Opowieść o dowolnej gwieździe. Ciekawe fakty o gwiazdach

Wstęp

Przez tysiąclecia gwiazdy były niezrozumiałe dla ludzkiej świadomości, ale fascynowały go. Dlatego nauka o gwiazdach - astronomia - jest jedną z najstarszych. Tysiące lat zajęło ludziom uwolnienie się od naiwnego przekonania, że ​​gwiazdy są punktami świetlnymi przymocowanymi do ogromnej kopuły. Jednak najwięksi myśliciele starożytności zrozumieli, że gwiaździste niebo ze Słońcem i Księżycem to coś więcej niż tylko powiększony pozór planetarium. Domyślili się, że planety i gwiazdy są oddzielnymi ciałami i swobodnie unoszą się we Wszechświecie. Wraz z początkiem ery kosmicznej gwiazdy zbliżyły się do nas. Dowiadujemy się o nich coraz więcej. Ale najstarsza nauka o gwiazdach, astronomia, nie tylko się nie wyczerpała, ale wręcz przeciwnie, stała się jeszcze bardziej interesująca.

wielkości gwiazd

Jedną z najważniejszych cech jest wielkość. Wcześniej uważano, że odległość do gwiazd jest taka sama, a im jaśniejsza gwiazda, tym jest większa. Najjaśniejsze gwiazdy przypisano gwiazdom pierwszej wielkości (1 m, od łacińskiego magnitido - wielkość), a te ledwo dostrzegalne gołym okiem - szóstej (6 m). Teraz wiemy, że wielkość gwiazdy nie charakteryzuje wielkości gwiazdy, ale jej jasność, czyli oświetlenie, jakie tworzy gwiazda na Ziemi.

Ale skala wielkości została zachowana i zaktualizowana. Jasność gwiazdy 1 m jest dokładnie 100 razy większa niż jasność gwiazdy 6 m. Oprawy, których jasność przekracza jasność gwiazd 1 m, mają zerową i ujemną jasność gwiazdową. Skala biegnie w kierunku gwiazd niewidocznych gołym okiem. Są gwiazdy 7 m, 8 m i tak dalej. W celu dokładniejszej oceny stosuje się wielkości ułamkowe 2,3 m, 7,1 m itd.

Ponieważ gwiazdy znajdują się w różnych odległościach od nas, ich pozorne jasności gwiazd nie mówią nic o jasnościach (mocy promieniowania) gwiazd. Dlatego też używane jest pojęcie „wielkości bezwzględnej”. Gwiazdowe wielkości gwiazdowe, które miałyby gwiazdy, gdyby znajdowały się w tej samej odległości (10 pc) nazywane są absolutnymi wielkościami gwiazdowymi (M).

Odległość do gwiazd

Do określenia odległości do najbliższych gwiazd wykorzystuje się metodę paralaksy (wartość przemieszczenia kątowego obiektu). Kąt (p), pod którym średni promień orbity Ziemi (a) byłby widoczny od gwiazdy, położonej prostopadle do kierunku gwiazdy, nazywamy paralaksą roczną. Odległość do gwiazdy można obliczyć za pomocą wzoru

Odległość do gwiazdy odpowiadająca paralaksie 1 ? zwany parsek.

Jednak roczne paralaksy można wyznaczyć tylko dla najbliższych gwiazd znajdujących się nie dalej niż kilkaset parseków. Jednak znaleziono statystyczną zależność między formą widma gwiazdy a jasnością absolutną. W ten sposób absolutne jasności gwiazd są szacowane według rodzaju widma, a następnie, porównując je z widzialnymi jasnościami gwiazd, obliczane są odległości do gwiazd i paralaks. Zdefiniowane w ten sposób paralaksy nazywamy paralaksami spektralnymi.

Jasność

Niektóre gwiazdy wydają się nam jaśniejsze, inne słabsze. Ale to jeszcze nie mówi o prawdziwej mocy promieniowania gwiazd, ponieważ znajdują się one w różnych odległościach. Zatem jasność pozorna sama w sobie nie może być cechą charakterystyczną gwiazdy, ponieważ zależy od odległości. Prawdziwą cechą jest jasność, czyli całkowita energia, jaką gwiazda emituje w jednostce czasu. Jasności gwiazd są niezwykle zróżnicowane. Jedna z gigantycznych gwiazd, S Dorado, ma jasność 500 000 razy większą od Słońca, a jasność najsłabszych gwiazd karłowatych jest mniej więcej taka sama.

Jeśli znana jest bezwzględna wielkość gwiazdowa, jasność dowolnej gwiazdy można obliczyć za pomocą wzoru

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

gdzie: L to jasność gwiazdy,

M to jego wielkość bezwzględna, a

Ma to absolutna wielkość gwiazdowa Słońca.

Masa gwiazd

Inną ważną cechą gwiazdy jest jej masa. Masy gwiazd są różne, ale w przeciwieństwie do jasności i rozmiarów, różnią się one w stosunkowo wąskich granicach. Główną metodą wyznaczania mas gwiazd jest badanie gwiazd podwójnych. Na podstawie prawa powszechnego ciążenia i uogólnionych przez Newtona praw Keplera wyprowadzono wzór

M1 + M2 = -,

gdzie M 1 i M 2 to masy gwiazdy głównej i jej satelity, P to okres orbitalny satelity i jest półoś wielką orbity Ziemi.

Stwierdzono również związek między jasnością a masą gwiazdy: jasność wzrasta proporcjonalnie do sześcianu masy. Wykorzystując tę ​​zależność można z jasności wyznaczyć masy pojedynczych gwiazd, dla których nie da się obliczyć masy bezpośrednio z obserwacji.

Klasyfikacja spektralna

Widma gwiazd są ich paszportami z opisem wszystkich ich właściwości fizycznych. Z widma gwiazdy można poznać jej jasność (a co za tym idzie odległość do niej), jej temperaturę, wielkość, skład chemiczny atmosfery, zarówno jakościowy, jak i ilościowy, prędkość jej ruchu w przestrzeni, prędkość jej obrót wokół własnej osi, a nawet wtedy, nie czy w pobliżu niej, kolejna, niewidzialna gwiazda, wraz z którą obraca się wokół ich wspólnego środka ciężkości.

Istnieje szczegółowa klasyfikacja klas gwiezdnych (Harvard). Klasy są oznaczone literami, podklasy cyframi od 0 do 9 po literze oznaczającej klasę. W klasie O podklasy zaczynają się od O5. Sekwencja typów widmowych odzwierciedla ciągły spadek temperatury gwiazd jako przejście do coraz późniejszych typów widmowych. To wygląda tak:

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

Wśród chłodnych czerwonych gwiazdek, poza klasą M, są jeszcze dwie inne odmiany. W widmie niektórych, zamiast pasm absorpcji molekularnej tlenku tytanu, charakterystyczne są pasma tlenku węgla i cyjanku (w widmach oznaczone literami R i N), a m.in. pasma tlenku cyrkonu (klasa S) są charakterystyczne.

Zdecydowana większość gwiazd należy do ciągu od O do M. Ciąg ten jest ciągły. Kolory gwiazd różnych klas są różne: O i B to gwiazdy niebieskawe, A to białe, F i G to żółte, K to pomarańczowe, M to czerwone.

Powyższa klasyfikacja jest jednowymiarowa, ponieważ główną cechą jest temperatura gwiazdy. Ale wśród gwiazd tej samej klasy są gwiazdy olbrzymy i gwiazdy karłowate. Różnią się gęstością gazu w atmosferze, powierzchnią i jasnością. Różnice te znajdują odzwierciedlenie w widmach gwiazd. Istnieje nowa, dwuwymiarowa klasyfikacja gwiazd. Zgodnie z tą klasyfikacją, oprócz klasy widmowej, każda gwiazda ma również klasę jasności. Jest oznaczony cyframi rzymskimi od I do V. I - nadolbrzymy, II-III - olbrzymy, IV - podolbrzymy, V - karły. Na przykład typ widmowy gwiazdy Vega wygląda jak A0V, Betelgeuse - M2I, Sirius - A1V.

Wszystko to dotyczy normalnych gwiazd. Istnieje jednak wiele niestandardowych gwiazd o niezwykłych widmach. Przede wszystkim są to gwiazdy emisyjne. Ich widma charakteryzują się nie tylko ciemnymi (absorpcyjnymi) liniami, ale także liniami emisji światła, jaśniejszymi od widma ciągłego. Takie linie nazywane są liniami emisyjnymi. Obecność takich linii w widmie jest oznaczona literą „e” po typie widma. Są więc gwiazdy Be, Ae, Me. Obecność pewnych linii emisyjnych w widmie gwiazdy O jest oznaczona jako Of. Istnieją egzotyczne gwiazdy, których widma składają się z szerokich pasm emisyjnych na tle słabego widma ciągłego. Są oznaczone jako WC i WN, nie pasują do klasyfikacji Harvarda. Niedawno odkryto gwiazdy podczerwone, które emitują prawie całą swoją energię w niewidzialnym obszarze widma w podczerwieni.

Gwiazdy olbrzymie i karłowate

Wśród gwiazd są olbrzymy i karły. Największe z nich to czerwone olbrzymy, które mimo słabego promieniowania z metra kwadratowego powierzchni świecą 50 000 razy mocniej niż Słońce. Największe olbrzymy są 2400 razy większe od Słońca. Wewnątrz mogłyby pomieścić nasz układ słoneczny aż do orbity Saturna. Syriusz jest jedną z białych gwiazd, świeci 24 razy mocniej niż Słońce, ma około dwa razy większą średnicę niż Słońce.

Ale jest wiele gwiazd karłowatych. Są to w większości czerwone karły o średnicy połowy, a nawet jednej piątej średnicy naszego Słońca. Słońce jest średniej wielkości gwiazdą, w naszej galaktyce są miliardy takich gwiazd.

Wśród gwiazd szczególne miejsce zajmują białe karły. Ale zostaną one omówione później, jako ostatni etap ewolucji zwykłej gwiazdy.

Gwiazdy zmienne

Gwiazdy zmienne to gwiazdy, które zmieniają swoją jasność. W niektórych gwiazdach zmiennych jasność zmienia się okresowo, w innych następuje nieregularna zmiana jasności. Do oznaczenia gwiazd zmiennych stosuje się litery łacińskie ze wskazaniem konstelacji. W obrębie jednej konstelacji gwiazdom zmiennym przypisywana jest kolejno jedna litera łacińska, kombinacja dwóch liter lub litera V z liczbą. Na przykład S Car, RT Per, V 557 Sgr.

Gwiazdy zmienne dzielą się na trzy duże klasy: pulsujące, erupcyjne (wybuchowe) i zaćmieniowe.

Gwiazdy pulsujące mają płynne zmiany jasności. Są one spowodowane okresowymi zmianami promienia i temperatury powierzchni. Okresy pulsowania gwiazd wahają się od ułamków dnia (gwiazdy RR Lyrae) do dziesiątek (cefeidy) i setek dni (Mira - gwiazdy typu Mira Ceti). Odkryto około 14 tysięcy pulsujących gwiazd.

Druga klasa gwiazd zmiennych to gwiazdy wybuchowe lub, jak się je nazywa, gwiazdy erupcyjne. Należą do nich, po pierwsze, supernowe, nowe, powtarzające się nowe, gwiazdy takie jak I Bliźnięta, gwiazdy podobne do nowych i symbiotyczne. Do gwiazd erupcyjnych należą młode, szybkie gwiazdy zmienne, gwiazdy IV Ceti i szereg powiązanych obiektów. Liczba zmiennych erupcyjnych otwartych przekracza 2000.

Gwiazdy pulsujące i erupcyjne nazywane są fizycznymi gwiazdami zmiennymi, ponieważ zmiany w ich pozornej jasności są spowodowane zachodzącymi na nich procesami fizycznymi. Zmienia to temperaturę, kolor, a czasem rozmiar gwiazdy.

Rozważmy bardziej szczegółowo najciekawsze typy fizycznych gwiazd zmiennych. Na przykład cefeidy. Są bardzo powszechnym i bardzo ważnym typem fizycznych gwiazd zmiennych. Mają cechy gwiazdy d Cepheus. Jego blask ciągle się zmienia. Zmiany są powtarzane co 5 dni i 8 godzin. Połysk rośnie szybciej niż zmniejsza się po maksimum. d Cefeusz jest okresową gwiazdą zmienną. Obserwacje spektralne pokazują zmiany prędkości radialnych i typu widmowego. Zmienia się również kolor gwiazdy. Oznacza to, że w gwieździe zachodzą głębokie zmiany o charakterze ogólnym, których przyczyną jest pulsacja zewnętrznych warstw gwiazdy. Cefeidy to gwiazdy niestacjonarne. Zachodzi naprzemienna kompresja i ekspansja pod działaniem dwóch przeciwstawnych sił: siły przyciągania do środka gwiazdy i siły ciśnienia gazu, wypychającego substancję na zewnątrz. Bardzo ważną cechą cefeid jest okres. Dla każdej danej gwiazdy jest ona stała z dużą dokładnością. Cefeidy to gigantyczne gwiazdy i nadolbrzymy o dużej jasności.

Najważniejsze jest to, że istnieje związek między jasnością a okresem w cefeidach: im dłuższy okres jasności cefeid, tym większa jej jasność. W ten sposób, zgodnie z okresem znanym z obserwacji, można wyznaczyć jasność lub jasność bezwzględną, a następnie odległość do cefeidy. Prawdopodobnie wiele gwiazd było cefeidami od jakiegoś czasu w swoim życiu. Dlatego ich badanie jest bardzo ważne dla zrozumienia ewolucji gwiazd. Ponadto pomagają określić odległość do innych galaktyk, gdzie są widoczne ze względu na ich wysoką jasność. Cefeidy pomagają również w określeniu rozmiaru i kształtu naszej Galaktyki.

Innym typem zmiennej regularnej jest Mira, długookresowa gwiazda zmienna nazwana na cześć gwiazdy Mira (o Ceti). Te czerwone olbrzymy z klasy spektralnej M pulsują bardzo powoli, z okresami od 80 do 1000 dni, o ogromnej objętości, przekraczającej miliony i dziesiątki milionów razy objętości Słońca. Zmiana jasności w promieniach wizualnych dla różnych przedstawicieli tego typu gwiazd występuje od 10 do 2500 razy. Jednak całkowita wypromieniowana energia zmienia się tylko 2-2,5 razy. Promienie gwiazd oscylują wokół średnich wartości w zakresie 5-10%, a krzywe jasności są zbliżone do cefeid.

Jak już wspomniano, nie wszystkie fizyczne gwiazdy zmienne wykazują okresowe zmiany. Wiadomo, że wiele gwiazd jest klasyfikowanych jako zmienne półregularne lub nieregularne. W takich gwiazdach trudno, jeśli nie niemożliwe, zauważyć prawidłowości w zmianie jasności.

Rozważmy teraz trzecią klasę gwiazd zmiennych - zmienne zaćmieniowe. Są to układy podwójne, których płaszczyzna orbity jest równoległa do linii wzroku. Kiedy gwiazdy poruszają się wokół wspólnego środka ciężkości, na przemian zasłaniają się nawzajem, co powoduje wahania ich jasności. Poza zaćmieniem światło z obu składowych dociera do obserwatora, a podczas zaćmienia światło jest osłabiane przez składową zaćmieniową. W ciasnych układach zmiany w całkowitej jasności mogą być również spowodowane zniekształceniami kształtu gwiazd. Okresy zaćmienia gwiazd wahają się od kilku godzin do kilkudziesięciu lat.

Istnieją trzy główne typy gwiazd zmiennych zaćmieniowych. Pierwsza to gwiazdy zmienne typu Algol (b Perseusz). Składniki tych gwiazd mają kształt sferyczny, przy czym rozmiar gwiazdy towarzyszącej jest większy, a jasność mniejsza niż gwiazdy głównej. Oba składniki są albo białe, albo główna gwiazda jest biała, a gwiazda towarzysząca jest żółta. Dopóki nie ma zaćmienia, jasność gwiazdy jest praktycznie stała. Gdy główna gwiazda jest zaćmiona, jasność gwałtownie spada (minimum główne), a gdy satelita wchodzi w gwiazdę główną, spadek jasności jest nieznaczny (minimum drugorzędowe) lub w ogóle nie jest obserwowany. Na podstawie analizy krzywej jasności można obliczyć promienie i jasności komponentów.

Drugim typem zaćmieniowych gwiazd zmiennych są gwiazdy b Lyrae. Ich jasność stale i płynnie zmienia się w granicach około dwóch wielkości. Pomiędzy głównymi dołami z pewnością wystąpi płytszy dołek wtórny. Okresy zmienności wynoszą od pół dnia do kilku dni. Składnikami tych gwiazd są masywne, niebiesko-białe i białe olbrzymy typu spektralnego B i A. Ze względu na ich znaczną masę i względną bliskość do siebie, obydwa składniki podlegają silnym efektom pływowym, w wyniku których uzyskały elipsoidalny kształt. kształt. W tak bliskich oparach atmosfery gwiezdne przenikają się wzajemnie i zachodzi ciągła wymiana materii, której część przechodzi w przestrzeń międzygwiazdową.

Trzecim typem zaćmieniowych gwiazd podwójnych są gwiazdy, które od tej gwiazdy nazywane są gwiazdami Ursa Major W, których okres zmienności (i rewolucji) wynosi tylko 8 godzin. Trudno sobie wyobrazić kolosalną prędkość, z jaką krążą ogromne komponenty tej gwiazdy. Klasy widmowe tych gwiazd to F i G.

Istnieje również niewielka odrębna klasa gwiazd zmiennych - gwiazdy magnetyczne. Oprócz silnego pola magnetycznego mają one silne niejednorodności w charakterystyce powierzchni. Takie niejednorodności podczas obrotu gwiazdy prowadzą do zmiany jasności.

Dla około 20 000 gwiazd klasa zmienności nie została określona.

Badanie gwiazd zmiennych ma ogromne znaczenie. Gwiazdy zmienne pomagają określić wiek układów gwiezdnych, w których się znajdują, oraz typ ich gwiezdnej populacji; odległości do odległych części naszej Galaktyki, a także do innych galaktyk. Współczesne obserwacje wykazały, że źródłem promieni rentgenowskich są niektóre zmienne binarne.

Gwiazdy wypływające z gazu

W kolekcji widm gwiezdnych możliwe jest prześledzenie ciągłego przejścia od widm z pojedynczymi cienkimi liniami do widm zawierających pojedyncze niezwykle szerokie pasma wraz z ciemnymi liniami, a nawet bez nich.

Gwiazdy, które zgodnie z ich liniami widmowymi można przypisać gwiazdom klasy widmowej O, ale mają szerokie, jasne pasma w widmie, nazywane są gwiazdami Wolfa-Rayeta - od nazwiska dwóch francuskich naukowców, którzy odkryli je i opisali w ubiegłym stuleciu. Dopiero teraz można było odkryć naturę tych gwiazd.

Gwiazdy tej klasy są najgorętsze ze wszystkich znanych. Ich temperatura wynosi 40-100 tysięcy stopni.

Tak ogromnym temperaturom towarzyszy tak silne promieniowanie strumienia promieni ultrafioletowych, że lekkie atomy wodoru, helu, a w bardzo wysokich temperaturach i atomy innych pierwiastków, najwyraźniej nie mogąc wytrzymać naporu światła od dołu, z wielką siłą unoszą się w górę. prędkość. Szybkość ich ruchu pod wpływem nacisku światła jest tak duża, że ​​przyciąganie gwiazdy nie jest w stanie ich utrzymać. W ciągłym strumieniu odrywają powierzchnię gwiazdy i prawie nie powstrzymywane, pędzą w przestrzeń światową, tworząc rodzaj atomowego deszczu, ale skierowanego nie w dół, ale w górę. W takim deszczu całe życie na planetach spłonęłoby, gdyby były otoczone tymi gwiazdami.

Nieustanny deszcz atomów uciekających z powierzchni gwiazdy tworzy wokół niej ciągłą atmosferę, ale nieustannie rozprasza się w przestrzeni.

Jak długo gwiazda Wolfa-Rayeta może wygasać w gazie? W ciągu roku gwiazda Wolfa-Rayeta emituje masę gazu równą jednej dziesiątej lub stutysięcznej masy Słońca. Masa gwiazd Wolfa-Rayeta jest średnio dziesięciokrotnie większa od masy Słońca. Uchodząc z gazem w takim tempie, gwiazda Wolfa-Rayeta nie może istnieć dłużej niż 10 4 -10 5 lat, po czym nic z niej nie zostanie. Niezależnie od tego istnieją dowody na to, że w rzeczywistości gwiazdy w podobnym stanie istnieją nie dłużej niż dziesięć tysięcy lat, a nawet znacznie krócej. Prawdopodobnie wraz ze spadkiem ich masy do określonej wartości spada ich temperatura, a wyrzucanie atomów ustaje. Obecnie na całym niebie znanych jest tylko około setki takich samoniszczących się gwiazd. Prawdopodobnie tylko kilka najbardziej masywnych gwiazd osiąga tak wysokie temperatury w swoim rozwoju, gdy zaczyna się utrata gazu. Być może, uwolniwszy się w ten sposób od nadmiaru masy, gwiazda może kontynuować swój normalny, „zdrowy” rozwój.

Większość gwiazd Wolfa-Rayeta to bardzo bliskie spektroskopowe układy podwójne. Ich partner w parze zawsze okazuje się również masywną i gorącą klasą O lub B. Wiele z tych gwiazd to zaćmieniowe układy podwójne. Gwiazdy emitujące strumień gazu, choć rzadkie, wzbogaciły ogólną koncepcję gwiazd.

Nowe gwiazdy

Gwiazdy nazywane są nowymi, jeśli ich jasność nagle wzrasta setki, tysiące, a nawet miliony razy. Po osiągnięciu najwyższej jasności nowa gwiazda zaczyna gasnąć i powraca do stanu spokoju. Im silniejszy wybuch nowej gwiazdy, tym szybciej spada jej jasność. Pod względem tempa spadku jasności nowe gwiazdy są klasyfikowane jako „szybkie” lub „wolne”.

Wszystkie nowe gwiazdy wyrzucają gaz podczas wybuchu, który rozprasza się z dużą prędkością. Największa masa gazu wyrzuconego przez nowe gwiazdy podczas wybuchu znajduje się w głównej powłoce. Ta otoczka jest widoczna dziesiątki lat po wybuchu wokół kilku innych gwiazd w postaci mgławicy.

Wszystkie nowe to gwiazdy podwójne. W tym przypadku para zawsze składa się z białego karła i normalnej gwiazdy. Ponieważ gwiazdy znajdują się bardzo blisko siebie, następuje przepływ gazu z powierzchni normalnej gwiazdy na powierzchnię białego karła. Istnieje hipoteza dotycząca nowych epidemii. Wybuch następuje w wyniku gwałtownego przyspieszenia termojądrowych reakcji spalania wodoru na powierzchni białego karła. Wodór dostaje się do białego karła z normalnej gwiazdy. „Paliwo” termojądrowe akumuluje się i wybucha po osiągnięciu pewnej wartości krytycznej. Błyski można powtarzać. Odstęp między nimi wynosi od 10 000 do 1 000 000 lat.

Najbliższymi krewnymi nowych są nowe karłowate. Ich wybuchy są tysiące razy słabsze niż wybuchy nowych gwiazd, ale zdarzają się tysiące razy częściej. Z wyglądu nowe gwiazdy i nowe karłowate w stanie spoczynku nie różnią się od siebie. I nadal nie wiadomo, jakie fizyczne przyczyny prowadzą do tak odmiennej wybuchowej aktywności tych zewnętrznie podobnych gwiazd.

Supernowe

Supernowe to najjaśniejsze gwiazdy pojawiające się na niebie w wyniku rozbłysków gwiezdnych. Wybuch supernowej jest katastrofalnym wydarzeniem w życiu gwiazdy, ponieważ nie może ona już powrócić do swojego pierwotnego stanu. W swojej maksymalnej jasności świeci jak kilka miliardów gwiazd, takich jak Słońce. Całkowita energia uwolniona podczas rozbłysku jest porównywalna z energią emitowaną przez Słońce podczas jego istnienia (5 miliardów lat). Energia rozprasza się, aby przyspieszyć materię: rozprasza się we wszystkich kierunkach z ogromną prędkością (do 20 000 km/s). Pozostałości po supernowych są obecnie obserwowane jako rozszerzające się mgławice o niezwykłych właściwościach (mgławica Krab). Ich energia jest równa energii wybuchu supernowej. Po wybuchu gwiazda neutronowa lub pulsar pozostaje w miejscu supernowej.

Do tej pory mechanizm wybuchów supernowych nie jest do końca jasny. Najprawdopodobniej taka gwiezdna katastrofa jest możliwa dopiero na końcu „ścieżki życia” gwiazdy. Najbardziej prawdopodobne są następujące źródła energii: energia grawitacyjna uwalniana podczas katastrofalnego skurczu gwiazdy. Wybuchy supernowych mają ważne konsekwencje dla Galaktyki. Materia gwiazdy, rozpraszając się po wybuchu, niesie energię, która zasila energię ruchu gazu międzygwiazdowego. Substancja ta zawiera nowe związki chemiczne. W pewnym sensie całe życie na Ziemi zawdzięcza swoje istnienie supernowym. Bez nich skład chemiczny materii w galaktykach byłby bardzo znikomy.

Podwójne gwiazdki

Gwiazdy binarne to pary gwiazd połączone w jeden układ siłami grawitacyjnymi. Elementy takich układów opisują swoje orbity wokół wspólnego środka masy. Są gwiazdy potrójne, poczwórne; nazywane są gwiazdami wielokrotnymi.

Systemy, w których elementy można zobaczyć przez teleskop, nazywane są wizualnymi plikami binarnymi. Ale czasami są one tylko losowo rozmieszczone w tym samym kierunku dla ziemskiego obserwatora. W kosmosie dzielą je duże odległości. Są to optyczne pliki binarne.

Inny rodzaj plików binarnych składa się z tych gwiazd, które poruszając się naprzemiennie blokują się nawzajem. To są zaćmieniowe gwiazdy podwójne.

Gwiazdy o tym samym ruchu własnym (przy braku innych oznak dwoistości) są również binarne. Są to tak zwane szerokie pary. Za pomocą wielobarwnej fotometrii fotoelektrycznej można wykryć gwiazdy podwójne, które w inny sposób się nie ujawnią. Są fotomerycznymi plikami binarnymi.

Gwiazdy z niewidzialnymi satelitami można również sklasyfikować jako binarne.

Spektroskopowe układy podwójne to gwiazdy, których dualność ujawnia się tylko poprzez badanie ich widm.

Gromady gwiazd

Są to grupy gwiazd połączone grawitacją i wspólnym pochodzeniem. Liczą od kilkudziesięciu do setek tysięcy gwiazd. Rozróżnij gromady otwarte i kuliste. O różnicy między nimi decyduje masa i wiek tych formacji.

Otwarte gromady gwiazd jednoczą dziesiątki, setki, rzadko tysiące gwiazd. Ich rozmiary to zwykle kilka parseków. Skoncentruj się na równikowej płaszczyźnie Galaktyki. W naszej Galaktyce istnieje ponad 1000 znanych gromad.

Gromady kuliste liczą setki tysięcy gwiazd, mają wyraźny kulisty lub elipsoidalny kształt z silną koncentracją gwiazd w centrum. Wszystkie gromady kuliste znajdują się daleko od Słońca. W Galaktyce jest 130 znanych gromad kulistych, a powinno ich być około 500.

Wydaje się, że gromady kuliste powstały z ogromnych obłoków gazu na początku formowania się Galaktyki, zachowując swoje wydłużone orbity. Formowanie się gromad otwartych zaczęło się później od gazu, który „osiadł” w kierunku płaszczyzny galaktycznej. W najgęstszych obłokach gazu tworzenie się gromad otwartych i skojarzeń trwa do dziś. Dlatego wiek gromad otwartych nie jest taki sam, podczas gdy wiek dużych gromad kulistych jest w przybliżeniu taki sam i zbliżony do wieku Galaktyki.

Stowarzyszenia gwiazd

Są to rozproszone grupy gwiazd typu widmowego O i B oraz typu T. Taurus. W swojej charakterystyce asocjacje gwiezdne są podobne do dużych, bardzo młodych gromad otwartych, ale różnią się od nich najwyraźniej mniejszym stopniem koncentracji w kierunku centrum. W innych galaktykach występują kompleksy gorących młodych gwiazd związanych z gigantycznymi obłokami wodoru zjonizowanego przez ich promieniowanie - superasocjacje.

Co karmi gwiazdy?

Jak gwiazdy zużywają tak potworne ilości energii? W różnym czasie stawiano różne hipotezy. Wierzono więc, że energia Słońca jest wspierana przez spadające na nią meteoryty. Ale powinno być ich dużo na Słońcu, co zauważalnie zwiększyłoby jego masę. Energia Słońca może być uzupełniana dzięki jej kurczeniu. Gdyby jednak Słońce było kiedyś nieskończenie duże, to i w tym przypadku jego kompresja do obecnych rozmiarów wystarczyłaby do utrzymania energii tylko przez 20 milionów lat. Tymczasem udowodniono, że skorupa ziemska istnieje i jest znacznie dłużej oświetlana przez Słońce.

Wreszcie fizyka jądra atomowego wskazała źródło energii gwiazdowej, co jest zgodne z danymi astrofizycznymi, a w szczególności z wnioskiem, że większość masy gwiazdy to wodór.

Teoria reakcji jądrowych doprowadziła do wniosku, że źródłem energii większości gwiazd, w tym Słońca, jest ciągłe tworzenie się atomów helu z atomów wodoru.

Kiedy cały wodór zostanie przekształcony w hel, gwiazda może nadal istnieć, przekształcając hel w cięższe pierwiastki, włącznie z żelazem.

Wewnętrzna struktura gwiazd

Gwiazdę traktujemy jako ciało podlegające działaniu różnych sił. Siła grawitacji ma tendencję do przyciągania materii gwiazdy w kierunku centrum, podczas gdy ciśnienie gazu i światła skierowane od wewnątrz ma tendencję do odpychania jej od centrum. Ponieważ gwiazda istnieje jako stabilne ciało, istnieje więc pewna równowaga między sprzecznymi siłami. W tym celu temperaturę różnych warstw w gwieździe należy ustawić tak, aby w każdej warstwie energia wypływająca na zewnątrz prowadziła na powierzchnię całą energię, która powstała pod nią. Energia jest generowana w małym rdzeniu centralnym. W początkowym okresie życia gwiazdy jej kompresja jest źródłem energii. Ale tylko do czasu, gdy temperatura wzrośnie tak bardzo, że zaczną się reakcje jądrowe.

Powstawanie gwiazd i galaktyk

Materia we Wszechświecie jest w ciągłym rozwoju, w najróżniejszych formach i stanach. Ponieważ formy istnienia materii zmieniają się, przeto różne i różnorodne przedmioty nie mogły powstać w tym samym czasie, lecz powstawały w różnych epokach i dlatego mają swój określony wiek, liczony od początku ich powstania.

Naukowe podstawy kosmogonii położył Newton, który wykazał, że materia w przestrzeni pod wpływem własnej grawitacji dzieli się na kurczące się kawałki. Teoria powstawania skupisk materii, z których powstają gwiazdy, została opracowana w 1902 roku przez angielskiego astrofizyka J. Jinsa. Ta teoria wyjaśnia również pochodzenie galaktyk. W początkowo jednorodnym środowisku o stałej temperaturze i gęstości może wystąpić zagęszczenie. Jeśli siła wzajemnego ciążenia w nim przekroczy siłę ciśnienia gazu, wówczas ośrodek skurczy się, a jeśli przeważa ciśnienie gazu, substancja ulegnie rozproszeniu w przestrzeni.

Uważa się, że wiek metagalaktyki wynosi 13-15 miliardów lat. Wiek ten nie przeczy szacunkom wieku najstarszych gwiazd i gromad kulistych w naszej Galaktyce.

Ewolucja gwiazd

Kondensacje, które powstały w środowisku gazowo-pyłowym Galaktyki i nadal kurczą się pod wpływem własnej grawitacji, nazywane są protogwiazdami. Gdy się kurczy, gęstość i temperatura protogwiazdy wzrasta i zaczyna emitować obfite promieniowanie podczerwone. Czas kompresji protogwiazd jest inny: o masie mniejszej niż masa Słońca - setki milionów lat, a dla masywnych - tylko setki tysięcy lat. Gdy temperatura we wnętrzu protogwiazdy wzrasta do kilku milionów Kelwinów, rozpoczynają się w nich termojądrowe reakcje przemiany wodoru w hel. Jednocześnie uwalniana jest ogromna energia, która uniemożliwia dalsze ściskanie i podgrzewa substancję do samoluminescencji – protogwiazda zamienia się w zwykłą gwiazdę. Tak więc etap kompresji zostaje zastąpiony etapem stacjonarnym, któremu towarzyszy stopniowe „wypalanie się” wodoru. W fazie stacjonarnej gwiazda spędza większość swojego życia. To na tym etapie ewolucji znajdują się gwiazdy, które znajdują się w ciągu głównym „widmo-jasność”. Czas spędzony przez gwiazdę na ciągu głównym jest proporcjonalny do masy gwiazdy, ponieważ od tego zależy dostarczanie paliwa jądrowego i jest odwrotnie proporcjonalny do jasności, która określa tempo zużycia paliwa jądrowego.

Kiedy cały wodór w centralnym obszarze zostanie przekształcony w hel, wewnątrz gwiazdy utworzy się rdzeń helowy. Teraz wodór zamieni się w hel nie w centrum gwiazdy, ale w warstwie przylegającej do bardzo gorącego jądra helowego. Dopóki w jądrze helowym nie ma źródeł energii, będzie się on stale kurczył, a jednocześnie nagrzewał jeszcze bardziej. Kompresja jądra prowadzi do szybszego uwalniania energii jądrowej w cienkiej warstwie w pobliżu granicy jądra. W masywniejszych gwiazdach temperatura jądra podczas kompresji wzrasta powyżej 80 milionów Kelwinów i rozpoczynają się w nim termojądrowe reakcje przemiany helu w węgiel, a następnie w inne cięższe pierwiastki chemiczne. Energia uciekająca z jądra i jego otoczenia powoduje wzrost ciśnienia gazu, pod wpływem którego fotosfera rozszerza się. Energia docierająca do fotosfery z wnętrza gwiazdy rozprzestrzenia się teraz na większym obszarze niż wcześniej. W rezultacie temperatura fotosfery spada. Gwiazda opuszcza ciąg główny, stopniowo przekształcając się w czerwonego olbrzyma lub nadolbrzyma w zależności od swojej masy i staje się starą gwiazdą. Przechodząc przez stadium żółtego nadolbrzyma, gwiazda może okazać się pulsującą, czyli fizyczną gwiazdą zmienną i pozostać taką w stadium czerwonego olbrzyma. Spuchnięta powłoka gwiazdy o małej masie jest już słabo przyciągana przez jądro i stopniowo oddalając się od niego, tworzy mgławicę planetarną. Po ostatecznym rozproszeniu otoczki pozostaje tylko gorące jądro gwiazdy - biały karzeł.

Bardziej masywne gwiazdy mają inny los. Jeśli masa gwiazdy jest w przybliżeniu dwukrotnością masy Słońca, to takie gwiazdy na ostatnich etapach ewolucji tracą stabilność. W szczególności mogą eksplodować jak supernowe, a następnie katastrofalnie kurczyć się do rozmiarów kul o promieniu kilku kilometrów, czyli zamieniać się w gwiazdy neutronowe.

Gwiazda, której masa jest ponad dwukrotnie większa od masy Słońca, po utracie równowagi i rozpoczęciu kurczenia się albo zamieni się w gwiazdę neutronową, albo w ogóle nie będzie w stanie osiągnąć stanu stabilnego. W procesie nieograniczonej kompresji prawdopodobnie może zamienić się w czarną dziurę.

Białe karły

Białe karły to niezwykłe, bardzo małe, gęste gwiazdy o wysokich temperaturach powierzchni. Główną cechą wyróżniającą wewnętrzną strukturę białych karłów jest to, że mają one gigantyczne gęstości w porównaniu do normalnych gwiazd. Ze względu na ogromną gęstość gaz w jelitach białych karłów znajduje się w niezwykłym stanie – zdegenerowanym. Właściwości takiego zdegenerowanego gazu wcale nie są podobne do właściwości zwykłych gazów. Na przykład jego ciśnienie jest praktycznie niezależne od temperatury. Stabilność białego karła potwierdza fakt, że ciśnienie zdegenerowanego gazu w jego wnętrzu przeciwstawia się ogromnej sile grawitacji, która go ściska.

Białe karły są w końcowej fazie ewolucji gwiazd o niezbyt dużych masach. W gwieździe nie ma już źródeł jądrowych i świeci ona bardzo długo, powoli stygnąc. Białe karły są stabilne, jeśli ich masa nie przekracza około 1,4 masy Słońca.

Gwiazdy neutronowe

Gwiazdy neutronowe to bardzo małe, supergęste ciała niebieskie. Ich średnica wynosi średnio nie więcej niż kilkadziesiąt kilometrów. Gwiazdy neutronowe powstają po wyczerpaniu się źródeł energii termojądrowej we wnętrzu zwykłej gwiazdy, jeśli jej masa do tego czasu przekracza 1,4 mas Słońca. Ponieważ nie ma źródła energii termojądrowej, stabilna równowaga gwiazdy staje się niemożliwa i zaczyna się katastrofalny kurczenie się gwiazdy w kierunku centrum - zapadanie grawitacyjne. Jeśli początkowa masa gwiazdy nie przekroczy pewnej wartości krytycznej, zapadnięcie się w centralnych częściach ustaje i powstaje gorąca gwiazda neutronowa. Proces zwijania zajmuje ułamek sekundy. Po nim może nastąpić albo wyciek pozostałej otoczki gwiazdy na gorącą gwiazdę neutronową z emisją neutrina, albo wyrzucenie otoczki z powodu energii termojądrowej „niespalonej” materii lub energii rotacji. Taki wyrzut następuje bardzo szybko i z Ziemi wygląda jak wybuch supernowej. Obserwowane gwiazdy neutronowe - pulsary są często kojarzone z pozostałościami po supernowych. Jeśli masa gwiazdy neutronowej przekroczy 3-5 mas Słońca, jej równowaga stanie się niemożliwa, a taka gwiazda będzie czarną dziurą. Bardzo ważnymi cechami gwiazd neutronowych są rotacja i pole magnetyczne. Pole magnetyczne może być miliardy i biliony razy silniejsze niż ziemskie pole magnetyczne.

Pulsary

Pulsary to źródła promieniowania elektromagnetycznego, które zmienia się ściśle okresowo: od ułamków sekundy do kilku minut. Pierwsze pulsary odkryto w 1968 roku. jako słabe źródła pulsacyjnej emisji radiowej. Później odkryto okresowe źródła promieniowania rentgenowskiego - tak zwane pulsary rentgenowskie, których właściwości promieniowania znacznie różnią się od właściwości pulsarów radiowych.

Natura pulsarów nie została jeszcze w pełni ujawniona. Naukowcy uważają, że pulsary to wirujące gwiazdy neutronowe z silnymi polami magnetycznymi. Ze względu na pole magnetyczne promieniowanie pulsara jest zbliżone do wiązki szperacza. Kiedy w wyniku obrotu gwiazdy neutronowej wiązka trafia w antenę radioteleskopu, widzimy rozbłyski promieniowania. Okresowe zakłócenia obserwowane w niektórych pulsarach potwierdzają przewidywania o obecności stałej skorupy i nadciekłego jądra w gwiazdach neutronowych (okresowe zakłócenia występują, gdy pęka stała skorupa - „trzęsienia gwiazd”).

Większość pulsarów powstaje w wybuchach supernowych. Zostało to udowodnione, przynajmniej w przypadku pulsara w centrum Mgławicy Krab, który również wykazuje emisję impulsową w zakresie optycznym.

Czarne dziury

Niektóre z najciekawszych i najbardziej tajemniczych obiektów we Wszechświecie to czarne dziury. Naukowcy ustalili, że czarne dziury muszą powstawać w wyniku bardzo silnej kompresji dowolnej masy, w której pole grawitacyjne wzrasta tak silnie, że nie emituje światła ani żadnego innego promieniowania, sygnałów ani ciał.

Aby pokonać grawitację i uciec z czarnej dziury, potrzebna byłaby druga kosmiczna prędkość, większa prędkość światła. Zgodnie z teorią względności żadne ciało nie może rozwinąć prędkości większej niż prędkość światła. Dlatego nic nie może wylecieć z czarnej dziury, żadna informacja nie może wyjść. Po tym, jak jakiekolwiek ciała, jakakolwiek substancja lub promieniowanie wpadną pod wpływem grawitacji do czarnej dziury, obserwator nigdy nie dowie się, co się z nimi stało w przyszłości. Zdaniem naukowców w pobliżu czarnych dziur właściwości przestrzeni i czasu powinny się radykalnie zmienić.

Naukowcy uważają, że czarne dziury mogą pojawić się pod koniec ewolucji dość masywnych gwiazd.

Efekty powstające, gdy otaczająca materia wpada w pole czarnej dziury, są najbardziej wyraźne, gdy czarna dziura jest częścią układu podwójnego gwiazd, w którym jedna gwiazda jest jasnym olbrzymem, a druga składnik jest czarną dziurą. W tym przypadku gaz z otoczki gigantycznej gwiazdy przepływa do czarnej dziury, skręca się wokół niej, tworząc dysk. Warstwy gazu w dysku ocierają się o siebie, powoli zbliżają się do czarnej dziury po spiralnych orbitach i ostatecznie wpadają do niej. Ale jeszcze przed tym upadkiem, na skraju czarnej dziury, gaz jest podgrzewany przez tarcie do temperatury milionów stopni i promieniuje w zakresie rentgenowskim. Na podstawie tego promieniowania astronomowie próbują wykryć czarne dziury w podwójnych układach gwiazdowych.

Możliwe, że bardzo masywne czarne dziury powstają w centrach zwartych gromad gwiazd, w centrach galaktyk i kwazarów.

Możliwe też, że czarne dziury mogły powstać w odległej przeszłości, na samym początku ekspansji Wszechświata. W tym przypadku możliwe jest powstawanie bardzo małych czarnych dziur o masie znacznie mniejszej niż masa ciał niebieskich.

Ten wniosek jest szczególnie interesujący, ponieważ w pobliżu tak małych czarnych dziur pole grawitacyjne może indukować specyficzne procesy kwantowe „tworzenia” cząstek z próżni. Dzięki przepływowi tych powstających cząstek można wykryć małe czarne dziury we wszechświecie.

Kwantowe procesy produkcji cząstek prowadzą do powolnego zmniejszania masy czarnych dziur, do ich „parowania”.

Bibliografia

Astrofizyka, wyd. Dagaeva M.M. i Charugina V.M.

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

Meyer M.V. Wszechświat. SP: 1909

Podręcznik astronomii do klasy 11. M.: 1994

Frołow W.P. Wprowadzenie do fizyki czarnych dziur.

Słownik encyklopedyczny młodego astronoma.

Prawie nie ma osoby, która nigdy nie podziwiała gwiazd, patrząc na migoczące nocne niebo. Można je podziwiać bez końca, są tajemnicze i atrakcyjne. W tym wątku poznasz niezwykłe fakty dotyczące gwiazd i dowiesz się wielu nowych rzeczy.

Czy wiesz, że większość gwiazd, które oglądasz nocą, to gwiazdy podwójne? Dwie gwiazdy okrążają się, tworząc punkt grawitacji, lub mniejsza gwiazda krąży wokół dużej „gwiazdy głównej”. Czasami te główne gwiazdy wyciągają materię z mniejszych, gdy zbliżają się do siebie. Istnieje granica masy, z jaką planeta może sobie poradzić bez wywoływania reakcji jądrowej. Gdyby Jowisz był duży, wiele księżyców temu mógłby zmienić się w brązowego karła, rodzaj półgwiazdy.

Takie procesy często zachodzą w innych układach słonecznych, o czym świadczy brak w nich planet. Większość materii znajdującej się w polu grawitacyjnym głównej gwiazdy gromadzi się w jednym miejscu, ostatecznie tworząc nową gwiazdę i układ podwójny. W jednym systemie może znajdować się więcej niż dwie gwiazdki, ale nadal systemy liczb binarnych są bardziej rozpowszechnione.

Białe karły, tak zwane „martwe gwiazdy”. Po gigantycznej czerwonej fazie nasza własna gwiazda, Słońce, również stanie się białym karłem. Białe karły mają promień planety (jak Ziemia, a nie Jowisz), ale gęstość gwiazdy. Taki ciężar właściwy jest możliwy dzięki elektronom oddzielającym się od jąder atomowych, które je otaczają. W rezultacie zwiększa się ilość miejsca, jaką zajmują te atomy i powstaje duża masa o małym promieniu

Gdybyś mógł trzymać w dłoni jądro atomu, elektron krążyłby wokół ciebie w odległości 100 metrów lub więcej. W przypadku degeneracji elektronów przestrzeń ta pozostaje wolna. W rezultacie biały karzeł ochładza się i przestaje emitować światło. Tych masywnych ciał nie można zobaczyć i nikt nie wie, ile jest ich we wszechświecie.

Jeśli gwiazda jest wystarczająco duża, aby uniknąć końcowej fazy białego karła, ale zbyt mała, aby nie stać się czarną dziurą, powstanie egzotyczny typ gwiazdy znany jako gwiazda neutronowa. Proces powstawania gwiazd neutronowych jest nieco podobny do białych karłów, w których one również stopniowo się degradują - ale w inny sposób. Gwiazdy neutronowe powstają z rozkładającej się materii zwanej neutronem, kiedy wszystkie elektrony i dodatnio naładowane protony są eliminowane i tylko neutrony tworzą podstawę gwiazdy. Gęstość gwiazdy neutronowej jest porównywalna z gęstością jąder atomu.

Gwiazdy neutronowe mogą mieć masę zbliżoną do naszego Słońca lub nieco większą, ale ich promień wynosi mniej niż 50 kilometrów: zwykle 10-20. Łyżeczka tego neutronu jest 900 razy większa od masy Wielkiej Piramidy w Gizie. Gdybyś obserwował gwiazdę neutronową bezpośrednio, zobaczyłbyś oba bieguny, ponieważ gwiazda neutronowa działa jak soczewka grawitacyjna, zaginając wokół siebie światło pod wpływem silnej grawitacji. Szczególnym przypadkiem gwiazdy neutronowej jest pulsar. Pulsary mogą kręcić się z prędkością 700 obrotów na sekundę, emitując błyskające promieniowanie - stąd ich nazwa

Eta Carinae to jedna z największych odkrytych do tej pory gwiazd. Jest 100 razy cięższy od naszego Słońca i ma mniej więcej taki sam promień. Eta Carinae może świecić milion razy jaśniej niż Słońce. Zwykle te hipermasywne gwiazdy mają bardzo krótkie życie, ponieważ dosłownie spalają się, i dlatego nazywane są supernową. Naukowcy uważają, że granica ta wynosi 120 mas Słońca - żadna gwiazda nie może już ważyć.

Gwiazda Pistoletu jest hiperolbrzymem, takim jak Eta Carinae, który nie ma możliwości ochłodzenia się. Gwiazda jest tak gorąca, że ​​grawitacja ledwo ją utrzymuje.

W rezultacie gwiazda Pistolet emituje tak zwany „wiatr słoneczny” (cząstki o wysokiej energii, które na przykład tworzą zorzę polarną). Świeci 10 miliardów razy mocniej niż nasze Słońce. Ze względu na ogromne poziomy promieniowania nie można sobie nawet wyobrazić, że życie kiedykolwiek będzie istniało w tym systemie gwiezdnym.

W tym wątku przedstawiłem najciekawsze fakty dotyczące gwiazd, jakie udało mi się znaleźć. Mam nadzieję, że byłeś zainteresowany

Od wieków ludzie obserwowali wzory gwiazd na nocnym niebie. konstelacje.

Badając gwiaździste niebo, astronomowie starożytnego świata podzielili niebo na regiony. Każdy region został podzielony na grupy gwiazd zwane konstelacjami.

Konstelacje- są to obszary, na które podzielona jest sfera niebieska dla wygody orientacji na gwiaździstym niebie. W tłumaczeniu z łaciny „konstelacja” oznacza „grupę gwiazd”. Służą jako wspaniałe punkty orientacyjne, które pomogą Ci znaleźć gwiazdy. Jedna konstelacja może zawierać od 10 do 150 gwiazd.

W sumie znanych jest 88 konstelacji. 47 to starożytni, znani od kilku tysiącleci. Wiele z nich nosi imiona bohaterów starożytnych mitów greckich, np. Herkulesa, Hydry, Kasjopei i obejmuje region nieba dostępny obserwacjom z południa Europy. Te 12 konstelacji tradycyjnie nazywa się konstelacjami zodiakalnymi. Są to dobrze znane: Strzelec, Koziorożec, Wodnik, Ryby, Baran, Byk, Bliźnięta, Rak, Lew, Panna, Ves-s i Skorpion. Pozostałe współczesne konstelacje zostały wprowadzone w XVII i XVIII wieku w wyniku badań nieba południowego.

Można było określić swoją lokalizację, znajdując określoną konstelację na niebie w tym lub innym miejscu na niebie. W badaniu gwiaździstego nieba pomogła selekcja pewnych zdjęć w masie gwiazd. Astronomowie starożytnego świata podzielili niebo na regiony. Każdy region został podzielony na grupy gwiazd zwane konstelacjami.

Konstelacje to wyimaginowane figury, które gwiazdy tworzą na firmamencie. Nocne niebo to płótno usiane obrazami kropek. Ludzie znajdowali obrazy na niebie od czasów starożytnych.

Konstelacjom nadano imiona, powstały na ich temat legendy i mity. Różne ludy na różne sposoby dzieliły gwiazdy na konstelacje.

Niektóre historie konstelacji były niezwykle dziwaczne. Oto, na przykład, jaki obraz widzieli starożytni Egipcjanie w konstelacji otaczającej Wiadro Wielkiego Wozu. Zobaczyli byka, obok leżał człowiek, po ziemi ciągnięty przez hipopotama, który chodził na dwóch nogach i niósł na plecach krokodyla.

Ludzie widzieli na niebie to, co chcieli zobaczyć. Plemiona myśliwskie widziały wypełnione gwiazdami obrazy dzikich zwierząt, na które polowali. Europejscy nawigatorzy znaleźli konstelacje przypominające kompas. Rzeczywiście, naukowcy uważają, że głównym obszarem wykorzystania konstelacji była nauka poruszania się po morzu podczas żeglowania.

Istnieje legenda, która mówi, że żona egipskiego faraona Berenice (Weronika) podarowała swoje luksusowe włosy bogini Wenus. Ale włosy zostały skradzione z korytarzy Wenus i wylądowały na niebie jako konstelacja. Latem konstelację Włosów Weroniki można zobaczyć na półkuli północnej poniżej uchwytu Wielkiego Wiadra.

Wiele opowieści o konstelacjach ma swoje korzenie w mitach greckich. Oto jeden z nich. Bogini Juno była zazdrosna o swojego męża Jowisza, służącego Callisto. Aby chronić Callisto, Jupiter zmienił ją w niedźwiedzia. Ale to stworzyło nowy problem. Pewnego dnia syn Callisto poszedł na polowanie i zobaczył swoją matkę. Myśląc, że to zwykły niedźwiedź, uniósł łuk i wycelował, Jupiter interweniował i, aby zapobiec morderstwu, zamienił młodzieńca w małego niedźwiadka. W ten sposób, zgodnie z mitem, na niebie pojawił się duży niedźwiedź i mały niedźwiadek. Teraz te konstelacje nazywają się Ursa Major i Ursa Minor.

Pozycja gwiazd względem siebie jest stała, ale wszystkie obracają się wokół pewnego punktu. Na półkuli północnej ten punkt odpowiada gwiazda biegunowa... Jeśli skierujesz aparat na nieruchomy statyw na tę gwiazdę i poczekasz godzinę, możesz się upewnić, że każda ze sfotografowanych gwiazd zakreśliła część koła.

Patrząc na niebo z półkuli północnej, Gwiazda Polarna znajduje się w centrum, a Ursa Minor znajduje się nad nią. Ursa Major znajduje się po lewej stronie, pomiędzy dwoma „ściśniętymi” Wozami Smoka. Pod Ursa Minor, w kształcie odwróconego M, znajduje się konstelacja Kasjopei.

Na półkuli południowej nie ma gwiazdy centralnej, która mogłaby służyć jako punkt odniesienia (oś), wokół której, jak nam się wydaje, krążą wszystkie gwiazdy. Nad centrum znajduje się Krzyż południowy, a nad nim z kolei Centaur, jakby go otaczał. Po lewej stronie widoczny jest Trójkąt Południowy, a pod nim Paw. Jeszcze niżej znajduje się konstelacja Tukan.

Ponieważ Ziemia krąży wokół Słońca w ciągu roku, jej pozycja względem gwiazd ciągle się zmienia. Każdej nocy niebo jest nieco inne niż wczoraj. Na półkuli północnej latem w centrum widoczna jest Niedźwiedzica Mniejsza, a nad nią widać Smoka, jakby go otaczał, a poniżej, po prawej, zygzak Kasjopei, nad nim konstelacja Cefeusza, na po lewej jest Wielki Wóz.

Zimą na półkuli północnej z Ziemi widoczna jest kolejna część nieba. Po prawej stronie widoczna jest jedna z najpiękniejszych konstelacji Oriona, a pośrodku Pas Oriona. Poniżej możesz zobaczyć małą konstelację Zająca. Jeśli narysujesz linię w dół od Pasa Oriona, zauważysz najjaśniejszą gwiazdę na niebie, Syriusza, która na naszych szerokościach geograficznych nigdy nie wznosi się wysoko ponad linię horyzontu.

Wydaje się, że gwiazdy w konstelacjach są blisko siebie, w rzeczywistości jest to złudzenie.

Gwiazdy konstelacji są oddalone od siebie o biliony kilometrów. Ale gwiazdy znajdujące się dalej mogą być jaśniejsze i wyglądać tak samo jak mniej jasne gwiazdy. Z Ziemi widzimy płaskie konstelacje.

Gwiazdy są jak ludzie, rodzą się i umierają. Są w ciągłym ruchu. Dlatego z biegiem czasu kontury konstelacji zmieniają się. Milion lat temu obecne wiadro Wielkiego Wozu nie było jak wiadro, ale długa włócznia. Być może za milion lat ludzie będą musieli wymyślić nowe nazwy dla gwiazdozbiorów, ponieważ ich kształt niewątpliwie się zmieni.

Być może gdzieś istnieje układ planetarny, z którym nasze Słońce wygląda jak mała gwiazda, część jakiejś konstelacji, w której zarysach mieszkańcy odległej planety widzą sylwetkę swojego rodzimego egzotycznego zwierzęcia.

PRACA PISEMNA

uczniowie klasy 4 "B"

MBOU SOSH # 3

im. Ataman MI Platov

Golovacheva Lidia

Nauczyciel klasowy:

Udowiczenko

Ludmiła Nikołajewna

na temat:

„Gwiazdy i konstelacje”

1. Pojęcia-konstelacje, rodzaje konstelacji.

2. Historia nazw gwiazdozbiorów.

3. Mapy gwiazd.

Bibliografia:

1. Wszechświat: encyklopedia dla dzieci / Per. z ks. N. Klokovoi M.: Egmont Russia LTD., 2001 /

Interesujące fakty o gwiazdach, niektóre z nich być może już znasz, a inne można usłyszeć po raz pierwszy.

1. Słońce jest najbliższą gwiazdą.

Słońce, znajdujące się zaledwie 150 milionów km od Ziemi i według standardów kosmosu jest przeciętną gwiazdą. Jest klasyfikowany jako główny ciąg żółty karzeł G2. Zamienia wodór w hel od 4,5 miliarda lat i prawdopodobnie będzie to kontynuował przez kolejne 7 miliardów lat. Kiedy skończy mu się paliwo, stanie się czerwonym olbrzymem, wybrzuszenie powiększy swój obecny rozmiar wielokrotnie. Kiedy się rozszerzy, pochłonie Merkurego, Wenus, a być może nawet Ziemię.

2. Wszystkie oprawy wykonane są z tego samego materiału.

Jego narodziny zaczynają się w chmurze zimnego wodoru cząsteczkowego, który zaczyna się grawitacyjnie kurczyć. Kiedy chmura zapada się i rozpada, wiele jej kawałków uformuje się w pojedyncze gwiazdy. Materiał jest zbierany w kulkę, która kurczy się pod wpływem własnej grawitacji, aż temperatura w środku osiągnie temperaturę zdolną do zapłonu syntezy jądrowej. Pierwotny gaz powstał podczas Wielkiego Wybuchu i składa się w 74% z wodoru i 25% z helu. Z biegiem czasu część wodoru zamieniają w hel. Dlatego nasze Słońce składa się w 70% z wodoru i 29% z helu. Ale początkowo składają się z 3/4 wodoru i 1/4 helu, z domieszkami innych pierwiastków śladowych.

3. Gwiazda jest w idealnej równowadze

Każdy luminarz niejako jest w ciągłym konflikcie ze sobą. Z jednej strony cała masa pod swoją grawitacją stale ją ściska. Ale gorący gaz wywiera ogromne ciśnienie od centrum na zewnątrz, odpychając go od zapadnięcia grawitacyjnego. Fuzja jądrowa w jądrze generuje ogromną ilość energii. Fotony wędrują z centrum na powierzchnię około 100 000 lat przed ucieczką. Gdy gwiazda staje się jaśniejsza, rozszerza się i zamienia w czerwonego olbrzyma. Kiedy fuzja jądrowa w centrum zatrzymuje się, nic nie jest w stanie powstrzymać rosnącego ciśnienia nakładających się warstw i zapada się, zamieniając się w białego karła, gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.

4. Większość z nich to czerwone karły

Gdybyśmy złożyli je wszystkie razem i ułożyli w stos, to największy stos byłby z pewnością z czerwonymi karłami. Mają mniej niż 50% masy Słońca, a czerwone karły mogą ważyć nawet 7,5%. Poniżej tej masy ciśnienie grawitacyjne nie będzie w stanie skompresować gazu w centrum, aby zainicjować fuzję jądrową. Nazywane są brązowymi karłami. Czerwone karły emitują mniej niż 1/10 000 energii słonecznej i mogą płonąć przez dziesiątki miliardów lat.

5. Masa jest równa jego temperaturze i barwie

Gwiazdy mogą różnić się kolorem od czerwonego do białego lub niebieskiego. Czerwony to najzimniejszy kolor o temperaturze poniżej 3500 kelwinów. Nasza oprawa jest żółtawo-biała, ze średnią temperaturą około 6000 Kelwinów. Najgorętsze są niebieskie, z temperaturą powierzchni powyżej 12 000 kelwinów. Tak więc temperatura i kolor są ze sobą powiązane. Masa określa temperaturę. Im większa masa, tym większy będzie rdzeń i tym bardziej aktywna będzie fuzja jądrowa. Oznacza to, że więcej energii dociera do jego powierzchni i podnosi jej temperaturę. Ale jest wyjątek, to są czerwone olbrzymy. Typowy czerwony olbrzym może mieć masę naszego Słońca i być białą gwiazdą przez całe życie. Ale gdy zbliża się do końca swojego życia, wzrasta, a jasność wzrasta 1000 razy i wydaje się nienaturalnie jasna. Niebieskie olbrzymy to po prostu duże, masywne i gorące luminarze.

6. Większość z nich jest podwójna

Wielu rodzi się w parach. Są to gwiazdy podwójne, w których dwie gwiazdy krążą wokół wspólnego środka ciężkości. Istnieją inne systemy z 3, 4, a nawet większą liczbą uczestników. Pomyśl tylko, jakie piękne wschody można zobaczyć na planecie w układzie czterogwiazdkowym.

7. Wielkość największych słońc jest równa orbicie Saturna

Porozmawiajmy o czerwonych olbrzymach, a dokładniej o czerwonych nadolbrzymach, na tle których nasza gwiazda wygląda na bardzo małą. Czerwony nadolbrzym to Betelgeuse w gwiazdozbiorze Oriona. Jest to masa 20 razy większa od masy Słońca i jednocześnie 1000 razy większa. Największą znaną gwiazdą jest VY Canis Major. Jest 1800 razy większa od naszego Słońca i zmieściłaby się na orbicie Saturna!

8. Najbardziej masywne oprawy mają bardzo krótką żywotność

Jak wspomniano powyżej, niska masa czerwonego karła może trwać dziesiątki miliardów lat spalania, zanim zabraknie paliwa. Odwrotność dotyczy również tych najbardziej masywnych, jakie znamy. Gigantyczne oprawy mogą mieć masę 150 razy większą od Słońca i emitować ogromne ilości energii. Na przykład jedną z najbardziej masywnych znanych nam gwiazd jest Eta Carinae, położona około 8000 lat świetlnych od Ziemi. Emituje 4 miliony razy więcej energii niż Słońce. Podczas gdy nasze Słońce może bezpiecznie spalać paliwo przez miliardy lat, Eta Carinae może świecić tylko przez kilka milionów lat. A astronomowie spodziewają się, że Eta Carinae eksploduje w każdej chwili. Kiedy zgaśnie, stanie się najjaśniejszym obiektem na niebie.

9. Istnieje ogromna liczba gwiazd

Ile gwiazd jest w Drodze Mlecznej? Możesz być zaskoczony, gdy dowiesz się, że w naszej galaktyce jest około 200-400 miliardów kawałków. Każda może mieć planety, a na niektórych możliwe jest życie. We wszechświecie jest około 500 miliardów galaktyk, z których każda może mieć tyle samo, a nawet więcej niż Droga Mleczna. Pomnóż te dwie liczby przez siebie, a zobaczysz, ile jest ich w przybliżeniu.

Słońce jest jedyną gwiazdą w Układzie Słonecznym, wokół niego krążą wszystkie planety Układu, a także ich satelity i inne obiekty, aż po kosmiczny pył. Jeśli porównamy masę Słońca z masą całego Układu Słonecznego, będzie to około 99,866 procent.

Słońce jest jedną ze 100 000 000 000 gwiazd w naszej Galaktyce i zajmuje wśród nich czwarte miejsce. Najbliższa Słońcu gwiazda, Proxima Centauri, znajduje się cztery lata świetlne od Ziemi. Ze Słońca na Ziemię 149,6 mln km światło gwiazdy dociera w ciągu ośmiu minut. Gwiazda znajduje się w odległości 26 tysięcy lat świetlnych od centrum Drogi Mlecznej, podczas gdy obraca się wokół niej z prędkością 1 obrotu na 200 milionów lat.

Prezentacja: Niedz

Według klasyfikacji spektralnej gwiazda należy do typu „żółtego karła”, według przybliżonych szacunków jej wiek wynosi nieco ponad 4,5 miliarda lat, jest w połowie swojego cyklu życia.

Słońce, które w 92% składa się z wodoru i w 7% helu, ma bardzo złożoną budowę. W jej centrum znajduje się jądro o promieniu około 150 000-175 000 km, co stanowi do 25% całkowitego promienia gwiazdy, w jego centrum temperatura zbliża się do 14 000 000 K.

Jądro obraca się wokół osi z dużą prędkością, a prędkość ta jest znacznie wyższa niż wskaźniki zewnętrznych powłok gwiazdy. Tu zachodzi reakcja tworzenia się helu z czterech protonów, w wyniku której uzyskuje się dużą ilość energii, przechodzącej przez wszystkie warstwy i emitowanej z fotosfery w postaci energii kinetycznej i światła. Nad jądrem znajduje się strefa transferu promienistego, gdzie temperatury wahają się w granicach 2-7 mln K. Dalej znajduje się strefa konwekcyjna o grubości około 200 000 km, w której nie ma już ponownego promieniowania dla transferu energii, ale mieszanie plazma. Na powierzchni warstwy temperatura wynosi około 5800 K.

Atmosfera słoneczna składa się z fotosfery, która tworzy widoczną powierzchnię gwiazdy, chromosfery o grubości około 2000 km oraz korony, ostatniej zewnętrznej powłoki słonecznej, której temperatura mieści się w zakresie 1 000 000-20 000 000 K. Zjonizowane cząstki, zwany wiatrem słonecznym, wyłaniają się z zewnętrznej części korony...

Kiedy Słońce osiągnie wiek około 7,5 - 8 miliardów lat (czyli po 4-5 miliardach lat), gwiazda zamieni się w "czerwonego olbrzyma", jej zewnętrzne powłoki rozszerzą się i dotrą do orbity Ziemi, prawdopodobnie popychając planeta dalej.

Pod wpływem wysokich temperatur życie w dzisiejszym rozumieniu stanie się po prostu niemożliwe. Słońce spędzi ostatni cykl swojego życia w stanie „białego karła”.

Słońce jest źródłem życia na Ziemi

Słońce jest najważniejszym źródłem ciepła i energii, dzięki czemu przy pomocy innych sprzyjających czynników istnieje życie na Ziemi. Nasza planeta Ziemia obraca się wokół własnej osi, więc każdego dnia będąc po słonecznej stronie planety możemy obserwować wschód słońca i niesamowicie piękny fenomen zachodu słońca, a nocą, gdy część planety opada w stronę cienia, możemy oglądać gwiazdy na nocnym niebie.

Słońce ma ogromny wpływ na życie Ziemi, uczestniczy w fotosyntezie, pomaga w tworzeniu witaminy D w organizmie człowieka. Wiatr słoneczny powoduje burze geomagnetyczne i to jego wnikanie w warstwy ziemskiej atmosfery powoduje tak piękne zjawisko naturalne jak zorza polarna, zwana także zorzą polarną. Aktywność słoneczna zmienia się w kierunku spadku lub wzrostu mniej więcej raz na 11 lat.

Od początku ery kosmicznej naukowcy interesowali się słońcem. Do profesjonalnej obserwacji stosuje się specjalne teleskopy z dwoma lustrami, opracowano międzynarodowe programy, ale najdokładniejsze dane można uzyskać poza warstwami atmosfery ziemskiej, dlatego najczęściej badania prowadzone są z satelitów, statków kosmicznych. Pierwsze takie badania przeprowadzono już w 1957 roku w kilku zakresach spektralnych.

Dziś na orbity wystrzeliwane są satelity, które są miniaturowymi obserwatoriami, które dostarczają bardzo interesujących materiałów do badania gwiazdy. Nawet w latach pierwszej eksploracji kosmosu przez człowieka opracowano i wystrzelono kilka statków kosmicznych, których celem było badanie Słońca. Pierwszym z nich była seria amerykańskich satelitów wystrzelonych w 1962 roku. W 1976 roku wystrzelono zachodnioniemiecki statek kosmiczny Helios-2, który po raz pierwszy w historii zbliżył się do gwiazdy na minimalną odległość 0,29 AU. Jednocześnie zarejestrowano pojawianie się lekkich jąder helu podczas rozbłysków słonecznych, a także magnetycznych fal uderzeniowych obejmujących zakres 100 Hz-2,2 kHz.

Innym ciekawym urządzeniem jest sonda słoneczna Ulysses, wystrzelona w 1990 roku. Jest wystrzeliwany na orbitę zbliżoną do słonecznej i porusza się prostopadle do paska ekliptyki. Osiem lat po wystrzeleniu urządzenie ukończyło pierwszą orbitę wokół Słońca. Zarejestrował spiralną postać pola magnetycznego oprawy, a także jego stały wzrost.

W 2018 r. NASA planuje wystrzelić sondę Solar Probe+, która zbliży się do Słońca jak najbliżej - 6 mln km (to 7 razy mniej niż odległość, którą osiągnął Gelius-2) i będzie zajmować orbitę kołową. Jest wyposażony w osłonę z włókna węglowego, która chroni go przed najwyższymi temperaturami.