어떤 스타에 대한 이야기. 별에 대한 흥미로운 사실
소개
수천 년 동안 별은 인간의 의식으로는 이해할 수 없었지만 그를 매료시켰습니다. 따라서 별의 과학 - 천문학 -은 가장 오래된 것 중 하나입니다. 사람들이 별이 거대한 돔에 부착된 빛의 점이라는 순진한 개념에서 벗어나는 데 수천 년이 걸렸습니다. 그러나 고대의 가장 위대한 사상가들은 태양과 달이 있는 별이 빛나는 하늘이 플라네타륨의 확대된 모양 이상이라는 것을 이해했습니다. 그들은 행성과 별이 별도의 몸체이며 우주에서 자유롭게 떠 있다고 추측했습니다. 우주 시대가 시작되면서 별은 우리에게 더 가까워졌습니다. 우리는 그들에 대해 점점 더 많이 배웁니다. 그러나 가장 오래된 별의 과학인 천문학은 그 자체로 소진되지 않았을 뿐만 아니라 오히려 더 흥미로워졌습니다.
항성 등급
가장 중요한 특성 중 하나는 크기입니다. 이전에는 별까지의 거리가 동일하고 별이 밝을수록 더 크다고 믿었습니다. 가장 밝은 별은 첫 번째 등급(1m, 라틴어 magnitido - 등급에서)의 별과 육안으로 거의 구별할 수 없는 - 여섯 번째 등급(6m)의 별에 할당되었습니다. 이제 우리는 별의 크기가 별의 크기를 특징짓는 것이 아니라 밝기, 즉 별이 지구에서 만드는 조명을 특징짓는다는 것을 압니다.
그러나 규모 척도는 보존되고 업데이트되었습니다. 1m 별의 밝기는 6m 별의 밝기보다 정확히 100배 더 큽니다. 밝기가 1m 별의 밝기를 초과하는 발광체는 0 및 음의 별 크기를 갖습니다. 육안으로 볼 수 없는 별을 향해 스케일이 계속됩니다. 7m, 8m 등이 있습니다. 보다 정확한 평가를 위해 2.3m, 7.1m 등의 분수 크기를 사용합니다.
별은 우리와 다른 거리에 있기 때문에 별의 겉보기 별 등급은 별의 광도(복사력)에 대해 아무 것도 말해주지 않습니다. 따라서 "절대 크기"의 개념도 사용됩니다. 별들이 같은 거리(10 pc)에 있을 때 가질 수 있는 항성 등급을 절대 항성 등급(M)이라고 합니다.
별까지의 거리
가장 가까운 별까지의 거리를 결정하기 위해 시차 방법이 사용됩니다(물체의 각 변위 값). 별의 방향과 수직인 위치에 있는 별에서 지구 공전궤도의 평균 반지름(a)이 보이는 각도(p)를 연간 시차라고 합니다. 별까지의 거리는 공식을 사용하여 계산할 수 있습니다.
1의 시차에 해당하는 별까지의 거리 ? 파섹이라고 한다.
그러나 연간 시차는 수백 파섹 이하에 위치한 가장 가까운 별에 대해서만 결정할 수 있습니다. 그러나 별의 스펙트럼 형태와 절대 등급 사이에 통계적 관계가 발견되었습니다. 따라서 스펙트럼의 종류에 따라 항성등급의 절대등급을 추정하고, 이를 가시성등급과 비교하여 별까지의 거리와 시차를 계산한다. 이렇게 정의된 시차를 스펙트럼 시차라고 합니다.
밝기
어떤 별은 우리에게 더 밝게 보이고 다른 별은 더 희미합니다. 그러나 이것은 별이 다른 거리에 있기 때문에 별의 진정한 복사력에 대해서는 아직 말하지 않습니다. 따라서 겉보기 등급 자체는 별의 특성이 될 수 없습니다. 거리에 따라 달라지기 때문입니다. 진정한 특성은 광도, 즉 단위 시간당 별이 방출하는 총 에너지입니다. 별의 광도는 매우 다양합니다. 거성 중 하나인 황새자리 S의 광도는 태양의 500,000배이며 가장 희미한 왜성의 광도는 거의 같은 배입니다.
항성의 절대 등급을 알면 다음 공식을 사용하여 모든 별의 광도를 계산할 수 있습니다.
로그 L = 0.4(Ma -M),
여기서: L은 별의 광도,
M은 절대 크기이고,
Ma는 태양의 절대 등급입니다.
별의 질량
별의 또 다른 중요한 특성은 질량입니다. 별의 질량은 다르지만 광도와 크기와 달리 상대적으로 좁은 범위 내에서 다릅니다. 별의 질량을 결정하는 주요 방법은 쌍성 연구에 의해 제공됩니다. 만유인력의 법칙과 뉴턴이 일반화한 케플러의 법칙에 기초하여 공식을 도출하였다.
남 1 + 남 2 = -,
여기서 M 1 과 M 2 는 주성과 그 위성의 질량이고, P는 위성의 공전 주기이며, 지구 궤도의 반장축이다.
광도와 별의 질량 사이에도 관계가 발견되었습니다. 광도는 질량의 세제곱에 비례하여 증가합니다. 이 의존성을 사용하여 광도에서 단일 별의 질량을 결정할 수 있으며 관측에서 직접 질량을 계산하는 것은 불가능합니다.
스펙트럼 분류
별의 스펙트럼은 모든 물리적 속성에 대한 설명이 포함된 여권입니다. 별의 스펙트럼을 통해 별의 광도(따라서 별까지의 거리), 온도, 크기, 대기의 화학적 조성, 질적 및 양적, 우주에서의 이동 속도, 별의 속도를 알 수 있습니다. 그 축을 중심으로 회전하고, 그럼에도 불구하고 그녀가 공통 무게 중심을 중심으로 회전하는 보이지 않는 또 다른 별 근처에 있든 없든 상관 없습니다.
항성 등급(하버드)에 대한 자세한 분류가 있습니다. 클래스는 문자로 지정하고 하위 클래스는 클래스를 나타내는 문자 뒤에 0에서 9 사이의 숫자로 지정합니다. 클래스 O에서 하위 클래스는 O5로 시작합니다. 스펙트럼 유형의 순서는 점점 더 많은 스펙트럼 유형으로의 전환으로 항성 온도의 지속적인 하락을 반영합니다. 다음과 같습니다.
O - B - A - F - G - K - M
시원한 붉은 별들 중에는 M급 외에 두 종류가 더 있다. 일부 스펙트럼에서는 산화 티타늄의 분자 흡수 밴드 대신 일산화탄소와 시아노겐 밴드가 특징적이며(스펙트럼에서 R 및 N으로 표시됨), 특히 산화 지르코늄 밴드(클래스 S) 특징적이다.
대다수의 별은 O에서 M까지의 순서에 속합니다. 이 순서는 연속적입니다. 다양한 등급의 별의 색상은 다릅니다. O와 B는 푸르스름한 별, A는 흰색, F와 G는 노란색, K는 주황색, M은 빨간색입니다.
위의 분류는 주요 특성이 별의 온도이기 때문에 1차원적입니다. 그러나 같은 등급의 별들 중에는 거대한 별과 왜성이 있습니다. 그들은 대기의 가스 밀도, 표면적 및 광도가 다릅니다. 이러한 차이는 별의 스펙트럼에 반영됩니다. 새로운 2차원 별 분류가 있습니다. 이 분류에 따르면 분광 등급 외에도 각 별에는 광도 등급도 있습니다. I에서 V까지 로마 숫자로 표시됩니다. I - 초거성, II-III - 거성, IV - 준거성, V - 왜성. 예를 들어, 별 Vega의 스펙트럼 유형은 A0V, Betelgeuse - M2I, Sirius - A1V처럼 보입니다.
위의 모든 사항은 일반 별에 적용됩니다. 그러나 특이한 스펙트럼을 가진 비표준 별이 많이 있습니다. 우선, 이들은 방출 별입니다. 그들의 스펙트럼은 어두운(흡수) 라인뿐만 아니라 연속 스펙트럼보다 밝은 발광 라인도 특징입니다. 이러한 라인을 방출 라인이라고 합니다. 스펙트럼에서 이러한 선의 존재는 스펙트럼 유형 뒤에 문자 "e"로 표시됩니다. 그래서 별 Be, Ae, Me가 있습니다. 별 O의 스펙트럼에서 특정 방출선의 존재는 Of로 지정됩니다. 스펙트럼이 약한 연속 스펙트럼의 배경에 대해 넓은 방출 밴드로 구성된 이국적인 별이 있습니다. 그들은 WC 및 WN으로 지정되어 있으며 Harvard 분류에 맞지 않습니다. 최근에 스펙트럼의 보이지 않는 적외선 영역에서 거의 모든 에너지를 방출하는 적외선 별이 발견되었습니다.
거성과 왜성
별 중에는 거인과 난쟁이가 있습니다. 그 중 가장 큰 것은 적색 거성으로 표면의 1제곱미터의 약한 복사에도 불구하고 태양보다 50,000배 더 강력하게 빛납니다. 가장 큰 거인은 태양 크기의 2,400배입니다. 내부에는 토성의 궤도까지 태양계를 수용할 수 있습니다. 시리우스는 백색 별 중 하나이며 태양보다 24배 더 강력하게 빛나고 태양 지름의 약 2배입니다.
그러나 많은 왜성이 있습니다. 그들은 대부분 지름이 우리 태양 지름의 1/2 또는 1/5인 적색 왜성입니다. 태양은 평균 크기의 별이며 우리 은하에는 수십억 개의 별이 있습니다.
백색 왜성은 별들 사이에서 특별한 위치를 차지합니다. 그러나 그것들은 보통 별의 진화의 마지막 단계로서 나중에 논의될 것입니다.
변하기 쉬운 별
변광성은 밝기가 변하는 별입니다. 일부 변광성에서는 밝기가 주기적으로 변하고 다른 변광성에서는 불규칙한 밝기 변화가 있습니다. 변광성을 지정하기 위해 별자리 표시와 함께 라틴 문자가 사용됩니다. 하나의 별자리 내에서 변광성은 하나의 라틴 문자, 두 문자의 조합 또는 숫자와 문자 V가 순차적으로 할당됩니다. 예를 들어, S Car, RT Per, V 557 Sgr.
변광성은 맥동성, 분출성(폭발성), 일식의 세 가지 큰 등급으로 나뉩니다.
펄럭이는 별은 부드러운 밝기 변화를 보입니다. 이는 표면의 반경과 온도의 주기적인 변화로 인해 발생합니다. 맥동하는 별의 주기는 하루의 분수(RR Lyrae 별)에서 수십(Cepheids) 및 수백 일(Mira - Mira Ceti 유형의 별)까지 다양합니다. 약 14,000개의 맥동하는 별이 발견되었습니다.
두 번째 종류의 변광성은 폭발성 또는 폭발성이라고도 합니다. 여기에는 첫째로 초신성, 신성, 반복 신성, 쌍둥이자리 I와 같은 별, 신성 유사 및 공생 별이 포함됩니다. 분출하는 별에는 젊은 빠른 변광성, IV Ceti 별 및 여러 관련 천체가 포함됩니다. 열린 분화 변수의 수가 2000을 초과합니다.
맥동하고 분출하는 별은 겉보기 밝기의 변화가 물리적 과정에 의해 발생하기 때문에 물리적 변광성이라고 합니다. 이것은 별의 온도, 색, 때로는 크기를 변경합니다.
가장 흥미로운 유형의 물리적 변광성을 더 자세히 살펴 보겠습니다. 예를 들어, 세페이드. 그들은 매우 일반적이고 매우 중요한 유형의 물리적 변광성입니다. 그들은 별 d Cepheus의 특징을 가지고 있습니다. 그 광택은 끊임없이 변화하고 있습니다. 변경 사항은 5일 8시간마다 반복됩니다. 광택은 최대값 이후 감소보다 빠르게 증가합니다. d Cepheus는 주기적인 변광성입니다. 스펙트럼 관측은 방사형 속도와 스펙트럼 유형의 변화를 보여줍니다. 별의 색깔도 바뀝니다. 이것은 별에서 일반적인 성질의 깊은 변화가 일어나고 있음을 의미하며, 그 원인은 별의 외층의 맥동입니다. 세페이드는 움직이지 않는 별입니다. 두 가지 반대되는 힘의 작용에 따라 압축과 팽창이 번갈아 나타납니다. 별의 중심으로 끌어당기는 힘과 기체 압력으로 물질을 바깥쪽으로 밀어내는 힘입니다. 세페이드의 매우 중요한 특징은 기간입니다. 주어진 각 별에 대해 매우 정확하게 일정합니다. 세페이드는 광도가 높은 거대 별이자 초거성입니다.
가장 중요한 것은 Cepheids의 광도와 기간 사이에는 관계가 있다는 것입니다. Cepheid의 밝기 기간이 길수록 광도가 커집니다. 따라서 관측을 통해 알려진 기간에 따라 광도 또는 절대 등급을 결정한 다음 세페이드까지의 거리를 결정할 수 있습니다. 아마도 많은 별들이 일생 동안 한동안 세페이드였습니다. 따라서 그들의 연구는 별의 진화를 이해하는 데 매우 중요합니다. 또한, 그들은 높은 광도로 인해 볼 수 있는 다른 은하까지의 거리를 결정하는 데 도움이 됩니다. 세페이드는 또한 우리 은하의 크기와 모양을 결정하는 데 도움이 됩니다.
정규 변광성의 또 다른 유형은 Mira(Ceti에 대해) 별의 이름을 따서 명명된 장기 변광성인 Mira입니다. 태양의 부피를 수백만 배, 수천만 배 초과하는 거대한 부피를 가진 이 적색 거성 스펙트럼 M 등급은 80일에서 1000일의 주기로 매우 느리게 맥동합니다. 이 유형의 별을 대표하는 다른 대표자에 대한 가시 광선의 광도 변화는 10 ~ 2500 번 발생합니다. 그러나 총 복사 에너지는 2-2.5 배만 변경됩니다. 별의 반지름은 5-10% 범위의 평균값을 중심으로 변동하며 빛의 곡선은 세페이드와 유사합니다.
이미 언급했듯이 모든 물리적 변광성이 주기적인 변화를 보이는 것은 아닙니다. 많은 별들은 준규칙적 또는 불규칙적 변광성으로 분류되는 것으로 알려져 있다. 그러한 별에서는 불가능하지는 않더라도 밝기 변화의 규칙성을 알아차리기가 어렵습니다.
이제 변광성의 세 번째 부류인 일식 변광성을 고려해 보겠습니다. 이들은 궤도면이 시선과 평행한 이진 시스템입니다. 별이 공통 무게 중심 주위를 이동할 때 서로 번갈아 가며 일식되어 밝기가 변동합니다. 일식 외에는 두 구성 요소의 빛이 모두 관찰자에게 도달하고 일식 중에는 빛이 일식 구성 요소에 의해 감쇠됩니다. 가까운 시스템에서 전체 밝기의 변화는 별 모양의 왜곡으로 인해 발생할 수도 있습니다. 일식 별의 기간은 몇 시간에서 수십 년까지 다양합니다.
일식 변광성에는 세 가지 주요 유형이 있습니다. 첫 번째는 Algol 유형의 변광성입니다(b Perseus). 이 별의 구성 요소는 모양이 구형이며 동반성의 크기는 더 크고 광도는 주별보다 작습니다. 두 구성 요소 모두 흰색이거나 주별은 흰색이고 동반성은 노란색입니다. 식이 없는 한 별의 밝기는 거의 일정합니다. 주성이 일식되면 밝기가 급격히 감소하고(주최소), 위성이 주성에 진입하면 밝기 감소가 미미하거나(2차 최소) 전혀 관찰되지 않는다. 광 곡선의 분석에서 구성 요소의 반경과 광도를 계산할 수 있습니다.
일식 변광성의 두 번째 유형은 b Lyrae 별입니다. 그들의 밝기는 약 2 크기 내에서 지속적으로 매끄럽게 변경됩니다. 주요 저점 사이에는 더 얕은 2차 저점이 발생하기 마련입니다. 변동 기간은 반나절에서 며칠입니다. 이 별의 구성 요소는 스펙트럼 유형 B와 A의 거대한 청백색 및 흰색 거성입니다. 상당한 질량과 서로에 대한 상대적인 근접성으로 인해 두 구성 요소는 강력한 조석 효과를 받기 때문에 타원체를 얻습니다. 모양. 그러한 가까운 증기에서 항성 대기는 서로를 관통하고 물질의 지속적인 교환이 이루어지며 그 중 일부는 성간 공간으로 이동합니다.
세 번째 유형의 일식 쌍성 별은 이 별의 이름을 따서 큰곰자리 W 별이라고 하는 별이며, 변동(및 공전) 기간은 단 8시간입니다. 이 별의 거대한 구성 요소가 공전하는 엄청난 속도를 상상하기는 어렵습니다. 이 별의 분광 등급은 F와 G입니다.
변광성 - 자기 별의 작은 별도 클래스도 있습니다. 높은 자기장 외에도 표면 특성이 강한 불균일성을 가지고 있습니다. 별이 회전하는 동안 이러한 불균일성은 밝기의 변화로 이어집니다.
약 20,000개의 별에 대해 변동성 등급이 결정되지 않았습니다.
변광성에 대한 연구는 매우 중요합니다. 변광성은 그들이 위치한 항성계의 나이와 항성 개체군의 유형을 결정하는 데 도움이 됩니다. 우리 은하의 먼 부분과 다른 은하까지의 거리. 현대의 관찰에 따르면 일부 가변 바이너리는 X선의 소스입니다.
가스에서 흐르는 별
별 스펙트럼의 수집에서 개별 가는 선이 있는 스펙트럼에서 어두운 선과 함께 비정상적으로 넓은 개별 밴드를 포함하는 스펙트럼으로의 연속적인 전환을 추적하는 것이 가능합니다.
스펙트럼 선에 따르면 스펙트럼 등급 O의 별에 기인할 수 있지만 스펙트럼에서 넓은 밝은 밴드를 갖는 별을 볼프-레이에 별이라고 합니다. 이는 지난 세기에 두 명의 프랑스 과학자가 이 별을 발견하고 설명했기 때문입니다. 이제서야 이 별들의 본질을 밝힐 수 있었습니다.
이 클래스의 스타는 알려진 모든 것 중에서 가장 인기가 있습니다. 그들의 온도는 40-100,000도입니다.
그러한 엄청난 온도에는 수소, 헬륨의 가벼운 원자와 매우 높은 온도에서 분명히 아래로부터 오는 빛의 압력을 견딜 수 없는 다른 원소의 원자가 엄청난 힘으로 위로 날아가는 강력한 자외선의 흐름이 동반됩니다. 속도. 가벼운 압력의 영향을 받는 그들의 이동 속도는 너무 커서 별의 인력이 그들을 막을 수 없습니다. 연속적인 흐름에서 그들은 별의 표면을 부수고 거의 억제되지 않고 세계 공간으로 돌진하여 일종의 원자 비를 형성하지만 아래쪽이 아니라 위쪽으로 향합니다. 그러한 비에 행성의 모든 생명체가 이 별들로 둘러싸여 있다면 불타버릴 것입니다.
별의 표면에서 계속해서 쏟아지는 원자 비는 별 주위에 연속적인 대기를 형성하지만 계속해서 우주로 흩어집니다.
Wolf-Rayet 별은 가스에서 얼마나 오래 만료됩니까? 1년에 볼프-레이에 별은 태양 질량의 10분의 1 또는 10만분의 1에 해당하는 가스 질량을 방출합니다. 볼프-레이에 별의 질량은 평균적으로 태양 질량의 10배입니다. 그러한 속도로 가스를 가지고 탈출하는 Wolf-Rayet 별은 10 4 -10 5 년 이상 존재할 수 없으며 그 후에는 아무것도 남지 않을 것입니다. 그럼에도 불구하고 실제로 비슷한 상태의 별이 1만 년 이상, 오히려 훨씬 더 오래 존재했다는 증거가 있습니다. 아마도 질량이 특정 값으로 감소하면 온도가 떨어지고 원자 방출이 멈 춥니 다. 현재 그러한 자멸하는 별은 하늘 전체에 약 100개 정도만 알려져 있습니다. 아마도 가스 손실이 시작될 때 가장 무거운 별 중 몇 개만이 발달 과정에서 그렇게 높은 온도에 도달할 것입니다. 아마도 과잉 질량에서 스스로를 해방시킨 별은 정상적이고 "건강한" 발달을 계속할 수 있을 것입니다.
대부분의 Wolf-Rayet 별은 매우 가까운 분광 쌍성입니다. 한 쌍의 파트너는 항상 거대하고 뜨거운 클래스 O 또는 B로 밝혀졌습니다. 이러한 별 중 다수는 쌍성기를 가리고 있습니다. 가스가 흐르는 별은 드물지만 일반적으로 별의 개념을 풍부하게 합니다.
새로운 별
별의 밝기가 갑자기 수백, 수천, 심지어 수백만 배 증가하면 별을 새로운 별이라고 합니다. 가장 높은 밝기에 도달하면 새로운 별이 꺼지기 시작하고 차분한 상태로 돌아갑니다. 새로운 별의 출현이 강력할수록 밝기가 더 빨리 감소합니다. 밝기 감소 속도에 따라 새로운 별은 "빠름" 또는 "느림"으로 분류됩니다.
모든 새로운 별은 폭발하는 동안 가스를 방출하며 고속으로 흩어집니다. 분출 동안 새로운 별에 의해 방출되는 가장 큰 가스 질량은 주요 봉투에 포함되어 있습니다. 이 봉투는 성운의 형태로 다른 별 주위에서 폭발한 지 수십 년 후에 볼 수 있습니다.
새로운 것은 모두 별표입니다. 이 경우 쌍은 항상 백색 왜성과 일반 별으로 구성됩니다. 별들은 서로 매우 가깝기 때문에 일반 별의 표면에서 백색 왜성의 표면으로 가스의 흐름이 있습니다. 새로운 발병에 대한 가설이 있습니다. 이 발병은 백색 왜성 표면에서 연소되는 수소의 열핵 반응이 급격히 가속된 결과 발생합니다. 수소는 일반 별에서 백색 왜성으로 들어갑니다. 열핵 "연료"는 특정 임계값에 도달한 후 축적되어 폭발합니다. 깜박임을 반복할 수 있습니다. 그들 사이의 간격은 10,000년에서 1,000,000년입니다.
신성의 가장 가까운 친척은 왜소신성입니다. 그들의 분출은 새로운 별의 발발보다 수천 배 약하지만 수천 배 더 자주 발생합니다. 외관상으로 새로운 별과 정지 상태의 왜성 신성은 서로 다르지 않습니다. 그리고 어떤 물리적인 이유가 이 겉보기에 유사한 별들의 다른 폭발 활동으로 이어지는지 아직 알려지지 않았습니다.
초신성
초신성은 항성 플레어의 결과로 하늘에 나타나는 가장 밝은 별입니다. 초신성 발발은 더 이상 원래 상태로 돌아갈 수 없기 때문에 별의 일생에서 치명적인 사건입니다. 최대 밝기에서는 태양과 같은 수십억 개의 별처럼 빛납니다. 플레어 동안 방출되는 총 에너지는 태양이 존재하는 동안(50억년) 방출되는 에너지와 비슷합니다. 에너지는 물질을 가속하기 위해 소산됩니다. 에너지는 엄청난 속도로 모든 방향으로 흩어집니다(최대 20,000km/s). 초신성 잔해는 이제 특이한 특성을 가진 팽창하는 성운(게 성운)으로 관찰됩니다. 그들의 에너지는 초신성 폭발의 에너지와 같습니다. 폭발 후 중성자별이나 펄서는 초신성 자리에 남아 있습니다.
지금까지 초신성 폭발의 메커니즘은 완전히 명확하지 않습니다. 아마도 그러한 별의 재앙은 별의 "인생 경로"의 끝에서만 가능합니다. 다음 에너지 소스가 가장 가능성이 높습니다. 별의 격변적인 수축 중에 방출되는 중력 에너지. 초신성 폭발은 은하계에 중요한 영향을 미칩니다. 폭발 후 흩어지는 별의 물질은 성간 가스의 운동 에너지를 공급하는 에너지를 운반합니다. 이 물질에는 새로운 화합물이 포함되어 있습니다. 어떤 의미에서 지구상의 모든 생명체는 초신성 덕분에 존재합니다. 그것들이 없다면 은하계의 물질의 화학적 조성은 매우 희박할 것입니다.
더블 스타
쌍성 별은 중력에 의해 하나의 시스템으로 묶인 별 쌍입니다. 이러한 시스템의 구성 요소는 공통 질량 중심 주위의 궤도를 설명합니다. 삼중, 사중 별이 있습니다. 그들은 다중 별이라고합니다.
망원경을 통해 구성 요소를 볼 수 있는 시스템을 시각적 바이너리라고 합니다. 그러나 때때로 그들은 지상 관찰자에게 같은 방향으로 무작위로 위치합니다. 우주에서는 아주 멀리 떨어져 있습니다. 이들은 광학 바이너리입니다.
또 다른 유형의 이진법은 이동할 때 서로를 번갈아 차단하는 별들로 구성됩니다. 이들은 일식 쌍성입니다.
동일한 고유 운동을 가진 별(다른 이중성의 징후가 없는 경우)도 쌍성입니다. 이들은 소위 넓은 쌍입니다. 다색 광전 광도계의 도움으로 다른 방법으로는 나타나지 않는 쌍성들을 감지할 수 있습니다. 그들은 포토머 바이너리입니다.
보이지 않는 위성을 가진 별도 쌍성으로 분류될 수 있습니다.
분광 쌍성은 스펙트럼을 연구해야만 이중성이 밝혀지는 별입니다.
성단
이들은 중력과 공통 기원으로 연결된 별 그룹입니다. 그 수는 수십에서 수십만 개의 별입니다. 열린 클러스터와 구상 클러스터를 구별하십시오. 그들 사이의 차이는 이러한 형성의 질량과 나이에 의해 결정됩니다.
열린 성단은 수십, 수백, 드물게 수천 개의 별을 결합합니다. 크기는 일반적으로 여러 파섹입니다. 은하의 적도면을 향해 집중합니다. 우리 은하에는 1000개 이상의 알려진 성단이 있습니다.
구상 성단은 수십만 개의 별을 가지고 있으며 중심을 향해 별이 집중되어 있는 명확한 구형 또는 타원체 모양을 가지고 있습니다. 모든 구상 성단은 태양에서 멀리 떨어져 있습니다. 은하계에는 130개의 알려진 구상성단이 있으며 약 500개 정도는 있을 것입니다.
구상 성단은 은하 형성 초기에 거대한 가스 구름에서 형성되어 긴 궤도를 유지한 것으로 보입니다. 산개 성단의 형성은 나중에 은하계를 향해 "침착"한 가스에서 시작되었습니다. 가장 밀도가 높은 가스 구름에서 열린 클러스터와 협회의 형성은 오늘날까지 계속됩니다. 따라서 산개성단의 나이는 같지 않은 반면, 큰 구상성단의 나이는 거의 같으며 은하의 나이에 가깝습니다.
스타 협회
이들은 스펙트럼 유형 O 및 B와 유형 T. 황소 자리의 별이 흩어져있는 그룹입니다. 그들의 특성에서 항성 연합은 크고 아주 어린 산개 성단과 유사하지만 분명히 중심을 향한 집중도가 낮다는 점에서 다릅니다. 다른 은하에는 복사에 의해 이온화된 거대한 수소 구름과 관련된 뜨거운 젊은 별의 복합체가 있습니다.
별을 먹이는 것은 무엇입니까?
별은 어떻게 그 엄청난 양의 에너지를 소비합니까? 다양한 가설이 서로 다른 시간에 제시되었습니다. 따라서 태양의 에너지는 운석의 낙하에 의해 지원된다고 믿어졌습니다. 그러나 태양에는 많은 양이 있어야하며 질량이 눈에 띄게 증가합니다. 태양의 에너지는 수축으로 인해 보충될 수 있습니다. 그러나 태양이 한 때 무한히 컸다면 이 경우에도 현재 크기로 압축하면 2천만 년 동안만 에너지를 유지하기에 충분할 것입니다. 한편, 지구의 지각이 존재하고 훨씬 더 오랫동안 태양에 의해 조명된다는 것이 입증되었습니다.
마지막으로, 원자핵의 물리학은 항성 에너지의 근원을 지적했는데, 이는 천체 물리학의 데이터와 특히 별의 질량의 대부분이 수소라는 결론과 잘 일치합니다.
핵 반응 이론은 태양을 포함한 대부분의 별에서 에너지의 원천이 수소 원자로부터 헬륨 원자가 연속적으로 형성되는 것이라는 결론을 이끌어 냈습니다.
모든 수소가 헬륨으로 변환되었을 때, 별은 헬륨을 철을 포함한 더 무거운 원소로 변환함으로써 여전히 존재할 수 있습니다.
별의 내부 구조
우리는 별을 다양한 힘의 작용을 받는 몸체로 간주합니다. 중력의 힘은 별의 물질을 중심으로 당기는 경향이 있는 반면, 내부에서 향하는 가스와 가벼운 압력은 별을 중심에서 멀어지게 하는 경향이 있습니다. 별은 안정된 몸체로 존재하므로 충돌하는 힘 사이에 일종의 균형이 있습니다. 이를 위해 별의 다른 층의 온도는 각 층에서 에너지가 바깥쪽으로 흘러 표면 아래에서 발생하는 모든 에너지를 유도하도록 설정되어야 합니다. 에너지는 작은 중앙 코어에서 생성됩니다. 별의 일생의 초기 기간 동안 별의 압축은 에너지의 원천입니다. 그러나 온도가 너무 높아져서 핵반응이 시작될 때까지만.
별과 은하의 형성
우주의 물질은 가장 다양한 형태와 상태로 계속 발전하고 있습니다. 따라서 물질의 존재형태가 변하기 때문에 다양하고 다양한 대상이 동시에 생겨날 수는 없고, 서로 다른 시대에 형성되었으므로 그 기원의 시작부터 계산하는 고유한 연대를 갖는다.
우주론의 과학적 기초는 뉴턴에 의해 세워졌는데, 뉴턴은 중력의 영향을 받는 우주의 물질이 수축하는 조각으로 나누어진다는 것을 보여주었습니다. 별이 형성되는 물질 덩어리의 형성 이론은 1902년 영국의 천체 물리학자 J. Jins에 의해 개발되었습니다. 이 이론은 또한 은하의 기원을 설명합니다. 일정한 온도와 밀도의 초기 균질한 환경에서 압축이 발생할 수 있습니다. 상호 중력의 힘이 가스 압력의 힘을 초과하면 매체가 수축하고 가스 압력이 우세하면 물질이 공간에서 소산됩니다.
메타은하의 나이는 130-150억 년으로 여겨집니다. 이 나이는 우리 은하에서 가장 오래된 별과 구상 성단의 나이 추정치와 모순되지 않습니다.
별의 진화
은하의 가스 먼지 환경에서 발생하고 자체 중력의 작용으로 계속 수축하는 응결을 원시성이라고 합니다. 수축하면서 원시성의 밀도와 온도가 증가하고 풍부한 적외선을 방출하기 시작합니다. 원시별의 압축 기간은 다릅니다. 태양 질량보다 적은 질량은 수억 년이고 거대한 질량은 수십만 년입니다. 원시성 내부의 온도가 수백만 켈빈으로 상승하면 수소가 헬륨으로 전환되는 열핵 반응이 시작됩니다. 동시에 거대한 에너지가 방출되어 추가 압축을 방지하고 물질을 자체 발광으로 가열합니다. 원시성은 평범한 별이됩니다. 따라서 압축 단계는 수소의 점진적인 "소진"과 함께 고정 단계로 대체됩니다. 정지 단계에서 별은 일생의 대부분을 보냅니다. "스펙트럼 광도"주계열에 위치한 별이있는 것은이 진화 단계입니다. 별이 주계열에서 보내는 시간은 별의 질량에 비례하는데, 그 이유는 핵연료의 공급이 이것에 의존하기 때문이며, 핵연료의 소비율을 결정하는 광도에 반비례한다.
중심 영역의 모든 수소가 헬륨으로 전환되면 별 내부에 헬륨 핵이 형성됩니다. 이제 수소는 별의 중심이 아니라 매우 뜨거운 헬륨 핵에 인접한 층에서 헬륨으로 변할 것입니다. 헬륨 코어 내부에 에너지원이 없는 한, 헬륨 코어는 지속적으로 수축하고 동시에 훨씬 더 가열됩니다. 핵이 압축되면 핵 경계 근처의 얇은 층에서 핵 에너지가 더 빠르게 방출됩니다. 더 무거운 별에서는 압축하는 동안 핵의 온도가 8천만 켈빈 이상으로 올라가고 헬륨이 탄소로, 그런 다음 다른 더 무거운 화학 원소로 변환되는 열핵 반응이 시작됩니다. 코어와 그 주변에서 빠져나가는 에너지는 광구가 팽창하는 영향으로 가스 압력을 증가시킵니다. 별 내부에서 광구로 오는 에너지는 이제 이전보다 더 넓은 지역으로 퍼지고 있습니다. 결과적으로 광구의 온도가 감소합니다. 별은 주계열성에서 벗어나 질량에 따라 점차 적색거성 또는 초거성으로 변하며 오래된 별이 된다. 황색초거성 단계를 지나면서 맥동하는 별, 즉 물리적 변광성이 되어 적색거성 단계에 머무를 수 있다. 작은 질량의 별의 부풀어 오른 껍질은 이미 핵에 약하게 끌리고 점차 멀어지면서 행성상 성운을 형성합니다. 봉투가 마지막으로 흩어지면 별의 뜨거운 핵인 백색 왜성만 남게 됩니다.
더 무거운 별은 다른 운명을 가지고 있습니다. 별의 질량이 태양 질량의 약 두 배라면 진화의 마지막 단계에 있는 그러한 별은 안정성을 잃습니다. 특히 초신성과 같이 폭발한 후 반경이 수 킬로미터인 공 크기로 파멸적으로 축소되어 중성자별이 될 수 있습니다.
질량이 태양 질량의 두 배 이상인 별은 균형을 잃고 수축하기 시작하면 중성자 별이 되거나 전혀 안정적인 상태에 도달할 수 없습니다. 무한 압축 과정에서 블랙홀로 변할 가능성이 있다.
백색왜성
백색 왜성은 표면 온도가 높은 매우 작고 밀도가 높은 특이한 별입니다. 백색 왜성의 내부 구조의 주요 특징은 일반 별에 비해 밀도가 매우 크다는 것입니다. 엄청난 밀도로 인해 백색 왜성의 장의 가스는 비정상적인 상태에 있습니다. 이러한 축퇴 가스의 특성은 일반 가스의 특성과 전혀 유사하지 않습니다. 예를 들어 압력은 온도와 거의 무관합니다. 백색 왜성의 안정성은 내부에 있는 축퇴 가스의 압력이 그것을 쥐어짜는 엄청난 중력에 반대한다는 사실에 의해 뒷받침됩니다.
백색 왜성은 별로 크지 않은 별 진화의 마지막 단계에 있습니다. 별에는 더 이상 핵원이 없으며 아주 오랫동안 빛나다가 서서히 식습니다. 백색 왜성은 질량이 태양 질량의 약 1.4배를 넘지 않으면 안정적입니다.
중성자별
중성자별은 매우 작고 초밀도의 천체입니다. 그들의 지름은 평균적으로 수십 킬로미터를 넘지 않습니다. 중성자 별은이 시간까지 질량이 1.4 태양 질량을 초과하면 일반 별 내부의 열핵 에너지 소스가 고갈 된 후에 형성됩니다. 열핵 에너지의 원천이 없기 때문에 별의 안정적인 평형이 불가능해지고 중심을 향한 별의 재앙적인 수축이 시작됩니다. 즉 중력 붕괴가 시작됩니다. 별의 초기 질량이 특정 임계값을 초과하지 않으면 중앙 부분의 붕괴가 멈추고 뜨거운 중성자별이 형성됩니다. 축소 프로세스는 1초도 걸리지 않습니다. 나머지 항성 외피가 중성미자를 방출하면서 뜨거운 중성자별 위로 누출되거나 "타지 않은" 물질의 열핵 에너지 또는 회전 에너지로 인한 외피의 방출이 뒤따를 수 있습니다. 이러한 방출은 매우 빠르게 발생하며 지구에서 초신성 폭발처럼 보입니다. 관측된 중성자별 - 펄서는 종종 초신성 잔해와 관련이 있습니다. 중성자 별의 질량이 3-5 태양 질량을 초과하면 평형이 불가능해지고 그러한 별은 블랙홀이됩니다. 중성자별의 매우 중요한 특성은 회전과 자기장입니다. 자기장은 지구의 자기장보다 수십억 배, 수조 배 더 강할 수 있습니다.
펄서
펄서는 몇 초에서 몇 분까지 엄격하게 주기적으로 변하는 전자기 복사의 소스입니다. 최초의 펄서는 1968년에 발견되었습니다. 펄스 라디오 방출의 약한 소스로. 나중에 X선 방사선의 주기적인 소스가 발견되었습니다. 소위 X선 펄서는 그 방사선 특성이 전파 펄서의 특성과 크게 다릅니다.
펄서의 성질은 아직 완전히 밝혀지지 않았습니다. 과학자들은 펄서가 강한 자기장으로 회전하는 중성자별이라고 믿고 있습니다. 자기장으로 인해 펄서의 복사는 탐조등의 광선과 유사합니다. 중성자별의 회전으로 인해 빔이 전파 망원경의 안테나에 부딪힐 때 우리는 방사선 폭발을 봅니다. 일부 펄서에서 관찰되는 주기적인 붕괴는 중성자 별에 단단한 지각과 초유체 핵의 존재에 대한 예측을 확인시켜줍니다(주기 붕괴는 단단한 지각이 깨질 때 발생합니다 - "스타퀘이크").
대부분의 펄서는 초신성 폭발로 형성됩니다. 이것은 적어도 광학 범위에서 충격 방출을 나타내는 게 성운의 중심에 있는 펄서에 대해 입증되었습니다.
블랙홀
우주에서 가장 흥미롭고 신비한 물체 중 일부는 블랙홀입니다. 과학자들은 블랙홀이 중력장이 너무 강하게 증가하여 빛이나 다른 방사선, 신호 또는 물체를 방출하지 않는 질량의 매우 강한 압축의 결과로 발생해야 한다는 것을 확립했습니다.
중력을 극복하고 블랙홀에서 탈출하기 위해서는 두 번째 우주 속도, 더 큰 광속이 필요합니다. 상대성 이론에 따르면 어떤 물체도 빛의 속도보다 빠른 속도를 낼 수 없습니다. 그렇기 때문에 블랙홀에서 아무것도 날 수 없으며 정보가 나올 수 없습니다. 어떤 물체, 어떤 물질 또는 방사선이 중력의 영향을 받아 블랙홀로 떨어지면 관찰자는 미래에 그들에게 무슨 일이 일어났는지 결코 알지 못할 것입니다. 과학자들에 따르면 블랙홀 근처에서는 공간과 시간의 속성이 극적으로 변해야 합니다.
과학자들은 블랙홀이 상당히 무거운 별의 진화 끝에 나타날 수 있다고 믿습니다.
주변 물질이 블랙홀 영역으로 떨어질 때 발생하는 효과는 블랙홀이 쌍성계의 일부일 때 가장 두드러지며, 이 쌍성계에서 한 별은 밝은 거성이고 두 번째 구성 요소는 블랙홀입니다. 이 경우 거성 외피에서 나온 가스가 블랙홀로 흘러들어가 블랙홀 주위를 비틀어 원반을 형성합니다. 디스크에 있는 가스 층이 서로 마찰을 일으키며 나선형 궤도를 따라 천천히 블랙홀에 접근하다가 결국 블랙홀에 떨어집니다. 그러나 이번 가을이 오기 전에도 블랙홀의 가장자리에서 가스는 마찰에 의해 수백만 도의 온도로 가열되어 X선 범위에서 방출됩니다. 이 복사로부터 천문학자들은 쌍성계에서 블랙홀을 감지하려고 노력하고 있습니다.
매우 거대한 블랙홀이 은하와 퀘이사의 중심인 조밀한 성단의 중심에서 발생하는 것이 가능합니다.
또한 블랙홀은 우주 팽창이 시작되는 아주 먼 과거에 발생했을 수도 있습니다. 이 경우 천체의 질량보다 훨씬 작은 질량을 가진 매우 작은 블랙홀의 형성이 가능합니다.
이러한 결론은 작은 블랙홀 근처에서 중력장이 진공에서 입자의 "생성"이라는 특정 양자 프로세스를 유도할 수 있기 때문에 특히 흥미롭습니다. 이러한 초기 입자의 흐름으로 우주의 작은 블랙홀을 감지할 수 있습니다.
입자 생산의 양자 과정은 블랙홀의 질량을 천천히 감소시켜 "증발"시킵니다.
서지
천체 물리학, ed. Dagaeva M.M. 및 Charugina V.M.
Vorontsov-Velyaminov B.A. 우주에 대한 에세이. 남: 1980
마이어 M.V. 우주. S.-P.: 1909
11학년을 위한 천문학 교과서. 남: 1994
프롤로프 V.P. 블랙홀의 물리학 소개.
젊은 천문학자의 백과사전.
반짝이는 밤하늘을 바라보며 별을 본 적이 없는 사람은 거의 없을 것입니다. 당신은 그들을 영원히 존경 할 수 있습니다, 그들은 신비하고 매력적입니다. 이 스레드에서 별에 대한 특이한 사실을 알게 되고 많은 새로운 것을 배우게 될 것입니다.
당신이 밤에 보는 대부분의 별이 이중성이라는 사실을 알고 계셨습니까? 두 개의 별이 서로 원을 그리며 중력점을 만들거나 작은 별이 큰 "주성"을 공전합니다. 때때로 이 주요 별들은 서로 접근할 때 더 작은 별에서 물질을 끌어냅니다. 행성이 핵반응을 일으키지 않고 감당할 수 있는 질량에는 한계가 있습니다. 목성이 크면 몇 달 전에 일종의 반성인 갈색 왜성이 되었을 것입니다. 
그러한 과정은 다른 태양계에서 종종 발생하는데, 행성이 없는 것으로 증명됩니다. 주성 중력장에 있는 물질은 대부분 한 곳에 모여 새로운 별과 쌍성계를 형성한다. 하나의 시스템에 두 개 이상의 별이 있을 수 있지만 여전히 이진수 시스템이 더 널리 퍼져 있습니다.
이른바 '죽은 별'이라고 불리는 백색왜성. 거대한 적색 단계 후에 우리의 별인 태양도 백색 왜성이 될 것입니다. 백색 왜성은 행성의 반지름(목성과 같은 것이 아니라 지구와 같은)이지만 별의 밀도를 가지고 있습니다. 이러한 비중은 전자를 둘러싸고 있는 원자핵에서 전자가 분리되기 때문에 가능합니다. 결과적으로 이들 원자가 차지하는 공간의 양이 증가하고 작은 반경으로 큰 질량이 생성됩니다. 
원자핵을 손에 쥘 수 있다면 전자는 100미터 이상의 거리에서 당신 주위를 도는 것입니다. 전자 변성의 경우 이 공간은 비어 있습니다. 결과적으로 백색 왜성은 냉각되어 빛을 방출하지 않습니다. 이 거대한 물체는 볼 수 없으며 우주에 얼마나 많은 물체가 있는지 아무도 모릅니다.
별이 최종 백색 왜성 단계를 피할 수 있을 만큼 충분히 크지만 블랙홀이 되지 않기에는 너무 작으면 중성자별이라고 알려진 이국적인 유형의 별이 형성됩니다. 중성자 별의 형성 과정은 백색 왜성과 다소 유사하며, 백색 왜성에서도 점차 저하되지만 방식은 다릅니다. 중성자 별은 모든 전자와 양전하를 띤 양성자가 제거되고 중성자만 별의 기저를 형성할 때 중성자라고 불리는 분해 물질로부터 형성됩니다. 중성자별의 밀도는 원자핵의 밀도와 비슷합니다.
중성자 별의 질량은 우리 태양과 비슷하거나 약간 높을 수 있지만 반경은 50km 미만(보통 10-20)입니다. 이 중성자 1티스푼은 기자의 대피라미드 질량의 900배입니다. 중성자별을 직접 관찰하면 양쪽 극을 모두 볼 수 있습니다. 중성자별은 중력 렌즈처럼 작동하여 강력한 중력으로 인해 빛이 스스로를 휘게 하기 때문입니다. 중성자별의 특별한 경우는 펄서입니다. 펄서는 초당 700회전으로 회전하여 번쩍이는 복사를 방출할 수 있습니다. 
용골자리 에타는 지금까지 발견된 가장 큰 별 중 하나입니다. 그것은 우리 태양보다 100배 무겁고 거의 같은 반지름을 가지고 있습니다. 용골자리 에타는 태양보다 백만 배 더 밝게 빛날 수 있습니다. 일반적으로 이 초대질량 별은 말 그대로 타버리기 때문에 수명이 매우 짧습니다. 그래서 초신성이라고 합니다. 과학자들은 한계가 태양 질량의 120배라고 생각합니다. 어떤 별도 더 이상 무게가 나갈 수 없습니다. 
권총 별은 자체 냉각 방법이없는 Eta Carinae와 같은 극대 거성입니다. 별은 너무 뜨거워서 중력에 의해 거의 붙지 않습니다. 
결과적으로 별 권총은 소위 "태양풍"(예를 들어, 북극광을 만드는 고에너지 입자)을 방출합니다. 그것은 우리 태양보다 100억 배 더 강하게 빛납니다. 엄청난 방사능 수치로 인해 이 항성계에 생명체가 존재할 것이라고 상상조차 할 수 없습니다.
이 스레드에서는 내가 찾을 수 있는 별에 대한 가장 흥미로운 사실을 나열했습니다. 나는 당신이 관심이 있기를 바랍니다
수세기 동안 사람들은 밤하늘의 별 패턴을 관찰해 왔습니다. 별자리.
별이 빛나는 하늘을 연구할 때 고대 세계의 천문학자들은 하늘을 지역으로 나누었습니다. 각 지역은 별자리라고 불리는 별의 그룹으로 나뉩니다.
별자리- 별이 빛나는 하늘에서 방향의 편의를 위해 천구가 분할 된 영역입니다. 라틴어로 번역된 "별자리"는 "별들의 무리"를 의미합니다. 별을 찾는 데 도움이 되는 훌륭한 랜드마크 역할을 합니다. 하나의 별자리에는 10~150개의 별이 포함될 수 있습니다.
총 88개의 별자리가 알려져 있습니다. 47은 수천 년 동안 알려진 고대의 것입니다. 그들 중 다수는 고대 그리스 신화의 영웅, 예를 들어 Hercules, Hydra, Cassiopeia의 이름을 지니고 있으며 유럽 남부에서 관측할 수 있는 하늘 지역을 덮고 있습니다. 12개의 별자리는 전통적으로 황도대 별자리라고 불립니다. 이들은 잘 알려져 있습니다: 궁수자리, 염소자리, 물병자리, 물고기자리, 양자리, 황소자리, 쌍둥이자리, 게자리, 사자자리, 처녀자리, Ves-s 및 전갈자리. 나머지 현대 별자리는 남쪽 하늘에 대한 연구의 결과로 17세기와 18세기에 도입되었습니다.
하늘의 한 곳이나 다른 곳에서 하늘의 특정 별자리를 찾아서 위치를 확인할 수 있었습니다. 별 덩어리에서 특정 사진을 선택하면 별이 빛나는 하늘을 연구하는 데 도움이 됩니다. 고대 세계의 천문학자들은 하늘을 지역으로 나누었습니다. 각 지역은 별자리라고 하는 별의 그룹으로 나뉩니다.
별자리는 별들이 궁창에서 형성하는 가상의 인물입니다. 밤하늘은 점의 그림이 점을 찍는 캔버스입니다. 사람들은 고대부터 하늘에서 그림을 찾았습니다.
별자리에는 이름이 부여되었고 전설과 신화가 형성되었습니다. 다른 사람들은 별을 다른 방식으로 별자리로 나누었습니다.
별자리 이야기 중 일부는 매우 기괴했습니다. 예를 들어, 고대 이집트인들이 북두칠성 양동이를 둘러싼 별자리에서 본 그림은 다음과 같습니다. 그들은 황소를 보았고, 한 남자가 그 옆에 누워 있었고, 한 남자가 두 다리로 걷고 등에 악어를 짊어진 하마에 의해 땅을 따라 끌렸습니다.
사람들은 그들이 보고 싶은 것을 하늘에서 보았다. 사냥 부족은 사냥한 야생 동물의 별이 가득한 이미지를 보았습니다. 유럽의 항해사들은 나침반을 닮은 별자리를 발견했습니다. 실제로 과학자들은 별자리의 주요 사용 영역이 항해하는 동안 바다를 탐색하는 방법을 배우는 것이라고 믿습니다.
이집트 파라오 베레니체(베로니카)의 아내가 자신의 호화로운 머리카락을 여신 비너스에게 선물로 주었다는 전설이 있습니다. 그러나 금성의 홀에서 머리카락을 훔쳐 별자리로 하늘에 이르렀습니다. 여름에는 북반구에서 북두칠성 양동이 손잡이 아래에 베로니카의 별자리 머리카락을 볼 수 있습니다.
많은 별자리 이야기는 그리스 신화에 기원을 두고 있습니다. 여기 그 중 하나가 있습니다. 여신 Juno는 그녀의 남편 Jupiter, 종 칼리스토를 질투했습니다. 칼리스토를 보호하기 위해 쥬피터는 칼리스토를 곰으로 변신시켰습니다. 그러나 이것은 새로운 문제를 야기했습니다. 어느 날 칼리스토의 아들은 사냥을 가다가 어머니를 보았다. 평범한 곰인 줄 알고 활을 들고 조준하자 목성이 개입해 살인을 막기 위해 청년을 새끼 곰으로 만들었다. 이것은 신화에 따르면 큰 곰과 작은 새끼 곰이 하늘에 나타난 방법입니다. 이제 이 별자리를 큰곰자리와 작은곰자리라고 합니다.
서로에 대한 별의 위치는 일정하지만 모두 특정 지점을 중심으로 회전합니다. 북반구에서이 점은 해당 북극성... 고정 삼각대에 카메라를 대고 이 별을 가리키고 한 시간 정도 기다리면 촬영된 각 별이 원의 일부에 외접하는 것을 확인할 수 있습니다.
북반구에서 하늘을 볼 때 북극성은 중앙에 있고 작은곰자리는 그 위에 있습니다. 큰곰자리는 드래곤이 "짜낸" 두 디퍼 사이의 왼쪽에 있습니다. 작은곰자리 아래에는 거꾸로 된 M 모양의 별자리 카시오페이아가 있습니다.
남반구에서우리가 보기에 모든 별이 회전하는 기준점(축) 역할을 할 수 있는 중심 별은 없습니다. 중앙 위는 사우스 크로스, 그리고 그 위에는 켄타우로스가 마치 그를 둘러싸고 있는 것처럼 보입니다. 남쪽 삼각형은 왼쪽에 보이고 그 아래에는 공작이 있습니다. 더 낮은 곳은 큰부리새 별자리입니다.
지구는 1년에 태양 주위를 공전하기 때문에 별에 대한 상대적인 위치는 끊임없이 변합니다. 매일 밤 하늘은 어제와 조금 다릅니다. 여름 북반구에서는 중앙에 작은곰자리가 보이고 그 위에는 마치 용을 둘러싸고 있는 것처럼 보이고 아래에는 오른쪽에 지그재그로 카시오페이아자리가 있고 그 위에는 세페우스자리가 있다 왼쪽은 북두칠성입니다.
겨울에는 북반구에서 하늘의 다른 부분이 지구에서 보입니다. 오른쪽에는 가장 아름다운 별자리 중 하나인 오리온자리가 식별 가능하고 가운데에는 오리온자리 벨트가 있습니다. 아래에서 토끼의 작은 별자리를 볼 수 있습니다. 오리온 벨트에서 아래로 선을 그리면 하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스를 볼 수 있습니다. 시리우스는 우리 위도에서 수평선 위로 높이 올라가지 않습니다.
별자리의 별들이 서로 가까이 있는 것 같지만 사실 이것은 환상입니다.
별자리의 별들은 수조 킬로미터 떨어져 있습니다. 그러나 멀리 있는 별은 더 밝아지고 덜 밝은 별처럼 보일 수 있습니다. 지구에서 우리는 별자리가 평평하게 보입니다.
별은 사람과 같아서 태어나고 죽는다. 그들은 끊임없이 움직이고 있습니다. 따라서 시간이 지남에 따라 별자리의 윤곽이 바뀝니다. 백만년 전 현재의 북두칠성 양동이는 양동이가 아니라 긴 창이었습니다. 아마도 백만 년 후에 사람들은 별자리의 모양이 의심할 여지 없이 변할 것이기 때문에 별자리에 대한 새로운 이름을 생각해 내야 할 것입니다.
아마도 어딘가에 우리 태양이 작은 별처럼 보이는 행성계가있을 것입니다. 먼 행성의 주민들이 원시 이국적인 동물의 실루엣을 보는 윤곽선에서 일부 별자리의 일부입니다.
수필
4 "B"클래스의 학생
MBOU SOSH # 3
그들을. 아타만 M.I. 플라토프
골로바체바 리디아
담임선생님:
우도비치첸코
루드밀라 니콜라예브나
주제에 대해:
"별과 별자리"
1. 개념 - 별자리, 별자리의 유형.
2. 별자리 이름의 역사.
3. 별 지도.
서지:
1.Universe: 어린이를 위한 백과사전 / Per. 프와 함께 N. Klokovoi M .: Egmont Russia LTD., 2001 /
별에 대한 흥미로운 사실 중 일부는 이미 알고 있고 일부는 처음 들을 수 있습니다.
1. 태양은 가장 가까운 별입니다.
지구에서 불과 1억 5000만km 떨어진 태양은 우주의 표준으로 볼 때 평균적인 별입니다. 주계열 황색왜성 G2로 분류된다. 그것은 지금 45억 년 동안 수소를 헬륨으로 전환해 왔으며 앞으로 70억 년 동안 계속 그렇게 될 것입니다. 연료가 떨어지면 적색 거성이 되고 팽창은 현재 크기를 여러 번 증가시킵니다. 팽창하면 수성, 금성, 심지어 지구까지 집어삼킬 것입니다.
2. 모든 등기구는 동일한 재료로 만들어집니다.
그것의 탄생은 중력적으로 수축하기 시작하는 차가운 분자 수소 구름에서 시작됩니다. 구름이 붕괴되고 파편화되면 많은 조각들이 개별 별들로 형성될 것입니다. 물질은 중심의 온도가 핵융합을 점화할 수 있는 온도에 도달할 때까지 자체 중력의 영향으로 계속 수축하는 볼에 수집됩니다. 원래 가스는 빅뱅 동안 형성되었으며 74%의 수소와 25%의 헬륨으로 구성되어 있습니다. 시간이 지남에 따라 수소의 일부를 헬륨으로 전환합니다. 이것이 우리 태양이 70%의 수소와 29%의 헬륨으로 구성된 이유입니다. 그러나 처음에는 다른 미량 원소의 불순물과 함께 3/4 수소와 1/4 헬륨으로 구성됩니다.
3. 별의 완벽한 균형
모든 조명자는 말하자면 끊임없이 자신과 갈등을 겪고 있습니다. 한편으로 전체 질량은 중력에 의해 지속적으로 압축됩니다. 그러나 뜨거운 가스는 중심에서 바깥쪽으로 엄청난 압력을 가하여 중력 붕괴에서 멀어지게 합니다. 핵에서 핵융합은 엄청난 양의 에너지를 생성합니다. 광자는 탈출하기 전에 약 100,000년 동안 중심에서 표면으로 이동합니다. 별이 밝아지면 팽창하여 적색 거성으로 변합니다. 중심에서 핵융합이 멈추면 그 어떤 것도 위층의 압력 증가를 억제할 수 없으며 붕괴되어 백색 왜성, 중성자별 또는 블랙홀로 변합니다.
4. 그들 대부분은 적색 왜성입니다.
우리가 그것들을 모두 모아서 더미에 넣는다면 가장 큰 더미는 확실히 적색 왜성일 것입니다. 질량은 태양 질량의 50% 미만이며 적색 왜성은 무게가 7.5%에 달합니다. 이 질량 아래에서 중력 압력은 핵융합을 시작하기 위해 중심에 있는 가스를 압축할 수 없습니다. 그들은 갈색 왜성이라고 불립니다. 적색 왜성은 태양 에너지의 1/10,000 미만을 방출하며 수십억 년 동안 연소할 수 있습니다.
5. 질량은 온도 및 색상과 같습니다.
별의 색상은 빨간색에서 흰색 또는 파란색으로 다양할 수 있습니다. 빨간색은 온도가 3500Kelvin 미만인 가장 추운 색입니다. 우리 조명은 평균 온도가 약 6000Kelvin인 황백색입니다. 가장 뜨거운 것은 파란색으로 표면 온도가 12,000Kelvin 이상입니다. 따라서 온도와 색상은 관련이 있습니다. 질량은 온도를 결정합니다. 질량이 클수록 핵이 더 커지고 더 활발한 핵융합이 일어날 것입니다. 이것은 더 많은 에너지가 표면에 도달하고 온도를 높인다는 것을 의미합니다. 그러나 예외가 있습니다. 이들은 적색 거성입니다. 전형적인 적색 거성은 우리 태양의 질량을 갖고 일생 동안 백색 별일 수 있습니다. 하지만 수명이 다할 수록 밝기가 증가하고 밝기가 1000배 증가하여 부자연스럽게 밝아 보입니다. 청색 거성은 크고 거대하며 뜨거운 빛을 띠고 있습니다.
6. 대부분은 이중
많은 사람들이 쌍으로 태어납니다. 이들은 두 개의 별이 공통 무게 중심 주위를 공전하는 쌍성입니다. 3명, 4명 및 더 많은 참가자가 있는 다른 시스템이 있습니다. 4성 시스템의 행성에서 얼마나 아름다운 일출을 볼 수 있는지 생각해 보십시오.
7. 가장 큰 태양의 크기는 토성의 궤도와 같습니다.
적색 거성에 대해, 더 정확하게는 적색 초거성에 대해 이야기해 봅시다. 적색 초거성에 대해 우리 별은 매우 작아 보입니다. 적색초거성은 오리온자리에 있는 베텔게우스이다. 질량은 태양의 20배이고 동시에 1000배 더 큽니다. 알려진 가장 큰 별은 VY Canis Major입니다. 그것은 우리 태양보다 1800배 더 크며 토성의 궤도에 들어갈 것입니다!
8. 가장 거대한 발광체는 수명이 매우 짧습니다.
위에서 언급했듯이, 적색 왜성의 낮은 질량은 연료가 고갈되기 전까지 수십억 년 동안 연소될 수 있습니다. 그 반대는 우리가 알고 있는 가장 거대한 것들에 대해서도 마찬가지입니다. 거대한 광체는 태양 질량의 150배에 달하며 엄청난 양의 에너지를 방출할 수 있습니다. 예를 들어, 우리가 알고 있는 가장 무거운 별 중 하나는 지구에서 약 8000광년 떨어진 용골자리 에타입니다. 태양보다 400만배 더 많은 에너지를 방출한다. 우리 태양은 수십억 년 동안 안전하게 연료를 태울 수 있지만 용골자리 에타는 수백만 년 동안만 빛을 낼 수 있습니다. 그리고 천문학자들은 용골자리 에타가 언제든지 폭발할 것으로 예상합니다. 그것이 나가면 하늘에서 가장 밝은 물체가 될 것입니다.
9. 엄청난 수의 별이 있습니다.
은하수에는 몇 개의 별이 있습니까? 우리 은하에 2000억에서 4000억 개의 조각이 있다는 사실을 알고 놀랄 것입니다. 각각에는 행성이 있을 수 있으며 일부에서는 생명체가 존재할 수 있습니다. 우주에는 약 5000억 개의 은하가 있으며, 각각은 우리 은하보다 많거나 더 많을 수 있습니다. 이 두 숫자를 곱하면 대략 몇 개인지 알 수 있습니다.
태양은 태양계의 유일한 별이며 시스템의 모든 행성과 위성 및 기타 물체, 우주 먼지에 이르기까지 주위를 움직입니다. 태양의 질량을 전체 태양계의 질량과 비교하면 약 99.866%가 됩니다.
태양은 우리 은하에 있는 100,000,000,000개의 별 중 하나이며 크기가 4위입니다. 태양에 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리는 지구에서 4광년 떨어져 있습니다. 태양에서 행성 지구까지 1억 4960만km, 별에서 오는 빛은 8분 만에 도달합니다. 별은 은하수 중심에서 26,000광년 떨어진 곳에 위치하며 2억년에 1회전의 속도로 주위를 자전합니다.
발표: 태양
스펙트럼 분류에 따르면 별은 "황색 왜성" 유형에 속하며 대략적인 추정에 따르면 나이는 45억 년이 조금 넘고 수명 주기의 중간에 있습니다.
92%가 수소이고 7%가 헬륨인 태양은 매우 복잡한 구조를 가지고 있습니다. 그 중심에는 별 전체 반경의 25%에 해당하는 약 150,000-175,000km의 반경을 가진 핵이 있으며 그 중심의 온도는 14,000,000K에 가깝습니다.
핵은 축을 중심으로 고속으로 회전하며, 이 속도는 별의 바깥 껍질 표시기보다 훨씬 빠릅니다. 여기에서 4개의 양성자로부터 헬륨이 형성되는 반응이 일어나며, 그 결과 많은 양의 에너지가 얻어지고 모든 층을 통과하고 운동 에너지와 빛의 형태로 광구에서 방출됩니다. 코어 위쪽에는 온도가 200만~700만K 범위에 있는 복사 전달 영역이 있습니다. 그런 다음 약 200,000km 두께의 대류 영역이 있으며 더 이상 에너지 전달을 위한 재 복사가 없지만 혼합이 이루어집니다. 플라즈마. 층 표면의 온도는 약 5800K입니다.
태양의 대기는 별의 가시 표면을 형성하는 광구, 약 2000km 두께의 채층, 그리고 온도가 1,000,000-20,000,000K 범위인 마지막 태양 껍질인 코로나로 구성됩니다. 이온화된 입자, 태양풍이라고 불리는, 코로나의 바깥 부분에서 나옵니다.
태양이 약 75억년에서 80억년의 나이에 도달하면(즉, 40억년에서 50억년 후) 별은 "적색 거성"으로 변하고 외부 껍질이 팽창하여 지구의 궤도에 도달하여 아마도 더 멀리 떨어진 행성.
고온의 영향으로 오늘날의 삶이 불가능해질 것입니다. 태양은 "백색 왜성" 상태에서 생애의 마지막 주기를 보낼 것입니다.
태양은 지구 생명의 근원이다
태양은 열과 에너지의 가장 중요한 원천이며, 그 덕분에 다른 유리한 요소의 도움으로 지구에 생명체가 존재합니다. 우리의 행성 지구는 축을 중심으로 회전하기 때문에 매일 태양이 빛나는 쪽에서 일출과 놀랍도록 아름다운 일몰 현상을 볼 수 있으며 밤에는 행성의 일부가 그림자 쪽으로 떨어질 때 밤하늘의 별을 보세요.
태양은 지구의 삶에 큰 영향을 미치고 광합성에 참여하고 인체에서 비타민 D의 형성을 돕습니다. 태양풍은 지자기 폭풍을 일으키고 지구 대기층으로 침투하여 북극광이라고도 불리는 북극광과 같은 아름다운 자연 현상을 유발합니다. 태양 활동은 약 11년에 한 번 감소하거나 증가하는 방향으로 바뀝니다.
우주 시대가 시작될 때부터 연구자들은 태양에 관심을 가져왔습니다. 전문적인 관찰을 위해 두 개의 거울이있는 특수 망원경이 사용되며 국제 프로그램이 개발되었지만 지구 대기층 외부에서 가장 정확한 데이터를 얻을 수 있으므로 대부분의 연구는 위성, 우주선에서 수행됩니다. 이러한 첫 번째 연구는 여러 스펙트럼 범위에서 1957년에 수행되었습니다.
오늘날 위성은 별을 연구하는 데 매우 흥미로운 자료를 제공하는 소형 관측소인 궤도로 발사됩니다. 인류 최초의 우주 탐사 시대에도 태양 연구를 목적으로 여러 우주선이 개발되어 발사되었습니다. 이들 중 첫 번째는 1962년에 발사된 일련의 미국 위성이었습니다. 1976년에 서독 우주선 Helios-2가 발사되어 역사상 처음으로 최소 0.29AU의 거리에서 별에 접근했습니다. 동시에 태양 플레어 동안 가벼운 헬륨 핵의 출현과 100Hz-2.2kHz 범위의 자기 충격파가 기록되었습니다.
또 다른 흥미로운 장치는 1990년에 출시된 Ulysses 태양 탐사선입니다. 태양에 가까운 궤도로 발사되어 황도 띠에 수직으로 움직입니다. 발사 8년 만에 이 장치는 태양 주위를 도는 첫 번째 궤도를 완성했습니다. 그는 빛의 자기장의 나선형 형태와 지속적인 증가를 등록했습니다.
2018년에 NASA는 태양 탐사선 + 우주선을 발사할 계획입니다. 이 우주선은 가능한 한 태양에 접근하여 600만km(이는 Gelius-2가 도달한 거리보다 7배 적음)에 도달하고 원형 궤도를 차지할 것입니다. 탄소 섬유 쉴드가 장착되어 있어 최고 온도로부터 보호합니다.
