История за всяка звезда. Интересни факти за звездите

Въведение

В продължение на хилядолетия звездите бяха неразбираеми за човешкото съзнание, но го очароваха. Следователно науката за звездите - астрономията - е една от най-древните. Отне хиляди години, за да се освободят хората от наивната представа, че звездите са светлинни точки, прикрепени към огромен купол. Най-големите мислители на древността обаче разбират, че звездното небе със Слънцето и Луната е нещо повече от просто уголемен подобие на планетариум. Те предположили, че планетите и звездите са отделни тела и свободно плават във Вселената. С началото на космическата ера звездите се приближиха до нас. Научаваме все повече и повече за тях. Но най-древната наука за звездите, астрономията, не само не се е изчерпала, но, напротив, е станала още по-интересна.

Звездни величини

Една от най-важните характеристики е величината. По-рано се смяташе, че разстоянието до звездите е същото и колкото по-ярка е звездата, толкова по-голяма е тя. Най-ярките звезди бяха причислени към звездите от първа величина (1 m, от латински magnitido - величина), а тези, които едва се различават с просто око - до шеста (6 m). Сега знаем, че звездната величина не характеризира размера на звезда, а нейната яркост, тоест осветяването, което звездата създава на Земята.

Но мащабът на величината е запазен и актуализиран. Яркостта на 1 m звезда е точно 100 пъти по-голяма от яркостта на 6 m звезда. Светила, чиято яркост надвишава яркостта на звездите 1 m, имат нулеви и отрицателни звездни величини. Мащабът продължава към звездите, които са невидими с просто око. Има звезди 7 m, 8 m и т.н. За по-точна оценка се използват дробни величини от 2,3 m, 7,1 m и т.н.

Тъй като звездите са на различни разстояния от нас, техните видими звездни величини не говорят нищо за светимостта (мощността на излъчване) на звездите. Поради това се използва и понятието "абсолютна величина". Звездните величини, които звездите биха имали, ако бяха на едно и също разстояние (10 pc), се наричат ​​абсолютни звездни величини (M).

Разстояние до звездите

За определяне на разстоянията до най-близките звезди се използва методът на паралакса (стойността на ъгловото изместване на обекта). Ъгълът (p), под който би се виждал средният радиус на земната орбита (a) от звездата, разположена перпендикулярно на посоката към звездата, се нарича годишен паралакс. Разстоянието до звездата може да се изчисли по формулата

Разстоянието до звездата, съответстващо на паралакс от 1 ? наречен парсек.

Годишните паралакси обаче могат да се определят само за най-близките звезди, разположени на не повече от няколкостотин парсека. Но беше открита статистическа връзка между формата на спектъра на звездата и абсолютната величина. Така абсолютните звездни величини се оценяват по вида на спектъра и след това, сравнявайки ги с видимите звездни величини, се изчисляват разстоянията до звездите и паралаксите. Така дефинираните паралакси се наричат ​​спектрални паралакси.

яркост

Някои звезди ни изглеждат по-ярки, други по-бледи. Но това все още не говори за истинската радиационна мощност на звездите, тъй като те се намират на различни разстояния. Така видимата величина сама по себе си не може да бъде характеристика на звездата, тъй като зависи от разстоянието. Истинската характеристика е светимост, тоест общата енергия, която звездата излъчва за единица време. Светините на звездите са изключително разнообразни. Една от гигантските звезди, S Dorado, има осветеност 500 000 пъти по-голяма от тази на Слънцето, а светимостта на най-слабите звезди джуджета е приблизително в същото време по-малка.

Ако абсолютната звездна величина е известна, тогава осветеността на всяка звезда може да се изчисли по формулата

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

където: L е светимостта на звездата,

M е неговата абсолютна величина и

Ма е абсолютната звездна величина на Слънцето.

Маса от звезди

Друга важна характеристика на звездата е нейната маса. Масите на звездите са различни, но за разлика от яркостите и размерите те са различни в относително тесни граници. Основният метод за определяне на масите на звездите се осигурява от изследването на двойните звезди. Въз основа на закона за всемирното привличане и законите на Кеплер, обобщени от Нютон, е получена формулата

M 1 + M 2 = -,

където M 1 и M 2 са масите на главната звезда и нейния спътник, P е орбиталният период на спътника и е голямата полуос на земната орбита.

Установена е и връзка между светимостта и масата на звездата: светимостта нараства пропорционално на куба на масата. Използвайки тази зависимост, е възможно да се определят масите на единични звезди от осветеността, за които е невъзможно да се изчисли масата директно от наблюдения.

Спектрална класификация

Спектрите на звездите са техните паспорти с описание на всички техни физически свойства. По спектъра на една звезда можете да разберете нейната яркост (а оттам и разстоянието до нея), нейната температура, размер, химически състав на нейната атмосфера, както качествен, така и количествен, скоростта на нейното движение в пространството, скоростта на нейната въртене около оста си, и дори тогава, не дали близо до нея друга, невидима звезда, заедно с която тя се върти около общия им център на тежестта.

Има подробна класификация на звездните класове (Харвард). Класовете се обозначават с букви, подкласовете с цифри от 0 до 9 след буквата, обозначаваща класа. В клас O подкласовете започват с O5. Последователността от спектрални типове отразява непрекъснат спад на звездната температура при преход към все повече и повече по-късни спектрални типове. Изглежда така:

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

Сред хладните червени звезди, освен клас M, има още две разновидности. В спектъра на някои, вместо лентите на молекулярна абсорбция на титанов оксид, са характерни ленти от въглероден оксид и цианоген (в спектрите, обозначени с буквите R и N), а наред с други, ленти от циркониев оксид (клас S) са характерни.

По-голямата част от звездите принадлежат към последователността от О до М. Тази последователност е непрекъсната. Цветовете на звездите от различни класове са различни: O и B са синкави звезди, A са бели, F и G са жълти, K са оранжеви, M са червени.

Горната класификация е едномерна, тъй като основната характеристика е температурата на звездата. Но сред звездите от същия клас има звезди-гиганти и звезди-джуджета. Те се различават по плътността на газа в атмосферата, повърхността и осветеността. Тези разлики се отразяват в спектрите на звездите. Има нова, двуизмерна класификация на звездите. Според тази класификация, освен спектралния клас, всяка звезда има и клас на светимост. Означава се с римски цифри от I до V. I - свръхгиганти, II-III - гиганти, IV - субгиганти, V - джуджета. Например, спектралният тип на звездата Вега изглежда като A0V, Бетелгейзе - M2I, Сириус - A1V.

Всичко по-горе се отнася за нормалните звезди. Има обаче много нестандартни звезди с необичайни спектри. На първо място, това са емисионни звезди. Техните спектри се характеризират не само с тъмни (абсорбционни) линии, но и със светлинни емисионни линии, по-ярки от непрекъснатия спектър. Такива линии се наричат ​​емисионни линии. Наличието на такива линии в спектъра се обозначава с буквата "e" след спектралния тип. И така, има звезди Be, Ae, Me. Наличието на определени емисионни линии в спектъра на звездата O се обозначава като Of. Има екзотични звезди, чиито спектри се състоят от широки емисионни ленти на фона на слаб непрекъснат спектър. Те са обозначени WC и WN, не се вписват в класификацията на Харвард. Наскоро бяха открити инфрачервени звезди, които излъчват почти цялата си енергия в невидимата инфрачервена област на спектъра.

Звезди-гиганти и джуджета

Сред звездите има гиганти и джуджета. Най-големите сред тях са червените гиганти, които въпреки слабото си излъчване от квадратен метър от повърхността блестят 50 000 пъти по-мощно от Слънцето. Най-големите гиганти са 2400 пъти по-големи от Слънцето. Вътре те биха могли да настанят нашата слънчева система до орбитата на Сатурн. Сириус е една от белите звезди, свети 24 пъти по-мощно от Слънцето, има около два пъти диаметъра на Слънцето.

Но има много звезди джуджета. Те са предимно червени джуджета с диаметър половината или дори една пета от диаметъра на нашето Слънце. Слънцето е звезда със среден размер, в нашата галактика има милиарди такива звезди.

Белите джуджета заемат специално място сред звездите. Но те ще бъдат обсъдени по-късно, като последен етап в еволюцията на обикновена звезда.

Променливи звезди

Променливите звезди са звезди, които променят яркостта си. При някои променливи звезди яркостта се променя периодично, при други има нестабилна промяна в яркостта. За обозначаване на променливи звезди се използват латински букви с указанието на съзвездието. В рамките на едно съзвездие на променливите звезди се приписва последователно една латинска буква, комбинация от две букви или буквата V с число. Например S Car, RT Per, V 557 Sgr.

Променливите звезди са разделени на три големи класа: пулсиращи, изригващи (експлозивни) и затъмняващи.

Пулсиращите звезди имат плавни промени в яркостта. Те се причиняват от периодични промени в радиуса и температурата на повърхността. Периодите на пулсиращи звезди варират от части от денонощието (звезди RR Lyrae) до десетки (цефеиди) и стотици дни (Mira - звезди от типа Mira Ceti). Открити са около 14 хиляди пулсиращи звезди.

Вторият клас променливи звезди са експлозивни или, както още ги наричат, изригващи звезди. Те включват, първо, свръхнови, нови, повтарящи се нови, звезди като I Близнаци, новоподобни и симбиотични звезди. Еруптивните звезди включват млади бързи променливи звезди, IV Ceti звезди и редица свързани обекти. Броят на отворените еруптивни променливи надхвърля 2000.

Пулсиращите и изригващите звезди се наричат ​​физически променливи звезди, тъй като промените в тяхната видима яркост са причинени от физически процеси, протичащи върху тях. Това променя температурата, цвета, а понякога и размера на звездата.

Нека разгледаме по-подробно най-интересните видове физически променливи звезди. Например цефеидите. Те са много често срещан и много важен тип физически променливи звезди. Те имат чертите на звездата д Цефей. Блясъкът му непрекъснато се променя. Промените се повтарят на всеки 5 дни и 8 часа. Блясъкът нараства по-бързо, отколкото намалява след максимум. d Цефей е периодична променлива звезда. Спектралните наблюдения показват промени в радиалните скорости и спектралния тип. Цветът на звездата също се променя. Това означава, че в звездата настъпват дълбоки промени от общ характер, причината за които е пулсирането на външните слоеве на звездата. Цефеидите са нестационарни звезди. Има редуващо се компресиране и разширяване под действието на две противоположни сили: силата на привличане към центъра на звездата и силата на налягането на газа, изтласкващи веществото навън. Много важна характеристика на цефеидите е периодът. За всяка дадена звезда тя е постоянна с голяма точност. Цефеидите са гигантски звезди и свръхгиганти с висока осветеност.

Основното е, че има връзка между осветеността и периода в цефеидите: колкото по-дълъг е периодът на яркост на цефеидата, толкова по-голяма е нейната светимост. По този начин, според периода, известен от наблюденията, е възможно да се определи осветеността или абсолютната величина, а след това и разстоянието до цефеидата. Вероятно много звезди са били цефеиди известно време през живота си. Следователно тяхното изследване е много важно за разбирането на еволюцията на звездите. Освен това те помагат да се определи разстоянието до други галактики, където са видими поради високата си осветеност. Цефеидите също помагат при определянето на размера и формата на нашата галактика.

Друг тип редовна променлива е Мира, дългопериодна променлива звезда, кръстена на звездата Мира (около Цети). С огромен обем, надвишаващ обема на Слънцето с милиони и десетки милиони пъти, тези червени гиганти от спектрален клас М пулсират много бавно, с периоди от 80 до 1000 дни. Промяната в осветеността във визуалните лъчи за различните представители на този тип звезди се случва от 10 до 2500 пъти. Общата излъчена енергия обаче се променя само 2-2,5 пъти. Радиусите на звездите се колебаят около средните стойности в диапазона от 5-10%, а светлинните криви са подобни на тези на цефеидите.

Както вече споменахме, не всички физически променливи звезди показват периодични промени. Известно е, че много звезди са класифицирани като полу-правилни или неправилни променливи. При такива звезди е трудно, ако не и невъзможно, да се забележат закономерности в промяната в яркостта.

Нека сега разгледаме третия клас променливи звезди - затъмняващи променливи. Това са двоични системи, чиято орбитална равнина е успоредна на зрителната линия. Когато звездите се движат около общ център на тежестта, те последователно се затъмняват една друга, което причинява колебания в яркостта им. Извън затъмненията светлината от двата компонента достига до наблюдателя, а по време на затъмнение светлината се отслабва от затъмняващия компонент. В близки системи промените в общата яркост могат да бъдат причинени и от изкривявания във формата на звездите. Периодите на затъмняващи звезди варират от няколко часа до десетки години.

Има три основни типа затъмняващи променливи звезди. Първата е променлива звезда от типа Алгол (b Персей). Компонентите на тези звезди са със сферична форма, като размерът на придружаващата звезда е по-голям, а светимостта е по-малка от главната звезда. И двата компонента са или бели, или главната звезда е бяла, а придружаващата звезда е жълта. Докато няма затъмнение, яркостта на звездата е практически постоянна. Когато главната звезда е затъмнена, яркостта намалява рязко (основен минимум), а когато сателитът навлезе в главната звезда, намаляването на яркостта е незначително (вторичен минимум) или изобщо не се наблюдава. От анализа на светлинната крива могат да се изчислят радиусите и светимостта на компонентите.

Вторият тип затъмняващи променливи звезди са b Лира звезди. Яркостта им непрекъснато и плавно се променя в рамките на около две величини. Между основните ниски нива непременно ще се появи по-плитко вторично ниско ниво. Периодите на вариабилност са от половин ден до няколко дни. Компонентите на тези звезди са масивни синкаво-бели и бели гиганти от спектрални типове B и A. Поради значителната си маса и относителната си близост един до друг, двата компонента са подложени на силни приливни ефекти, в резултат на което придобиват елипсоидална форма. форма. В такива близки изпарения звездните атмосфери проникват една в друга и има непрекъснат обмен на материя, част от която отива в междузвездното пространство.

Третият тип затъмняващи двоични звезди са звезди, които се наричат ​​звезди на Голямата мечка W след тази звезда, чийто период на променливост (и оборот) е само 8 часа. Трудно е да си представим колосалната скорост, с която обикалят огромните компоненти на тази звезда. Спектралните класове на тези звезди са F и G.

Има и малък отделен клас променливи звезди - магнитни звезди. В допълнение към високото магнитно поле, те имат силни нехомогенности в техните повърхностни характеристики. Такива нехомогенности по време на въртенето на звездата водят до промяна в яркостта.

За около 20 000 звезди класът на променливост не е определен.

Изучаването на променливите звезди е от голямо значение. Променливите звезди помагат да се определи възрастта на звездните системи, в които се намират, и вида на тяхното звездно население; разстояния до далечни части на нашата Галактика, както и до други галактики. Съвременните наблюдения показват, че някои променливи двоични числа са източник на рентгенови лъчи.

Звезди, изтичащи от газ

В колекцията от звездни спектри е възможно да се проследи непрекъснат преход от спектри с отделни тънки линии към спектри, съдържащи отделни необичайно широки ленти заедно с тъмни линии и дори без тях.

Звезди, които според спектралните си линии биха могли да бъдат приписани на звезди от спектрален клас О, но имат широки ярки ленти в спектъра, се наричат ​​звезди на Волф-Райе - на името на двама френски учени, които са ги открили и описали през миналия век. Едва сега беше възможно да се разкрие природата на тези звезди.

Звездите от този клас са най-горещите сред всички известни. Температурата им е 40-100 хиляди градуса.

Такива огромни температури са придружени от толкова мощно излъчване на поток от ултравиолетови лъчи, че леки атоми на водород, хелий и при много високи температури и атоми на други елементи, очевидно неспособни да издържат на натиска на светлината отдолу, летят нагоре с голяма скорост. Скоростта на тяхното движение под въздействието на светлинния натиск е толкова голяма, че привличането на звездата не е в състояние да ги задържи. В непрекъснат поток те откъсват повърхността на звездата и, почти не се задържат, се втурват в световното пространство, образувайки един вид атомен дъжд, но насочен не надолу, а нагоре. При такъв дъжд целият живот на планетите би изгорял, ако бяха заобиколени от тези звезди.

Непрекъснат дъжд от атоми, излизащи от повърхността на звездата, образува непрекъсната атмосфера около нея, но непрекъснато се разпръсква в космоса.

Колко дълго може да изтече звезда на Волф-Райе в газ? За една година звездата Волф-Райет излъчва маса газ, равна на една десета или сто хилядна от масата на Слънцето. Масата на звездите на Волф-Райе е средно десет пъти по-голяма от масата на Слънцето. Излизайки с газ с такава скорост, звездата на Волф-Райе не може да съществува повече от 10 4 -10 5 години, след което нищо няма да остане от нея. Независимо от това, има доказателства, че в действителност звезди в подобно състояние съществуват не повече от десет хиляди години, а дори много по-малко. Вероятно с намаляване на масата им до определена стойност температурата им пада и изхвърлянето на атоми спира. В момента в цялото небе са известни само около стотина такива самоунищожаващи се звезди. Вероятно само няколко от най-масивните звезди достигат толкова високи температури в своето развитие, когато започне загубата на газ. Може би, след като по този начин се освободи от излишната маса, звездата може да продължи нормалното си, „здравословно“ развитие.

Повечето звезди на Волф-Райе са много близки спектроскопични двоични. Техният партньор в двойка винаги се оказва също масивен и горещ клас O или B. Много от тези звезди са затъмняващи двоични системи. Звездите, струящи газ, макар и рядко, са обогатили концепцията за звезди като цяло.

Нови звезди

Звездите се наричат ​​нови, ако тяхната яркост внезапно се увеличи стотици, хиляди, дори милиони пъти. Достигайки най-високата яркост, новата звезда започва да угасва и се връща в спокойно състояние. Колкото по-мощно е избухването на нова звезда, толкова по-бързо намалява нейната яркост. По отношение на скоростта на намаляване на яркостта новите звезди се класифицират като „бързи“ или „бавни“.

Всички нови звезди изхвърлят газ по време на взрив, който се разпръсква с висока скорост. Най-голямата маса газ, изхвърлена от нови звезди по време на избухване, се съдържа в основната обвивка. Тази обвивка се вижда десетилетия след избухването около някои други звезди под формата на мъглявина.

Всички нови са двойни звезди. В този случай двойката винаги се състои от бяло джудже и нормална звезда. Тъй като звездите са много близо една до друга, има поток от газ от повърхността на нормална звезда към повърхността на бяло джудже. Има хипотеза за нови огнища. Избухването възниква в резултат на рязко ускоряване на термоядрените реакции на горене на водород върху повърхността на бяло джудже. Водородът влиза в бялото джудже от нормална звезда. Термоядреното „гориво“ се натрупва и експлодира след достигане на определена критична стойност. Миганията могат да се повтарят. Интервалът между тях е от 10 000 до 1 000 000 години.

Най-близките роднини на новите са нови джуджета. Техните изблици са хиляди пъти по-слаби от избухванията на нови звезди, но се случват хиляди пъти по-често. На външен вид новите звезди и нови джуджета в покойно състояние не се различават една от друга. И все още не е известно какви физически причини водят до толкова различна експлозивна активност на тези външно подобни звезди.

Свръхнови

Свръхновите са най-ярките звезди, които се появяват на небето в резултат на звездни изригвания. Избухването на свръхнова е катастрофално събитие в живота на звезда, тъй като тя вече не може да се върне в първоначалното си състояние. При максималната си яркост тя блести като няколко милиарда звезди като Слънцето. Общата енергия, освободена по време на изригването, е сравнима с енергията, излъчвана от Слънцето по време на неговото съществуване (5 милиарда години). Енергията се разсейва, за да ускори материята: тя се разпръсква във всички посоки с огромни скорости (до 20 000 km/s). Сега остатъците от свръхнова се наблюдават като разширяващи се мъглявини с необичайни свойства (Мъглявината Рак). Тяхната енергия е равна на енергията на експлозия на свръхнова. След избухване на мястото на свръхнова остава неутронна звезда или пулсар.

Досега механизмът на експлозиите на свръхнови не е напълно ясен. Най-вероятно такава звездна катастрофа е възможна само в края на "житейския път" на звездата. Най-вероятни са следните източници на енергия: гравитационна енергия, освободена по време на катастрофалното свиване на звездата. Експлозиите на свръхнова имат важни последици за Галактиката. Материята на звездата, разпръскваща се след избухването, носи енергията, която захранва енергията на движението на междузвездния газ. Това вещество съдържа нови химични съединения. В известен смисъл целият живот на Земята дължи своето съществуване на свръхновите. Без тях химическият състав на материята в галактиките би бил много оскъден.

Двойни звезди

Двойните звезди са двойки звезди, свързани в една система от гравитационни сили. Компонентите на такива системи описват орбитите им около общ център на масата. Има тройни, четворни звезди; те се наричат ​​множество звезди.

Системите, в които компонентите могат да се видят през телескоп, се наричат ​​визуални двоични. Но понякога те са разположени на случаен принцип в една и съща посока за земния наблюдател. В пространството те са разделени от големи разстояния. Това са оптични двоични файлове.

Друг тип двоични системи са съставени от онези звезди, които при движение се блокират последователно. Това са затъмняващи двоични звезди.

Звездите със същото собствено движение (при липса на други признаци на дуалност) също са двоични. Това са така наречените широки двойки. С помощта на многоцветна фотоелектрическа фотометрия могат да се открият двоични звезди, които по друг начин не се проявяват. Те са фотомерни двоични.

Звездите с невидими спътници също могат да бъдат класифицирани като двоични.

Спектроскопичните двоични звезди са звезди, чиято двойственост се разкрива само чрез изучаване на техните спектри.

Звездни купове

Това са групи от звезди, свързани чрез гравитация и общ произход. Те наброяват от няколко десетки до стотици хиляди звезди. Разграничаване на отворени и кълбовидни купове. Разликата между тях се определя от масата и възрастта на тези образувания.

Отворените звездни купове обединяват десетки и стотици, рядко хиляди звезди. Техните размери обикновено са няколко парсека. Концентрирайте се към екваториалната равнина на Галактиката. В нашата Галактика има повече от 1000 известни клъстера.

Кълбовидните звездни купове наброяват стотици хиляди звезди, имат ясна сферична или елипсоидна форма със силна концентрация на звезди към центъра. Всички кълбовидни купове са разположени далеч от Слънцето. В Галактиката има 130 известни кълбовидни купа и трябва да има около 500.

Изглежда, че кълбовидните купове са се образували от огромни газови облаци в началото на формирането на Галактиката, запазвайки своите удължени орбити. Образуването на отворени клъстери започва по-късно от газ, който се „утаява“ към галактическата равнина. В най-плътните газови облаци образуването на отворени клъстери и асоциации продължава и до днес. Следователно възрастта на отворените купове не е същата, докато възрастта на големите кълбовидни купове е приблизително същата и е близка до възрастта на Галактиката.

Звездни асоциации

Това са разпръснати групи звезди от спектрални типове О и В и тип Т. Телец. По своите характеристики звездните асоциации са подобни на големи, много млади отворени купове, но се различават от тях, очевидно, с по-малка степен на концентрация към центъра. В други галактики има комплекси от горещи млади звезди, свързани с гигантски облаци от водород, йонизирани от тяхното излъчване - суперасоциации.

Какво храни звездите?

Как звездите изразходват толкова чудовищни ​​количества енергия? По различно време са излагани различни хипотези. Така че се смяташе, че енергията на Слънцето се поддържа от падането на метеорити върху него. Но трябва да има много от тях на Слънцето, което значително ще увеличи масата му. Енергията на Слънцето може да се попълва поради свиването му. Ако обаче Слънцето някога е било безкрайно голямо, то и в този случай компресирането му до сегашния му размер би било достатъчно, за да поддържа енергията само за 20 милиона години. Междувременно е доказано, че земната кора съществува и е осветена от Слънцето много по-дълго.

И накрая, физиката на атомното ядро ​​посочи източника на звездна енергия, което е в добро съответствие с данните на астрофизика и по-специално със заключението, че по-голямата част от масата на звездата е водород.

Теорията на ядрените реакции доведе до заключението, че източникът на енергия в повечето звезди, включително Слънцето, е непрекъснатото образуване на хелиеви атоми от водородни атоми.

Когато целият водород е превърнат в хелий, звездата все още може да съществува, като превръща хелия в по-тежки елементи, до и включително желязо.

Вътрешна структура на звездите

Ние разглеждаме звездата като тяло, подложено на действието на различни сили. Силата на гравитацията има тенденция да издърпа материята на звездата към центъра, докато газът и светлинното налягане, насочени отвътре, са склонни да я изтласкат от центъра. Тъй като звездата съществува като стабилно тяло, следователно има някакъв вид баланс между конфликтните сили. За това температурата на различните слоеве в звездата трябва да бъде зададена така, че във всеки слой енергийният поток навън да извежда на повърхността цялата енергия, която е възникнала под него. Енергията се генерира в малко централно ядро. За началния период от живота на звездата нейното компресиране е източник на енергия. Но само докато температурата се повиши толкова много, че започват ядрени реакции.

Образуване на звезди и галактики

Материята във Вселената е в непрекъснато развитие, в най-разнообразни форми и състояния. Тъй като формите на съществуване на материята се променят, следователно, различни и разнообразни обекти не биха могли да възникнат всички по едно и също време, а са се образували в различни епохи и следователно имат своя определена възраст, отчитана от началото на тяхното възникване.

Научните основи на космогонията са положени от Нютон, който показва, че материята в космоса под влияние на собствената си гравитация се разделя на свиващи се парчета. Теорията за образуването на бучки материя, от които се образуват звезди, е разработена през 1902 г. от английския астрофизик Дж. Джинс. Тази теория обяснява и произхода на галактиките. В първоначално хомогенна среда с постоянна температура и плътност може да настъпи уплътняване. Ако силата на взаимното притегляне в него надвиши силата на налягането на газа, тогава средата ще се свие, а ако налягането на газа преобладава, тогава веществото ще се разсее в пространството.

Смята се, че възрастта на Метагалактиката е 13-15 милиарда години. Тази възраст не противоречи на оценките за възрастта на най-старите звезди и кълбовидни звездни купове в нашата Галактика.

Еволюция на звездите

Кондензациите, възникнали в газопраховата среда на Галактиката и продължаващи да се свиват под действието на собствената си гравитация, се наричат ​​протозвезди. Когато се свива, плътността и температурата на протозвездата се увеличават и тя започва да излъчва обилно инфрачервено лъчение. Продължителността на компресията на протозвездите е различна: с маса по-малка от слънчевата маса - стотици милиони години, а за масивните - само стотици хиляди години. Когато температурата във вътрешността на протозвездата се повиши до няколко милиона Келвина, в тях започват термоядрени реакции на превръщането на водорода в хелий. В същото време се освобождава огромна енергия, която предотвратява по-нататъшното компресиране и нагрява веществото до самолуминисценция - протозвездата се превръща в обикновена звезда. Така етапът на компресия се заменя със стационарен етап, придружен от постепенно „изгаряне“ на водорода. В стационарния стадий звездата прекарва по-голямата част от живота си. Именно в този етап на еволюция се намират звездите, които са разположени на главната последователност "спектър-светимост". Времето, прекарано от звезда в главната последователност, е пропорционално на масата на звездата, тъй като доставката на ядрено гориво зависи от това и е обратно пропорционално на осветеността, която определя скоростта на консумация на ядрено гориво.

Когато целият водород в централната област се превърне в хелий, вътре в звездата ще се образува хелиево ядро. Сега водородът ще се превърне в хелий не в центъра на звездата, а в слой, съседен на много горещото хелиево ядро. Докато вътре в хелиевата сърцевина няма източници на енергия, тя постоянно ще се свива и в същото време ще се нагрява още повече. Компресирането на ядрото води до по-бързо освобождаване на ядрена енергия в тънък слой близо до границата на ядрото. При по-масивните звезди температурата на ядрото по време на компресия се повишава над 80 милиона Келвина и в него започват термоядрени реакции на трансформация на хелия във въглерод, а след това в други по-тежки химични елементи. Изтичащата от ядрото и околностите енергия предизвиква повишаване на налягането на газа, под въздействието на което фотосферата се разширява. Енергията, идваща във фотосферата от вътрешността на звездата, сега се разпространява върху по-голяма площ от преди. В резултат на това температурата на фотосферата намалява. Звездата напуска основната последователност, като постепенно се превръща в червен гигант или свръхгигант в зависимост от масата си и се превръща в стара звезда. Преминавайки етапа на жълт свръхгигант, звездата може да се окаже пулсираща, тоест физическа променлива звезда, и да остане такава в етапа на червен гигант. Подутата обвивка на звезда с малка маса вече е слабо привлечена от ядрото и, постепенно се отдалечава от него, образува планетарна мъглявина. След окончателното разпръскване на обвивката остава само горещото ядро ​​на звездата – бяло джудже.

По-масивните звезди имат различна съдба. Ако масата на една звезда е приблизително два пъти по-голяма от масата на Слънцето, тогава такива звезди на последните етапи от еволюцията си губят стабилност. По-специално, те могат да избухнат като свръхнови и след това катастрофално да се свият до размера на топки с радиус от няколко километра, тоест да се превърнат в неутронни звезди.

Звезда, чиято маса е повече от два пъти по-голяма от масата на Слънцето, след като загуби баланса си и започна да се свива, или ще се превърне в неутронна звезда, или изобщо няма да може да достигне стабилно състояние. В процеса на неограничено компресиране вероятно е способен да се превърне в черна дупка.

Бели джуджета

Белите джуджета са необичайни, много малки плътни звезди с високи повърхностни температури. Основната отличителна черта на вътрешната структура на белите джуджета е, че те имат гигантска плътност в сравнение с нормалните звезди. Поради огромната плътност газът в недрата на белите джуджета е в необичайно състояние - изроден. Свойствата на такъв изроден газ изобщо не са подобни на тези на обикновените газове. Неговото налягане, например, практически не зависи от температурата. Стабилността на бялото джудже се подкрепя от факта, че налягането на изродения газ във вътрешността му се противопоставя на огромната гравитационна сила, която го притиска.

Белите джуджета са на последния етап от еволюцията на звезди с не много големи маси. В звездата вече няма ядрени източници и тя свети много дълго време, бавно се охлажда. Белите джуджета са стабилни, ако масата им не надвишава приблизително 1,4 пъти масата на Слънцето.

Неутронни звезди

Неутронните звезди са много малки, свръхплътни небесни тела. Техният диаметър е средно не повече от няколко десетки километра. Неутронните звезди се образуват след изчерпване на източниците на термоядрена енергия във вътрешността на обикновена звезда, ако нейната маса към този момент надвишава 1,4 слънчеви маси. Тъй като няма източник на термоядрена енергия, стабилното равновесие на звездата става невъзможно и започва катастрофално свиване на звездата към центъра - гравитационен колапс. Ако първоначалната маса на звездата не надвишава определена критична стойност, тогава колапсът в централните части спира и се образува гореща неутронна звезда. Процесът на срив отнема част от секундата. То може да бъде последвано или от изтичане на останалата звездна обвивка към гореща неутронна звезда с излъчване на неутрино, или от изхвърляне на обвивката поради термоядрената енергия на „неизгорялата“ материя или енергията на въртене. Такова изхвърляне става много бързо и от Земята изглежда като експлозия на свръхнова. Наблюдавани неутронни звезди – пулсари често се свързват с остатъци от свръхнова. Ако масата на една неутронна звезда надвишава 3-5 слънчеви маси, нейното равновесие ще стане невъзможно и такава звезда ще бъде черна дупка. Много важни характеристики на неутронните звезди са въртенето и магнитното поле. Магнитното поле може да бъде милиарди и трилиони пъти по-силно от магнитното поле на Земята.

Пулсари

Пулсарите са източници на електромагнитно излъчване, което се променя строго периодично: от части от секундата до няколко минути. Първите пулсари са открити през 1968 г. като слаби източници на импулсно радио излъчване. По-късно са открити периодични източници на рентгеново лъчение - така наречените рентгенови пулсари, чиито радиационни свойства се различават значително от свойствата на радиопулсарите.

Природата на пулсарите все още не е напълно разкрита. Учените смятат, че пулсарите са въртящи се неутронни звезди със силни магнитни полета. Поради магнитното поле, излъчването на пулсара е подобно на лъча на прожектор. Когато поради въртенето на неутронна звезда лъч удари антената на радиотелескоп, ние виждаме изблици на радиация. Периодичните смущения, наблюдавани в някои пулсари, потвърждават предсказанията за наличието на твърда кора и свръхтечно ядро ​​в неутронните звезди (нарушения на периода възникват, когато твърдата кора се счупи - „звездни трусове“).

Повечето пулсари се образуват при експлозии на свръхнови. Това е доказано, поне за пулсара в центъра на мъглявината Рак, който също показва импулсивно излъчване в оптичния диапазон.

Черни дупки

Някои от най-интересните и мистериозни обекти във Вселената са черните дупки. Учените са установили, че черните дупки трябва да възникнат в резултат на много силно компресиране на всякаква маса, при която гравитационното поле се увеличава толкова силно, че не отделя светлина или друго излъчване, сигнали или тела.

За да се преодолее гравитацията и да се избяга от черната дупка, ще е необходима втора космическа скорост, по-голяма скорост на светлината. Според теорията на относителността никое тяло не може да развие скорост, по-голяма от скоростта на светлината. Ето защо нищо не може да излети от черна дупка, никаква информация не може да излезе. След като всякакви тела, всяко вещество или радиация паднат под въздействието на гравитацията в черна дупка, наблюдателят никога няма да разбере какво се е случило с тях в бъдеще. В близост до черни дупки, според учените, свойствата на пространството и времето трябва да се променят драстично.

Учените смятат, че черните дупки могат да се появят в края на еволюцията на доста масивни звезди.

Ефектите, които възникват, когато заобикалящата материя попадне в полето на черна дупка, са най-силно изразени, когато черната дупка е част от двоична звездна система, в която едната звезда е ярък гигант, а вторият компонент е черна дупка. В този случай газът от обвивката на гигантската звезда тече към черната дупка, усуква се около нея, образувайки диск. Слоевете газ в диска се трият един в друг, бавно се приближават до черната дупка по спираловидни орбити и в крайна сметка попадат в нея. Но още преди това падане, на ръба на черната дупка, газът се нагрява чрез триене до температура от милиони градуси и излъчва в рентгеновия диапазон. От това излъчване астрономите се опитват да открият черни дупки в двоични звездни системи.

Възможно е много масивни черни дупки да възникнат в центровете на компактните звездни купове, в центровете на галактиките и квазарите.

Възможно е също черните дупки да са възникнали в далечното минало, в самото начало на разширяването на Вселената. В този случай е възможно образуването на много малки черни дупки с маса много по-малка от масата на небесните тела.

Това заключение е особено интересно, защото в близост до такива малки черни дупки гравитационното поле може да предизвика специфични квантови процеси на „създаване” на частици от вакуума. С потока от тези зараждащи се частици могат да бъдат открити малки черни дупки във Вселената.

Квантовите процеси на производство на частици водят до бавно намаляване на масата на черните дупки, до тяхното "изпаряване".

Библиография

Астрофизика, изд. Дагаева М.М. и Чаругина В.М.

Воронцов-Веляминов B.A. Есета за Вселената. М.: 1980г

Майер М.В. Вселената. С.-П.: 1909

Учебник по астрономия за 11 клас. М.: 1994г

Фролов В.П. Въведение във физиката на черните дупки.

Енциклопедичен речник на младия астроном.

Едва ли има човек, който никога не се е възхищавал на звездите, гледайки в блещукащото нощно небе. Можете да им се възхищавате вечно, те са загадъчни и привлекателни. В тази тема ще се запознаете с необичайни факти за звездите и ще научите много нови неща.

Знаете ли, че повечето от звездите, които гледате през нощта, са двойни звезди? Две звезди обикалят една около друга, създавайки точка на гравитация, или по-малка звезда обикаля около голяма „главна звезда“. Понякога тези големи звезди изтеглят материята от по-малките, докато се приближават една към друга. Има ограничение за масата, която планетата може да понесе, без да предизвика ядрена реакция. Ако Юпитер беше голям, можеше да се превърне в кафяво джудже, вид полузвезда, преди много луни.

Такива процеси често се случват в други слънчеви системи, което се доказва от липсата на планети в тях. Повечето от материята, която е в гравитационното поле на главната звезда, се събира на едно място, като в крайна сметка образува нова звезда и двоична система. Може да има повече от две звезди в една система, но все пак двоичните бройни системи са по-разпространени.

Бели джуджета, така наречените "мъртви звезди". След гигантска червена фаза нашата собствена звезда Слънцето също ще стане бяло джудже. Белите джуджета имат радиус на планетата (като Земята, а не като Юпитер), но плътността на звезда. Такова специфично тегло е възможно благодарение на отделянето на електрони от атомните ядра, които ги заобикалят. В резултат на това количеството пространство, което тези атоми заемат, се увеличава и се създава голяма маса с малък радиус

Ако можете да държите ядрото на атом в ръката си, тогава електронът ще обикаля около вас на разстояние от 100 метра или повече. В случай на електронна дегенерация това пространство остава свободно. В резултат на това Бялото джудже се охлажда и спира да излъчва светлина. Тези масивни тела не могат да се видят и никой не знае колко има във Вселената.

Ако звездата е достатъчно голяма, за да избегне крайната фаза на бялото джудже, но твърде малка, за да не се превърне в черна дупка, ще се образува екзотичен тип звезда, известен като неутронна звезда. Процесът на образуване на неутронните звезди донякъде прилича на белите джуджета, при които те също постепенно се разграждат - но по различен начин. Неутронните звезди се образуват от разграждащата се материя, наречена неутрон, когато всички електрони и положително заредени протони се елиминират и само неутроните образуват основата на звездата. Плътността на неутронната звезда е сравнима с тази на ядрата на атома.

Неутронните звезди могат да имат маса, подобна на нашето Слънце или малко по-висока, но радиусът им е по-малък от 50 километра: обикновено 10-20. Една чаена лъжичка от този неутрон е 900 пъти по-голяма от масата на Голямата пирамида в Гиза. Ако наблюдавате неутронна звезда директно, ще видите и двата полюса, защото неутронната звезда работи като гравитационна леща, огъвайки светлината около себе си поради мощната гравитация. Специален случай на неутронна звезда е пулсарът. Пулсарите могат да се въртят със 700 оборота в секунда, излъчвайки мигаща радиация - оттук и името им

Eta Carinae е една от най-големите звезди, открити досега. Той е 100 пъти по-тежък от нашето Слънце и има приблизително същия радиус. Eta Carinae може да свети милион пъти по-ярко от Слънцето. Обикновено тези хипермасивни звезди имат много кратък живот, защото буквално се изгарят, поради което се наричат ​​Супернова. Учените смятат, че границата е 120 пъти по-голяма от масата на Слънцето - никоя звезда не може да тежи повече.

Пистолетната звезда е хипергигант като Eta Carinae, който няма начин да се охлади. Звездата е толкова гореща, че едва се задържа заедно от гравитацията си.

В резултат на това звездата Pistol излъчва така наречения „слънчев вятър“ (високоенергийни частици, които например създават Аврора Бореалис). То свети 10 милиарда пъти по-силно от нашето Слънце. Поради огромните нива на радиация е невъзможно дори да си представим, че някога ще съществува живот в тази звездна система.

В тази тема изложих най-интересните факти за звездите, които можах да намеря. Надявам се, че сте се заинтересували

От векове хората са наблюдавали звездни модели в нощното небе. съзвездия.

Когато изучават звездното небе, астрономите от древния свят разделят небето на региони. Всеки регион е разделен на групи от звезди, наречени съзвездия.

Съзвездия- това са области, на които е разделена небесната сфера за удобство на ориентация в звездното небе. В превод от латински „съзвездие“ означава „група звезди“. Те служат като страхотни ориентири, за да ви помогнат да намерите звезди. Едно съзвездие може да съдържа от 10 до 150 звезди.

Известни са общо 88 съзвездия. 47 са древни, известни от няколко хилядолетия. Много от тях носят имената на героите от древногръцките митове, например Херкулес, Хидра, Касиопея и покриват района на небето, достъпен за наблюдения от юг на Европа. 12-те съзвездия традиционно се наричат ​​зодиакални съзвездия. Това са добре познати: Стрелец, Козирог, Водолей, Риби, Овен, Телец, Близнаци, Рак, Лъв, Дева, Вес-с и Скорпион. Останалите съвременни съзвездия са въведени през 17-ти и 18-ти век в резултат на изследването на южното небе.

Беше възможно да се определи вашето местоположение, като се намери определено съзвездие в небето на едно или друго място в небето. Изборът на определени снимки в масата от звезди помогна при изучаването на звездното небе. Астрономите от древния свят разделиха небето на региони. Всеки регион е разделен на групи от звезди, наречени съзвездия.

Съзвездията са въображаеми фигури, които звездите образуват на небосвода. Нощното небе е платно, осеяно с картини от точки. Хората са намирали снимки в небето от древни времена.

Съзвездията са получили имена, за тях са се формирали легенди и митове. Различните народи разделяха звездите на съзвездия по различен начин.

Някои от историите за съзвездията са били изключително странни. Ето, например, каква картина са видели древните египтяни в съзвездието около Кофата на Голямата мечка. Видяха бик, до него лежеше човек, един човек беше влачен по земята от хипопотам, който ходеше на два крака и носеше крокодил на гърба си.

Хората видяха в небето това, което искаха да видят. Ловните племена виждаха изпълнени със звезди изображения на дивите животни, които ловуваха. Европейските навигатори откриха съзвездия, които приличат на компас. Всъщност учените смятат, че основната област на използване на съзвездията е да се научите как да се движите в морето, докато плавате.

Има легенда, която разказва, че съпругата на египетския фараон Береника (Вероника) е предложила луксозната си коса като подарък на богинята Венера. Но косата била открадната от залите на Венера и се озовала на небето като съзвездие. През лятото съзвездието Косата на Вероника може да се види в Северното полукълбо под дръжката на кофата на Голямата мечка.

Много истории за съзвездията водят началото си от гръцките митове. Ето един от тях. Богинята Юнона ревнувала от съпруга си Юпитер, слугата Калисто. За да защити Калисто, Юпитер я превърна в мечка. Но това създаде нов проблем. Един ден синът на Калисто отишъл на лов и видял майка си. Мислейки, че това е обикновена мечка, той вдигна лъка си и се прицели, Юпитер се намеси и, за да предотврати убийството, превърна младежа в малко мече. Ето как според мита в небето се появили голямо мече и малко мече. Сега тези съзвездия се наричат ​​Голяма и Малка мечка.

Положението на звездите една спрямо друга е постоянно, но всички те се въртят около определена точка. В северното полукълботази точка съответства Полярна звезда... Ако насочите камера върху фиксиран статив към тази звезда и изчакате един час, можете да се уверите, че всяка от заснетите звезди е очертала част от кръг.

Когато гледате небето от северното полукълбо, Полярната звезда е в центъра, а Малката мечка е над нея. Голямата мечка се намира вляво, между двете мечки, които Драконът "стисна". Под Малката мечка, във формата на обърнато М, се намира съзвездието Касиопея.

В южното полукълбоняма централна звезда, която би могла да служи като референтна точка (ос), около която, както ни се струва, се въртят всички звезди. Над центъра е Южен кръст, а над него на свой ред Кентавърът, сякаш го заобикаля. Отляво се вижда Южният триъгълник, а под него е Паунът. Още по-ниско е съзвездието Тукан.

Тъй като Земята се върти около Слънцето за една година, нейното положение спрямо звездите непрекъснато се променя. Всяка вечер небето е малко по-различно от това, което беше вчера. В северното полукълбо през лятото в центъра се вижда Малката мечка, а над нея се вижда Драконът, сякаш го заобикаля, а отдолу, вдясно, зигзагът на Касиопея, над него е съзвездието Цефей, на вляво е Голямата мечка.

През зимата, в северното полукълбо, друга част от небето се вижда от Земята. Вдясно се забелязва едно от най-красивите съзвездия Орион, а в средата е Поясът на Орион. По-долу можете да видите малкото съзвездие Заек. Ако начертаете линия надолу от пояса на Орион, ще забележите най-ярката звезда на небето, Сириус, която в нашите географски ширини никога не се издига високо над линията на хоризонта.

Изглежда, че звездите в съзвездията са близо една до друга, всъщност това е илюзия.

Звездите на съзвездията са на трилиони километри една от друга. Но по-далечните звезди могат да бъдат по-ярки и да изглеждат по същия начин като по-далеч не толкова ярки звезди. От Земята виждаме плоските съзвездия.

Звездите са като хората, раждат се и умират. Те са в постоянно движение. Следователно с течение на времето очертанията на съзвездията се променят. Преди милион години сегашната кофа за Голямата мечка не беше като кофа, а дълго копие. Може би след милион години хората ще трябва да измислят нови имена за съзвездията, защото тяхната форма несъмнено ще се промени.

Може би някъде има планетарна система, с която нашето Слънце изглежда като малка звезда, част от някакво съзвездие, в очертанията на което жителите на далечна планета виждат силуета на родното си екзотично животно.

ЕСЕ

ученици от 4 "В" клас

MBOU SOSH № 3

тях. Атаман М. И. Платов

Головачева Лидия

Класен учител:

Удовиченко

Людмила Николаевна

по темата:

"Звезди и съзвездия"

1. Понятие-съзвездия, видове съзвездия.

2. Историята на имената на съзвездията.

3. Звездни карти.

Библиография:

1.Вселената: Енциклопедия за деца / Пер. с фр. Н. Клоковой М .: Егмонт Русия ООД, 2001 г. /

Интересни факти за звездите, някои от които може би вече знаете, а някои може да се чуят за първи път.

1. Слънцето е най-близката звезда.

Слънцето, разположено само на 150 милиона км от Земята и по стандартите на космоса е средностатистическа звезда. Той е класифициран като жълто джудже от основна последователност G2. Той превръща водорода в хелий вече 4,5 милиарда години и вероятно ще продължи да го прави още 7 милиарда години. Когато горивото му свърши, той ще се превърне в червен гигант, издутината ще увеличи сегашния си размер многократно. Когато се разшири, ще погълне Меркурий, Венера и вероятно дори Земята.

2. Всички осветителни тела са изработени от един и същ материал.

Неговото раждане започва в облак от студен молекулен водород, който започва гравитационно да се свива. Когато облак се срути и се разпадне, много от парчетата ще се образуват в отделни звезди. Материалът се събира в топка, която продължава да се свива под въздействието на собствената си гравитация, докато температурата в центъра достигне температура, способна да възпламени ядрен синтез. Първоначалният газ се е образувал по време на Големия взрив и се състои от 74% водород и 25% хелий. С течение на времето те превръщат част от водорода в хелий. Ето защо нашето Слънце има състав от 70% водород и 29% хелий. Но първоначално те се състоят от 3/4 водород и 1/4 хелий, с примеси от други микроелементи.

3. Звездата е в перфектен баланс

Всяко светило, така да се каже, е в постоянен конфликт със себе си. От една страна, цялата маса чрез своята гравитация непрекъснато я компресира. Но горещият газ упражнява огромен натиск от центъра навън, отблъсквайки го от гравитационния колапс. Ядреният синтез в ядрото генерира огромно количество енергия. Фотоните пътуват от центъра до повърхността за около 100 000 години, преди да избягат. Когато звездата става по-ярка, тя се разширява и се превръща в червен гигант. Когато ядреният синтез в центъра спре, тогава нищо не може да задържи нарастващото налягане на горните слоеве и той се срива, превръщайки се в бяло джудже, неутронна звезда или черна дупка.

4. Повечето от тях са червени джуджета

Ако трябваше да ги съберем всички заедно и да ги сложим на купчина, тогава най-голямата купчина със сигурност ще бъде с червени джуджета. Те имат по-малко от 50% от масата на Слънцето, а червените джуджета могат да тежат дори 7,5%. Под тази маса гравитационното налягане няма да може да компресира газа в центъра, за да започне ядрен синтез. Наричат ​​се кафяви джуджета. Червените джуджета излъчват по-малко от 1/10 000 от слънчевата енергия и могат да горят десетки милиарди години.

5. Масата е равна на нейната температура и цвят

Звездите могат да варират по цвят от червено до бяло или синьо. Червеният е най-студеният цвят с температури под 3500 Келвина. Нашето осветително тяло е жълтеникаво-бяло, със средна температура около 6000 Келвина. Най-горещите са сини, с повърхностни температури над 12 000 Келвина. Така температурата и цветът са свързани. Масата определя температурата. Колкото по-голяма е масата, толкова по-голямо ще бъде ядрото и толкова по-активен ядрен синтез ще се случи. Това означава, че повече енергия достига до повърхността му и повишава температурата му. Но има изключение, това са червени гиганти. Типичният червен гигант може да има масата на нашето Слънце и да бъде бяла звезда през целия си живот. Но когато наближава края на живота си, той се увеличава и яркостта се увеличава 1000 пъти и изглежда неестествено ярка. Сините гиганти са просто големи, масивни и горещи светила.

6. Повечето от тях са двойни

Много от тях са родени по двойки. Това са двоични звезди, където две звезди орбитират около общ център на тежестта. Има и други системи с 3, 4 и дори повече участници. Помислете само какви красиви изгреви могат да се видят на планетата в четиризвездна система.

7. Размерът на най-големите слънца е равен на орбитата на Сатурн

Нека поговорим за червените гиганти, или по-точно за червените супергиганти, на фона на които нашата звезда изглежда много малка. Червеният свръхгигант е Бетелгейзе, в съзвездието Орион. Тя е 20 пъти по-голяма от масата на Слънцето и в същото време 1000 пъти повече. Най-голямата известна звезда е VY Canis Major. Той е 1800 пъти по-голям от нашето Слънце и би се поместил в орбитата на Сатурн!

8. Най-масивните осветителни тела имат много кратък живот

Както бе споменато по-горе, ниската маса на червено джудже може да издържи десетки милиарди години на изгаряне, преди да свърши горивото. Обратното е вярно и за най-масивните, които познаваме. Гигантските светила могат да бъдат 150 пъти по-големи от масата на Слънцето и да излъчват огромно количество енергия. Например, една от най-масивните звезди, за които познаваме, е Eta Carinae, разположена на около 8000 светлинни години от Земята. Излъчва 4 милиона пъти повече енергия от Слънцето. Докато нашето Слънце може безопасно да гори гориво в продължение на милиарди години, Eta Carinae може да свети само няколко милиона години. А астрономите очакват Eta Carinae да избухне по всяко време. Когато изгасне, ще стане най-яркият обект на небето.

9. Има огромен брой звезди

Колко звезди има в Млечния път? Може да се изненадате да научите, че в нашата галактика има около 200-400 милиарда парчета. Всеки може да има планети, а на някои животът е възможен. Във Вселената има около 500 милиарда галактики, всяка от които може да има толкова или дори повече от Млечния път. Умножете тези две числа заедно и ще видите колко са приблизително.

Слънцето е единствената звезда в Слънчевата система, около нея се движат всички планети от системата, както и техните спътници и други обекти, до космически прах. Ако сравним масата на Слънцето с масата на цялата слънчева система, тогава тя ще бъде около 99,866 процента.

Слънцето е една от 100 000 000 000 звезди в нашата Галактика и се нарежда на четвърто място по размер сред тях. Най-близката до Слънцето звезда, Проксима Кентавър, се намира на четири светлинни години от Земята. От Слънцето до планетата Земя 149,6 милиона км, светлината от звездата достига за осем минути. Звездата се намира на разстояние 26 хиляди светлинни години от центъра на Млечния път, докато се върти около него със скорост от 1 оборот на 200 милиона години.

Представяне: нд

Според спектралната класификация звездата принадлежи към типа "жълто джудже", по груби оценки възрастта й е малко над 4,5 милиарда години, тя е в средата на жизнения си цикъл.

Слънцето, което е 92% водород и 7% хелий, има много сложна структура. В центъра му е ядро ​​с радиус приблизително 150 000-175 000 km, което е до 25% от общия радиус на звездата, в центъра му температурата се приближава до 14 000 000 K.

Ядрото се върти около оста с висока скорост и тази скорост е значително по-висока от показателите на външните обвивки на звездата. Тук протича реакцията на образуване на хелий от четири протона, в резултат на което се получава голямо количество енергия, преминаваща през всички слоеве и излъчвана от фотосферата под формата на кинетична енергия и светлина. Над ядрото има зона на лъчист трансфер, където температурите са в диапазона 2-7 милиона K. След това има конвективна зона с дебелина около 200 000 km, където вече няма повторно излъчване за пренос на енергия, а смесване на плазмата. На повърхността на слоя температурата е приблизително 5800 К.

Атмосферата на Слънцето се състои от фотосферата, която образува видимата повърхност на звездата, хромосферата с дебелина около 2000 km и короната, последната външна слънчева обвивка, чиято температура е в диапазона от 1 000 000-20 000 000 K. Йонизирани частици, наречен слънчев вятър, излизат от външната част на короната...

Когато Слънцето достигне възраст от около 7,5 - 8 милиарда години (тоест след 4-5 милиарда години), звездата ще се превърне в "червен гигант", външните й обвивки ще се разширят и ще достигнат земната орбита, вероятно избутвайки планета по-далеч.

Под въздействието на високите температури животът в днешните разбирания ще стане просто невъзможен. Слънцето ще прекара последния цикъл от живота си в състояние на "бяло джудже".

Слънцето е източникът на живота на Земята

Слънцето е най-важният източник на топлина и енергия, благодарение на което, с помощта на други благоприятни фактори, съществува живот на Земята. Нашата планета Земя се върти около оста си, така че всеки ден, намирайки се от слънчевата страна на планетата, можем да наблюдаваме изгрева и невероятно красивия феномен на залеза, а през нощта, когато част от планетата падне в сенчестата страна, можем гледайте звездите в нощното небе.

Слънцето има огромно влияние върху живота на Земята, участва във фотосинтезата, помага за образуването на витамин D в човешкото тяло. Слънчевият вятър причинява геомагнитни бури и именно проникването му в слоевете на земната атмосфера причинява такъв красив природен феномен като северното сияние, наричано още полярни светлини. Слънчевата активност се променя в посока на намаляване или увеличаване приблизително веднъж на всеки 11 години.

От началото на космическата ера изследователите се интересуват от слънцето. За професионално наблюдение се използват специални телескопи с две огледала, разработени са международни програми, но най-точните данни могат да бъдат получени извън слоевете на земната атмосфера, следователно най-често изследванията се извършват от спътници, космически кораби. Първите подобни изследвания са проведени през далечната 1957 г. в няколко спектрални диапазона.

Днес в орбити се извеждат спътници, които са миниатюрни обсерватории, които предоставят много интересни материали за изследване на звездата. Още в годините на първото изследване на космоса от човека бяха разработени и пуснати няколко космически кораба, насочени към изследване на Слънцето. Първият от тях беше серия американски спътници, изстреляни през 1962 г. През 1976 г. е изстрелян западногерманският космически кораб Хелиос-2, който за първи път в историята се приближава до звездата на минимално разстояние от 0,29 AU. В същото време е регистрирана появата на леки хелиеви ядра по време на слънчеви изригвания, както и магнитни ударни вълни, покриващи диапазона от 100 Hz-2,2 kHz.

Друго интересно устройство е слънчевата сонда Ulysses, пусната през 1990 г. Той е изстрелян в близка до слънчевата орбита и се движи перпендикулярно на лентата на еклиптиката. Осем години след изстрелването устройството завърши първата си орбита около Слънцето. Той регистрира спираловидната форма на магнитното поле на осветителното тяло, както и постоянното му нарастване.

През 2018 г. НАСА планира да изстреля космическия кораб Solar Probe +, който ще се приближи до Слънцето възможно най-близо – 6 милиона км (това е 7 пъти по-малко от разстоянието, достигнато от Gelius-2) и ще заеме кръгова орбита. Снабден е с щит от въглеродни влакна, който го предпазва от най-високите температури.