul care o înconjoară sunt ascunse de o stea componentă a sistemului, indică în mod clar că este pitica albă, sau mai degrabă discul său, care este sursa de ușoară.

Novele recurente sunt o încrucișare între nova clasică și nova pitică. După cum sugerează și numele, erupțiile lor optice se repetă în mod regulat, ceea ce le face similare cu noile stele pitice, dar acest lucru se întâmplă după câteva decenii. Creșterea luminozității în timpul unei erupții este mai pronunțată și se ridică la aproximativ 8 magnitudini; această caracteristică le aduce mai aproape de nova clasică.

DESCHIS CUMPLURI DE STELE.

Grupurile de stele deschise nu sunt greu de găsit. Se numesc clustere de galaxii. Vorbim despre formațiuni care includ de la câteva zeci până la câteva mii de stele, majoritatea fiind vizibile cu ochiul liber. Grupurile de stele apar observatorului ca o secțiune a cerului punctată dens cu stele. De regulă, astfel de zone de concentrare a stelelor sunt clar vizibile pe cer, dar se întâmplă, destul de rar, ca clusterul să nu se distingă practic. Pentru a determina dacă vreo parte a cerului este un grup de stele sau dacă vorbim despre stele situate pur și simplu aproape una de alta, ar trebui să studiem mișcarea lor și să determine distanța până la Pământ. Stelele care alcătuiesc clusterele se mișcă în aceeași direcție. În plus, dacă stelele care nu sunt departe unele de altele sunt situate la aceeași distanță de sistemul solar, ele sunt, desigur, conectate între ele prin forțe gravitaționale și formează un grup deschis.

Clasificarea clusterelor de stele.

Întinderea acestor sisteme stelare variază de la 6 la 30 de ani lumină, cu o întindere medie de aproximativ doisprezece ani lumină. În interiorul clusterelor stelare, stelele sunt concentrate haotic, nesistematic. Clusterul nu are o formă clar definită. Când se clasifică clusterele de stele, trebuie să se țină cont de măsurătorile unghiulare, de numărul total aproximativ de stele, de gradul lor de concentrare în cluster și de diferențele de luminozitate.

În 1930, astronomul american Robert Trumpler a propus clasificarea clusterelor în funcție de următorii parametri. Toate clusterele au fost împărțite în patru clase în funcție de concentrația de stele și au fost desemnate cu cifre romane de la I la IV. Fiecare dintre cele patru clase este împărțită în trei subclase pe baza uniformității luminozității stelelor. Prima subclasă include clustere în care stelele au aproximativ același grad de luminozitate, a treia - cu o diferență semnificativă în acest sens. Atunci astronomul american a mai introdus trei categorii pentru clasificarea clusterelor de stele în funcție de numărul de stele incluse în cluster. Prima categorie „p” include sisteme cu mai puțin de 50 de stele. Al doilea „m” este un cluster cu de la 50 la 100 de stele. Al treilea - cei cu peste 100 de stele. De exemplu, conform acestei clasificări, un grup de stele desemnat în catalog drept „I 3p” este un sistem format din mai puțin de 50 de stele, dens concentrat pe cer și având grade diferite de luminozitate.

Uniformitatea stelelor.

Toate stelele aparținând oricărui cluster stelar deschis au o trăsătură caracteristică - omogenitatea. Aceasta înseamnă că s-au format din același nor de gaz și au avut la început aceeași compoziție chimică. În plus, există o presupunere că toți au apărut în același timp, adică au aceeași vârstă. Diferențele dintre ele pot fi explicate prin cursul diferit de dezvoltare, iar acest lucru este determinat de masa stelei din momentul formării sale. Oamenii de știință știu că stelele mari au o durată de viață mai scurtă în comparație cu stelele mici. Cele mari evoluează mult mai repede. În general, clusterele deschise de stele sunt sisteme cerești formate din stele relativ tinere. Acest tip de clustere de stele se află în principal în brațele spiralate ale Căii Lactee. Aceste zone au fost zone active de formare a stelelor în trecutul recent. Excepție fac clusterele NGC 2244, NGC 2264 și NGC6530, vârsta lor fiind de câteva zeci de milioane de ani. Acesta este un timp scurt pentru stele.

Vârsta și compoziția chimică.

Stelele din clustere deschise sunt conectate prin gravitație. Dar pentru că această conexiune nu este suficient de puternică, clusterele deschise se pot dezintegra. Acest lucru se întâmplă pe o perioadă lungă de timp. Procesul de dizolvare este asociat cu influența gravitației de la stele individuale situate în apropierea clusterului.

Practic nu există stele vechi în grupuri deschise de stele. Deși există și excepții. Acest lucru se aplică în primul rând clusterelor mari, în care legătura dintre stele este mult mai puternică. În consecință, vechimea unor astfel de sisteme este mai mare. Printre acestea se numără NGC 6791. Acest cluster stelar include aproximativ 10.000 de stele și are o vechime de aproximativ 10 miliarde de ani. Orbitele clusterelor mari de stele le duc departe de planul galactic pentru perioade lungi de timp. În consecință, ei au mai puține șanse de a întâlni nori moleculari mari, ceea ce ar putea duce la dizolvarea clusterului de stele.

Stelele din grupurile deschise de stele sunt similare ca compoziție chimică cu Soarele și cu alte stele de pe discul galactic. Diferența de compoziție chimică depinde de distanța de la centrul galaxiei. Cu cât un grup de stele este mai departe de centru, cu atât mai puține elemente din grupul de metal pe care îl conține. Compoziția chimică depinde și de vârsta clusterului stelar. Acest lucru este valabil și pentru stelele singure.

Grupuri de stele globulare.

Grupurile de stele globulare, care numără sute de mii de stele, au un aspect foarte neobișnuit: au o formă sferică, iar stelele sunt concentrate în ele atât de dens încât chiar și cu ajutorul celor mai puternice telescoape este imposibil să distingem obiecte unice. Există o concentrare puternică de stele spre centru.

Cercetările asupra clusterelor globulare sunt importante în astrofizică în ceea ce privește studierea evoluției stelelor, a procesului de formare a galaxiilor, studierea structurii Galaxiei noastre și determinarea vârstei Universului.

Forma Căii Lactee.

Oamenii de știință au descoperit că clusterele globulare s-au format în stadiul inițial al formării galaxiei noastre - gazul protogalactic avea o formă sferică. În timpul interacțiunii gravitaționale până la finalizarea compresiei, ceea ce a dus la formarea discului, în afara acestuia au apărut aglomerări de materie, gaz și praf. Din ele s-au format grupurile de stele globulare. Mai mult, acestea s-au format înainte de apariția discului și au rămas în același loc în care s-au format. Au o structură sferică, un halou, în jurul căreia a fost localizat ulterior planul galaxiei. Acesta este motivul pentru care clusterele globulare sunt distribuite simetric în Calea Lactee.

Studiul problemei locației clusterelor globulare, precum și măsurătorile distanței de la acestea la Soare, au făcut posibilă determinarea extinderii galaxiei noastre până la centru - este de 30.000 de ani lumină.

Grupurile de stele globulare sunt foarte vechi în ceea ce privește timpul de origine. Vârsta lor este de 10-20 de miliarde de ani. Ele reprezintă cel mai important element al Universului și, fără îndoială, cunoștințele despre aceste formațiuni vor oferi un ajutor considerabil în explicarea fenomenelor Universului. Potrivit oamenilor de știință, vârsta acestor grupuri de stele este identică cu vârsta galaxiei noastre și, deoarece toate galaxiile s-au format aproximativ în același timp, înseamnă că vârsta Universului poate fi determinată. Pentru a face acest lucru, timpul de la apariția Universului până la începutul formării galaxiilor ar trebui adăugat la vârsta clusterelor de stele globulare. În comparație cu vârsta clusterelor de stele globulare, aceasta este o perioadă foarte scurtă de timp.

În interiorul nucleelor ​​clusterelor globulare.

Regiunile centrale ale acestui tip de cluster se caracterizează printr-un grad ridicat de concentrare a stelelor, de aproximativ de mii de ori mai mult decât în ​​zonele cele mai apropiate de Soare. Abia în ultimul deceniu a devenit posibil să se examineze nucleele clusterelor de stele globulare sau, mai degrabă, acele obiecte cerești care sunt situate chiar în centru. Acest lucru are o mare importanță în domeniul studierii dinamicii stelelor incluse în nucleu, în ceea ce privește obținerea de informații despre sistemele corpurilor cerești conectate prin forțe gravitaționale - clusterele de stele aparțin tocmai acestei categorii - precum și în ceea ce privește studierea interacțiunea dintre stelele clusterelor prin observații sau prelucrarea datelor pe computer.

Datorită gradului ridicat de concentrare a stelelor, apar adevărate ciocniri și se formează noi obiecte, de exemplu stele, care au propriile lor caracteristici. Pot apărea și sisteme binare; acest lucru se întâmplă atunci când ciocnirea a două stele nu duce la distrugerea lor, dar capturarea reciprocă are loc datorită gravitației.

Familii de clustere de stele globulare.

Grupurile de stele globulare ale galaxiei noastre sunt formațiuni eterogene. Patru familii dinamice se disting după principiul distanței față de centrul galaxiei și după compoziția lor chimică. Unele clustere globulare au mai multe elemente chimice ale grupului metalic, altele au mai puține. Gradul de prezență a metalelor depinde de compoziția chimică a mediului interstelar din care s-au format obiectele cerești. Grupurile globulare cu mai puține metale sunt mai vechi și sunt situate în haloul galaxiei. O compoziție mai mare de metal este caracteristică stelelor mai tinere, acestea s-au format dintr-un mediu deja îmbogățit în metale din cauza exploziilor de supernove - această familie include „clustere de discuri” găsite pe discul galactic.

Haloul conține „clustere de stele halo-interioare” și „clustere de stele halo-exterioare”. Există, de asemenea, „clustere de stele ale părții periferice a halou”, distanța de la care până la centrul galaxiei este cea mai mare.

Influența mediului.

Grupurile de stele nu sunt studiate și împărțite în familii de dragul clasificării ca scop în sine. Clasificarea joacă, de asemenea, un rol important în studierea influenței mediului care înconjoară un cluster stelar asupra evoluției acestuia. În acest caz vorbim despre Galaxy noastră.

Fără îndoială, clusterul stelar este foarte influențat de câmpul gravitațional al discului galaxiei. Grupurile de stele globulare se deplasează în jurul centrului galactic pe orbite eliptice și traversează periodic discul galactic. Acest lucru se întâmplă o dată la 100 de milioane de ani.

Câmpul gravitațional și proiecțiile de maree care emană din planul galactic acționează atât de intens asupra clusterului de stele, încât acesta începe treptat să se dezintegreze. Oamenii de știință cred că unele stele vechi aflate în prezent în galaxie au făcut odată parte din grupurile de stele globulare. Acum s-au prăbușit deja. Se crede că aproximativ 5 grupuri de stele se dezintegrează la fiecare miliard de ani. Acesta este un exemplu de influență a mediului galactic asupra evoluției dinamice a unui cluster de stele globulare.

Sub influența influenței gravitaționale a discului galactic asupra clusterului de stele, are loc și o schimbare a întinderii clusterului. Vorbim de stele situate departe de centrul clusterului; ele sunt influențate într-o măsură mai mare de forța gravitațională a discului galactic, și nu de clusterul stelar în sine. Stelele „se evaporă” și dimensiunea clusterului scade.

STELE SUPERNOVA.

Stelele se nasc, cresc și mor. Sfârșitul lor poate fi lent și treptat sau brusc și catastrofal. Acest lucru este tipic pentru stelele foarte mari care își încheie existența cu o explozie; acestea sunt supernove.

Descoperirea supernovelor.

Timp de secole, natura supernovelor a fost necunoscută oamenilor de știință, dar observațiile lor au fost efectuate din timpuri imemoriale. Multe supernove sunt atât de strălucitoare încât pot fi văzute cu ochiul liber, uneori chiar și în timpul zilei. Primele mențiuni ale acestor stele au apărut în cronicile antice în anul 185 d.Hr. Ulterior, acestea au fost observate cu regularitate și toate datele au fost înregistrate cu scrupulozitate. De exemplu, astronomii de curte ai împăraților Chinei antice au înregistrat multe dintre supernovele descoperite mulți ani mai târziu.

Printre acestea se remarcă supernova care a erupt în 1054 d.Hr. în constelația Taurului. Această rămășiță de supernovă este numită Nebuloasa Crabului datorită formei sale distincte. Astronomii occidentali au început să efectueze observații sistematice ale supernovelor târziu. Abia spre sfârșitul secolului al XVI-lea. referiri la acestea au apărut în documente științifice. Primele observații ale supernovelor de către astronomii europeni datează din 1575 și 1604. În 1885, prima supernovă a fost descoperită în galaxia Andromeda. Acest lucru a fost făcut de baronesa Bertha de Podmanicka.

Din anii 20 ai secolului XX. Datorită inventării plăcilor fotografice, descoperirile de supernove se succed una după alta. În prezent, există până la o mie dintre ele deschise. Găsirea supernovelor necesită multă răbdare și observarea constantă a cerului. Steaua nu trebuie doar să fie foarte strălucitoare, ci și comportamentul ei trebuie să fie neobișnuit și imprevizibil. Nu există atât de mulți „vânători de supernove”; puțin mai mult de zece astronomi se pot lăuda că au descoperit peste 20 de supernove în timpul vieții lor. Liderul în această clasificare interesantă îi aparține lui Fred Zwicky - din 1936, el a identificat 123 de stele.

Ce sunt supernovele?

Supernovele sunt stele care explodează brusc. Această erupție este un eveniment catastrofal, sfârșitul evoluției stelelor mari. În timpul erupțiilor, puterea radiației ajunge la 1051 erg, ceea ce este comparabil cu energia emisă de stea de-a lungul întregii sale vieți. Mecanismele care provoacă erupții în stelele duble și simple sunt diferite.

În primul caz, izbucnirea are loc cu condiția ca a doua stea din sistemul binar să fie o pitică albă. Piticele albe sunt stele relativ mici, masa lor corespunde masei Soarelui, iar la sfârșitul „căii vieții” au dimensiunea unei planete. Pitica albă interacționează cu perechea sa într-un mod gravitațional; „fură” materia din straturile sale de suprafață. Substanța „împrumutată” se încălzește, încep reacțiile nucleare și are loc un focar.

În cel de-al doilea caz, steaua însăși se aprinde; acest lucru se întâmplă atunci când nu mai există condiții pentru reacții termonucleare în adâncurile sale. În această etapă, gravitația domină și steaua începe să se contracte într-un ritm rapid. Din cauza încălzirii bruște ca urmare a compresiei, în miezul stelei încep să apară reacții nucleare necontrolate, energia este eliberată sub formă de fulger, provocând distrugerea stelei.

După fulger, un nor de gaz rămâne și se răspândește în spațiu. Acestea sunt „rămășițe de supernovă” - ceea ce rămâne din straturile de suprafață ale unei stele care explodează. Morfologia resturilor de supernove este diferită și depinde de condițiile în care a avut loc explozia stelei „progenitoare” și de trăsăturile sale interne caracteristice. Norul se răspândește inegal în direcții diferite, ceea ce se datorează interacțiunii cu gazul interstelar, care poate schimba semnificativ forma norului de-a lungul a mii de ani.

Caracteristicile supernovelor.

Supernovele sunt o variație a stelelor variabile eruptive. Ca toate variabilele, supernovele se caracterizează printr-o curbă de lumină și caracteristici ușor de recunoscut. În primul rând, o supernova se caracterizează printr-o creștere rapidă a luminozității, durează câteva zile până când atinge un maxim - această perioadă este de aproximativ zece zile. Apoi strălucirea începe să scadă - mai întâi la întâmplare, apoi în mod constant. Studiind curba luminii, puteți urmări dinamica erupției și puteți studia evoluția acesteia. Partea curbei luminii de la începutul creșterii până la maxim corespunde erupției stelei, coborârea ulterioară înseamnă expansiunea și răcirea învelișului de gaz.

Pitici albi.

În „grădina zoologică cu stele” există o mare varietate de stele, diferite ca mărime, culoare și strălucire. Printre acestea, stelele „moarte” sunt deosebit de impresionante; structura lor internă diferă semnificativ de structura stelelor obișnuite. Categoria de stele moarte include stele mari, pitice albe, stele neutronice și găuri negre. Datorită densității mari a acestor stele, ele sunt clasificate drept stele de „criză”.

Deschidere.

La început, esența piticelor albe a fost un mister complet; tot ce se știa era că aveau o densitate mare în comparație cu stelele obișnuite.

Prima pitică albă care a fost descoperită și studiată a fost Sirius B, o pereche de Sirius, o stea foarte strălucitoare. Folosind a treia lege a lui Kepler, astronomii au calculat masa lui Sirius B: 0,75-0,95 mase solare. Pe de altă parte, luminozitatea sa a fost semnificativ mai mică decât cea a soarelui. Luminozitatea unei stele este legată de pătratul razei sale. După ce au analizat cifrele, astronomii au ajuns la concluzia că dimensiunea lui Sirius este mică. În 1914, a fost compilat spectrul stelar al lui Sirius B și a fost determinată temperatura. Cunoscând temperatura și luminozitatea, am calculat raza - 18.800 de kilometri.

Prima cercetare.

Rezultatul obţinut a marcat descoperirea unei noi clase de stele. În 1925, Adams a măsurat lungimea de undă a unor linii de emisie din spectrul lui Sirius B și a determinat că acestea sunt mai lungi decât se aștepta. Schimbarea spre roșu se încadrează în cadrul teoriei relativității, descoperită de Einstein cu câțiva ani înainte de producerea evenimentelor. Folosind teoria relativității, Adams a reușit să calculeze raza stelei. După descoperirea a încă două stele similare cu Sirius B, Arthur Eddington a ajuns la concluzia că există multe astfel de stele în Univers.

Așadar, s-a stabilit existența piticilor, dar natura lor a rămas totuși un mister. În special, oamenii de știință nu au putut înțelege cum o masă similară cu soarele s-ar putea încadra într-un corp atât de mic. Eddington concluzionează că „la o densitate atât de mare gazul își pierde proprietățile. Cel mai probabil, piticele albe constau din gaz degenerat”.

Esența piticilor albi.

În august 1926, Enrico Fermi și Paul Dirac au dezvoltat o teorie care descrie starea gazului în condiții de densitate foarte mare. Folosind-o, Fowler a găsit în același an o explicație pentru structura stabilă a piticelor albe. În opinia sa, datorită densității sale mari, gazul din interiorul piticii albe este într-o stare degenerată, iar presiunea gazului este practic independentă de temperatură. Stabilitatea unei pitice albe este menținută de faptul că forța gravitațională se opune presiunii gazului din intestinele piticii. Studiul piticelor albe a fost continuat de fizicianul indian Chandrasekhar.

Într-una dintre lucrările sale, publicată în 1931, el face o descoperire importantă - masa piticelor albe nu poate depăși o anumită limită, aceasta se datorează compoziției lor chimice. Această limită este de 1,4 mase solare și este numită „limita Chandrasekhar” în onoarea omului de știință.

Aproape o tonă pe cm3!

După cum sugerează și numele lor, piticele albe sunt stele mici. Chiar dacă masa lor este egală cu masa Soarelui, ele sunt totuși similare ca mărime cu o planetă precum Pământul. Raza lor este de aproximativ 6000 km - 1/100 din raza Soarelui. Având în vedere masa piticelor albe și dimensiunea lor, se poate trage o singură concluzie - densitatea lor este foarte mare. Un centimetru cub de materie pitică albă cântărește aproape o tonă conform standardelor Pământului.

O densitate atât de mare duce la faptul că câmpul gravitațional al stelei este foarte puternic - de aproximativ 100 de ori mai mare decât cel solar și cu aceeași masă.

Principalele caracteristici.

Deși nucleul piticelor albe nu mai suferă reacții nucleare, temperatura sa este foarte ridicată. Căldura se repezi la suprafața stelei și apoi se răspândește în spațiu. Stelele înseși se răcesc încet până devin invizibile. Temperatura de suprafață a „tinerelor” pitice albe este de aproximativ 20.000-30.000 de grade. Piticile albe nu sunt doar albe, există și galbene. În ciuda temperaturii ridicate a suprafeței, datorită dimensiunilor sale mici, luminozitatea este scăzută; magnitudinea absolută poate fi de 12-16. Piticile albe se răcesc foarte încet, motiv pentru care le vedem în număr atât de mare. Oamenii de știință au ocazia să-și studieze principalele caracteristici. Piticile albe sunt incluse în diagrama H-R și ocupă un spațiu mic sub Secvența principală.

STELE ȘI PULSARI NEUTRONI.

Numele „pulsar” provine din combinația engleză „pulsating star” – „pulsating star”. O trăsătură caracteristică a pulsarilor, spre deosebire de alte stele, nu este radiația constantă, ci emisia radio pulsată regulată. Impulsurile sunt foarte rapide, durata unui impuls durează de la miimi de secundă până la, cel mult, câteva secunde. Forma și perioadele pulsului sunt diferite pentru diferiți pulsari. Datorită periodicității stricte a emisiilor radio, pulsarii pot fi considerați cronometre cosmice. În timp, perioadele scad la 10-14 s/s. În fiecare secundă perioada se modifică cu 10-14 secunde, adică scăderea are loc pe parcursul a aproximativ 3 milioane de ani.

Semnale regulate.

Istoria descoperirii pulsarilor este destul de interesantă. Primul pulsar, PSR 1919+21, a fost detectat în 1967 de Bell și Anthony Husch de la Universitatea din Cambridge. Bell, un tânăr fizician, a efectuat cercetări în domeniul radioastronomiei pentru a confirma tezele pe care le-a înaintat. Deodată a descoperit un semnal radio de intensitate moderată într-o zonă apropiată de planul galactic. Lucrul ciudat a fost că semnalul era intermitent - a dispărut și a reapărut la intervale regulate de 1.377 secunde. Se spune că Bell a alergat la profesorul său pentru a-l anunța despre descoperire, dar acesta din urmă nu a acordat atenția cuvenită acestui lucru, crezând că este un semnal radio de pe Pământ.

Cu toate acestea, semnalul a continuat să apară indiferent de radioactivitatea terestră. Acest lucru a indicat că sursa apariției sale nu fusese încă stabilită. De îndată ce datele despre descoperire au fost publicate, au apărut numeroase speculații că semnalele provin de la o civilizație extraterestră fantomatică. Dar oamenii de știință au reușit să înțeleagă esența pulsarilor fără ajutorul lumilor extraterestre.

Esența pulsarilor.

După primul, s-au descoperit mult mai mulți pulsari. Astronomii au ajuns la concluzia că aceste corpuri cerești sunt surse de radiații pulsate. Cele mai numeroase obiecte din Univers sunt stelele, așa că oamenii de știință au decis că aceste corpuri cerești aparțin cel mai probabil clasei stelelor.

Mișcarea rapidă a stelei în jurul axei sale este cel mai probabil cauza pulsațiilor. Oamenii de știință au măsurat perioadele și au încercat să determine esența acestor corpuri cerești. Dacă un corp se rotește cu o viteză care depășește o anumită viteză maximă, se dezintegrează sub influența forțelor centrifuge. Aceasta înseamnă că trebuie să existe o valoare minimă a perioadei de rotație.

Din calculele efectuate a rezultat că pentru ca o stea să se rotească cu o perioadă măsurată în miimi de secundă, densitatea ei ar trebui să fie de ordinul a 1014 g/cm3, ca și cea a nucleelor ​​atomice. Pentru claritate, putem da următorul exemplu: imaginați-vă o masă egală cu Everest în volumul unei bucăți de zahăr.

Stele neutronice.

Începând cu anii treizeci, oamenii de știință au presupus că ceva similar există pe cer. Stelele neutronice sunt corpuri cerești foarte mici, super-dense. Masa lor este aproximativ egală cu 1,5 mase solare, concentrate pe o rază de aproximativ 10 km.

Stelele neutronice constau în principal din neutroni, particule fără sarcină electrică care, împreună cu protonii, formează nucleul unui atom. Datorită temperaturii ridicate din interiorul stelei, materia este ionizată, electronii existând separat de nuclee. La o densitate atât de mare, toate nucleele se descompun în neutronii și protonii lor constituenți. Stelele neutronice sunt rezultatul final al evoluției unei stele cu masă mare. După ce a epuizat sursele de energie termonucleară din adâncurile sale, explodează brusc, ca o supernova. Straturile exterioare ale stelei sunt aruncate în spațiu, în miez are loc colapsul gravitațional și se formează o stea neutronică fierbinte. Procesul de colaps durează o fracțiune de secundă. Ca urmare a prăbușirii, începe să se rotească foarte repede, cu perioade de miimi de secundă, ceea ce este tipic pentru un pulsar.

Radiația pulsațiilor.

Nu există surse de reacții termonucleare într-o stea neutronică, de exemplu. sunt inactivi. Emisia de pulsații nu vine din interiorul stelei, ci din exterior, din zonele care înconjoară suprafața stelei.

Câmpul magnetic al stelelor neutronice este foarte puternic, de milioane de ori mai mare decât câmpul magnetic al Soarelui, străbate spațiul, creând o magnetosferă.

O stea neutronică emite fluxuri de electroni și pozitroni în magnetosferă; aceștia se rotesc cu viteze apropiate de viteza luminii. Câmpul magnetic influențează mișcarea acestor particule elementare; ele se deplasează de-a lungul liniilor de forță, urmând o traiectorie în spirală. Astfel, ele eliberează energie cinetică sub formă de radiație electromagnetică.

Perioada de rotație crește datorită scăderii energiei de rotație. Pulsarii mai vechi au o perioadă de pulsație mai lungă. Apropo, perioada de pulsație nu este întotdeauna strict periodică. Uneori încetinește brusc, acest lucru este asociat cu fenomene numite „glitches” - acesta este rezultatul „microstarquakes”.

GĂURI NEGRE.

Imaginea firmamentului uimește prin varietatea formelor și culorilor corpurilor cerești. Există atât de multe în Univers: stele de toate culorile și dimensiunile, galaxii spirale, nebuloase de forme și culori neobișnuite. Dar în această „grădina zoologică cosmică” există „specimene” care trezesc un interes deosebit. Acestea sunt corpuri cerești și mai misterioase, deoarece sunt greu de observat. În plus, natura lor nu este pe deplin înțeleasă. Printre acestea, un loc special aparține „găurilor negre”.

Viteza de miscare.

În vorbirea de zi cu zi, expresia „gaura neagră” înseamnă ceva fără fund, unde un lucru cade și nimeni nu va ști ce sa întâmplat cu el în viitor. Ce sunt de fapt găurile negre? Pentru a înțelege acest lucru, să ne întoarcem în istorie acum două secole. În secolul al XVIII-lea, matematicianul francez Pierre Simon de Laplace a introdus pentru prima dată acest termen în timp ce studia teoria gravitației. După cum știți, orice corp care are o anumită masă - Pământul, de exemplu - are și un câmp gravitațional; el atrage corpurile înconjurătoare.

Acesta este motivul pentru care un obiect aruncat cade pe Pământ. Dacă același obiect este aruncat înainte cu forță, acesta va depăși gravitația Pământului pentru un timp și va zbura pe o anumită distanță. Viteza minimă necesară se numește „viteza de mișcare”; pentru Pământ este de 11 km/s. Viteza de mișcare depinde de densitatea corpului ceresc, care creează un câmp gravitațional. Cu cât densitatea este mai mare, cu atât viteza ar trebui să fie mai mare. În consecință, se poate presupune, așa cum a făcut Laplace în urmă cu două secole, că în Univers există corpuri cu o densitate atât de mare încât viteza lor de mișcare depășește viteza luminii, adică 300.000 km/s.

În acest caz, chiar și lumina ar putea ceda forței gravitaționale a unui astfel de corp. Un astfel de corp nu ar putea emite lumină și, prin urmare, ar rămâne invizibil. Ne putem imagina ca pe o gaură uriașă, neagră în imagine. Fără îndoială, teoria formulată de Laplace nu poartă amprenta timpului și pare prea simplificată. Cu toate acestea, pe vremea lui Laplace, teoria cuantică nu fusese încă formulată, iar din punct de vedere conceptual, a considera lumina ca corp material părea un nonsens. La începutul secolului al XX-lea, odată cu apariția și dezvoltarea mecanicii cuantice, s-a cunoscut că lumina în anumite condiții acționează și ca radiație materială.

Această poziție a fost dezvoltată în teoria relativității a lui Albert Einstein, publicată în 1915, iar în lucrarea fizicianului german Karl Schwarzschild în 1916, el a oferit o bază matematică pentru teoria găurilor negre. Lumina poate fi, de asemenea, supusă gravitației. În urmă cu două secole, Laplace a ridicat o problemă foarte importantă în ceea ce privește dezvoltarea fizicii ca știință.

Cum apar găurile negre?

Fenomenele despre care vorbim au primit denumirea de „găuri negre” în 1967 datorită astrofizicianului american John Wheeler. Ele sunt rezultatul final al evoluției stelelor mari a căror masă este mai mare de cinci mase solare. Când toate rezervele de combustibil nuclear sunt epuizate și reacțiile nu mai apar, are loc moartea stelei. În plus, soarta sa depinde de masa sa.

Dacă masa unei stele este mai mică decât masa soarelui, aceasta continuă să se contracte până când se stinge. Dacă masa este semnificativă, steaua explodează, atunci vorbim de o supernovă. Steaua lasă în urmă urme - când are loc colapsul gravitațional în nucleu, toată masa este colectată într-o minge de dimensiuni compacte cu o densitate foarte mare - de 10.000 de ori mai mult decât cea a nucleului unui atom.

Efecte relative.

Pentru oamenii de știință, găurile negre sunt un excelent laborator natural care le permite să efectueze experimente pe diverse ipoteze din punct de vedere al fizicii teoretice. Conform teoriei relativității a lui Einstein, legile fizicii sunt influențate de un câmp gravitațional local. În principiu, timpul curge diferit în apropierea câmpurilor gravitaționale de diferite intensități.

În plus, o gaură neagră afectează nu numai timpul, ci și spațiul înconjurător, afectându-i structura. Conform teoriei relativității, prezența unui câmp gravitațional puternic care decurge dintr-un corp ceresc atât de puternic precum o gaură neagră distorsionează structura spațiului înconjurător, iar datele geometrice ale acestuia se modifică. Aceasta înseamnă că lângă o gaură neagră, distanța scurtă care leagă două puncte nu va fi o linie dreaptă, ci o curbă.

Soarele este singura stea din Sistemul Solar; toate planetele sistemului, precum și sateliții lor și alte obiecte, inclusiv praful cosmic, se mișcă în jurul lui. Dacă comparăm masa Soarelui cu masa întregului sistem solar, aceasta va fi de aproximativ 99,866 la sută.

Soarele este una dintre cele 100.000.000.000 de stele din galaxia noastră și este a patra ca mărime dintre ele. Cea mai apropiată stea de Soare, Proxima Centauri, se află la patru ani lumină de Pământ. Distanța de la Soare la planeta Pământ este de 149,6 milioane km; lumina de la o stea ajunge în opt minute. Steaua este situată la o distanță de 26 de mii de ani lumină de centrul Căii Lactee, în timp ce se rotește în jurul ei cu o viteză de 1 revoluție la fiecare 200 de milioane de ani.

Prezentare: Soare

Conform clasificării spectrale, steaua este un tip de „pitică galbenă”; conform calculelor brute, vârsta sa este puțin peste 4,5 miliarde de ani, se află la mijlocul ciclului său de viață.

Soarele, format din 92% hidrogen și 7% heliu, are o structură foarte complexă. În centrul său se află un nucleu cu o rază de aproximativ 150.000-175.000 km, care reprezintă până la 25% din raza totală a stelei; în centrul său temperatura se apropie de 14.000.000 K.

Miezul se rotește în jurul axei sale cu viteză mare, iar această viteză depășește semnificativ învelișurile exterioare ale stelei. Aici are loc reacția de formare a heliului din patru protoni, rezultând o cantitate mare de energie care trece prin toate straturile și este emisă din fotosferă sub formă de energie cinetică și lumină. Deasupra miezului există o zonă de transfer radiativ, unde temperaturile sunt în intervalul 2-7 milioane K. Aceasta este urmată de o zonă convectivă de aproximativ 200.000 km grosime, unde nu mai există re-radiere pentru transferul de energie, ci plasmă. amestecarea. La suprafața stratului temperatura este de aproximativ 5800 K.

Atmosfera Soarelui este formată din fotosferă, care formează suprafața vizibilă a stelei, cromosferă, care are o grosime de aproximativ 2000 km și coroană, ultima înveliș exterioară a soarelui, a cărei temperatură se află în intervalul de 1.000.000-20.000.000 K. Din partea exterioară a coroanei ies particule ionizate numite vântul solar.

Când Soarele atinge o vârstă de aproximativ 7,5 - 8 miliarde de ani (adică în 4-5 miliarde de ani), steaua se va transforma într-o „gigant roșie”, învelișurile sale exterioare se vor extinde și vor ajunge pe orbita Pământului, împingând posibil planetă mai departe.

Sub influența temperaturilor ridicate, viața așa cum o înțelegem astăzi va deveni pur și simplu imposibilă. Soarele își va petrece ciclul final al vieții în starea „pitică albă”.

Soarele este sursa vieții pe Pământ

Soarele este cea mai importantă sursă de căldură și energie, datorită căreia, cu ajutorul altor factori favorabili, există viață pe Pământ. Planeta noastră Pământ se rotește în jurul axei sale, așa că în fiecare zi, fiind pe partea însorită a planetei, putem urmări zorii și fenomenul uimitor de frumos al apusului, iar noaptea, când o parte a planetei cade în partea umbră, pot privi stelele pe cerul nopții.

Soarele are un impact uriaș asupra vieții Pământului, participă la fotosinteză și ajută la formarea vitaminei D în corpul uman. Vântul solar provoacă furtuni geomagnetice și este pătrunderea lui în straturile atmosferei terestre care provoacă un fenomen natural atât de frumos precum aurora boreală, numită și lumini polare. Activitatea solară se modifică spre scădere sau creștere aproximativ la fiecare 11 ani.

De la începutul erei spațiale, cercetătorii au fost interesați de Soare. Pentru observarea profesională, se folosesc telescoape speciale cu două oglinzi, au fost dezvoltate programe internaționale, dar cele mai precise date pot fi obținute în afara straturilor atmosferei Pământului, așa că cel mai adesea cercetările se desfășoară din sateliți și nave spațiale. Primele astfel de studii au fost efectuate în 1957 în mai multe intervale spectrale.

Astăzi se lansează pe orbită sateliții, care sunt observatoare în miniatură, făcând posibilă obținerea unor materiale foarte interesante pentru studierea stelei. Chiar și în anii primei explorări umane a spațiului, mai multe nave spațiale au fost dezvoltate și lansate cu scopul de a studia Soarele. Primii dintre aceștia au fost o serie de sateliți americani, lansati în 1962. În 1976, a fost lansată nava spațială vest-germană Helios-2, care pentru prima dată în istorie s-a apropiat de stea la o distanță minimă de 0,29 UA. În același timp, s-a înregistrat apariția nucleelor ​​ușoare de heliu în timpul erupțiilor solare, precum și undele de șoc magnetice care acoperă intervalul 100 Hz-2,2 kHz.

Un alt dispozitiv interesant este sonda solară Ulysses, lansată în 1990. Este lansat pe o orbită aproape solară și se mișcă perpendicular pe banda ecliptică. La 8 ani de la lansare, dispozitivul și-a încheiat prima orbită în jurul Soarelui. El a înregistrat forma spirală a câmpului magnetic al luminii, precum și creșterea constantă a acestuia.

În 2018, NASA plănuiește să lanseze aparatul Solar Probe+, care se va apropia de Soare la cea mai apropiată distanță posibilă - 6 milioane de km (aceasta este de 7 ori mai mică decât distanța atinsă de Helius-2) și va ocupa o orbită circulară. Pentru a proteja împotriva temperaturilor extreme, este echipat cu un scut din fibră de carbon.

Introducere

Timp de mii de ani, stelele au fost de neînțeles pentru conștiința umană, dar l-au fascinat. Prin urmare, știința stelelor - astronomia - este una dintre cele mai vechi. A fost nevoie de mii de ani pentru ca oamenii să se elibereze de ideea naivă că stelele sunt puncte luminoase atașate unui dom imens. Cu toate acestea, cei mai mari gânditori ai antichității au înțeles că cerul înstelat cu Soare și Lună era ceva mai mult decât o aparență extinsă a unui planetariu. Ei au ghicit că planetele și stelele sunt corpuri separate și plutesc liber în Univers. Odată cu începutul erei spațiale, stelele au devenit mai aproape de noi. Învățăm din ce în ce mai multe despre ei. Dar știința antică a stelelor, astronomia, nu numai că nu s-a epuizat, ci, dimpotrivă, a devenit și mai interesantă.

Magnitudinele

Una dintre cele mai importante caracteristici este amploarea. Anterior, se credea că distanța până la stele este aceeași și, cu cât steaua este mai strălucitoare, cu atât este mai mare. Cele mai strălucitoare stele au fost clasificate ca stele de prima magnitudine (1 m, din latinescul magnitido - magnitudine), iar cele abia vizibile cu ochiul liber - ca a șasea (6 m). Acum știm că mărimea nu caracterizează dimensiunea unei stele, ci strălucirea acesteia, adică iluminarea pe care steaua o creează pe Pământ.

Dar scara de magnitudine a fost păstrată și rafinată. Luminozitatea unei stele de 1 m este exact de 100 de ori mai mare decât luminozitatea unei stele de 6 m. Luminarii a căror strălucire depășește strălucirea stelelor cu 1 m au magnitudini zero și negative. Scara continuă spre stele care nu sunt vizibile cu ochiul liber. Sunt stele de 7 m, 8 m și așa mai departe. Pentru o estimare mai precisă, se folosesc magnitudini fracționale de 2,3 m, 7,1 m și așa mai departe.

Deoarece stelele se află la distanțe diferite de noi, mărimile lor aparente nu spun nimic despre luminozitatea (puterea de radiație) a stelelor. Prin urmare, este folosit și conceptul de „mărime absolută”. Mărimile pe care le-ar avea stelele dacă ar fi la aceeași distanță (10 pc) se numesc mărimi absolute (M).

Distanța până la stele

Pentru a determina distanțele până la cele mai apropiate stele, se folosește metoda paralaxei (cantitatea deplasării unghiulare a unui obiect). Unghiul (p) la care raza medie a orbitei terestre (a) ar fi vizibilă de la stea, situată perpendicular pe direcția stelei, se numește paralaxa anuală. Distanța până la stea poate fi calculată folosind formula

Distanța față de stea corespunzătoare unei paralaxe de 1? ? numit parsec.

Cu toate acestea, paralaxele anuale pot fi determinate doar pentru cele mai apropiate stele, situate nu mai mult de câteva sute de parsecs. Dar a fost descoperită o relație statistică între tipul de spectru al unei stele și magnitudinea sa absolută. În acest fel, mărimile stelelor absolute sunt estimate după tipul de spectru, iar apoi, comparându-le cu mărimile stelare vizibile, se calculează distanțele până la stele și paralaxele. Paralaxele definite în acest fel sunt numite paralaxe spectrale.

Luminozitate

Unele stele ni se par mai strălucitoare, altele mai slabe. Dar acest lucru nu indică încă adevărata putere de radiație a stelelor, deoarece acestea se află la distanțe diferite. Astfel, mărimea aparentă în sine nu poate fi o caracteristică a stelei, deoarece depinde de distanță. Adevărata caracteristică este luminozitatea, adică energia totală emisă de o stea pe unitatea de timp. Luminozitățile stelelor sunt extrem de variate. Una dintre stele gigantice, S Doradus, are o luminozitate de 500.000 de ori mai mare decât Soarele, iar luminozitatea celor mai slabe stele pitice este aproximativ de același număr de ori mai mică.

Dacă se cunoaște magnitudinea absolută, atunci luminozitatea oricărei stele poate fi calculată folosind formula

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

unde: L este luminozitatea stelei,

M este mărimea sa absolută și

Ma este magnitudinea absolută a Soarelui.

Masa de stele

O altă caracteristică importantă a unei stele este masa sa. Masele stelelor sunt diferite, dar, spre deosebire de luminozități și dimensiuni, ele variază în limite relativ înguste. Principala metodă de determinare a maselor stelelor este oferită de studiul stelelor duble. Pe baza legii gravitației universale și a legilor lui Kepler generalizate de Newton, formula a fost derivată

M 1 + M 2 = -- ,

unde M 1 și M 2 sunt masele stelei principale și ale satelitului său, P este perioada orbitală a satelitului și este semiaxa majoră a orbitei Pământului.

S-a descoperit și o relație între luminozitate și masa stelei: luminozitatea crește proporțional cu cubul masei. Folosind această dependență, este posibil să se determine din luminozitate masele de stele singulare pentru care este imposibil să se calculeze masa direct din observații.

Clasificarea spectrală

Spectrele stelelor sunt pașapoartele lor cu o descriere a tuturor proprietăților lor fizice. Din spectrul unei stele, puteți afla luminozitatea acesteia (și, prin urmare, distanța până la ea), temperatura ei, dimensiunea, compoziția chimică a atmosferei sale, atât calitativă, cât și cantitativă, viteza mișcării sale în spațiu, viteza rotația sa în jurul axei sale și chiar și atunci, nu sau în apropierea ei, există o altă stea, invizibilă, cu care se învârte în jurul centrului lor comun de greutate.

Există o clasificare detaliată a claselor de stele (Harvard). Clasele sunt desemnate prin litere, subclasele sunt desemnate prin numere de la 0 la 9 după litera care indică clasa. În clasa O, subclasele încep cu O5. Secvența tipurilor spectrale reflectă scăderea continuă a temperaturii stelelor pe măsură ce acestea se deplasează la tipuri spectrale din ce în ce mai ulterioare. Arata cam asa:

O - B - A - F - G - K - M

Printre stelele roșii reci, pe lângă clasa M, există alte două soiuri. În spectrul unora, în locul benzilor de absorbție moleculară ale oxidului de titan, sunt caracteristice benzile de monoxid de carbon și cianura (în spectrele desemnate cu literele R și N), iar printre altele, benzile de oxid de zirconiu (clasa S). ) sunt caracteristice.

Marea majoritate a stelelor aparțin secvenței de la O la M. Această secvență este continuă. Culorile stelelor din diferite clase sunt diferite: O și B sunt stele albăstrui, A sunt albe, F și G sunt galbene, K sunt portocalii, M sunt roșii.

Clasificarea discutată mai sus este unidimensională, deoarece caracteristica principală este temperatura stelei. Dar printre stelele din aceeași clasă există stele gigantice și stele pitice. Ele diferă prin densitatea gazului în atmosferă, suprafața și luminozitatea. Aceste diferențe se reflectă în spectrele stelelor. Există o nouă clasificare bidimensională a stelelor. Conform acestei clasificări, pentru fiecare stea, pe lângă clasa sa spectrală, este indicată și o clasă de luminozitate. Este desemnat cu cifre romane de la I la V. I sunt supergiganți, II-III sunt giganți, IV sunt subgiganți, V sunt pitici. De exemplu, clasa spectrală a stelei Vega arată ca A0V, Betelgeuse - M2I, Sirius - A1V.

Toate cele de mai sus se aplică stelelor normale. Cu toate acestea, există multe stele neobișnuite cu spectre neobișnuite. În primul rând, acestea sunt stele cu emisie. Spectrele lor sunt caracterizate nu numai de linii întunecate (de absorbție), ci și de linii de emisie de lumină, mai luminoase decât spectrul continuu. Astfel de linii se numesc linii de emisie. Prezența unor astfel de linii în spectru este indicată de litera „e” după clasa spectrală. Deci, există stele Be, Ae, Me. Prezența anumitor linii de emisie în spectrul unei stele O este desemnată ca Оf. Există stele exotice ale căror spectre constau din benzi largi de emisie pe fundalul unui spectru continuu slab. Sunt desemnate WC și WN; nu se încadrează în clasificarea Harvard. Recent, au fost descoperite stele în infraroșu care își emit aproape toată energia în regiunea infraroșu invizibilă a spectrului.

Stele gigantice și stele pitice

Printre stele se numără giganți și pitici. Cele mai mari dintre ele sunt giganții roșii, care, în ciuda radiațiilor lor slabe de la un metru pătrat de suprafață, strălucesc de 50.000 de ori mai puternic decât Soarele. Cei mai mari giganți sunt de 2400 de ori mai mari decât Soarele. În interior, ar putea găzdui sistemul nostru solar până pe orbita lui Saturn. Sirius este una dintre stelele albe, strălucește de 24 de ori mai puternic decât Soarele, are aproximativ de două ori diametrul Soarelui.

Dar există multe stele pitice. Acestea sunt în mare parte pitice roșii cu un diametru de jumătate sau chiar o cincime din diametrul Soarelui nostru. Soarele este o stea medie ca mărime; există miliarde de astfel de stele în galaxia noastră.

Piticele albe ocupă un loc special printre stele. Dar ele vor fi discutate mai târziu, ca stadiu final al evoluției unei stele obișnuite.

Stele variabile

Stelele variabile sunt stele a căror luminozitate variază. Unele stele variabile își schimbă luminozitatea periodic, în timp ce altele experimentează modificări aleatorii ale luminozității. Pentru a desemna stelele variabile, sunt folosite litere latine care indică constelația. În cadrul unei constelații, stelelor variabile li se atribuie secvenţial o literă latină, o combinaţie de două litere sau litera V cu un număr. De exemplu, S Car, RT Per, V 557 Sgr.

Stelele variabile sunt împărțite în trei clase mari: pulsatoare, eruptive (explozive) și eclipsante.

Stelele pulsatorie prezintă modificări ușoare ale luminozității. Sunt cauzate de modificări periodice ale razei și ale temperaturii suprafeței. Perioadele stelelor pulsatoare variază de la fracțiuni de zi (stelele de tip RR Lyrae) până la zeci (Cefeide) și sute de zile (stelele de tip Mirids - Mira Ceti). Au fost descoperite aproximativ 14 mii de stele care pulsa.

A doua clasă de stele variabile este stele explozive sau, așa cum sunt numite și eruptive. Acestea includ, în primul rând, supernove, novae, nova repetate, stele Gemeni de tip I, stele asemănătoare nova și stele simbiotice. Stelele eruptive includ stele tinere variabile rapide, stele de tip IV Ceti și o serie de obiecte înrudite. Numărul de variabile eruptive deschise depășește 2000.

Stelele pulsatoare și eruptive sunt numite stele fizice variabile deoarece modificările luminozității lor aparente sunt cauzate de procesele fizice care au loc pe ele. Acest lucru schimbă temperatura, culoarea și, uneori, dimensiunea stelei.

Să luăm în considerare mai detaliat cele mai interesante tipuri de stele fizice variabile. De exemplu, Cefeidele. Acesta este un tip foarte comun și foarte important de stea variabilă fizică. Au caracteristicile stelei d Cephei. Strălucirea sa este în continuă schimbare. Modificările se repetă la fiecare 5 zile și 8 ore. Luciul crește mai repede decât scade după maxim. d Cephei este o stea variabilă periodică. Observațiile spectrale arată modificări ale vitezelor radiale și ale clasei spectrale. Se schimbă și culoarea stelei. Aceasta înseamnă că în stea au loc schimbări profunde de natură generală, a căror cauză este pulsația straturilor exterioare ale stelei. Cefeidele sunt stele nestaționare. Compresia și expansiunea alternativă au loc sub influența a două forțe opuse: forța de atracție spre centrul stelei și forța presiunii gazului, împingând materia afară. O caracteristică foarte importantă a Cefeidelor este perioada. Pentru orice stea dată este constantă cu mare precizie. Cefeidele sunt stele gigantice și supergigant, cu o mare luminozitate.

Principalul lucru este că există o relație între luminozitate și perioada Cefeidelor: cu cât perioada de luminozitate a Cefeidei este mai lungă, cu atât luminozitatea sa este mai mare. Astfel, din perioada cunoscută din observații, se poate determina luminozitatea sau magnitudinea absolută, iar apoi distanța până la Cefeidă. Este posibil ca multe stele să fie Cefeide pentru o perioadă de timp în timpul vieții lor. Prin urmare, studiul lor este foarte important pentru înțelegerea evoluției stelelor. În plus, ele ajută la determinarea distanței față de alte galaxii, unde sunt vizibile datorită luminozității lor ridicate. Cefeidele ajută, de asemenea, la determinarea dimensiunii și formei galaxiei noastre.

Un alt tip de variabile regulate sunt Miras, stele variabile cu perioadă lungă, numite după steaua Mira (O Ceti). Fiind uriașe ca volum, depășind volumul Soarelui de milioane și zeci de milioane de ori, aceste giganți roșii din clasa spectrală M pulsează foarte lent, cu perioade de 80 până la 1000 de zile. Modificarea luminozității razelor vizuale pentru diferiți reprezentanți ai acestui tip de stele are loc de la 10 la 2500 de ori. Cu toate acestea, energia totală emisă se modifică doar de 2-2,5 ori. Razele stelelor fluctuează în jurul valorilor medii în intervalul 5-10%, iar curbele de lumină sunt similare cu cele cefeide.

După cum sa menționat deja, nu toate stelele fizice variabile prezintă schimbări periodice. Există multe stele cunoscute care aparțin unor variabile semiregulate sau neregulate. Pentru astfel de stele, este dificil sau chiar imposibil de observat modele în schimbările de luminozitate.

Să luăm acum în considerare a treia clasă de stele variabile - variabile eclipsante. Acestea sunt sisteme binare al căror plan orbital este paralel cu linia de vedere. Pe măsură ce stelele se mișcă în jurul unui centru de greutate comun, ele se eclipsează alternativ, ceea ce provoacă fluctuații ale luminozității lor. În afara eclipselor, lumina ambelor componente ajunge la observator, iar în timpul unei eclipse, lumina este atenuată de componenta eclipsă. În sistemele apropiate, modificările luminozității totale pot fi cauzate și de distorsiuni ale formei stelelor. Perioadele stelelor care se eclipsează variază de la câteva ore la zeci de ani.

Există trei tipuri principale de stele variabile care se eclipsează. Primul este stelele variabile de tip Algol (b Perseus). Componentele acestor stele sunt de formă sferică, dimensiunea stelei însoțitoare fiind mai mare și luminozitatea mai mică decât a stelei principale. Ambele componente sunt fie albe, fie steaua principală este albă, iar steaua însoțitoare este galbenă. Deși nu există nicio eclipsă, luminozitatea stelei este aproape constantă. Când steaua principală este eclipsată, luminozitatea scade brusc (minimul primar), iar când satelitul se instalează în spatele stelei principale, scăderea luminozității este nesemnificativă (minimul secundar) sau deloc observată. Din analiza curbei luminii pot fi calculate razele și luminozitățile componentelor.

Al doilea tip de stea variabilă care eclipsează este steaua b Lyrae. Luminozitatea lor variază continuu și fără probleme în aproximativ două magnitudini. Între scăderile principale, apare în mod necesar o scădere secundară mai superficială. Perioadele de variabilitate variază de la o jumătate de zi la câteva zile. Componentele acestor stele sunt giganți masivi alb-albăstrui și alb din clasele spectrale B și A. Datorită masei lor semnificative și a proximității relative una de cealaltă, ambele componente sunt supuse unor influențe puternice ale mareelor, în urma cărora au dobândit un formă elipsoidală. În astfel de perechi apropiate, atmosferele stelelor se pătrund una în alta și are loc un schimb continuu de materie, dintre care unele merg în spațiul interstelar.

Al treilea tip de stele binare care se eclipsează sunt stele numite stele Ursa Major de tip W după această stea, a cărei perioadă de variabilitate (și orbitală) este de numai 8 ore. Este greu de imaginat viteza colosală cu care se rotesc componentele uriașe ale acestei stele. Tipurile spectrale ale acestor stele sunt F și G.

Există, de asemenea, o mică clasă separată de stele variabile - stele magnetice. Pe lângă un câmp magnetic mare, au neomogenități puternice în caracteristicile suprafeței. Astfel de neomogenități în timpul rotației stelei duc la o schimbare a luminozității.

Pentru aproximativ 20.000 de stele clasa de variabilitate nu a fost determinată.

Studiul stelelor variabile este de mare importanță. Stelele variabile ajută la determinarea vârstei sistemelor stelare în care se găsesc și a tipului de populație stelară pe care o conțin; distanțe până la părți îndepărtate ale galaxiei noastre, precum și către alte galaxii. Observațiile moderne au arătat că unele stele duble variabile sunt surse de radiație cu raze X.

Stele sângerând din gaz

În colecția de spectre stelare, se poate urmări o tranziție continuă de la spectre cu linii subțiri individuale la spectre care conțin benzi individuale neobișnuit de largi, împreună cu linii întunecate și chiar fără ele.

Stelele care, pe baza liniilor spectrelor lor, ar putea fi clasificate ca stele din clasa spectrală O, dar au benzi largi luminoase în spectru, sunt numite stele de tip Wolf-Rayet - după numele a doi oameni de știință francezi care le-au descoperit și descris. în secolul trecut. Abia acum am reușit să dezvăluim natura acestor stele.

Vedetele din această clasă sunt cele mai tari dintre toate cunoscute. Temperatura lor este de 40-100 de mii de grade.

Temperaturile atât de enorme sunt însoțite de o radiație atât de puternică a unui flux de raze ultraviolete, încât atomii de hidrogen, heliu și, la temperaturi foarte ridicate, atomi de alte elemente, aparent incapabili să reziste presiunii luminii de jos, zboară în sus la temperaturi enorme. viteză. Viteza de mișcare a acestora sub influența presiunii ușoare este atât de mare încât gravitația stelei nu le poate reține. Într-un curent continuu, ei cad de la suprafața stelei și, aproape neconținute, se repezi în spațiul cosmic, formând, parcă, ploaie atomică, dar îndreptată nu în jos, ci în sus. Sub o asemenea ploaie, toată viața de pe planete ar arde dacă ar exista vreo stele în jurul acestor stele.

Ploaia continuă de atomi care cad de la suprafața stelei formează o atmosferă continuă în jurul acesteia, dar care se risipește continuu în spațiu.

Cât timp poate sângera o stea Wolf-Rayet? Într-un an, steaua Wolf-Rayet emite o masă de gaz egală cu o zecime sau o sută de miimi din masa Soarelui. Masa stelelor Wolf-Rayet este în medie de zece ori masa Soarelui. Exudand gaz cu o asemenea viteza, o stea Wolf-Rayet nu poate exista mai mult de 10 4 -10 5 ani, dupa care nu va mai ramane nimic din ea. Indiferent de acest lucru, există dovezi că în realitate stelele într-o astfel de stare există nu mai mult de zece mii de ani, mai degrabă chiar mai puțin. Probabil, pe măsură ce masa lor scade la o anumită valoare, temperatura lor scade și emisia de atomi se oprește. În prezent, doar aproximativ o sută de astfel de stele care se autodistrug sunt cunoscute pe întreg cerul. Este probabil ca doar câteva, cele mai masive stele, să atingă în dezvoltarea lor temperaturi atât de ridicate încât să înceapă pierderea de gaze. Poate că, s-a eliberat astfel de excesul de masă, steaua își poate continua dezvoltarea normală, „sănătoasă”.

Majoritatea stelelor Wolf-Rayet sunt binare spectroscopice foarte apropiate. Partenerul lor dintr-o pereche se dovedește întotdeauna a fi o stea masivă și fierbinte din clasa O sau B. Multe dintre aceste stele sunt binare eclipsante. Stelele care curg gaz, deși rare, au îmbogățit înțelegerea stelelor în general.

Stele noi

Novele sunt stele a căror luminozitate crește în mod neașteptat de sute, mii, chiar milioane de ori. Atinsă cea mai mare luminozitate, noua stea începe să se estompeze și revine la o stare calmă. Cu cât erupția nova este mai puternică, cu atât luminozitatea scade mai repede. Pe baza vitezei cu care luminozitatea lor scade, stelele noi sunt clasificate fie „rapide” fie „lente”.

Toate stelele noi ejectează gaz în timpul unei erupții, care se împrăștie la viteze mari. Cea mai mare masă de gaz ejectată de stele noi în timpul unei izbucniri este conținută în carcasa principală. Acest înveliș este vizibil la zeci de ani după explozia din jurul altor stele sub forma unei nebuloase.

Toate cele noi sunt stele duble. În acest caz, perechea este formată întotdeauna dintr-o pitică albă și o stea normală. Deoarece stelele sunt foarte aproape una de cealaltă, de la suprafața unei stele normale are loc un flux de gaz către suprafața unei pitice albe. Există o ipoteză a focarelor de nova. Erupția apare ca urmare a unei accelerări bruște a reacțiilor termonucleare de ardere a hidrogenului pe suprafața unei pitice albe. Hidrogenul intră în pitica albă de la o stea normală. „Combustibilul” termonuclear se acumulează și explodează după ce atinge o anumită valoare critică. Pot reapari focarele. Intervalul dintre ele este de la 10.000 la 1.000.000 de ani.

Cele mai apropiate rude ale novelor sunt novale pitice. Erupțiile lor sunt de mii de ori mai slabe decât erupțiile de novae, dar apar de mii de ori mai des. În aparență, nova și nova pitică în stare liniștită nu diferă unele de altele. Și încă nu se știe ce motive fizice duc la o activitate explozivă atât de diferită a acestor stele similare în exterior.

Supernove

Supernovele sunt cele mai strălucitoare stele care apar pe cer ca urmare a erupțiilor stelare. O explozie de supernovă este un eveniment catastrofal din viața unei stele, deoarece aceasta nu mai poate reveni la starea inițială. La luminozitatea sa maximă, strălucește ca câteva miliarde de stele asemănătoare cu Soarele. Energia totală eliberată în timpul erupției este comparabilă cu energia emisă de Soare în timpul existenței sale (5 miliarde de ani). Energia este cheltuită accelerând materia: se împrăștie în toate direcțiile cu viteze enorme (până la 20.000 km/s). Rămășițele exploziilor de supernove sunt acum observate sub formă de nebuloase în expansiune cu proprietăți neobișnuite (Nebuloasa Crab). Energia lor este egală cu energia exploziei unei supernove. După explozie, o stea neutronică sau un pulsar rămâne în locul supernovei.

Mecanismul exploziilor supernovei nu este încă complet clar. Cel mai probabil, o astfel de catastrofă stelară este posibilă numai la sfârșitul „calei vieții” unei stele. Cele mai probabile surse de energie sunt: ​​energia gravitațională eliberată în timpul comprimării catastrofale a unei stele. Exploziile supernovei au consecințe importante pentru Galaxie. Materia stelei, care zboară după erupție, transportă energie care alimentează energia mișcării gazului interstelar. Această substanță conține compuși chimici noi. Într-un anumit sens, toată viața de pe Pământ își datorează existența supernovelor. Fără ele, compoziția chimică a materiei din galaxii ar fi foarte slabă.

Stele duble

Stelele duble sunt perechi de stele legate într-un singur sistem de forțele gravitaționale. Componentele unor astfel de sisteme își descriu orbitele în jurul unui centru de masă comun. Există stele triple și cvadruple; se numesc stele multiple.

Sistemele în care componentele pot fi văzute printr-un telescop sunt numite binare vizuale. Dar uneori ele sunt localizate doar aleatoriu într-o singură direcție pentru un observator pământesc. Sunt despărțiți în spațiu de distanțe enorme. Acestea sunt stele optice duble.

Un alt tip de binar este alcătuit din acele stele care se blochează alternativ reciproc pe măsură ce se mișcă. Acestea sunt stele duble care eclipsează.

Stelele cu aceeași mișcare proprie (în absența altor semne de dualitate) sunt și ele binare. Acestea sunt așa-numitele perechi largi. Folosind fotometria fotoelectrică multicoloră, este posibilă detectarea stelelor duble care altfel nu se arată. Acestea sunt duble fotomerice.

Stelele cu sateliți invizibili pot fi, de asemenea, clasificate ca stele duble.

Stelele binare spectrale sunt stele a căror dualitate este dezvăluită doar prin studierea spectrelor lor.

Grupuri de stele

Acestea sunt grupuri de stele legate prin gravitație și o origine comună. Ele numără de la câteva zeci la sute de mii de stele. Există clustere deschise și globulare. Diferența dintre ele este determinată de masa și vârsta acestor formațiuni.

Grupurile de stele deschise unesc zeci și sute, rareori mii de stele. Dimensiunile lor sunt de obicei mai multe parsecs. Ele sunt concentrate spre planul ecuatorial al Galaxiei. Mai mult de 1000 de clustere sunt cunoscute în Galaxia noastră.

Grupurile de stele globulare conțin sute de mii de stele și au o formă distinctă sferică sau elipsoidală, cu o concentrație puternică de stele spre centru. Toate clusterele globulare sunt situate departe de Soare. Există 130 de clustere globulare cunoscute în galaxie, dar ar trebui să fie aproximativ 500.

Grupurile globulare par să se fi format din nori uriași de gaz la începutul formării Galaxiei, menținându-și orbitele alungite. Formarea clusterelor deschise a început mai târziu din gazul care s-a „așezat” spre planul Galaxiei. În cei mai denși nori de gaze, formarea de grupuri deschise și asocieri continuă până în prezent. Prin urmare, vârsta clusterelor deschise nu este aceeași, în timp ce vârsta clusterelor globulare mari este aproximativ aceeași și este aproape de vârsta galaxiei.

Asociații de vedete

Acestea sunt grupuri împrăștiate de stele din clasele spectrale O și B și de tip T. Tauri. Prin caracteristicile lor, asociațiile stelare sunt asemănătoare cu clusterele mari, foarte tinere deschise, dar se deosebesc de acestea, aparent, într-un grad mai scăzut de concentrare spre centru. În alte galaxii există complexe de stele tinere fierbinți asociate cu nori giganți de hidrogen ionizați de radiațiile lor - superasocieri.

Ce dă putere stelelor?

De ce cheltuiesc stelele cantități atât de monstruoase de energie? În momente diferite, au fost înaintate ipoteze diferite. Astfel, se credea că energia Soarelui este susținută de căderea meteoriților pe el. Dar ar trebui să existe un număr semnificativ dintre ele care să cadă pe Soare, ceea ce ar crește considerabil masa acestuia. Energia Soarelui ar putea fi completată prin comprimarea acesteia. Cu toate acestea, dacă Soarele a fost odată infinit de mare, atunci chiar și în acest caz comprimarea lui la dimensiunea sa actuală ar fi suficientă pentru a menține energia doar 20 de milioane de ani. Între timp, s-a dovedit că scoarța terestră există și este iluminată de Soare mult mai mult timp.

În cele din urmă, fizica nucleului atomic a indicat o sursă de energie stelară care este în bună concordanță cu astrofizica și, în special, cu concluzia că cea mai mare parte a masei stelare este hidrogen.

Teoria reacțiilor nucleare a condus la concluzia că sursa de energie în majoritatea stelelor, inclusiv în Soare, este formarea continuă a atomilor de heliu din atomi de hidrogen.

Când tot hidrogenul s-a transformat în heliu, steaua poate încă exista transformând heliul în elemente mai grele, până la fier.

Structura internă a stelelor

Considerăm o stea ca un corp supus acțiunii diferitelor forțe. Forța gravitației tinde să tragă materia stelei spre centru, în timp ce gazul și presiunea ușoară, direcționate din interior, tind să o împingă departe de centru. Deoarece steaua există ca un corp stabil, rezultă că există un fel de echilibru între forțele aflate în competiție. Pentru a face acest lucru, temperatura diferitelor straturi din stele trebuie să fie setată astfel încât în ​​fiecare strat fluxul de energie spre exterior să ia la suprafață toată energia generată de sub el. Energia este generată într-un mic nucleu central. Pentru perioada inițială a vieții unei stele, compresia acesteia este o sursă de energie. Dar numai până când temperatura crește atât de mult încât încep reacțiile nucleare.

Formarea stelelor și galaxiilor

Materia din Univers este în continuă dezvoltare, într-o mare varietate de forme și stări. Întrucât formele de existență ale materiei se schimbă, atunci, în consecință, obiectele diferite și diverse nu au putut să apară toate în același timp, ci s-au format în epoci diferite și, prin urmare, au propria lor vârstă specifică, socotită de la începutul originii lor.

Bazele științifice ale cosmogoniei au fost puse de Newton, care a arătat că materia din spațiu sub influența propriei gravitații este împărțită în bucăți comprimate. Teoria formării aglomerărilor de materie din care se formează stelele a fost dezvoltată în 1902 de către astrofizicianul englez J. Jeans. Această teorie explică și originea galaxiilor. Într-un mediu inițial omogen, cu temperatură și densitate constante, poate apărea compactarea. Dacă forța gravitației reciproce din el depășește forța presiunii gazului, atunci mediul va începe să se comprime, iar dacă presiunea gazului predomină, atunci substanța se va dispersa în spațiu.

Se crede că vârsta Metagalaxiei este de 13-15 miliarde de ani. Această vârstă nu contrazice estimările vârstei celor mai vechi stele și a clusterelor de stele globulare din galaxia noastră.

Evoluția stelelor

Condensările care au apărut în mediul de gaz și praf din Galaxie, care continuă să se contracte sub influența propriei gravitații, se numesc protostele. Pe măsură ce se contractă, densitatea și temperatura protostelei cresc și începe să emită abundent în domeniul infraroșu al spectrului. Durata comprimării protostelelor este diferită: pentru cele cu o masă mai mică decât Soarele - sute de milioane de ani, iar pentru cele masive - doar sute de mii de ani. Când temperatura din intestinele unei protostele crește la câteva milioane de Kelvin, în ele încep reacțiile termonucleare, transformând hidrogenul în heliu. În acest caz, se eliberează o energie enormă, împiedicând comprimarea ulterioară și încălzirea materiei până la punctul de auto-luminiscență - protostea se transformă într-o stea obișnuită. Deci, etapa de compresie este înlocuită cu o etapă staționară, însoțită de o „ardere” treptată a hidrogenului. Vedeta își petrece cea mai mare parte a vieții în stadiul staționar. În acest stadiu al evoluției se găsesc stelele care sunt situate pe secvența principală „spectru-luminozitate”. Timpul pe care o stea rămâne pe secvența principală este proporțional cu masa stelei, deoarece de aceasta depinde furnizarea de combustibil nuclear și invers proporțional cu luminozitatea, care determină rata consumului de combustibil nuclear.

Când tot hidrogenul din regiunea centrală este transformat în heliu, în interiorul stelei se formează un miez de heliu. Acum hidrogenul se va transforma în heliu nu în centrul stelei, ci într-un strat adiacent miezului de heliu foarte fierbinte. Atâta timp cât nu există surse de energie în interiorul miezului de heliu, acesta se va micșora constant și, în același timp, se va încălzi și mai mult. Comprimarea nucleului duce la o eliberare mai rapidă a energiei nucleare într-un strat subțire lângă limita nucleului. În stelele mai masive, temperatura nucleului în timpul compresiei devine peste 80 de milioane Kelvin, iar reacțiile termonucleare încep în el, transformând heliul în carbon și apoi în alte elemente chimice mai grele. Energia care iese din nucleu și din împrejurimile acestuia determină o creștere a presiunii gazului, sub influența căreia fotosfera se extinde. Energia care vine în fotosferă din interiorul stelei se răspândește acum pe o zonă mai mare decât înainte. În acest sens, temperatura fotosferei scade. Steaua se îndepărtează de secvența principală, devenind treptat o gigantă roșie sau o supergigantă în funcție de masa sa și devine o stea veche. Trecând de stadiul supergigant galben, o stea se poate dovedi a fi o stea pulsantă, adică o stea variabilă fizică și rămâne așa în stadiul de gigantă roșie. Învelișul umflat al unei stele de masă mică este deja slab atras de miez și, îndepărtându-se treptat de acesta, formează o nebuloasă planetară. După disiparea finală a cochiliei, rămâne doar miezul fierbinte al stelei - o pitică albă.

Soarta stelelor mai masive este diferită. Dacă masa unei stele este aproximativ de două ori mai mare decât masa Soarelui, atunci astfel de stele își pierd stabilitatea în ultimele etape ale evoluției lor. În special, ele pot exploda ca supernove și apoi se pot micșora catastrofal la dimensiunea unor bile cu o rază de câțiva kilometri, adică se pot transforma în stele neutronice.

O stea a cărei masă este mai mult de două ori mai mare decât masa Soarelui, pierzându-și echilibrul și începând să se contracte, fie se va transforma într-o stea neutronică, fie nu va putea atinge deloc o stare stabilă. În procesul de compresie nelimitată, este probabil capabil să se transforme într-o gaură neagră.

Pitici albi

Piticele albe sunt stele neobișnuite, foarte mici, dense, cu temperaturi ridicate la suprafață. Principala trăsătură distinctivă a structurii interne a piticelor albe este densitatea lor gigantică în comparație cu stelele normale. Datorită densității enorme, gazul din interiorul piticelor albe este într-o stare neobișnuită - degenerat. Proprietățile unui astfel de gaz degenerat nu sunt deloc asemănătoare cu proprietățile gazelor obișnuite. Presiunea sa, de exemplu, este practic independentă de temperatură. Stabilitatea piticii albe este menținută de faptul că forța gravitațională enormă care o comprimă se opune presiunii gazului degenerat în adâncurile sale.

Piticele albe se află în stadiul final de evoluție a stelelor de mase nu foarte mari. Nu mai există surse nucleare în stea și încă strălucește foarte mult timp, răcindu-se încet. Piticile albe sunt stabile cu excepția cazului în care masa lor depășește aproximativ 1,4 mase solare.

Stele neutronice

Stelele neutronice sunt corpuri cerești foarte mici, super-dense. Diametrul lor, în medie, nu depășește câteva zeci de kilometri. Stelele neutronice se formează după epuizarea surselor de energie termonucleară din intestinele unei stele obișnuite, dacă masa acesteia în acel moment depășește 1,4 mase solare. Deoarece nu există nicio sursă de energie termonucleară, echilibrul stabil al stelei devine imposibil și începe o compresie catastrofală a stelei spre centru - colapsul gravitațional. Dacă masa inițială a stelei nu depășește o anumită valoare critică, atunci colapsul în părțile centrale se oprește și se formează o stea neutronică fierbinte. Procesul de colaps durează o fracțiune de secundă. Poate fi urmată fie de scurgerea învelișului stelei rămase pe o stea neutronică fierbinte cu emisie de neutrini, fie de eliberarea învelișului din cauza energiei termonucleare a materiei „nearse” sau a energiei de rotație. O astfel de ejecție are loc foarte repede și de pe Pământ arată ca o explozie de supernovă. Pulsarii de stele neutroni observate sunt adesea asociate cu resturile de supernove. Dacă masa unei stele neutronice depășește 3-5 mase solare, echilibrul ei va deveni imposibil, iar o astfel de stea va fi o gaură neagră. Caracteristicile foarte importante ale stelelor neutronice sunt rotația și câmpul magnetic. Câmpul magnetic poate fi de miliarde până la trilioane de ori mai puternic decât câmpul magnetic al Pământului.

Pulsari

Pulsarii sunt surse de radiații electromagnetice care variază strict periodic: de la fracțiuni de secundă la câteva minute. Primii pulsari au fost descoperiți în 1968. ca surse slabe de emisie radio pulsată. Ulterior, au fost descoperite surse periodice de radiație cu raze X - așa-numitele pulsari cu raze X, ale căror proprietăți ale radiației diferă semnificativ de proprietățile pulsarilor radio.

Natura pulsarilor nu a fost încă dezvăluită pe deplin. Oamenii de știință cred că pulsarii sunt stele neutronice în rotație cu un câmp magnetic puternic. Datorită câmpului magnetic, radiația pulsarului este ca un fascicul reflector. Când, din cauza rotației unei stele neutronice, un fascicul lovește antena unui radiotelescop, vedem explozii de radiație. „Eșecurile” perioadelor observate la unii pulsari confirmă predicțiile despre prezența unei cruste solide și a unui nucleu superfluid în stelele neutronice („eșecurile” perioadei apar atunci când crusta solidă este spartă - „cutremurele stelare”).

Majoritatea pulsarilor sunt formați din explozii de supernove. Acest lucru a fost dovedit, cel puțin pentru pulsarul din centrul Nebuloasei Crabului, care prezintă și emisii impulsive în domeniul optic.

Găuri negre

Unele dintre cele mai interesante și misterioase obiecte din Univers sunt găurile negre. Oamenii de știință au stabilit că găurile negre trebuie să apară ca urmare a comprimării foarte puternice a unei anumite mase, în care câmpul gravitațional crește atât de puternic încât nu eliberează nicio lumină sau alte radiații, semnale sau corpuri.

Pentru a depăși gravitația și a scăpa dintr-o gaură neagră, ar fi necesară o a doua viteză de evacuare, mai mare decât viteza luminii. Conform teoriei relativității, niciun corp nu poate atinge o viteză mai mare decât viteza luminii. De aceea, nimic nu poate zbura dintr-o gaură neagră, nicio informație nu poate ieși. După ce orice corp, orice substanță sau radiație cad sub influența gravitației într-o gaură neagră, observatorul nu va ști niciodată ce sa întâmplat cu ei în viitor. În apropierea găurilor negre, potrivit oamenilor de știință, proprietățile spațiului și timpului ar trebui să se schimbe dramatic.

Oamenii de știință cred că găurile negre pot apărea la sfârșitul evoluției stelelor suficient de masive.

Efectele care apar cel mai puternic atunci când materia înconjurătoare cade în câmpul unei găuri negre apar atunci când gaura neagră face parte dintr-un sistem stelar binar, în care o stea este o gigantă strălucitoare, iar a doua componentă este o gaură neagră. În acest caz, gazul din coaja stelei gigantice curge spre gaura neagră și se învârte în jurul ei, formând un disc. Straturile de gaz din disc se freacă unele de altele, se apropie încet de gaura neagră în orbite spiralate și, în cele din urmă, cad în ea. Dar chiar înainte de această toamnă, la limita găurii negre, gazul este încălzit prin frecare la o temperatură de milioane de grade și emite în intervalul de raze X. Folosind această radiație, astronomii încearcă să detecteze găurile negre în sistemele stelare binare.

Este posibil ca găuri negre foarte masive să apară în centrele clusterelor compacte de stele, în centrele galaxiilor și quasarurilor.

De asemenea, este posibil ca găurile negre să fi apărut în trecutul îndepărtat, chiar la începutul expansiunii Universului. În acest caz, este posibilă formarea unor găuri negre foarte mici, cu o masă mult mai mică decât masa corpurilor cerești.

Această concluzie este deosebit de interesantă deoarece în apropierea unor astfel de găuri negre mici, câmpul gravitațional poate provoca procese cuantice specifice de „naștere” a particulelor din vid. Folosind fluxul acestor particule în curs de dezvoltare, pot fi detectate mici găuri negre din Univers.

Procesele cuantice de creare a particulelor duc la o scădere lentă a masei găurilor negre, la „evaporarea” acestora.

Bibliografie

Astrofizică, ed. Dagaeva M.M. și Charugina V.M.

Vorontsov-Velyaminov B.A. Eseuri despre Univers. M.: 1980

Meyer M.V. Univers. S.-P.: 1909

Manual de astronomie pentru clasa a XI-a. M.: 1994

Frolov V.P. Introducere în fizica găurilor negre.

Dicționar enciclopedic al unui tânăr astronom.

pe tema: „Stele și constelații”

elev 2 clasa „A” MKOU „Școala Gimnazială Nr. 17” o. Nalcik

Artabaeva Arianna Timurovna

Profesor

Constelația Ursei Mici

Nopțile senine ne prezintă o imagine eternă a cerului înstelat. Este, desigur, dificil pentru locuitorii orașului să se bucure pe deplin de acest spectacol, dar în trecut, când erau puține orașe, oamenii acordau mult mai des atenție cerului - din motive foarte practice.

Strămoșii noștri îndepărtați considerau stelele nemișcate. Într-adevăr, în ciuda faptului că întreaga imagine a cerului înstelat se rotește continuu (reflectând rotația Pământului), pozițiile relative ale stelelor pe acesta rămân neschimbate de secole. Prin urmare, stelele au fost folosite din timpuri imemoriale pentru a determina locația pe pământ și pentru a păstra timpul. Pentru ușurința orientării, oamenii au împărțit cerul în constelații - zone cu modele de stele ușor de recunoscut.

Numele multor constelații s-au păstrat din cele mai vechi timpuri: Lyra și Cassiopeia, Ursa Major și Bootes sunt deja menționate în lucrările lui Homer (secolul al VII-lea î.Hr.), care, apropo, credea că Zeus a creat stelele exclusiv pentru a-i ajuta pe marinari. . Aproape la fel de veche este constelația Ursa Mică.

Ursa Mică a jucat un rol important în lume timp de multe secole. Această constelație este remarcabilă nu datorită stelelor sale strălucitoare sau modelului vizibil, ci pentru că arată spre nord.

După cum știți, polul nord geografic este locul în care axa imaginară de rotație a Pământului își intersectează suprafața în emisfera nordică (în consecință, în emisfera sudică, un astfel de punct va fi polul sud). Dacă axa de rotație a Pământului este extinsă la infinit, aceasta va indica polii nord și sud ai sferei cerești, de care, așa cum credeau astronomii antici, sunt atașate stelele și Calea Lactee. Întreaga sferă cerească se rotește în jurul punctului polului nord cu o perioadă de o zi, dar polul în sine rămâne nemișcat.

Marinarii din trecut știau că polul ceresc este nemișcat, iar înălțimea lui depinde doar de latitudinea locației sale. În acest caz, perpendiculara, coborâtă de la polul ceresc la orizont, indică direcția spre nord.

Constelația Ursa Mică este remarcabilă pentru că în ea se află polul nord al lumii, în apropierea celebrei stea polară. Dar nu a fost întotdeauna așa. Datorită precesiunii din timpul lui Homer, cea mai apropiată stea de polul nord ceresc a fost Kohab sau Ursa Mică. Și chiar mai devreme, acum mai bine de 4000 de ani, funcția stelei polare a fost îndeplinită de steaua Thuban sau Draco. Se dovedește că polul ceresc nu este nemișcat până la urmă, ci rătăcește pe cer! Adevărat, mișcarea sa este atât de lentă încât, în scopuri practice, poate fi neglijată.

Apropo, termenul „Polul Nord” în sine a intrat în uz în urmă cu aproximativ 500 de ani; înainte de aceasta, polul era numit Arctica, din cuvântul grecesc „arktos” (bskfpzh) - urs! Pentru antici, Arctica era teritoriul aflat sub constelațiile Ursa.

Originea constelației

Ursa Mică este una dintre cele mai vechi constelații și, prin urmare, este destul de dificil să-i înțelegeți „genealogia”. Deși Homer menționează în lucrările sale doar Carul Mare, probabil Carul Mic a apărut deja la sfârșitul secolului al VII-lea î.Hr. Iată ce a scris Strabon despre aceasta în „Geografia”, apărută în urmă cu două mii de ani: „Probabil, în epoca lui Homer, cealaltă Ursa nu era încă considerată o constelație și acest grup de stele nu era cunoscut grecilor ca așa până când fenicienii l-au notat și au devenit folositori pentru navigație”...

Probabil, oamenii au identificat Ursa Mică ca o constelație separată, după ce a început să fie mai aproape decât alte figuri stelare de polul nord al lumii. Era mult mai convenabil să navighezi cu Ursa Mică decât cu alte constelații (înainte de aceasta, marinarii determinau direcția spre nord cu găleata Ursei Majore vecine). Probabil în jurul anului 600 î.Hr., celebrul filosof antic Thales din Milet a urmat exemplul fenicienilor și a introdus Ursa Mică în greacă, formând o constelație din aripile miticului Dragon aflat pe cerul din apropiere.

Cum să găsești Ursa Mică?

Pentru a afla cum să găsești această mică constelație pe cer, trebuie să știi cum arată Ursa Mică. Această constelație are doar trei stele mai mult sau mai puțin strălucitoare, așa că identificarea ei va necesita o anumită abilitate.

Detaliul principal și cel mai remarcabil al Ursei Mici este asterismul Ursei Mici, care, totuși, nu este la fel de vizibil ca Ursa Major. Puteți identifica Ursa Mică găsind mai întâi Steaua Polară (aka Ursa Minor). Pentru a face acest lucru, trebuie să găsiți Carul Mare. Toamna și iarna, găleata Carului Mare este vizibilă în nord, jos deasupra orizontului, în serile de primăvară - la est în poziție verticală cu mânerul în jos, iar vara - la vest cu mânerul sus. Apoi, prin stelele cele mai exterioare din Carul Mare - b și c Ursa Major - trebuie să desenați o linie lungă, ușor curbată. Polaris este situat de aproximativ cinci ori distanța dintre stelele b și c ale Ursei Majore. Este aproximativ egală ca luminozitate cu aceste stele. Steaua Polară marchează capătul mânerului Carului Mic; din el se întinde oala în sine spre oala Urului Mare. Spre deosebire de Carul Mare, mânerul său este curbat în direcția opusă.

The Small Bucket, ca și Big Bucket, include 7 stele. Cu toate acestea, spre deosebire de stelele acestuia din urmă, stelele Carului Mic variază foarte mult ca luminozitate. Doar cele trei stele cele mai strălucitoare ale sale - b, c și d - pot fi găsite cu ușurință pe cerul supraexpus al orașului. Dar celelalte 4 stele ale Găleții Mici sunt mult mai slabe și nu sunt întotdeauna vizibile în oraș. Acesta este, probabil, motivul pentru care iubitorii de astronomie neexperimentați îl recunosc adesea greșit pe Carul Mic, reușind să confunde chiar și micul Carul Pleiadelor cu acesta. Cu toate acestea, după ce ați văzut Carul Mic cel puțin o dată, este puțin probabil să îl pierdeți vreodată, deoarece această cifră este întotdeauna, în orice moment al anului și al zilei, situată aproximativ în aceeași parte a cerului.

Legenda constelației Ursa Mică

Ursa Major și Ursa Mică sunt legate nu numai prin apropierea lor de pe cer, ci și prin mituri și legende, pe care grecii antici erau mari experți în compune.

Rolul principal în poveștile cu ursulețe i-a fost de obicei acordat lui Callisto, fiica lui Lycaon, regele Arcadiei. Potrivit unei legende, frumusețea ei era atât de extraordinară încât a atras atenția atotputernicul Zeus. Luând înfățișarea zeiței-vânătoare Artemis, în a cărei suită îl includea pe Callisto, Zeus a pătruns în fecioară, după care s-a născut fiul ei Arkad. Aflând despre asta, soția geloasă a lui Zeus Hera l-a transformat imediat pe Callisto într-un urs. Timpul a trecut. Arkad a crescut și a devenit un tânăr minunat. Într-o zi, în timp ce vâna un animal sălbatic, a dat pe urmele unui urs. Nebănuind nimic, intenționa deja să lovească animalul cu o săgeată, dar Zeus nu a permis crima: după ce și-a transformat și fiul într-un urs, i-a dus pe amândoi în rai. Acest act a înfuriat-o pe Hera; După ce l-a întâlnit pe fratele ei Poseidon (zeul mărilor), zeița l-a rugat să nu permită cuplului să intre în regatul ei. De aceea, Ursa Major și Ursa Minor la latitudinile mijlocii și nordice nu trec niciodată dincolo de orizont.

O altă legendă este asociată cu nașterea lui Zeus. Tatăl său era zeul Kronos, care, după cum știți, avea obiceiul de a-și devora proprii copii. Pentru a proteja copilul, soția lui Kronos, zeița Rhea, l-a ascuns pe Zeus într-o peșteră, unde a fost alăptat de doi urși - Melissa și Helis, care au fost înălțați mai târziu la cer.

În general, pentru grecii antici ursul era un animal exotic și rar. Acesta poate fi motivul pentru care ambele ursulețe de pe cer au cozi lungi și curbate, care nu se găsesc de fapt pe urși. Unii, însă, explică apariția lor prin lipsa de ceremonie a lui Zeus, care a tras urșii spre cer de coadă. Dar cozile pot avea o origine complet diferită: printre aceiași greci, constelația Ursa Mică a avut un nume alternativ - Kinosura (din grecescul Khnupkhsyt), care se traduce prin „coada câinelui”.

Gălețile Mari și Mici au fost adesea numite popular „carele” sau Cărucioarele Mari și Mici (nu numai în Grecia, ci și în Rusia). Și de fapt, cu o imaginație adecvată, puteți vedea cărucioare cu hamuri în gălețile acestor constelații.

Pleshakov a avut o idee bună - să creeze un atlas pentru copii care să faciliteze identificarea stelelor și constelațiilor. Profesorii noștri au preluat această idee și și-au creat propriul identificator de atlas, care este și mai informativ și mai vizual.

Ce sunt constelațiile?

Dacă te uiți în sus spre cer într-o noapte senină, poți vedea multe lumini strălucitoare de diferite dimensiuni, ca o împrăștiere de diamante, decorând cerul. Aceste lumini se numesc stele. Unele dintre ele par a fi colectate în grupuri și, la o examinare prelungită, pot fi împărțite în anumite grupuri. Omul a numit astfel de grupuri „constelații”. Unele dintre ele pot să semene cu forma unui oală sau cu contururile complicate ale animalelor, cu toate acestea, în multe privințe, aceasta este doar o născocire a imaginației.

Timp de multe secole, astronomii au încercat să studieze astfel de grupuri de stele și le-au dat proprietăți mistice. Oamenii au încercat să le sistematizeze și să găsească un model comun și așa au apărut constelațiile. Multă vreme, constelațiile au fost studiate cu atenție, unele au fost împărțite în altele mai mici și au încetat să mai existe, iar unele, după clarificare, au fost pur și simplu ajustate. De exemplu, constelația Argo a fost împărțită în constelații mai mici: Compass, Carina, Parus, Poop.

Foarte interesantă este și istoria originii numelor constelațiilor. Pentru a fi mai ușor de amintit, li s-au dat nume unite printr-un singur element sau operă literară. De exemplu, s-a observat că în perioadele de ploaie abundentă, Soarele răsare din direcția anumitor constelații, cărora li s-au dat următoarele nume: Capricorn, Balenă, Vărsător și constelația Pești.

Pentru a aduce toate constelațiile la o anumită clasificare, în 1930, la o reuniune a Uniunii Astronomice Internaționale, s-a decis înregistrarea oficială a 88 de constelații. Conform deciziei luate, constelațiile nu sunt formate din grupuri de stele, ci reprezintă secțiuni ale cerului înstelat.

Care sunt constelațiile?

Constelațiile variază în ceea ce privește numărul și luminozitatea stelelor care le alcătuiesc. Sunt identificate cele mai vizibile 30 de grupuri de stele. Cea mai mare constelație din punct de vedere al suprafeței este Ursa Major. Este format din 7 stele strălucitoare și 118 vizibile cu ochiul liber.

Cea mai mică constelație, situată în emisfera sudică, se numește Crucea de Sud și nu poate fi văzută cu ochiul liber. Este format din 5 stele strălucitoare și 25 mai puțin vizibile.

Lesser Horse este cea mai mică constelație din emisfera nordică și este formată din 10 stele slabe care pot fi văzute cu ochiul liber.

Cea mai frumoasă și mai strălucitoare constelație este Orion. Este format din 120 de stele vizibile cu ochiul liber, iar 7 dintre ele sunt foarte strălucitoare.

Toate constelațiile sunt împărțite în mod convențional în cele situate în emisfera sudică sau nordică. Cei care trăiesc în emisfera sudică a Pământului nu pot vedea clustere de stele situate în emisfera nordică și invers. Din cele 88 de constelații, 48 se află în emisfera sudică, iar 31 sunt în emisfera nordică. Restul de 9 grupuri de stele sunt situate în ambele emisfere. Emisfera nordică este ușor de identificat de Steaua Polară, care strălucește întotdeauna foarte puternic pe cer. Ea este vedeta extremă de pe mânerul Ursei Mici.

Datorită faptului că Pământul se rotește în jurul Soarelui, ceea ce împiedică observarea unor constelații, anotimpurile se schimbă și poziția acestei stele pe cer se schimbă. De exemplu, iarna locația planetei noastre pe orbita sa circumsolară este opusă celei din vară. Prin urmare, în fiecare perioadă a anului puteți vedea doar anumite constelații. De exemplu, vara, pe cerul nopții se poate vedea un triunghi format din stelele Altair, Vega și Deneb. Iarna, există ocazia de a admira constelația infinit de frumoasă Orion. De aceea se spune uneori: constelații de toamnă, constelații de iarnă, de vară sau de primăvară.

Constelațiile sunt vizibile cel mai bine vara și este indicat să le observați în spațiu deschis, în afara orașului. Unele stele pot fi văzute cu ochiul liber, în timp ce altele pot necesita un telescop. Constelațiile Ursa Major și Ursa Minor, precum și Cassiopeia, sunt cel mai bine vizibile. Toamna și iarna, constelațiile Taur și Orion sunt clar vizibile.

Constelații strălucitoare care sunt vizibile în Rusia

Cele mai frumoase constelații ale emisferei nordice vizibile în Rusia includ: Orion, Ursa Major, Taur, Canis Major, Canis Minor.

Dacă te uiți atent la locația lor și dai frâu liber imaginației, poți vedea o scenă de vânătoare, care, ca o frescă antică, este înfățișată pe cer de mai bine de două mii de ani. Viteazul vânător Orion este întotdeauna înfățișat înconjurat de animale. Taurul aleargă în dreapta lui, iar vânătorul își balansează bâta spre el. La picioarele lui Orion se află credincioșii Canis Major și Canis Minor.

Constelația Orion

Aceasta este cea mai mare și mai colorată constelație. Este clar vizibil toamna și iarna. Orion poate fi văzut pe întreg teritoriul Rusiei. Aranjamentul stelelor sale seamănă cu conturul unei persoane.

Istoria formării acestei constelații provine din miturile grecești antice. Potrivit acestora, Orion a fost un vânător curajos și puternic, fiul lui Poseidon și al nimfei Emvriala. A vânat adesea cu Artemis, dar într-o zi, pentru că a învins-o în timpul unei vânătoare, a fost lovit de săgeata zeiței și a murit. După moarte, a fost transformat într-o constelație.

Cea mai strălucitoare stea a lui Orion este Rigel. Este de 25 de mii de ori mai strălucitor decât Soarele și de 33 de ori dimensiunea lui. Această stea are o strălucire alb-albăstruie și este considerată supergigant. Cu toate acestea, în ciuda unor dimensiuni atât de impresionante, este semnificativ mai mic decât Betelgeuse.

Betelgeuse împodobește umărul drept al lui Orion. Este de 450 de ori mai mare decât diametrul Soarelui și dacă o punem în locul stelei noastre, atunci această stea va lua locul a patru planete înaintea lui Marte. Betelgeuse strălucește de 14.000 de ori mai strălucitor decât Soarele.

Constelația Orion include, de asemenea, nebuloase și asterisme.

Constelația Taurului

O altă constelație mare și neînchipuit de frumoasă a emisferei nordice este Taurul. Este situat la nord-vest de Orion și este situat între constelațiile Berbec și Gemeni. Nu departe de Taur există astfel de constelații precum: Auriga, Cetus, Perseus, Eridanus.

Această constelație la latitudini medii poate fi observată aproape pe tot parcursul anului, cu excepția a doua jumătate a primăverii și începutul verii.

Istoria constelației datează din mituri antice. Ei vorbesc despre Zeus care s-a transformat într-un vițel pentru a o răpi pe zeița Europa și a o aduce pe insula Creta. Această constelație a fost descrisă pentru prima dată de Eudoxus, un matematician care a trăit cu mult înaintea erei noastre.

Cea mai strălucitoare stea nu numai a acestei constelații, ci și a celorlalte 12 grupuri de stele este Aldebaran. Este situat pe capul Taurului și anterior a fost numit „ochi”. Aldebaran este de 38 de ori diametrul Soarelui și de 150 de ori mai strălucitor. Această stea este situată la 62 de ani lumină distanță de noi.

A doua stea cea mai strălucitoare din constelație este Nat sau El-Nat (coarnele taurului). Este situat langa Auriga. Este de 700 de ori mai strălucitor decât Soarele și de 4,5 ori mai mare.

În constelație există două grupuri deschise de stele incredibil de frumoase, Hiadele și Pleiadele.

Vârsta Hiadelor este de 650 de milioane de ani. Ele pot fi găsite cu ușurință pe cerul înstelat datorită Aldebaran, care este clar vizibil printre ei. Acestea includ aproximativ 200 de stele.

Pleiadele și-au primit numele din cele nouă părți ale sale. Șapte dintre ele poartă numele celor șapte surori ale Greciei Antice (Pleiadele), iar încă două sunt numite după părinții lor. Pleiadele sunt foarte vizibile iarna. Acestea includ aproximativ 1000 de corpuri stelare.

O formațiune la fel de interesantă în constelația Taurului este Nebuloasa Crabului. S-a format după o explozie de supernovă în 1054 și a fost descoperită în 1731. Distanța nebuloasei de Pământ este de 6500 de ani lumină, iar diametrul său este de aproximativ 11 ani lumină. ani.

Această constelație aparține familiei Orion și se învecinează cu constelațiile Orion, Unicorn, Canis Minor și Hare.

Constelația Canis Major a fost descoperită pentru prima dată de Ptolemeu în secolul al II-lea.

Există un mit conform căruia Marele Câine era Lelap. Era un câine foarte rapid care putea ajunge din urmă cu orice pradă. Într-o zi a urmărit o vulpe, care nu i-a fost mai prejos ca viteză. Rezultatul cursei a fost o concluzie dinainte, iar Zeus a transformat ambele animale în piatră. A pus câinele în rai.

Constelația Canis Major este foarte vizibilă iarna. Cea mai strălucitoare stea nu numai din aceasta, ci și dintre toate celelalte constelații este Sirius. Are un luciu albăstrui și este situat destul de aproape de Pământ, la o distanță de 8,6 ani lumină. În ceea ce privește luminozitatea sistemului nostru solar, aceasta este depășită de Jupiter, Venus și Lună. Lumina de la Sirius durează 9 ani pentru a ajunge pe Pământ și este de 24 de ori mai puternică decât soarele. Această stea are un satelit numit „Puppy”.

Formarea unui astfel de concept ca „Sărbători” este asociată cu Sirius. Cert este că această stea a apărut pe cer în timpul căldurii verii. Deoarece Sirius este tradus din greacă prin „canis”, grecii au început să numească această perioadă vacanță.

Constelația Canis Minor

Canis Minor se învecinează cu astfel de constelații precum: Unicorn, Hydra, Rac, Gemeni. Această constelație reprezintă animalul care, împreună cu Canis Major, îl urmează pe vânătorul Orion.

Istoria formării acestei constelații, dacă ne bazăm pe mituri, este foarte interesantă. Potrivit acestora, Canis Minor este Mera, câinele Icariei. Acest om a fost învățat de Dionysos cum să facă vin și băutura s-a dovedit a fi foarte puternică. Într-o zi, oaspeții lui au decis că Ikaria hotărâse să-i otrăvească și l-a ucis. Primarul a fost foarte trist pentru proprietarul său și în scurt timp a murit. Zeus a plasat-o sub forma unei constelații pe cerul înstelat.

Această constelație este cel mai bine observată în ianuarie și februarie.

Cele mai strălucitoare stele din această constelație sunt Porcyon și Gomeisa. Porcyon este situat la 11,4 ani lumină de Pământ. Este ceva mai luminos și mai fierbinte decât Soarele, dar fizic diferă puțin de acesta.

Gomeiza este vizibilă cu ochiul liber și strălucește cu o lumină alb-albastru.

Constelația Ursei Majore

Ursa Major, în formă de oală, este una dintre cele mai mari trei constelații. Este menționat în scrierile lui Homer și în Biblie. Această constelație este foarte bine studiată și are o mare semnificație în multe religii.

Se învecinează cu astfel de constelații precum: Cascada, Leul, Bastoanele Venatici, Dragonul, Râsul.

Potrivit miturilor antice grecești, Carul Mare este asociat cu Callisto, o frumoasă nimfă și iubitoare de Zeus. Soția sa Hera l-a transformat pe Callisto într-un urs ca pedeapsă. Într-o zi, acest urs a dat peste Hera și fiul ei, Arcas, cu Zeus în pădure. Pentru a evita tragedia, Zeus și-a transformat fiul și nimfa în constelații.

Căruciorul mare este format din șapte stele. Cele mai frapante dintre ele sunt trei: Dubhe, Alkaid, Aliot.

Dubhe este o gigantă roșie și arată spre Steaua Polară. Este situat la 120 de ani lumină de Pământ.

Alkaid, a treia stea cea mai strălucitoare din constelație, exprimă capătul cozii Ursei Majore. Este situat la 100 de ani lumină distanță de Pământ.

Alioth este cea mai strălucitoare stea din constelație. Ea reprezintă coada. Datorită luminozității sale, este folosit în navigație. Alioth strălucește de 108 ori mai strălucitor decât Soarele.

Aceste constelații sunt cele mai strălucitoare și mai frumoase din emisfera nordică. Pot fi văzute perfect cu ochiul liber într-o noapte de toamnă sau geroasă de iarnă. Legendele formării lor lasă imaginația să zboare și imaginează-ți cum puternicul vânător Orion, împreună cu câinii săi credincioși, aleargă după prada sa, în timp ce Taurul și Ursa Major îl urmăresc îndeaproape.

Rusia este situată în emisfera nordică, iar în această parte a cerului putem vedea doar câteva dintre toate constelațiile existente pe cer. În funcție de perioada anului, doar poziția lor pe cer se schimbă.