Příběh o jakékoli hvězdě. Zajímavá fakta o hvězdách

Úvod

Po tisíciletí byly hvězdy pro lidské vědomí nepochopitelné, ale fascinovaly ho. Proto je věda o hvězdách - astronomie - jednou z nejstarších. Trvalo tisíce let, než se lidé osvobodili od naivní představy, že hvězdy jsou světelné body připojené k obrovské kupoli. Největší myslitelé starověku však pochopili, že hvězdná obloha se Sluncem a Měsícem je něco víc než jen zvětšené zdání planetária. Uhodli, že planety a hvězdy jsou samostatná tělesa a volně se vznášejí ve vesmíru. S počátkem vesmírného věku se nám hvězdy přiblížily. Dozvídáme se o nich stále více. Ale nejstarší věda o hvězdách, astronomie, se nejen nevyčerpala, ale naopak se stala ještě zajímavější.

Hvězdné velikosti

Jednou z nejdůležitějších vlastností je velikost. Dříve se věřilo, že vzdálenost ke hvězdám je stejná a čím je hvězda jasnější, tím je větší. Nejjasnější hvězdy byly přiřazeny hvězdám první velikosti (1 m, z latinského magnitido - velikost) a těm, které pouhým okem těžko rozlišitelné - šesté (6 m). Nyní víme, že hvězdná velikost necharakterizuje velikost hvězdy, ale její jasnost, tedy osvětlení, které hvězda na Zemi vytváří.

Ale stupnice velikosti byla zachována a aktualizována. Jasnost 1 m hvězdy je přesně 100krát větší než jasnost 6 m hvězdy. Svítidla, jejichž jasnost přesahuje jasnost hvězd 1 m, mají nulovou a zápornou hvězdnou velikost. Stupnice pokračuje směrem ke hvězdám, které jsou pouhým okem neviditelné. Existují hvězdy 7 m, 8 m, a tak dále. Pro přesnější posouzení se používají zlomkové velikosti 2,3 m, 7,1 m a tak dále.

Vzhledem k tomu, že hvězdy jsou od nás v různých vzdálenostech, jejich zdánlivé hvězdné velikosti nevypovídají nic o jasech (síle záření) hvězd. Proto se také používá pojem „absolutní veličina“. Hvězdné velikosti, které by hvězdy měly, kdyby byly ve stejné vzdálenosti (10 pc), se nazývají absolutní hvězdné velikosti (M).

Vzdálenost ke hvězdám

Pro určení vzdáleností k nejbližším hvězdám se používá metoda paralaxy (hodnota úhlového posunutí objektu). Úhel (p), pod kterým by byl z hvězdy viditelný průměrný poloměr zemské oběžné dráhy (a), umístěný kolmo ke směru ke hvězdě, se nazývá roční paralaxa. Vzdálenost ke hvězdě lze vypočítat pomocí vzorce

Vzdálenost ke hvězdě odpovídá paralaxe 1 ? nazývaný parsec.

Roční paralaxy však lze určit pouze pro nejbližší hvězdy, které se nenacházejí dále než několik stovek parseků. Ale byl nalezen statistický vztah mezi formou spektra hvězdy a absolutní magnitudou. Podle spektra jsou tedy odhadnuty absolutní hvězdné velikosti a poté jejich porovnáním s viditelnými hvězdnými velikostmi jsou vypočteny vzdálenosti ke hvězdám a paralaxy. Takto definované paralaxy se nazývají spektrální paralaxy.

Zářivost

Některé hvězdy se nám zdají jasnější, jiné slabší. To však ještě nehovoří o skutečné radiační síle hvězd, protože se nacházejí v různých vzdálenostech. Zdánlivá velikost tedy sama o sobě nemůže být charakteristikou hvězdy, protože závisí na vzdálenosti. Skutečnou charakteristikou je svítivost, tedy celková energie, kterou hvězda vyzařuje za jednotku času. Svítivost hvězd je extrémně různorodá. Jedna z obřích hvězd, S Dorado, má svítivost 500 000krát větší než Slunce a svítivost nejslabších trpasličích hvězd je přibližně o stejnou hodnotu menší.

Pokud je známa absolutní hvězdná velikost, lze pomocí vzorce vypočítat svítivost jakékoli hvězdy

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

kde: L je svítivost hvězdy,

M je jeho absolutní velikost a

Ma je ​​absolutní hvězdná velikost Slunce.

Hmotnost hvězd

Další důležitou vlastností hvězdy je její hmotnost. Hmotnosti hvězd jsou různé, ale na rozdíl od jasů a velikostí se liší v relativně úzkých mezích. Hlavní metodou pro určování hmotností hvězd je studium dvojhvězd. Na základě zákona univerzální gravitace a Keplerova zákonů zobecněných Newtonem byl odvozen vzorec

M 1 + M 2 = -,

kde M 1 a M 2 jsou hmotnosti hlavní hvězdy a jejího satelitu, P je oběžná doba satelitu a je hlavní poloosa zemské oběžné dráhy.

Byl také nalezen vztah mezi svítivostí a hmotností hvězdy: svítivost roste úměrně s krychlí hmoty. Pomocí této závislosti je možné určit hmotnosti jednotlivých hvězd ze svítivosti, u kterých je nemožné vypočítat hmotnost přímo z pozorování.

Spektrální klasifikace

Spektra hvězd jsou jejich pasy s popisem všech jejich fyzikálních vlastností. Spektrem hvězdy lze zjistit její svítivost (a tedy i vzdálenost k ní), teplotu, velikost, chemické složení atmosféry, kvalitativní i kvantitativní, rychlost jejího pohybu v prostoru, rychlost jejího pohybu. rotace kolem své osy, a dokonce ani potom, zda v její blízkosti další, neviditelná hvězda, společně se kterou se točí kolem jejich společného těžiště.

Existuje podrobná klasifikace hvězdných tříd (Harvard). Třídy jsou označeny písmeny, podtřídy čísly od 0 do 9 za písmenem označujícím třídu. Ve třídě O začínají podtřídy O5. Posloupnost spektrálních typů odráží kontinuální pokles hvězdné teploty jako přechod k dalším a dalším pozdějším spektrálním typům. Vypadá to takto:

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

Mezi chladnými červenými hvězdami, kromě třídy M, existují dvě další odrůdy. Ve spektru některých jsou místo molekulárních absorpčních pásů oxidu titaničitého charakteristické pásy oxidu uhelnatého a kyanogenu (ve spektrech označených písmeny R a N), mimo jiné pásy oxidu zirkoničitého (třída S) jsou charakteristické.

Naprostá většina hvězd patří do posloupnosti od O do M. Tato posloupnost je spojitá. Barvy hvězd různých tříd jsou různé: O a B jsou namodralé hvězdy, A jsou bílé, F a G jsou žluté, K jsou oranžové, M jsou červené.

Výše uvedená klasifikace je jednorozměrná, protože hlavní charakteristikou je teplota hvězdy. Ale mezi hvězdami stejné třídy jsou obří hvězdy a trpasličí hvězdy. Liší se hustotou plynu v atmosféře, povrchem a svítivostí. Tyto rozdíly se odrážejí ve spektrech hvězd. Existuje nová, dvourozměrná klasifikace hvězd. Podle této klasifikace má každá hvězda kromě spektrální třídy také třídu svítivosti. Označuje se římskými číslicemi od I do V. I - veleobri, II-III - obři, IV - podobři, V - trpaslíci. Například spektrální typ hvězdy Vega vypadá jako A0V, Betelgeuse - M2I, Sirius - A1V.

Vše výše uvedené platí pro normální hvězdy. Existuje však mnoho nestandardních hvězd s neobvyklými spektry. Za prvé jsou to emisní hvězdy. Jejich spektra se vyznačují nejen tmavými (absorpčními) čarami, ale také světelnými emisními čarami, jasnějšími než spojité spektrum. Takové čáry se nazývají emisní čáry. Přítomnost takových čar ve spektru je označena písmenem „e“ za spektrálním typem. Takže tam jsou hvězdy Be, Ae, Me. Přítomnost určitých emisních čar ve spektru hvězdy O je označena jako Of. Existují exotické hvězdy, jejichž spektra se skládají ze širokých emisních pásem na pozadí slabého spojitého spektra. Jsou označeny WC a WN, nezapadají do Harvardské klasifikace. Nedávno byly objeveny infračervené hvězdy, které vyzařují téměř veškerou svou energii v neviditelné infračervené oblasti spektra.

Obří a trpasličí hvězdy

Mezi hvězdami jsou obři a trpaslíci. Největší z nich jsou rudí obři, kteří i přes slabé záření z metru čtverečního povrchu září 50 000krát silněji než Slunce. Největší obři jsou 2400krát větší než Slunce. Uvnitř by mohly pojmout naši sluneční soustavu až po dráhu Saturnu. Sirius patří mezi bílé hvězdy, září 24krát silněji než Slunce, má asi dvojnásobek průměru Slunce.

Ale existuje mnoho trpasličích hvězd. Jsou to většinou červení trpaslíci o průměru poloviny nebo dokonce pětiny průměru našeho Slunce. Slunce má průměrnou velikost, takových hvězd jsou v naší galaxii miliardy.

Bílí trpaslíci zaujímají mezi hvězdami zvláštní místo. O nich ale bude řeč později, jako o konečné fázi evoluce obyčejné hvězdy.

Proměnné hvězdy

Proměnné hvězdy jsou hvězdy, které mění jas. U některých proměnných hvězd se jasnost periodicky mění, u jiných dochází k nepravidelné změně jasnosti. K označení proměnných hvězd se používají latinská písmena s označením souhvězdí. V rámci jednoho souhvězdí je proměnným hvězdám přiřazeno postupně jedno latinské písmeno, kombinace dvou písmen nebo písmeno V s číslem. Například S Car, RT Per, V 557 Sgr.

Proměnné hvězdy se dělí do tří velkých tříd: pulsující, eruptivní (výbušné) a zákrytové.

Pulzující hvězdy mají plynulé změny jasu. Jsou způsobeny periodickými změnami poloměru a teploty povrchu. Periody pulsujících hvězd se pohybují od zlomků dne (hvězdy RR Lyrae) až po desítky (Cefeidy) a stovky dní (Mira - hvězdy typu Mira Ceti). Bylo objeveno asi 14 tisíc pulzujících hvězd.

Druhou třídou proměnných hvězd jsou výbušné nebo, jak se jim také říká, eruptivní hvězdy. Patří mezi ně za prvé supernovy, novy, opakované novy, hvězdy jako I Gemini, hvězdy podobné nově a symbiotické hvězdy. Mezi eruptivní hvězdy patří mladé rychlé proměnné hvězdy, hvězdy IV Ceti a řada příbuzných objektů. Počet otevřených eruptivních proměnných přesahuje 2000.

Pulzující a eruptivní hvězdy se nazývají fyzické proměnné hvězdy, protože změny v jejich zdánlivé jasnosti jsou způsobeny fyzikálními procesy, které na nich probíhají. Tím se mění teplota, barva a někdy i velikost hvězdy.

Podívejme se podrobněji na nejzajímavější typy fyzických proměnných hvězd. Například cefeidy. Jsou velmi častým a velmi důležitým typem fyzikálních proměnných hvězd. Mají rysy hvězdy d Cepheus. Jeho lesk se neustále mění. Změny se opakují každých 5 dní a 8 hodin. Lesk po maximu rychleji stoupá než klesá. d Cepheus je periodická proměnná hvězda. Spektrální pozorování ukazuje změny v radiálních rychlostech a spektrálním typu. Změní se i barva hvězdy. To znamená, že ve hvězdě probíhají hluboké změny obecného charakteru, jejichž příčinou je pulsace vnějších vrstev hvězdy. Cefeidy jsou nestacionární hvězdy. Dochází ke střídavému stlačování a rozpínání působením dvou protichůdných sil: síly přitažlivosti ke středu hvězdy a síly tlaku plynu, která tlačí látku směrem ven. Velmi důležitou charakteristikou cefeid je období. Pro každou danou hvězdu je konstantní s velkou přesností. Cefeidy jsou obří hvězdy a veleobri s vysokou svítivostí.

Hlavní věc je, že mezi svítivostí a periodou u cefeid existuje vztah: čím delší je perioda jasu cefeidy, tím větší je její svítivost. Podle období známého z pozorování lze tedy určit svítivost nebo absolutní velikost a následně vzdálenost ke cefeidě. Pravděpodobně mnoho hvězd bylo po nějakou dobu během svého života cefeidami. Proto je jejich studium velmi důležité pro pochopení vývoje hvězd. Navíc pomáhají určit vzdálenost k jiným galaxiím, kde jsou viditelné díky své vysoké svítivosti. Cefeidy také pomáhají při určování velikosti a tvaru naší Galaxie.

Dalším typem pravidelné proměnné je Mira, dlouhoperiodická proměnná hvězda pojmenovaná po hvězdě Mira (asi Ceti). Tito rudí obři spektrální třídy M jsou obrovským objemem, převyšují objem Slunce miliony a desítky milionůkrát, a proto pulzují velmi pomalu, s periodami od 80 do 1000 dnů. Změna svítivosti ve vizuálních paprscích u různých zástupců tohoto typu hvězd nastává 10 až 2500krát. Celková vyzářená energie se však změní pouze 2-2,5krát. Poloměry hvězd kolísají kolem průměrných hodnot v rozmezí 5-10% a světelné křivky jsou podobné cefeidním.

Jak již bylo zmíněno, ne všechny fyzické proměnné hvězdy vykazují periodické změny. Je známo, že mnoho hvězd je klasifikováno jako polopravidelné nebo nepravidelné proměnné. U takových hvězd je obtížné, ne-li nemožné, zaznamenat zákonitosti ve změně jasnosti.

Podívejme se nyní na třetí třídu proměnných hvězd – zákrytové proměnné. Jedná se o binární systémy, jejichž orbitální rovina je rovnoběžná s linií pohledu. Když se hvězdy pohybují kolem společného těžiště, střídavě se navzájem zatmí, což způsobuje kolísání jejich jasnosti. Mimo zatmění se světlo z obou složek dostane k pozorovateli a při zatmění je světlo zeslabeno zákrytovou složkou. V blízkých soustavách mohou být změny celkové jasnosti způsobeny také deformacemi tvaru hvězd. Období zákrytových hvězd se pohybuje od několika hodin až po desítky let.

Existují tři hlavní typy zákrytových proměnných hvězd. První jsou proměnné hvězdy typu Algol (b Perseus). Komponenty těchto hvězd jsou kulového tvaru, přičemž velikost doprovodné hvězdy je větší a svítivost menší než hlavní hvězda. Obě složky jsou buď bílé, nebo je hlavní hvězda bílá a doprovodná hvězda žlutá. Dokud nedojde k zatmění, jas hvězdy je prakticky konstantní. Při zákrytu hlavní hvězdy jasnost prudce klesá (hlavní minimum) a při vstupu družice do hlavní hvězdy je pokles jasnosti nevýznamný (sekundární minimum) nebo není pozorován vůbec. Z rozboru světelné křivky lze vypočítat poloměry a svítivosti komponent.

Druhým typem zákrytových proměnných hvězd jsou hvězdy b Lyrae. Jejich jas se plynule a plynule mění v rozmezí asi dvou magnitud. Mezi hlavními minimy se nutně objeví mělčí sekundární minimum. Období proměnlivosti je od půl dne do několika dnů. Složkami těchto hvězd jsou mohutní modrobílí a bílí obři spektrálních typů B a A. Vzhledem ke své značné hmotnosti a vzájemné vzájemné blízkosti podléhají obě složky silným slapovým efektům, v důsledku čehož získaly elipsoidní tvar. V takto blízkých parách se navzájem prostupují hvězdné atmosféry a dochází k nepřetržité výměně hmoty, jejíž část jde do mezihvězdného prostoru.

Třetím typem zákrytových dvojhvězd jsou hvězdy, které se po této hvězdě nazývají hvězdy Ursa Major W, jejichž perioda proměnlivosti (a revoluce) je pouhých 8 hodin. Je těžké si představit, jakou kolosální rychlostí obíhají obrovské součásti této hvězdy. Spektrální třídy těchto hvězd jsou F a G.

Existuje také malá samostatná třída proměnných hvězd - magnetické hvězdy. Kromě vysokého magnetického pole mají silné nehomogenity ve svých povrchových charakteristikách. Takové nehomogenity při rotaci hvězdy vedou ke změně jasnosti.

U asi 20 000 hvězd nebyla třída variability určena.

Studium proměnných hvězd má velký význam. Proměnné hvězdy pomáhají určit stáří hvězdných systémů, ve kterých se nacházejí, a typ jejich hvězdné populace; vzdálenosti do vzdálených částí naší Galaxie, stejně jako do jiných galaxií. Moderní pozorování ukázala, že některé proměnné dvojhvězdy jsou zdrojem rentgenového záření.

Hvězdy vytékající z plynu

Ve sbírce hvězdných spekter je možné vysledovat souvislý přechod od spekter s jednotlivými tenkými čarami ke spektrům obsahujícím jednotlivé neobvykle široké pásy spolu s tmavými čarami i bez nich.

Hvězdy, které by bylo možné podle jejich spektrálních čar přiřadit hvězdám spektrální třídy O, ale ve spektru mají široké jasné pásy, se nazývají Wolf-Rayetovy hvězdy – podle dvou francouzských vědců, kteří je objevili a popsali v minulém století. Teprve nyní bylo možné odhalit povahu těchto hvězd.

Hvězdy této třídy jsou nejžhavější ze všech známých. Jejich teplota je 40-100 tisíc stupňů.

Takové ohromné ​​teploty jsou doprovázeny tak silným zářením proudu ultrafialových paprsků, že lehké atomy vodíku, helia a při velmi vysokých teplotách i atomy dalších prvků, zřejmě neschopné odolat tlaku světla zdola, létají vzhůru s velkým Rychlost. Rychlost jejich pohybu pod vlivem lehkého tlaku je tak velká, že je přitažlivost hvězdy nedokáže udržet. V nepřetržitém proudu se oddělují od povrchu hvězdy a téměř se nezadržují a spěchají pryč do světového prostoru, vytvářejíc jakoby atomový déšť, který však nesměřuje dolů, ale nahoru. V takovém dešti by veškerý život na planetách shořel, kdyby byly obklopeny těmito hvězdami.

Nepřetržitý déšť atomů unikajících z povrchu hvězdy vytváří kolem ní souvislou atmosféru, která se však nepřetržitě rozptyluje do prostoru.

Jak dlouho může Wolf-Rayetova hvězda exspirovat v plynu? Wolf-Rayetova hvězda za rok vyzáří množství plynu rovnající se jedné desetině nebo sto tisícině hmotnosti Slunce. Hmotnost Wolf-Rayetových hvězd je v průměru desetkrát větší než hmotnost Slunce. Wolf-Rayetova hvězda, která uniká s plynem takovou rychlostí, nemůže existovat déle než 10 4 -10 5 let, po kterých z ní nic nezůstane. Bez ohledu na to existují důkazy, že ve skutečnosti hvězdy v podobném stavu neexistují déle než deset tisíc let, spíše ještě mnohem méně. Pravděpodobně s poklesem jejich hmotnosti na určitou hodnotu jejich teplota klesá a vyhazování atomů se zastaví. V současnosti je na celé obloze známa jen asi stovka takových sebezničujících hvězd. Pravděpodobně jen několik nejhmotnějších hvězd dosáhne tak vysokých teplot ve svém vývoji, kdy začíná ztráta plynu. Možná, že když se takto osvobodí od přebytečné hmoty, může hvězda pokračovat ve svém normálním, „zdravém“ vývoji.

Většina Wolf-Rayetových hvězd jsou velmi blízké spektroskopické dvojhvězdy. Jejich partner v páru se vždy ukáže být také masivní a žhavou třídou O nebo B. Mnohé z těchto hvězd jsou zákrytové dvojhvězdy. Hvězdy proudící plyn, i když jsou vzácné, obohatily koncept hvězd obecně.

Nové hvězdy

Hvězdy se nazývají nové, pokud jejich jas náhle stokrát, tisíckrát nebo dokonce milionkrát stoupne. Po dosažení nejvyšší jasnosti začne nová hvězda zhasínat a vrací se do klidného stavu. Čím silnější je vzplanutí nové hvězdy, tím rychleji klesá její jas. Z hlediska rychlosti poklesu jasnosti jsou nové hvězdy klasifikovány buď jako „rychlé“ nebo „pomalé“.

Všechny nové hvězdy vyvrhují plyn během výbuchu, který se rozptyluje vysokou rychlostí. Největší množství plynu vyvrženého novými hvězdami během výbuchu je obsaženo v hlavní obálce. Tato obálka je viditelná desítky let po výbuchu kolem některých dalších hvězd ve formě mlhoviny.

Všechny nové jsou dvojité hvězdy. V tomto případě se dvojice vždy skládá z bílého trpaslíka a normální hvězdy. Jelikož jsou hvězdy velmi blízko u sebe, dochází k proudění plynu z povrchu normální hvězdy na povrch bílého trpaslíka. Existuje hypotéza pro nová ohniska. Ohnisko nastává v důsledku prudkého zrychlení termonukleárních reakcí vodíku hořícího na povrchu bílého trpaslíka. Vodík vstupuje do bílého trpaslíka z normální hvězdy. Termonukleární „palivo“ se hromadí a po dosažení určité kritické hodnoty exploduje. Záblesky lze opakovat. Interval mezi nimi je od 10 000 do 1 000 000 let.

Nejbližšími příbuznými nov jsou trpasličí novy. Jejich výbuchy jsou tisíckrát slabší než výbuchy nových hvězd, ale vyskytují se tisíckrát častěji. Vzhledově se nové hvězdy a trpasličí novy v klidovém stavu od sebe neliší. A stále není známo, jaké fyzikální důvody vedou k tak odlišné explozivní aktivitě těchto navenek podobných hvězd.

supernovy

Supernovy jsou nejjasnější hvězdy, které se objevují na obloze v důsledku hvězdných erupcí. Vypuknutí supernovy je katastrofickou událostí v životě hvězdy, protože se již nemůže vrátit do původního stavu. Při své maximální jasnosti září jako několik miliard hvězd jako Slunce. Celková energie uvolněná při erupci je srovnatelná s energií, kterou Slunce vyzáří za dobu své existence (5 miliard let). Energie se rozptyluje, aby urychlila hmotu: rozptyluje se do všech směrů obrovskou rychlostí (až 20 000 km/s). Zbytky supernovy jsou nyní pozorovány jako rozpínající se mlhoviny s neobvyklými vlastnostmi (krabí mlhovina). Jejich energie se rovná energii výbuchu supernovy. Po výbuchu zůstává na místě supernovy neutronová hvězda nebo pulsar.

Doposud není mechanismus výbuchů supernov zcela jasný. S největší pravděpodobností je taková hvězdná katastrofa možná pouze na konci "životní cesty" hvězdy. Nejpravděpodobnější jsou následující zdroje energie: gravitační energie uvolněná při katastrofické kontrakci hvězdy. Výbuchy supernov mají pro Galaxii důležité důsledky. Hmota hvězdy, rozptylující se po výbuchu, nese energii, která napájí energii pohybu mezihvězdného plynu. Tato látka obsahuje nové chemické sloučeniny. V jistém smyslu veškerý život na Zemi vděčí za svou existenci supernovám. Bez nich by chemické složení hmoty v galaxiích bylo velmi vzácné.

Dvojité hvězdy

Dvojhvězdy jsou dvojice hvězd svázané do jednoho systému gravitačními silami. Komponenty takových systémů popisují jejich oběžné dráhy kolem společného těžiště. Existují trojité, čtyřnásobné hvězdy; nazývají se více hvězdami.

Systémy, ve kterých lze komponenty vidět dalekohledem, se nazývají vizuální dvojhvězdy. Ale někdy jsou pouze náhodně umístěny ve stejném směru pro pozemského pozorovatele. Ve vesmíru je dělí velké vzdálenosti. Jedná se o optické dvojhvězdy.

Jiný typ dvojhvězd tvoří ty hvězdy, které se při pohybu střídavě blokují. Jedná se o zákrytové dvojhvězdy.

Hvězdy se stejným vlastním pohybem (při absenci jiných známek duality) jsou také binární. Jedná se o tzv. široké páry. Pomocí vícebarevné fotoelektrické fotometrie lze detekovat dvojhvězdy, které se jinak neprojevují. Jsou to fotomerní dvojhvězdy.

Hvězdy s neviditelnými satelity lze také klasifikovat jako dvojhvězdy.

Spektroskopické dvojhvězdy jsou hvězdy, jejichž dualita je odhalena pouze studiem jejich spekter.

Hvězdokupy

Jedná se o skupiny hvězd spojených gravitací a společným původem. Jejich počet se pohybuje od několika desítek až po stovky tisíc hvězd. Rozlišujte mezi otevřenou a kulovou hvězdokupou. Rozdíl mezi nimi je určen hmotností a stářím těchto útvarů.

Otevřené hvězdokupy spojují desítky a stovky, zřídka tisíce hvězd. Jejich velikost je obvykle několik parseků. Soustřeďte se směrem k rovníkové rovině Galaxie. V naší Galaxii je známo více než 1000 hvězdokup.

Kulové hvězdokupy čítají stovky tisíc hvězd, mají jasně kulový nebo elipsoidní tvar se silnou koncentrací hvězd směrem ke středu. Všechny kulové hvězdokupy se nacházejí daleko od Slunce. V Galaxii je známo 130 kulových hvězdokup a mělo by jich být asi 500.

Zdá se, že kulové hvězdokupy vznikly z obrovských plynových mračen na počátku formování Galaxie, přičemž si zachovaly své prodloužené oběžné dráhy. Vznik otevřených hvězdokup začal později z plynu, který se „usadil“ směrem ke galaktické rovině. V nejhustších oblacích plynu pokračuje tvorba otevřených hvězdokup a asociací dodnes. Stáří otevřených hvězdokup proto není stejné, zatímco stáří velkých kulových hvězdokup je přibližně stejné a blíží se stáří Galaxie.

Hvězdné asociace

Jedná se o rozptýlené skupiny hvězd spektrálních typů O a B a typu T. Taurus. Ve svých charakteristikách jsou hvězdné asociace podobné velkým, velmi mladým otevřeným hvězdokupám, ale liší se od nich zřejmě v menší míře koncentrace směrem ke středu. V jiných galaxiích jsou komplexy horkých mladých hvězd spojených s obřími oblaky vodíku ionizovaného jejich zářením – superasociacemi.

Co krmí hvězdy?

Jak hvězdy vynakládají tak monstrózní množství energie? V různých dobách byly předloženy různé hypotézy. Takže se věřilo, že energie Slunce je podporována pádem meteoritů na něj. Na Slunci by jich ale mělo být hodně, což by znatelně zvýšilo jeho hmotnost. Energie Slunce se mohla díky jeho kontrakci doplnit. Pokud by však Slunce bylo kdysi nekonečně velké, pak by i v tomto případě jeho stlačení do dnešní velikosti stačilo k udržení energie pouze na 20 milionů let. Mezitím se prokázalo, že zemská kůra existuje a je mnohem déle osvětlena Sluncem.

Nakonec fyzika atomového jádra naznačila zdroj hvězdné energie, což je v dobré shodě s údaji astrofyziky a zejména se závěrem, že většinu hmoty hvězdy tvoří vodík.

Teorie jaderných reakcí vedla k závěru, že zdrojem energie u většiny hvězd, včetně Slunce, je nepřetržitá tvorba atomů helia z atomů vodíku.

Když se všechen vodík přemění na helium, může hvězda stále existovat přeměnou hélia na těžší prvky, včetně železa.

Vnitřní struktura hvězd

Hvězdu považujeme za těleso podléhající působení různých sil. Gravitační síla má tendenci táhnout hmotu hvězdy směrem ke středu, zatímco tlak plynu a světla nasměrovaný zevnitř ji má tendenci tlačit pryč ze středu. Protože hvězda existuje jako stabilní těleso, existuje tedy určitá rovnováha mezi protichůdnými silami. K tomu by měla být teplota různých vrstev ve hvězdě nastavena tak, aby v každé vrstvě tok energie směrem ven vedl k povrchu veškerou energii, která pod ní vznikla. Energie se vyrábí v malém centrálním jádru. Pro počáteční období života hvězdy je zdrojem energie její stlačení. Ale jen do té doby, než teplota stoupne natolik, že začnou jaderné reakce.

Vznik hvězd a galaxií

Hmota ve Vesmíru se neustále vyvíjí, v nejrůznějších formách a stavech. Protože se formy existence hmoty mění, nemohly v důsledku toho různé a různorodé předměty vzniknout všechny současně, ale byly vytvořeny v různých epochách, a proto mají svůj vlastní určitý věk, počítaný od počátku svého vzniku.

Vědecké základy kosmogonie položil Newton, který ukázal, že hmota ve vesmíru se pod vlivem vlastní gravitace dělí na zmenšující se kousky. Teorii vzniku shluků hmoty, ze kterých se tvoří hvězdy, vypracoval v roce 1902 anglický astrofyzik J. Jins. Tato teorie také vysvětluje původ galaxií. V původně homogenním prostředí konstantní teploty a hustoty může dojít ke zhutnění. Pokud síla vzájemné gravitace v něm překročí sílu tlaku plynu, pak se médium smrští, a pokud převládne tlak plynu, látka se rozptýlí v prostoru.

Předpokládá se, že stáří Metagalaxy je 13-15 miliard let. Toto stáří není v rozporu s odhady stáří nejstarších hvězd a kulových hvězdokup v naší Galaxii.

Evoluce hvězd

Kondenzace, které vznikly v plyno-prachovém prostředí Galaxie a nadále se smršťují působením vlastní gravitace, se nazývají protohvězdy. Jak se smršťuje, hustota a teplota protohvězdy roste a ta začíná vyzařovat hojné infračervené záření. Doba komprese protohvězd je různá: s hmotností menší než hmotnost Slunce - stovky milionů let, au hmotných - pouze stovky tisíc let. Když teplota v nitru protohvězdy stoupne na několik milionů Kelvinů, začnou v nich termonukleární reakce přeměny vodíku na helium. Zároveň se uvolňuje obrovská energie, která brání dalšímu stlačování a zahřívá látku k samoluminiscenci – protohvězda se promění v obyčejnou hvězdu. Stupeň komprese je tedy nahrazen fází stacionární, doprovázenou postupným „vyhořením“ vodíku. Ve stacionární fázi tráví hvězda většinu svého života. Právě v této fázi evoluce se nacházejí hvězdy, které se nacházejí na hlavní posloupnosti „spektrum-svítivost“. Čas strávený hvězdou na hlavní sekvenci je úměrný hmotnosti hvězdy, protože na tom závisí zásoba jaderného paliva, a je nepřímo úměrný svítivosti, která určuje rychlost spotřeby jaderného paliva.

Když se všechen vodík v centrální oblasti přemění na helium, vytvoří se uvnitř hvězdy heliové jádro. Nyní se vodík promění v helium nikoli ve středu hvězdy, ale ve vrstvě sousedící s velmi horkým heliovým jádrem. Dokud uvnitř heliového jádra nebudou zdroje energie, bude se neustále smršťovat a zároveň se ještě více zahřívat. Komprese jádra vede k rychlejšímu uvolnění jaderné energie v tenké vrstvě poblíž hranice jádra. U hmotnějších hvězd stoupá teplota jádra při kompresi nad 80 milionů Kelvinů a začínají v něm termonukleární reakce přeměny hélia na uhlík a následně na další těžší chemické prvky. Energie unikající z jádra a jeho okolí způsobuje zvýšení tlaku plynu, pod jehož vlivem se fotosféra rozpíná. Energie přicházející do fotosféry z nitra hvězdy se nyní šíří na větší plochu než dříve. V důsledku toho se teplota fotosféry snižuje. Hvězda opouští hlavní sekvenci, postupně se přeměňuje v červeného obra nebo veleobra v závislosti na své hmotnosti a stává se starou hvězdou. Když hvězda projde stádiem žlutého veleobra, může se stát pulzující, tedy fyzickou proměnnou hvězdou, a zůstat tak ve stádiu červeného obra. Nafouklý obal hvězdy o malé hmotnosti je již slabě přitahován jádrem a postupně se od něj vzdaluje a vytváří planetární mlhovinu. Po definitivním rozhození obálky z hvězdy zbyde pouze horké jádro – bílý trpaslík.

Hmotnější hvězdy mají jiný osud. Pokud je hmotnost hvězdy přibližně dvakrát větší než hmotnost Slunce, pak takové hvězdy v posledních fázích svého vývoje ztrácejí stabilitu. Zejména mohou explodovat jako supernovy a pak se katastroficky zmenšit na velikost koulí o poloměru několika kilometrů, to znamená, že se změní v neutronové hvězdy.

Hvězda, jejíž hmotnost je více než dvojnásobkem hmotnosti Slunce, když ztratila rovnováhu a začala se zmenšovat, se buď změní v neutronovou hvězdu, nebo nebude schopna dosáhnout stabilního stavu vůbec. V procesu neomezené komprese se pravděpodobně dokáže proměnit v černou díru.

Bílí trpaslíci

Bílí trpaslíci jsou neobvyklé, velmi malé husté hvězdy s vysokou povrchovou teplotou. Hlavním rozlišovacím znakem vnitřní struktury bílých trpaslíků je to, že mají obří hustotu ve srovnání s normálními hvězdami. Plyn v útrobách bílých trpaslíků je díky obrovské hustotě v neobvyklém stavu – zdegenerovaný. Vlastnosti takového degenerovaného plynu nejsou vůbec podobné vlastnostem běžných plynů. Jeho tlak je například prakticky nezávislý na teplotě. Stabilita bílého trpaslíka je podpořena skutečností, že tlak degenerovaného plynu v jeho nitru je v protikladu k obrovské gravitační síle, která jej stlačuje.

Bílí trpaslíci jsou v konečné fázi vývoje hvězd nepříliš velkých hmotností. Ve hvězdě už nejsou žádné jaderné zdroje a svítí velmi dlouho a pomalu se ochlazuje. Bílí trpaslíci jsou stabilní, pokud jejich hmotnost nepřesahuje přibližně 1,4násobek hmotnosti Slunce.

Neutronové hvězdy

Neutronové hvězdy jsou velmi malá, superhustá nebeská tělesa. Jejich průměr není v průměru větší než několik desítek kilometrů. Neutronové hvězdy vznikají po vyčerpání zdrojů termonukleární energie v nitru obyčejné hvězdy, pokud její hmotnost do této doby přesáhne 1,4 hmotnosti Slunce. Protože neexistuje zdroj termojaderné energie, stabilní rovnováha hvězdy se stává nemožným a začíná katastrofální smršťování hvězdy směrem ke středu - gravitační kolaps. Pokud počáteční hmotnost hvězdy nepřekročí určitou kritickou hodnotu, pak se kolaps v centrálních částech zastaví a vznikne horká neutronová hvězda. Proces sbalení trvá zlomek sekundy. Může následovat buď únik zbývajícího hvězdného obalu na horkou neutronovou hvězdu s emisí neutrin, nebo vyvržení obalu vlivem termonukleární energie „nespálené“ hmoty nebo energie rotace. K takovému vyvržení dochází velmi rychle a ze Země to vypadá jako výbuch supernovy. Pozorované neutronové hvězdy – pulsary jsou často spojovány se zbytky supernov. Pokud hmotnost neutronové hvězdy přesáhne 3-5 hmotností Slunce, její rovnováha bude nemožná a taková hvězda bude černá díra. Velmi důležité vlastnosti neutronových hvězd jsou rotace a magnetické pole. Magnetické pole může být miliardy a bilionkrát silnější než magnetické pole Země.

Pulsary

Pulsary jsou zdroje elektromagnetického záření, které se mění přísně periodicky: od zlomků sekundy až po několik minut. První pulsary byly objeveny v roce 1968. jako slabé zdroje pulzního rádiového vyzařování. Později byly objeveny periodické zdroje rentgenového záření - tzv. rentgenové pulsary, jejichž vyzařovací vlastnosti se výrazně liší od vlastností rádiových pulsarů.

Povaha pulsarů nebyla dosud plně odhalena. Vědci se domnívají, že pulsary otáčejí neutronové hvězdy se silnými magnetickými poli. Díky magnetickému poli je záření pulsaru podobné paprsku světlometu. Když v důsledku rotace neutronové hvězdy narazí paprsek na anténu radioteleskopu, vidíme záblesky záření. Periodické poruchy pozorované u některých pulsarů potvrzují předpovědi přítomnosti pevné kůry a supratekutého jádra v neutronových hvězdách (periodické poruchy nastávají, když se pevná kůra láme – „hvězdná otřesy“).

Většina pulsarů vzniká při explozích supernov. To bylo prokázáno alespoň u pulsaru v centru Krabí mlhoviny, který rovněž vykazuje impulzivní emisi v optickém rozsahu.

Černé díry

Některé z nejzajímavějších a nejzáhadnějších objektů ve vesmíru jsou černé díry. Vědci zjistili, že černé díry musí vzniknout v důsledku velmi silného stlačení jakékoli hmoty, při kterém se gravitační pole zvětší tak silně, že neuvolní světlo ani žádné jiné záření, signály nebo tělesa.

K překonání gravitace a úniku z černé díry by to vyžadovalo druhou kosmickou rychlost, větší rychlost světla. Podle teorie relativity nemůže žádné těleso vyvinout rychlost větší, než je rychlost světla. Proto nemůže z černé díry nic vyletět, nemůže vyjít žádná informace. Poté, co jakákoli tělesa, jakákoliv látka nebo záření spadnou vlivem gravitace do černé díry, pozorovatel se nikdy v budoucnu nedozví, co se s nimi stalo. V blízkosti černých děr by se podle vědců měly dramaticky změnit vlastnosti prostoru a času.

Vědci se domnívají, že černé díry se mohou objevit na konci vývoje poměrně hmotných hvězd.

Účinky, které vznikají, když okolní hmota spadne do pole černé díry, jsou nejvýraznější, když je černá díra součástí binárního hvězdného systému, ve kterém jedna hvězda je jasný obr a druhá složka je černá díra. V tomto případě plyn z obalu obří hvězdy proudí k černé díře, kroutí se kolem ní a vytváří disk. Vrstvy plynu v disku se o sebe třou, pomalu se přibližují k černé díře po spirálních drahách a nakonec do ní spadnou. Ještě před tímto pádem se ale na okraji černé díry plyn zahřívá třením na teplotu milionů stupňů a vyzařuje v oblasti rentgenového záření. Z tohoto záření se astronomové snaží detekovat černé díry v binárních hvězdných systémech.

Je možné, že velmi hmotné černé díry vznikají v centrech kompaktních hvězdokup, v centrech galaxií a kvasarů.

Je také možné, že černé díry mohly vzniknout v dávné minulosti, na samém počátku rozpínání vesmíru. V tomto případě je možný vznik velmi malých černých děr s hmotností mnohem menší, než je hmotnost nebeských těles.

Tento závěr je zajímavý zejména proto, že v blízkosti takových malých černých děr může gravitační pole vyvolat specifické kvantové procesy „tvorby“ částic z vakua. S prouděním těchto vznikajících částic lze detekovat malé černé díry ve vesmíru.

Kvantové procesy produkce částic vedou k pomalému úbytku hmoty černých děr, k jejich „vypařování“.

Bibliografie

Astrofyzika, ed. Dagaeva M.M. a Charugina V.M.

Vorontsov-Velyaminov B.A. Eseje o vesmíru. M.: 1980

Meyer M.V. Vesmír. S.-P.: 1909

Učebnice astronomie pro ročník 11. M.: 1994

Frolov V.P. Úvod do fyziky černých děr.

Encyklopedický slovník mladého astronoma.

Není snad člověka, který by nikdy neobdivoval hvězdy při pohledu na mihotavou noční oblohu. Můžete je obdivovat navždy, jsou tajemní a přitažliví. V tomto vláknu se seznámíte s neobvyklými fakty o hvězdách a dozvíte se spoustu nového.

Věděli jste, že většina hvězd, které vidíte v noci, jsou dvojhvězdy? Dvě hvězdy se navzájem obíhají a vytvářejí gravitační bod, nebo menší hvězda obíhá kolem velké „hlavní hvězdy“. Někdy tyto velké hvězdy vytahují hmotu z těch menších, když se k sobě přibližují. Existuje limit pro hmotnost, kterou může planeta zvládnout, aniž by způsobila jadernou reakci. Kdyby byl Jupiter velký, mohl se před mnoha měsíci proměnit v hnědého trpaslíka, jakousi polohvězdu.

Takové procesy se často vyskytují v jiných slunečních soustavách, o čemž svědčí nedostatek planet v nich. Většina hmoty, která je v gravitačním poli hlavní hvězdy, se shromažďuje na jednom místě a nakonec vytvoří novou hvězdu a dvojhvězdu. V jedné soustavě může být více než dvě hvězdy, ale přesto jsou binární číselné soustavy rozšířenější.

Bílí trpaslíci, tzv. „mrtvé hvězdy“. Po obří červené fázi se naše vlastní hvězda, Slunce, také stane bílým trpaslíkem. Bílí trpaslíci mají poloměr planety (jako Země, ne jako Jupiter), ale hustotu hvězdy. Taková specifická hmotnost je možná díky elektronům oddělujícím se od atomových jader, která je obklopují. V důsledku toho se zvětšuje množství prostoru, který tyto atomy zabírají, a vzniká velká hmota s malým poloměrem

Pokud byste mohli držet jádro atomu v ruce, elektron by kolem vás kroužil ve vzdálenosti 100 metrů nebo více. V případě elektronové degenerace zůstává tento prostor volný. V důsledku toho se Bílý trpaslík ochladí a přestane vyzařovat světlo. Tato masivní tělesa nejsou vidět a nikdo neví, kolik jich ve vesmíru je.

Pokud je hvězda dostatečně velká, aby se vyhnula závěrečné fázi bílého trpaslíka, ale příliš malá na to, aby se nestala černou dírou, vznikne exotický typ hvězdy známý jako neutronová hvězda. Proces vzniku neutronových hvězd je do jisté míry podobný jako u bílých trpaslíků, u kterých také postupně degradují – ale jiným způsobem. Neutronové hvězdy vznikají z degradující hmoty zvané neutron, kdy jsou všechny elektrony a kladně nabité protony eliminovány a pouze neutrony tvoří základ hvězdy. Hustota neutronové hvězdy je srovnatelná s hustotou jader atomu.

Neutronové hvězdy mohou mít hmotnost podobnou našemu Slunci nebo o něco vyšší, ale jejich poloměr je menší než 50 kilometrů: obvykle 10-20. Čajová lžička tohoto neutronu je 900krát větší než hmotnost Velké pyramidy v Gíze. Pokud byste neutronovou hvězdu pozorovali přímo, viděli byste oba póly, protože neutronová hvězda funguje jako gravitační čočka a ohýbá kolem sebe světlo vlivem silné gravitace. Zvláštním případem neutronové hvězdy je pulsar. Pulsary se mohou otáčet rychlostí 700 otáček za sekundu a vydávat zábleskové záření – odtud jejich název

Eta Carinae je jednou z největších dosud objevených hvězd. Je 100krát těžší než naše Slunce a má přibližně stejný poloměr. Eta Carinae může zářit milionkrát jasněji než Slunce. Obvykle mají tyto hypermasivní hvězdy velmi krátký život, protože samy doslova shoří, a proto se jim říká Supernova. Vědci se domnívají, že limit je 120násobek hmotnosti Slunce – žádná hvězda nemůže vážit více.

Pistolová hvězda je hyperobr jako Eta Carinae, který se nemá jak chladit. Hvězda je tak horká, že ji stěží drží pohromadě její gravitace.

Výsledkem je, že hvězda Pistol vyzařuje takzvaný „sluneční vítr“ (částice s vysokou energií, které například vytvářejí polární záři). Září 10 miliardkrát silněji než naše Slunce. Kvůli masivním úrovním radiace si nelze ani představit, že by v tomto hvězdném systému někdy existoval život.

V tomto vláknu jsem uvedl nejzajímavější fakta o hvězdách, která jsem mohl najít. Doufám, že vás to zaujalo

Po staletí lidé pozorovali hvězdné vzory na noční obloze. souhvězdí.

Při studiu hvězdné oblohy astronomové starověkého světa rozdělili oblohu do oblastí. Každá oblast byla rozdělena do skupin hvězd nazývaných souhvězdí.

Souhvězdí- to jsou oblasti, na které je rozdělena nebeská sféra pro usnadnění orientace na hvězdné obloze. V překladu z latiny „souhvězdí“ znamená „skupina hvězd“. Slouží jako skvělé orientační body, které vám pomohou najít hvězdy. Jedno souhvězdí může obsahovat 10 až 150 hvězd.

Celkem je známo 88 souhvězdí. 47 jsou starověké, známé již několik tisíciletí. Mnohé z nich nesou jména hrdinů starověkých řeckých bájí, například Herkules, Hydra, Cassiopeia a pokrývají oblast oblohy přístupnou pozorováním z jihu Evropy. Těchto 12 souhvězdí se tradičně nazývá zodiakální souhvězdí. Tito jsou známí: Střelec, Kozoroh, Vodnář, Ryby, Beran, Býk, Blíženci, Rak, Lev, Panna, Ves-sy a Štír. Zbytek moderních souhvězdí byl představen v 17. a 18. století jako výsledek studia jižní oblohy.

Bylo možné určit vaši polohu nalezením určitého souhvězdí na obloze na tom či onom místě na obloze. Výběr určitých obrázků v mase hvězd pomohl při studiu hvězdné oblohy. Astronomové starověkého světa rozdělili oblohu do oblastí. Každá oblast byla rozdělena do skupin hvězd nazývaných souhvězdí.

Souhvězdí jsou imaginární obrazce, které hvězdy tvoří na obloze. Noční obloha je plátno poseté malbami teček. Lidé nacházeli obrázky na obloze již od starověku.

Souhvězdí dostala jména, vznikly o nich legendy a mýty. Různé národy rozdělovaly hvězdy do souhvězdí různými způsoby.

Některé příběhy o konstelacích byly extrémně bizarní. Zde například jaký obrázek viděli staří Egypťané v souhvězdí obklopující vědro Velkého vozu. Viděli býka, vedle něj ležel muž, po zemi byl tažen hroch, který chodil po dvou nohách a na zádech nesl krokodýla.

Lidé viděli na nebi to, co vidět chtěli. Lovecké kmeny viděly obrazy divokých zvířat, které lovily, plné hvězd. Evropští navigátoři našli souhvězdí, která připomínají kompas. Vědci se skutečně domnívají, že hlavní oblastí použití souhvězdí bylo naučit se navigovat na moři při plavbě.

Existuje legenda, která vypráví, že manželka egyptského faraona Berenice (Veronica) nabídla své luxusní vlasy jako dárek bohyni Venuši. Ale vlasy byly ukradeny ze síní Venuše a skončily na obloze jako souhvězdí. V létě je na severní polokouli pod rukojetí kbelíku Velkého vozu vidět souhvězdí Veroniky.

Mnoho příběhů o konstelacích má svůj původ v řeckých bájích. Zde je jeden z nich. Bohyně Juno žárlila na svého manžela Jupitera, sluhu Callisto. Aby ochránil Callisto, Jupiter ji proměnil v medvěda. Tím ale vznikl nový problém. Jednoho dne šel Callisto syn na lov a uviděl svou matku. V domnění, že se jedná o obyčejného medvěda, zvedl luk a zamířil, Jupiter zasáhl a aby zabránil vraždě, proměnil mladého muže v malé medvídě. Tak se podle mýtu objevil na obloze velký medvěd a malé medvídě. Nyní se tato souhvězdí nazývají Velká a Malá medvědice.

Poloha hvězd vůči sobě je konstantní, ale všechny se točí kolem určitého bodu. Na severní polokouli tento bod odpovídá Polární hvězda... Pokud na tuto hvězdu namíříte fotoaparát na pevném stativu a počkáte hodinu, můžete se ujistit, že každá z fotografovaných hvězd opsala část kruhu.

Při pohledu na oblohu ze severní polokoule je Polárka uprostřed a Malá medvědice nad ní. Ursa Major se nachází vlevo, mezi dvěma Dippery Drak „vmáčkl“. Pod Malým medvědem ve tvaru obráceného M se nachází souhvězdí Cassiopeia.

Na jižní polokouli neexistuje žádná centrální hvězda, která by mohla sloužit jako referenční bod (osa), kolem níž, jak se nám zdá, se všechny hvězdy točí. Nad středem je Jižní kříž a nad ním zase Kentaur, jako by ho obklopoval. Nalevo je vidět Jižní trojúhelník a pod ním je Páv. Ještě níže je souhvězdí Tukan.

Vzhledem k tomu, že Země obíhá kolem Slunce za rok, její poloha vůči hvězdám se neustále mění. Každou noc je obloha trochu jiná než včera. Na severní polokouli je v létě ve středu viditelná Malá medvědice a nad ní je vidět Drak, jako by ji obklopoval, a dole vpravo klikatá Cassiopeia, nad ní je souhvězdí Cepheus. vlevo je Velký vůz.

V zimě je na severní polokouli ze Země vidět další část oblohy. Vpravo je rozeznatelné jedno z nejkrásnějších souhvězdí, Orion, a uprostřed je Orionův pás. Níže můžete vidět malé souhvězdí Zajíce. Pokud nakreslíte čáru dolů z Orionova pásu, všimnete si nejjasnější hvězdy na obloze, Siriuse, která v našich zeměpisných šířkách nikdy nevystupuje vysoko nad obzor.

Zdá se, že hvězdy v souhvězdí jsou blízko sebe, ve skutečnosti je to iluze.

Hvězdy souhvězdí jsou od sebe vzdálené biliony kilometrů. Ale vzdálenější hvězdy mohou být jasnější a vypadat stejně jako vzdálenější méně jasné hvězdy. Ze Země vidíme souhvězdí plochá.

Hvězdy jsou jako lidé, rodí se a umírají. Jsou v neustálém pohybu. V průběhu času se proto obrysy souhvězdí mění. Před milionem let nebyl současný Big Dipper Bucket jako vědro, ale dlouhé kopí. Možná za milion let budou muset lidé pro souhvězdí vymyslet nová jména, protože jejich tvar se nepochybně změní.

Možná někde existuje planetární systém, se kterým naše Slunce vypadá jako malá hvězda, součást nějakého souhvězdí, v jehož obrysech obyvatelé vzdálené planety vidí siluetu svého původního exotického zvířete.

ESEJ

žáci 4 "B" třídy

MBOU SOSH #3

jim. Ataman M.I. Platov

Golovacheva Lydia

třídní učitel:

Udovičenko

Ljudmila Nikolajevna

Na téma:

"Hvězdy a souhvězdí"

1. Pojem-konstelace, typy konstelací.

2. Historie názvů souhvězdí.

3. Hvězdné mapy.

Bibliografie:

1.Vesmír: Encyklopedie pro děti / Per. s fr. N. Klokovoi M .: Egmont Russia LTD., 2001 /

Zajímavosti o hvězdách, z nichž některé už možná znáte a některé možná uslyšíte poprvé.

1. Slunce je nejbližší hvězda.

Slunce, které se nachází pouhých 150 milionů km od Země, a podle měřítek vesmíru je průměrnou hvězdou. Je klasifikován jako žlutý trpaslík G2 hlavní sekvence. Přeměňuje vodík na helium již 4,5 miliardy let a pravděpodobně v tom bude pokračovat dalších 7 miliard let. Když mu dojde palivo, stane se z něj červený obr, boule mnohonásobně zvětší svou současnou velikost. Když se roztáhne, pohltí Merkur, Venuši a možná i Zemi.

2. Všechna svítidla jsou vyrobena ze stejného materiálu.

Jeho zrod začíná v oblaku studeného molekulárního vodíku, který se začne gravitačně stahovat. Když se mrak zhroutí a roztříští, mnoho kusů se zformuje do jednotlivých hvězd. Materiál se shromažďuje v kouli, která se vlivem vlastní gravitace dále smršťuje, dokud teplota ve středu nedosáhne teploty schopné zažehnout jadernou fúzi. Původní plyn vznikl během Velkého třesku a skládá se ze 74 % vodíku a 25 % helia. Postupem času přeměňují část vodíku na helium. To je důvod, proč má naše Slunce složení 70 % vodíku a 29 % helia. Ale zpočátku se skládají z 3/4 vodíku a 1/4 helia s nečistotami jiných stopových prvků.

3. Hvězda je v dokonalé rovnováze

Jakékoli světlo je v neustálém konfliktu samo se sebou. Jednak ji celá hmota svou gravitací neustále stlačuje. Ale horký plyn vyvíjí obrovský tlak ze středu ven a tlačí ho pryč od gravitačního kolapsu. Jaderná fúze v jádře generuje obrovské množství energie. Fotony putují z centra na povrch asi 100 000 let, než uniknou. Jak se hvězda stává jasnější, rozšiřuje se a mění se v červeného obra. Když se jaderná fúze v centru zastaví, pak už nic nemůže zastavit rostoucí tlak nadložních vrstev a ta se zhroutí a změní se v bílého trpaslíka, neutronovou hvězdu nebo černou díru.

4. Většina z nich jsou červení trpaslíci

Pokud bychom je měli dát všechny dohromady a dát je na hromádku, tak největší hromádka by byla jistě s červenými trpaslíky. Mají méně než 50 % hmotnosti Slunce a červení trpaslíci mohou vážit i 7,5 %. Pod touto hmotností nebude gravitační tlak schopen stlačit plyn ve středu a zahájit jadernou fúzi. Říká se jim hnědí trpaslíci. Červení trpaslíci vyzařují méně než 1/10 000 sluneční energie a mohou hořet desítky miliard let.

5. Hmotnost se rovná jeho teplotě a barvě

Hvězdy se mohou lišit barvou od červené po bílou nebo modrou. Červená je nejstudenější barva s teplotami nižšími než 3500 Kelvinů. Naše svítidlo je žlutobílé s průměrnou teplotou asi 6000 Kelvinů. Nejžhavější jsou modré, s povrchovými teplotami nad 12 000 Kelvinů. Teplota a barva spolu tedy souvisí. Hmotnost určuje teplotu. Čím větší hmotnost, tím větší bude jádro a tím aktivnější jaderná fúze bude probíhat. To znamená, že na jeho povrch se dostane více energie a zvýší se jeho teplota. Ale existuje výjimka, jsou to rudí obři. Typický červený obr může mít hmotnost našeho Slunce a být během svého života bílou hvězdou. Ale jak se blíží ke konci své životnosti, zvyšuje se a svítivost se zvyšuje 1000krát a zdá se nepřirozeně jasná. Modří obři jsou jen velká, masivní a žhavá svítidla.

6. Většina z nich je dvojitá

Mnozí se rodí v párech. Jedná se o dvojhvězdy, kde dvě hvězdy obíhají kolem společného těžiště. Existují další systémy se 3, 4 a dokonce více účastníky. Jen si pomyslete, jaké krásné východy slunce lze vidět na planetě ve čtyřhvězdičkovém systému.

7. Velikost největších sluncí se rovná oběžné dráze Saturnu

Pojďme se bavit o červených obrech, přesněji řečeno o červených veleobrech, proti kterým naše hvězda vypadá velmi malá. Červený veleobr je Betelgeuse v souhvězdí Orion. Je to 20krát větší hmotnost než Slunce a zároveň 1000krát více. Největší známá hvězda je VY Canis Major. Je 1800krát větší než naše Slunce a vešel by se na oběžnou dráhu Saturnu!

8. Nejmasivnější svítidla mají velmi krátkou životnost

Jak již bylo zmíněno výše, nízká hmotnost červeného trpaslíka může vydržet hoření desítky miliard let, než dojde palivo. Opak platí i pro ty nejmasivnější, které známe. Obří svítidla mohou mít 150násobek hmotnosti Slunce a vyzařovat obrovské množství energie. Například jedna z nejhmotnějších hvězd, o kterých víme, je Eta Carinae, která se nachází asi 8000 světelných let od Země. Vyzařuje 4 milionkrát více energie než Slunce. Zatímco naše Slunce může bezpečně spalovat palivo po miliardy let, Eta Carinae může svítit jen několik milionů let. A astronomové očekávají, že Eta Carinae kdykoli exploduje. Když zhasne, stane se nejjasnějším objektem na obloze.

9. Existuje obrovské množství hvězd

Kolik hvězd je v Mléčné dráze? Možná vás překvapí, že v naší galaxii je řádově 200-400 miliard kusů. Každá může mít planety a na některých je možný život. Ve vesmíru je asi 500 miliard galaxií, z nichž každá může mít tolik nebo dokonce více než Mléčná dráha. Vynásobte tato dvě čísla dohromady a uvidíte, kolik jich přibližně je.

Slunce je jedinou hvězdou sluneční soustavy, pohybují se kolem ní všechny planety soustavy i jejich satelity a další objekty až po kosmický prach. Pokud porovnáme hmotnost Slunce s hmotností celé sluneční soustavy, pak to bude asi 99,866 procenta.

Slunce je jednou ze 100 000 000 000 hvězd v naší Galaxii a je mezi nimi na čtvrtém místě. Hvězda nejbližší Slunci, Proxima Centauri, se nachází čtyři světelné roky od Země. Od Slunce k planetě Zemi 149,6 milionů km, světlo z hvězdy dosáhne za osm minut. Hvězda se nachází ve vzdálenosti 26 tisíc světelných let od středu Mléčné dráhy, přičemž kolem ní rotuje rychlostí 1 otáčky za 200 milionů let.

Prezentace: Ne

Podle spektrální klasifikace patří hvězda do typu „žlutý trpaslík“, její stáří je podle hrubých odhadů něco málo přes 4,5 miliardy let, je uprostřed životního cyklu.

Slunce, které obsahuje 92 % vodíku a 7 % hélia, má velmi složitou strukturu. V jeho středu se nachází jádro o poloměru přibližně 150 000-175 000 km, což je až 25 % celkového poloměru hvězdy, v jeho středu se teplota blíží 14 000 000 K.

Jádro se otáčí kolem osy vysokou rychlostí a tato rychlost je výrazně vyšší než ukazatele vnějších obalů hvězdy. Zde probíhá reakce tvorby helia ze čtyř protonů, v důsledku čehož se získává velké množství energie, procházející všemi vrstvami a emitované z fotosféry ve formě kinetické energie a světla. Nad jádrem se nachází zóna přenosu záření, kde se teploty pohybují v rozmezí 2-7 milionů K. Dále je zde konvektivní zóna o tloušťce cca 200 000 km, kde již nedochází k opětovnému záření pro přenos energie, ale promíchávání plazma. Na povrchu vrstvy je teplota přibližně 5800 K.

Atmosféra Slunce se skládá z fotosféry, která tvoří viditelný povrch hvězdy, chromosféry o tloušťce asi 2000 km a koróny, poslední vnější sluneční slupky, jejíž teplota se pohybuje v rozmezí 1 000 000-20 000 000 K. Ionizované částice zvané sluneční vítr vycházejí z vnější části koróny. ...

Když Slunce dosáhne stáří asi 7,5 - 8 miliard let (tedy po 4 - 5 miliardách let), hvězda se promění v "červeného obra", její vnější obaly se rozšíří a dosáhnou oběžnou dráhu Země, případně zatlačí planeta dále.

Pod vlivem vysokých teplot se život v dnešním chápání stane jednoduše nemožným. Slunce stráví závěrečný cyklus svého života ve stavu „bílého trpaslíka“.

Slunce je zdrojem života na Zemi

Slunce je nejdůležitějším zdrojem tepla a energie, díky kterému za asistence dalších příznivých faktorů existuje na Zemi život. Naše planeta Země se otáčí kolem své osy, takže každý den, když jsme na slunečné straně planety, můžeme sledovat východ slunce a úžasně krásný jev západu slunce a v noci, když část planety spadne do stínu, můžeme pozorovat hvězdy na noční obloze.

Slunce má obrovský vliv na život na Zemi, podílí se na fotosyntéze, pomáhá při tvorbě vitamínu D v lidském těle. Sluneční vítr způsobuje geomagnetické bouře a právě jeho pronikání do vrstev zemské atmosféry způsobuje tak krásný přírodní úkaz, jakým je polární záře, nazývaná také polární záře. Sluneční aktivita se mění ve směru poklesu nebo nárůstu přibližně jednou za 11 let.

Od počátku vesmírného věku se výzkumníci zajímají o slunce. Pro profesionální pozorování se používají speciální dalekohledy se dvěma zrcadly, byly vyvinuty mezinárodní programy, ale nejpřesnější data lze získat mimo vrstvy zemské atmosféry, proto se výzkum nejčastěji provádí z družic a kosmických lodí. První takové studie byly provedeny již v roce 1957 v několika spektrálních rozsazích.

Dnes jsou na oběžné dráhy vypouštěny satelity, což jsou miniaturní observatoře, které poskytují velmi zajímavé materiály pro studium hvězdy. Dokonce i v letech prvního průzkumu vesmíru člověkem bylo vyvinuto a vypuštěno několik kosmických lodí zaměřených na studium Slunce. První z nich byla série amerických satelitů, vypuštěných v roce 1962. V roce 1976 odstartovala západoněmecká sonda Helios-2, která se poprvé v historii přiblížila ke hvězdě na minimální vzdálenost 0,29 AU. Současně byl zaznamenán výskyt lehkých jader helia během slunečních erupcí a také magnetické rázové vlny pokrývající rozsah 100 Hz-2,2 kHz.

Dalším zajímavým zařízením je sluneční sonda Ulysses, vypuštěná v roce 1990. Je vypuštěna na téměř sluneční dráhu a pohybuje se kolmo k pásu ekliptiky. Osm let po startu zařízení dokončilo svůj první oběh kolem Slunce. Zaregistroval spirálovitý tvar magnetického pole svítidla i jeho neustálý nárůst.

V roce 2018 plánuje NASA vypustit sondu Solar Probe +, která se přiblíží ke Slunci co nejblíže - 6 milionů km (to je 7krát méně než vzdálenost dosažená Gelius-2) a bude zaujímat kruhovou dráhu. Je vybavena štítem z uhlíkových vláken, který ji chrání před nejvyššími teplotami.