O poveste despre orice vedetă. Fapte interesante despre stele
Introducere
Timp de milenii, stelele au fost de neînțeles pentru conștiința umană, dar l-au fascinat. Prin urmare, știința stelelor - astronomia - este una dintre cele mai vechi. A fost nevoie de mii de ani pentru ca oamenii să se elibereze de ideea naivă că stelele sunt puncte de lumină atașate unui dom imens. Cu toate acestea, cei mai mari gânditori ai antichității au înțeles că cerul înstelat cu Soarele și Luna este ceva mai mult decât o aparență mărită a unui planetariu. Ei au ghicit că planetele și stelele sunt corpuri separate și plutesc liber în Univers. Odată cu începutul erei spațiale, stelele au devenit mai aproape de noi. Învățăm din ce în ce mai multe despre ei. Dar cea mai veche știință a stelelor, astronomia, nu numai că nu s-a epuizat, ci, dimpotrivă, a devenit și mai interesantă.
Mărimile stelare
Una dintre cele mai importante caracteristici este magnitudinea. Anterior, se credea că distanța până la stele este aceeași, iar cu cât steaua este mai strălucitoare, cu atât este mai mare. Cele mai strălucitoare stele au fost atribuite stelelor de prima magnitudine (1 m, din latinescul magnitido - magnitudine), iar celor abia distinse cu ochiul liber - a șasea (6 m). Acum știm că mărimea stelelor nu caracterizează dimensiunea unei stele, ci strălucirea acesteia, adică iluminarea pe care o creează o stea pe Pământ.
Dar scara de magnitudine a fost păstrată și actualizată. Luminozitatea unei stele de 1 m este exact de 100 de ori mai mare decât luminozitatea unei stele de 6 m. Luminile, a căror luminozitate depășește luminozitatea stelelor cu 1 m, au magnitudini stelare zero și negative. Scara continuă spre stelele care sunt invizibile cu ochiul liber. Sunt stele de 7 m, 8 m și așa mai departe. Pentru o evaluare mai precisă, se folosesc magnitudini fracționale de 2,3 m, 7,1 m și așa mai departe.
Deoarece stelele se află la distanțe diferite de noi, mărimile lor aparente nu spun nimic despre luminozitățile (puterea radiației) stelelor. Prin urmare, se folosește și conceptul de „mărime absolută”. Magnitudinele stelare pe care le-ar avea stelele dacă s-ar afla la aceeași distanță (10 pc) se numesc magnitudini stelare absolute (M).
Distanța până la stele
Pentru a determina distantele pana la cele mai apropiate stele se foloseste metoda paralaxei (valoarea deplasarii unghiulare a obiectului). Unghiul (p) la care s-ar vedea de pe stea raza medie a orbitei terestre (a), situat perpendicular pe direcția stelei, se numește paralaxa anuală. Distanța până la stea poate fi calculată folosind formula
Distanța până la stea corespunzătoare unei paralaxe de 1 ? numit parsec.
Cu toate acestea, paralaxele anuale pot fi determinate numai pentru cele mai apropiate stele situate nu mai mult de câteva sute de parsecs. Dar s-a găsit o relație statistică între forma spectrului stelei și magnitudinea absolută. Astfel, mărimile stelelor absolute sunt estimate după tipul spectrului, iar apoi, comparându-le cu mărimile stelare vizibile, se calculează distanțele până la stele și paralaxele. Paralaxele definite în acest fel sunt numite paralaxe spectrale.
Luminozitate
Unele stele ni se par mai strălucitoare, altele mai slabe. Dar aceasta nu vorbește încă despre adevărata putere de radiație a stelelor, deoarece acestea sunt situate la distanțe diferite. Astfel, mărimea aparentă în sine nu poate fi o caracteristică a stelei, deoarece depinde de distanță. Adevărata caracteristică este luminozitatea, adică energia totală pe care o emite o stea pe unitatea de timp. Luminozitățile stelelor sunt extrem de diverse. Una dintre stele gigantice, S Dorado, are o luminozitate de 500.000 de ori mai mare decât cea a Soarelui, iar luminozitatea celor mai slabe stele pitice este de aproximativ aceeași ori mai mică.
Dacă se cunoaște magnitudinea stelară absolută, atunci luminozitatea oricărei stele poate fi calculată folosind formula
log L = 0,4 (Ma -M),
unde: L este luminozitatea stelei,
M este mărimea sa absolută și
Ma este magnitudinea stelară absolută a Soarelui.
Masa de stele
O altă caracteristică importantă a unei stele este masa sa. Masele stelelor sunt diferite, dar, spre deosebire de luminozități și dimensiuni, ele sunt diferite în limite relativ înguste. Principala metodă de determinare a maselor de stele este furnizată de studiul stelelor binare. Pe baza legii gravitației universale și a legilor lui Kepler generalizate de Newton, formula a fost derivată
M1 + M2 = -,
unde M 1 și M 2 sunt masele stelei principale și ale satelitului său, P este perioada orbitală a satelitului și este semi-axa majoră a orbitei Pământului.
S-a găsit și o relație între luminozitate și masa stelei: luminozitatea crește proporțional cu cubul masei. Folosind această dependență, este posibil să se determine masele stelelor individuale din luminozitate, pentru care este imposibil să se calculeze masa direct din observații.
Clasificarea spectrală
Spectrele stelelor sunt pașapoartele lor cu o descriere a tuturor proprietăților lor fizice. După spectrul unei stele, puteți afla luminozitatea acesteia (și, prin urmare, distanța până la ea), temperatura, dimensiunea, compoziția chimică a atmosferei sale, atât calitative cât și cantitative, viteza mișcării sale în spațiu, viteza ei. rotație în jurul axei sale, și chiar și atunci, nici în apropierea ei, o altă stea invizibilă, împreună cu care se învârte în jurul centrului lor comun de greutate.
Există o clasificare detaliată a claselor stelare (Harvard). Clasele sunt desemnate prin litere, subclasele prin numere de la 0 la 9 după litera care denotă clasa. În clasa O, subclasele încep cu O5. Secvența de tipuri spectrale reflectă o scădere continuă a temperaturii stelare pe măsură ce trecerea la tot mai multe tipuri spectrale mai târziu. Arata cam asa:
O - B - A - F - G - K - M
Printre stelele roșii reci, pe lângă clasa M, există alte două soiuri. În spectrul unora, în loc de benzile de absorbție moleculară ale oxidului de titan, sunt caracteristice benzi de monoxid de carbon și cianogen (în spectre, notate cu literele R și N), iar printre altele, benzi de oxid de zirconiu (clasa S) sunt caracteristice.
Marea majoritate a stelelor aparțin secvenței de la O la M. Această secvență este continuă. Culorile stelelor din diferite clase sunt diferite: O și B sunt stele albăstrui, A sunt albe, F și G sunt galbene, K sunt portocalii, M sunt roșii.
Clasificarea de mai sus este unidimensională, deoarece principala caracteristică este temperatura stelei. Dar printre stelele din aceeași clasă există stele gigantice și stele pitice. Ele diferă prin densitatea gazului din atmosferă, suprafața și luminozitatea. Aceste diferențe se reflectă în spectrele stelelor. Există o nouă clasificare bidimensională a stelelor. Conform acestei clasificări, pe lângă clasa spectrală, fiecare stea are și o clasă de luminozitate. Se notează cu cifre romane de la I la V. I - supergianti, II-III - giganți, IV - subgiganți, V - pitici. De exemplu, tipul spectral al stelei Vega arată ca A0V, Betelgeuse - M2I, Sirius - A1V.
Toate cele de mai sus se aplică stelelor normale. Cu toate acestea, există multe stele non-standard cu spectre neobișnuite. În primul rând, acestea sunt stele cu emisie. Spectrele lor sunt caracterizate nu numai de linii întunecate (de absorbție), ci și de linii de emisie de lumină, mai luminoase decât spectrul continuu. Astfel de linii se numesc linii de emisie. Prezența unor astfel de linii în spectru este notă cu litera „e” după tipul spectral. Deci, există stele Be, Ae, Me. Prezența anumitor linii de emisie în spectrul stelei O este desemnată ca Of. Există stele exotice ale căror spectre constau din benzi largi de emisie pe fundalul unui spectru continuu slab. Sunt desemnate WC și WN, nu se încadrează în clasificarea Harvard. Recent, au fost descoperite stele în infraroșu care emit aproape toată energia lor în regiunea infraroșu invizibilă a spectrului.
Stele uriașe și pitice
Printre stele, se numără uriași și pitici. Cele mai mari dintre ele sunt giganții roșii, care, în ciuda radiației lor slabe de la un metru pătrat de suprafață, strălucesc de 50.000 de ori mai puternic decât Soarele. Cei mai mari giganți sunt de 2.400 de ori mai mari decât Soarele. Înăuntru ar putea găzdui sistemul nostru solar până pe orbita lui Saturn. Sirius este una dintre stelele albe, strălucește de 24 de ori mai puternic decât Soarele, are aproximativ de două ori diametrul Soarelui.
Dar există multe stele pitice. Sunt în mare parte pitice roșii cu un diametru de jumătate sau chiar o cincime din diametrul Soarelui nostru. Soarele este o stea medie ca mărime, există miliarde de astfel de stele în galaxia noastră.
Piticile albe ocupă un loc special printre stele. Dar ele vor fi discutate mai târziu, ca etapa finală în evoluția unei stele obișnuite.
Stele variabile
Stelele variabile sunt stele care își schimbă luminozitatea. La unele stele variabile, luminozitatea se modifică periodic, la altele, există o schimbare neregulată a luminozității. Pentru a desemna stelele variabile, se folosesc litere latine cu indicarea constelației. În cadrul unei constelații, stelelor variabile li se atribuie succesiv o literă latină, o combinație de două litere sau litera V cu un număr. De exemplu, S Car, RT Per, V 557 Sgr.
Stelele variabile sunt împărțite în trei clase mari: pulsatoare, eruptive (explozive) și eclipsante.
Stelele pulsatorie au variații line de luminozitate. Sunt cauzate de modificări periodice ale razei și temperaturii suprafeței. Perioadele stelelor pulsatoare variază de la fracțiuni de zi (stelele RR Lyrae) la zeci (Cefeide) și sute de zile (Mira - stele de tip Mira Ceti). Au fost descoperite aproximativ 14 mii de stele pulsatile.
A doua clasă de stele variabile este stele explozive sau, așa cum sunt numite și eruptive. Acestea includ, în primul rând, supernove, novae, nova repetate, stele precum I Gemeni, stele asemănătoare nova și simbiotice. Stelele eruptive includ stele tinere rapide variabile, stele IV Ceti și o serie de obiecte înrudite. Numărul de variabile eruptive deschise depășește 2000.
Stelele pulsatoare și eruptive sunt numite stele fizice variabile, deoarece modificările luminozității lor aparente sunt cauzate de procesele fizice care au loc pe ele. Acest lucru schimbă temperatura, culoarea și, uneori, dimensiunea stelei.
Să luăm în considerare mai detaliat cele mai interesante tipuri de stele fizice variabile. De exemplu, Cefeidele. Sunt un tip foarte comun și foarte important de stele fizice variabile. Au trăsăturile stelei d Cepheus. Luciul său se schimbă constant. Modificările se repetă la fiecare 5 zile și 8 ore. Luciul crește mai repede decât scade după maxim. d Cepheus este o stea variabilă periodică. Observațiile spectrale arată modificări ale vitezelor radiale și ale tipului spectral. Se schimbă și culoarea stelei. Aceasta înseamnă că în stea au loc schimbări profunde de natură generală, a căror cauză este pulsația straturilor exterioare ale stelei. Cefeidele sunt stele nestaționare. Există o compresie și o expansiune alternativă sub acțiunea a două forțe opuse: forța de atracție spre centrul stelei și forța presiunii gazului, împingând substanța spre exterior. O caracteristică foarte importantă a Cefeidelor este perioada. Pentru fiecare stea dată, este constantă cu mare precizie. Cefeidele sunt stele gigantice și supergiganți cu luminozitate ridicată.
Principalul lucru este că există o relație între luminozitate și perioada în Cefeide: cu cât perioada de luminozitate a Cefeidei este mai lungă, cu atât luminozitatea sa este mai mare. Astfel, în funcție de perioada cunoscută din observații, se poate determina luminozitatea sau magnitudinea absolută, iar apoi distanța până la Cefeid. Probabil, multe stele au fost Cefeide de ceva timp în timpul vieții lor. Prin urmare, studiul lor este foarte important pentru înțelegerea evoluției stelelor. În plus, ele ajută la determinarea distanței față de alte galaxii, unde sunt vizibile datorită luminozității lor ridicate. Cefeidele ajută, de asemenea, la determinarea dimensiunii și formei galaxiei noastre.
Un alt tip de variabilă regulată este Mira, o stea variabilă cu perioadă lungă numită după steaua Mira (despre Ceti). Fiind uriașe ca volum, depășind volumul Soarelui de milioane și zeci de milioane de ori, aceste giganți roșii din clasa spectrală M pulsează foarte lent, cu perioade de la 80 la 1000 de zile. Modificarea luminozității razelor vizuale pentru diferiți reprezentanți ai acestui tip de stele are loc de la 10 la 2500 de ori. Cu toate acestea, energia totală radiată se modifică doar de 2-2,5 ori. Razele stelelor fluctuează în jurul valorilor medii în intervalul 5-10%, iar curbele de lumină sunt similare cu cele cefeide.
După cum sa menționat deja, nu toate stelele fizice variabile prezintă schimbări periodice. Se știe că multe stele sunt clasificate ca variabile semi-regulate sau neregulate. În astfel de stele, este dificil, dacă nu imposibil, să observi regularități în schimbarea luminozității.
Să luăm acum în considerare a treia clasă de stele variabile - variabile eclipsante. Acestea sunt sisteme binare, al căror plan orbital este paralel cu linia de vedere. Când stelele se mișcă în jurul unui centru de greutate comun, ele se eclipsează alternativ, ceea ce provoacă fluctuații ale luminozității lor. În afara eclipselor, lumina ambelor componente ajunge la observator, iar în timpul unei eclipse, lumina este atenuată de componenta eclipsă. În sistemele apropiate, modificările luminozității totale pot fi cauzate și de distorsiuni ale formei stelelor. Perioadele de eclipsare a stelelor variază de la câteva ore la zeci de ani.
Există trei tipuri principale de stele variabile care se eclipsează. Primul este stelele variabile de tip Algol (b Perseus). Componentele acestor stele sunt de formă sferică, dimensiunea stelei însoțitoare fiind mai mare și luminozitatea mai mică decât a stelei principale. Ambele componente sunt fie albe, fie steaua principală este albă, iar steaua însoțitoare este galbenă. Atâta timp cât nu există o eclipsă, luminozitatea stelei este practic constantă. Când steaua principală este eclipsată, luminozitatea scade brusc (minimul principal), iar când satelitul intră în steaua principală, scăderea luminozității este nesemnificativă (minimul secundar) sau nu se observă deloc. Din analiza curbei luminii se pot calcula razele și luminozitățile componentelor.
Al doilea tip de stele variabile care eclipsează sunt stele b Lyrae. Luminozitatea lor se schimbă continuu și fără probleme în aproximativ două magnitudini. Între scăderile majore, este probabil să apară o scădere secundară mai mică. Perioadele de variabilitate sunt de la o jumătate de zi la câteva zile. Componentele acestor stele sunt giganți masivi alb-albăstrui și alb de tipuri spectrale B și A. Datorită masei lor semnificative și a proximității relative una de cealaltă, ambele componente sunt supuse unor puternice efecte de maree, în urma cărora au dobândit un elipsoid. formă. În vapori atât de apropiați, atmosferele stelare se pătrund unele în altele și există un schimb continuu de materie, din care o parte merge în spațiul interstelar.
Al treilea tip de stele binare care se eclipsează sunt stele care sunt numite stele Ursa Major W după această stea, a cărei perioadă de variabilitate (și revoluție) este de numai 8 ore. Este greu de imaginat viteza colosală cu care orbitează componentele uriașe ale acestei stele. Clasele spectrale ale acestor stele sunt F și G.
Există, de asemenea, o mică clasă separată de stele variabile - stele magnetice. Pe lângă un câmp magnetic ridicat, au neomogenități puternice în caracteristicile suprafeței lor. Astfel de neomogenități în timpul rotației stelei duc la o schimbare a luminozității.
Pentru aproximativ 20.000 de stele, clasa de variabilitate nu a fost determinată.
Studiul stelelor variabile este de mare importanță. Stelele variabile ajută la determinarea vârstei sistemelor stelare în care sunt situate și tipul populației lor stelare; distanțe până la părți îndepărtate ale galaxiei noastre, precum și către alte galaxii. Observațiile moderne au arătat că unele binare variabile sunt sursa de raze X.
Stele care curg din gaz
În colecția de spectre stelare, este posibil să se urmărească o tranziție continuă de la spectre cu linii subțiri individuale la spectre care conțin benzi individuale neobișnuit de largi împreună cu linii întunecate și chiar fără ele.
Stelele care, conform liniilor lor spectrale, ar putea fi atribuite stelelor din clasa spectrală O, dar au benzi largi luminoase în spectru, se numesc stele Wolf-Rayet – după doi oameni de știință francezi care le-au descoperit și descris în ultimul secol. Abia acum a fost posibil să se dezvăluie natura acestor stele.
Vedetele acestei clase sunt cele mai tari dintre toate cunoscute. Temperatura lor este de 40-100 de mii de grade.
Aceste temperaturi extraordinare sunt însoțite de o radiație atât de puternică a unui flux de raze ultraviolete, încât atomii de hidrogen, heliu și la temperaturi foarte ridicate și atomii altor elemente, aparent incapabili să reziste presiunii luminii de dedesubt, zboară în sus cu mare viteză. viteză. Viteza mișcării lor sub influența presiunii ușoare este atât de mare încât atracția stelei nu le poate menține. Într-un flux continuu, ei se desprind de suprafața stelei și, aproape deloc opriți, se repezi în spațiul lumii, formând un fel de ploaie atomică, dar îndreptată nu în jos, ci în sus. Într-o asemenea ploaie, toată viața de pe planete ar fi arsă dacă ar fi înconjurate de aceste stele.
O ploaie continuă de atomi care scapă de pe suprafața stelei formează o atmosferă continuă în jurul acesteia, dar care se împrăștie continuu în spațiu.
Cât timp poate expira o stea Wolf-Rayet în gaz? Într-un an, steaua Wolf-Rayet emite o masă de gaz egală cu o zecime sau o sută de miimi din masa Soarelui. Masa stelelor Wolf-Rayet este, în medie, de zece ori masa Soarelui. Expulzând gazul într-un asemenea ritm, steaua Wolf-Rayet nu poate exista mai mult de 10 4 -10 5 ani, după care nu va mai rămâne nimic din ea. Indiferent de acest lucru, există dovezi că, în realitate, stelele într-o stare similară există de cel mult zece mii de ani, mai degrabă chiar mai puțin. Probabil, cu o scădere a masei lor până la o anumită valoare, temperatura lor scade, iar ejecția atomilor se oprește. În prezent, doar aproximativ o sută de astfel de stele care se autodistrug sunt cunoscute pe întreg cerul. Probabil că doar câteva dintre cele mai masive stele ating temperaturi atât de ridicate în dezvoltarea lor când începe pierderea de gaze. Poate că, eliberându-se astfel de excesul de masă, steaua își poate continua dezvoltarea normală, „sănătoasă”.
Majoritatea stelelor Wolf-Rayet sunt binare spectroscopice foarte apropiate. Partenerul lor dintr-o pereche se dovedește întotdeauna a fi și o clasă masivă și fierbinte O sau B. Multe dintre aceste stele sunt binare eclipsante. Stelele gazoase, deși rare, au îmbogățit conceptul de stele în general.
Stele noi
Stelele sunt numite noi dacă luminozitatea lor crește brusc de sute, mii, chiar milioane de ori. După ce a atins cea mai mare luminozitate, noua stea începe să se stingă și revine la o stare calmă. Cu cât izbucnirea unei noi stele este mai puternică, cu atât luminozitatea acesteia scade mai repede. În ceea ce privește rata de scădere a luminozității, stelele noi sunt clasificate fie ca „rapide” fie „lente”.
Toate stelele noi ejectează gaz în timpul unei explozii, care se împrăștie la viteze mari. Cea mai mare masă de gaz ejectată de stele noi în timpul unei izbucniri este conținută în învelișul principal. Acest plic este vizibil la zeci de ani de la izbucnirea în jurul altor stele sub forma unei nebuloase.
Toate cele noi sunt stele duble. În acest caz, perechea este formată întotdeauna dintr-o pitică albă și o stea normală. Deoarece stelele sunt foarte aproape una de cealaltă, există un flux de gaz de la suprafața unei stele normale la suprafața unei pitice albe. Există o ipoteză pentru noi focare. Focarul are loc ca urmare a unei accelerări puternice a reacțiilor termonucleare de ardere a hidrogenului pe suprafața unei pitice albe. Hidrogenul intră în pitica albă de la o stea normală. „Combustibilul” termonuclear se acumulează și explodează după ce atinge o anumită valoare critică. Flash-urile pot fi repetate. Intervalul dintre ele este de la 10.000 la 1.000.000 de ani.
Cele mai apropiate rude ale novelor sunt novale pitice. Izbucnirile lor sunt de mii de ori mai slabe decât izbucnirile de noi stele, dar apar de mii de ori mai des. În aparență, stele noi și nova pitică în stare de repaus nu diferă unele de altele. Și încă nu se știe ce motive fizice duc la o activitate explozivă atât de diferită a acestor stele similare în exterior.
Supernove
Supernovele sunt cele mai strălucitoare stele care apar pe cer ca urmare a erupțiilor stelare. Un focar de supernovă este un eveniment catastrofal din viața unei stele, deoarece aceasta nu mai poate reveni la starea inițială. La luminozitatea sa maximă, strălucește ca câteva miliarde de stele precum Soarele. Energia totală eliberată în timpul erupției este comparabilă cu energia emisă de Soare în timpul existenței sale (5 miliarde de ani). Energia se disipă pentru a accelera materia: se împrăștie în toate direcțiile la viteze extraordinare (până la 20.000 km/s). Rămășițele de supernova sunt acum observate ca nebuloase în expansiune cu proprietăți neobișnuite (Nebuloasa Crab). Energia lor este egală cu energia exploziei unei supernove. După o explozie, o stea neutronică sau un pulsar rămâne în locul unei supernove.
Până acum, mecanismul exploziilor supernovei nu este complet clar. Cel mai probabil, o astfel de catastrofă stelară este posibilă doar la sfârșitul „calei vieții” unei stele. Cel mai probabil sunt următoarele surse de energie: energia gravitațională eliberată în timpul contracției catastrofale a stelei. Exploziile supernovei au consecințe importante pentru Galaxie. Materia stelei, împrăștiată după izbucnire, poartă energia care alimentează energia mișcării gazului interstelar. Această substanță conține compuși chimici noi. Într-un fel, toată viața de pe Pământ își datorează existența supernovelor. Fără ele, compoziția chimică a materiei din galaxii ar fi foarte rară.
Stele duble
Stelele binare sunt perechi de stele legate într-un singur sistem de forțele gravitaționale. Componentele unor astfel de sisteme își descriu orbitele în jurul unui centru de masă comun. Există stele triple, cvadruple; se numesc stele multiple.
Sistemele în care componentele pot fi văzute printr-un telescop sunt numite binare vizuale. Dar uneori ele sunt localizate doar aleatoriu în aceeași direcție pentru observatorul terestru. În spațiu, ele sunt separate de distanțe mari. Acestea sunt binare optice.
Un alt tip de binare este alcătuit din acele stele care, la mișcare, se blochează alternativ reciproc. Acestea sunt stele binare care se eclipsează.
Stelele cu aceeași mișcare proprie (în absența altor semne de dualitate) sunt și ele binare. Acestea sunt așa-numitele perechi largi. Cu ajutorul fotometriei fotoelectrice multicolore, pot fi detectate stele binare care nu se manifestă altfel. Sunt binare fotomerice.
Stelele cu sateliți invizibili pot fi, de asemenea, clasificate drept binari.
Binarele spectroscopice sunt stele a căror dualitate este dezvăluită doar prin studierea spectrelor lor.
Grupuri de stele
Acestea sunt grupuri de stele legate prin gravitație și origine comună. Ele numără de la câteva zeci la sute de mii de stele. Distinge între clustere deschise și globulare. Diferența dintre ele este determinată de masa și vârsta acestor formațiuni.
Grupurile de stele deschise unesc zeci și sute, rareori mii de stele. Dimensiunile lor sunt de obicei mai multe parsecs. Concentrează-te spre planul ecuatorial al galaxiei. Există mai mult de 1000 de clustere cunoscute în Galaxia noastră.
Grupurile de stele globulare numără sute de mii de stele, au o formă clară sferică sau elipsoidală, cu o concentrație puternică de stele spre centru. Toate clusterele globulare sunt situate departe de Soare. Există 130 de clustere globulare cunoscute în galaxie și ar trebui să fie aproximativ 500.
Grupurile globulare par să se fi format din nori uriași de gaz la începutul formării Galaxiei, păstrându-și orbitele alungite. Formarea clusterelor deschise a început mai târziu din gazul care s-a „așezat” spre planul galactic. În cei mai denși nori de gaz, formarea de grupuri deschise și asocieri continuă până în prezent. Prin urmare, vârsta clusterelor deschise nu este aceeași, în timp ce vârsta clusterelor globulare mari este aproximativ aceeași și este aproape de vârsta galaxiei.
Asociații de vedete
Acestea sunt grupuri împrăștiate de stele de tipuri spectrale O și B și de tip T. Taur. Prin caracteristicile lor, asocierile stelare sunt asemănătoare cu clusterele mari deschise, foarte tinere, dar se deosebesc de acestea, aparent, într-un grad mai mic de concentrare spre centru. În alte galaxii există complexe de stele tinere fierbinți asociate cu nori giganți de hidrogen ionizați de radiațiile lor - superasocieri.
Ce hrănește stelele?
Cum cheltuiesc stelele cantități atât de monstruoase de energie? Diferite ipoteze au fost înaintate în momente diferite. Deci, se credea că energia Soarelui este susținută de căderea meteoriților pe el. Dar ar trebui să existe o mulțime de ele pe Soare, ceea ce i-ar crește considerabil masa. Energia Soarelui ar putea fi completată datorită contracției sale. Cu toate acestea, dacă Soarele ar fi odată infinit de mare, atunci și în acest caz, compresia lui până la dimensiunea sa actuală ar fi suficientă pentru a menține energia pentru doar 20 de milioane de ani. Între timp, s-a dovedit că scoarța terestră există și este iluminată de Soare mult mai mult timp.
În cele din urmă, fizica nucleului atomic a indicat sursa energiei stelare, ceea ce este în bună concordanță cu datele astrofizicii și, în special, cu concluzia că cea mai mare parte a masei stelei este hidrogen.
Teoria reacțiilor nucleare a condus la concluzia că sursa de energie în majoritatea stelelor, inclusiv în Soare, este formarea continuă a atomilor de heliu din atomii de hidrogen.
Când tot hidrogenul a fost transformat în heliu, steaua poate încă exista transformând heliul în elemente mai grele, până la și inclusiv fier.
Structura internă a stelelor
Considerăm o stea ca un corp supus acțiunii diferitelor forțe. Forța gravitației tinde să tragă materia stelei spre centru, în timp ce presiunile de gaz și ușoare direcționate din interior tind să o împingă departe de centru. Deoarece steaua există ca un corp stabil, atunci, prin urmare, există un fel de echilibru între forțele aflate în conflict. Pentru aceasta, temperatura diferitelor straturi din stea ar trebui setată astfel încât în fiecare strat fluxul de energie spre exterior să conducă la suprafață toată energia care a apărut sub el. Energia este generată într-un mic nucleu central. Pentru perioada inițială a vieții unei stele, compresia acesteia este o sursă de energie. Dar numai până când temperatura crește atât de mult încât încep reacțiile nucleare.
Formarea stelelor și galaxiilor
Materia din Univers este în continuă dezvoltare, în cele mai diverse forme și stări. Întrucât formele de existență ale materiei se schimbă, atunci, în consecință, obiectele diverse și diverse nu ar fi putut să apară toate în același timp, ci s-au format în epoci diferite și, prin urmare, au propria lor vârstă determinată, socotită de la începutul originii lor.
Bazele științifice ale cosmogoniei au fost puse de Newton, care a arătat că materia din spațiu sub influența propriei gravitații este împărțită în bucăți care se micșorează. Teoria formării aglomerărilor de materie din care se formează stelele a fost dezvoltată în 1902 de către astrofizicianul englez J. Jins. Această teorie explică și originea galaxiilor. Într-un mediu inițial omogen, cu temperatură și densitate constante, poate apărea compactarea. Dacă forța de gravitație reciprocă în el depășește forța presiunii gazului, atunci mediul se va contracta, iar dacă presiunea gazului predomină, atunci substanța se va disipa în spațiu.
Se crede că vârsta Metagalaxiei este de 13-15 miliarde de ani. Această vârstă nu contrazice estimările vârstei celor mai vechi stele și a clusterelor de stele globulare din galaxia noastră.
Evoluția stelelor
Condensările care au apărut în mediul gaz-praf al Galaxiei și continuă să se contracte sub acțiunea propriei gravitații se numesc protostele. Pe măsură ce se contractă, densitatea și temperatura protostelei cresc și începe să emită radiații infraroșii abundente. Durata comprimării protostelelor este diferită: cu o masă mai mică decât masa solară - sute de milioane de ani, iar pentru cele masive - doar sute de mii de ani. Când temperatura din interiorul protostelei crește la câteva milioane de Kelvin, în ele încep reacțiile termonucleare de conversie a hidrogenului în heliu. În același timp, se eliberează o energie uriașă, care împiedică comprimarea ulterioară și încălzește substanța până la autoluminiscență - protostea se transformă într-o stea obișnuită. Deci, etapa de compresie este înlocuită cu o etapă staționară, însoțită de o „ardere” treptată a hidrogenului. În stadiul staționar, o stea își petrece cea mai mare parte a vieții. În această etapă de evoluție sunt situate stelele, care sunt situate pe secvența principală „spectru-luminozitate”. Timpul petrecut de o stea pe secvența principală este proporțional cu masa stelei, deoarece furnizarea de combustibil nuclear depinde de aceasta și este invers proporțional cu luminozitatea, care determină rata de consum a combustibilului nuclear.
Când tot hidrogenul din regiunea centrală a fost transformat în heliu, în interiorul stelei se va forma un miez de heliu. Acum hidrogenul se va transforma în heliu nu în centrul stelei, ci într-un strat adiacent miezului de heliu foarte fierbinte. Atâta timp cât nu există surse de energie în interiorul miezului de heliu, acesta se va micșora constant și, în același timp, se va încălzi și mai mult. Comprimarea nucleului duce la o eliberare mai rapidă a energiei nucleare într-un strat subțire lângă limita nucleului. În stelele mai masive, temperatura nucleului în timpul compresiei crește peste 80 de milioane Kelvin, iar în el încep reacțiile termonucleare de transformare a heliului în carbon și apoi în alte elemente chimice mai grele. Energia care iese din nucleu și din împrejurimile acestuia determină o creștere a presiunii gazului, sub influența căreia fotosfera se extinde. Energia care vine în fotosferă din interiorul stelei se răspândește acum pe o zonă mai mare decât înainte. Ca urmare, temperatura fotosferei scade. Steaua părăsește secvența principală, transformându-se treptat într-o gigantă roșie sau supergigant în funcție de masa sa și devine o stea veche. Trecând de stadiul unei supergigante galbene, o stea se poate dovedi a fi o stea pulsantă, adică o stea variabilă fizică și rămâne așa în stadiul unei giganți roșii. Învelișul umflat al unei stele de masă mică este deja slab atras de miez și, îndepărtându-se treptat de acesta, formează o nebuloasă planetară. După împrăștierea finală a plicului, rămâne doar miezul fierbinte al stelei - o pitică albă.
Stele mai masive au o soartă diferită. Dacă masa unei stele este aproximativ de două ori mai mare decât masa Soarelui, atunci astfel de stele își pierd stabilitatea în ultimele etape ale evoluției. În special, ele pot exploda ca supernove și apoi se pot micșora catastrofal la dimensiunea unor bile cu o rază de câțiva kilometri, adică se pot transforma în stele neutronice.
O stea, a cărei masă este mai mult de două ori mai mare decât masa Soarelui, și-a pierdut echilibrul și a început să se micșoreze, fie se va transforma într-o stea neutronică, fie nu va putea atinge deloc o stare stabilă. În procesul de compresie nelimitată, este probabil capabil să se transforme într-o gaură neagră.
Pitici albi
Piticele albe sunt stele neobișnuite, foarte mici, dense, cu temperaturi ridicate la suprafață. Principala trăsătură distinctivă a structurii interne a piticelor albe este că au densități uriașe în comparație cu stelele normale. Datorită densității enorme, gazul din intestinele piticilor albi este într-o stare neobișnuită - degenerat. Proprietățile unui astfel de gaz degenerat nu sunt deloc asemănătoare cu cele ale gazelor obișnuite. Presiunea sa, de exemplu, este practic independentă de temperatură. Stabilitatea piticii albe este susținută de faptul că presiunea gazului degenerat din interiorul său este opusă forței gravitaționale uriașe care o strânge.
Piticele albe se află în stadiul final al evoluției stelelor de mase nu foarte mari. Nu mai există surse nucleare în stea și strălucește foarte mult timp, răcindu-se încet. Piticile albe sunt stabile dacă masa lor nu depășește de aproximativ 1,4 ori masa Soarelui.
Stele neutronice
Stelele neutronice sunt corpuri cerești foarte mici, superdense. Diametrul lor nu depășește, în medie, câteva zeci de kilometri. Stelele neutronice se formează după epuizarea surselor de energie termonucleară din interiorul unei stele obișnuite, dacă masa acesteia depășește până în acest moment 1,4 mase solare. Deoarece nu există o sursă de energie termonucleară, echilibrul stabil al stelei devine imposibil și începe o contracție catastrofală a stelei spre centru - colapsul gravitațional. Dacă masa inițială a stelei nu depășește o anumită valoare critică, atunci colapsul în părțile centrale se oprește și se formează o stea neutronică fierbinte. Procesul de colaps durează o fracțiune de secundă. Poate fi urmată fie de scurgerea învelișului stelar rămas pe o stea neutronică fierbinte cu emisie de neutrini, fie de ejectarea învelișului din cauza energiei termonucleare a materiei „nearse” sau a energiei de rotație. O astfel de ejecție are loc foarte repede și de pe Pământ arată ca o explozie de supernovă. Stele cu neutroni observați - pulsarii sunt adesea asociați cu rămășițele de supernova. Dacă masa unei stele neutronice depășește 3-5 mase solare, echilibrul ei va deveni imposibil, iar o astfel de stea va fi o gaură neagră. Caracteristicile foarte importante ale stelelor neutronice sunt rotația și câmpul magnetic. Câmpul magnetic poate fi de miliarde și trilioane de ori mai puternic decât câmpul magnetic al pământului.
Pulsari
Pulsarii sunt surse de radiații electromagnetice care se modifică strict periodic: de la fracțiuni de secundă la câteva minute. Primii pulsari au fost descoperiți în 1968. ca surse slabe de emisie radio pulsată. Ulterior, au fost descoperite surse periodice de radiații cu raze X - așa-numitele pulsari cu raze X, ale căror proprietăți ale radiației diferă semnificativ de proprietățile pulsarilor radio.
Natura pulsarilor nu a fost încă dezvăluită pe deplin. Oamenii de știință cred că pulsarii învârt stele neutronice cu câmpuri magnetice puternice. Datorită câmpului magnetic, radiația pulsarului este similară cu fasciculul unui reflector. Când, din cauza rotației unei stele neutronice, un fascicul lovește antena unui radiotelescop, vedem explozii de radiație. Perturbațiile periodice observate la unii pulsari confirmă predicțiile privind prezența unei cruste solide și a unui nucleu superfluid în stelele neutronice (întrerupțiile de perioadă apar atunci când crusta solidă se rupe - „cutremurele stelare”).
Majoritatea pulsarilor se formează în exploziile supernovei. Acest lucru a fost dovedit, cel puțin pentru pulsarul din centrul Nebuloasei Crabului, care prezintă și emisii impulsive în domeniul optic.
Găuri negre
Unele dintre cele mai interesante și misterioase obiecte din Univers sunt găurile negre. Oamenii de știință au stabilit că găurile negre trebuie să apară ca urmare a unei compresii foarte puternice a oricărei mase, în care câmpul gravitațional crește atât de puternic încât nu eliberează lumină sau alte radiații, semnale sau corpuri.
Pentru a depăși gravitația și a scăpa din gaura neagră, ar fi nevoie de o a doua viteză cosmică, o viteză mai mare a luminii. Conform teoriei relativității, niciun corp nu poate dezvolta o viteză mai mare decât viteza luminii. De aceea, nimic nu poate zbura dintr-o gaură neagră, nicio informație nu poate ieși. După ce orice corp, orice substanță sau radiație cad sub influența gravitației într-o gaură neagră, observatorul nu va ști niciodată ce sa întâmplat cu ei în viitor. În apropierea găurilor negre, potrivit oamenilor de știință, proprietățile spațiului și timpului ar trebui să se schimbe dramatic.
Oamenii de știință cred că găurile negre pot apărea la sfârșitul evoluției stelelor destul de masive.
Efectele care apar atunci când materia înconjurătoare cade în câmpul unei găuri negre sunt cele mai pronunțate atunci când gaura neagră face parte dintr-un sistem stelar binar, în care o stea este o gigantă strălucitoare, iar a doua componentă este o gaură neagră. În acest caz, gazul din învelișul stelei gigantice curge în gaura neagră, se răsucește în jurul acesteia, formând un disc. Straturile de gaz din disc se freacă unele de altele, se apropie încet de gaura neagră de-a lungul orbitelor spiralate și în cele din urmă cad în ea. Dar chiar înainte de această toamnă, la marginea găurii negre, gazul este încălzit prin frecare la o temperatură de milioane de grade și radiază în intervalul de raze X. Din această radiație, astronomii încearcă să detecteze găurile negre în sistemele stelare binare.
Este posibil ca găuri negre foarte masive să apară în centrele clusterelor compacte de stele, în centrele galaxiilor și quasarurilor.
De asemenea, este posibil ca găurile negre să fi apărut în trecutul îndepărtat, chiar la începutul expansiunii Universului. În acest caz, este posibilă formarea unor găuri negre foarte mici, cu o masă mult mai mică decât masa corpurilor cerești.
Această concluzie este deosebit de interesantă deoarece în apropierea unor astfel de găuri negre mici câmpul gravitațional poate induce procese cuantice specifice de „creare” a particulelor din vid. Odată cu fluxul acestor particule în curs de dezvoltare, mici găuri negre din univers pot fi detectate.
Procesele cuantice de producere a particulelor duc la o scădere lentă a masei găurilor negre, la „evaporarea” acestora.
Bibliografie
Astrofizică, ed. Dagaeva M.M. și Charugina V.M.
Vorontsov-Velyaminov B.A. Eseuri despre Univers. M.: 1980
Meyer M.V. Univers. S.-P.: 1909
Manual de astronomie pentru clasa a 11-a. M.: 1994
Frolov V.P. Introducere în fizica găurilor negre.
Dicţionar enciclopedic al tânărului astronom.
Nu există nicio persoană care să nu fi admirat niciodată stelele, uitându-se spre cerul scânteietor al nopții. Le poți admira pentru totdeauna, sunt misterioase și atractive. În acest thread, veți face cunoștință cu fapte neobișnuite despre stele și veți învăța o mulțime de lucruri noi.
Știați că majoritatea stelelor pe care le vedeți noaptea sunt stele duble? Două stele se întorc una pe cealaltă, creând un punct de gravitație, sau o stea mai mică orbitează o „stea principală” mare. Uneori, aceste stele majore atrag materie din cele mai mici pe măsură ce se apropie una de cealaltă. Există o limită a masei pe care o planetă o poate suporta fără a provoca o reacție nucleară. Dacă Jupiter ar fi fost mare, s-ar fi putut transforma într-o pitică maro, un fel de jumătate de stea, cu multe luni în urmă. 
Asemenea procese apar adesea în alte sisteme solare, așa cum demonstrează lipsa planetelor din acestea. Cea mai mare parte a materiei care se află în câmpul gravitațional al stelei principale se adună într-un singur loc, formând în cele din urmă o nouă stea și un sistem binar. Pot exista mai mult de două stele într-un sistem, dar totuși sistemele de numere binare sunt mai răspândite.
Pitici albi, așa-numitele „stele moarte”. După o fază roșie gigantică, propria noastră stea, Soarele, va deveni și o pitică albă. Piticile albe au raza unei planete (ca Pământul, nu ca Jupiter), dar densitatea unei stele. O astfel de greutate specifică este posibilă datorită separării electronilor de nucleele atomice care îi înconjoară. Ca urmare, cantitatea de spațiu pe care o ocupă acești atomi crește și se creează o masă mare cu o rază mică 
Dacă ai putea ține nucleul unui atom în mână, atunci electronul s-ar înconjura în jurul tău la o distanță de 100 de metri sau mai mult. În cazul degenerării electronice, acest spațiu rămâne liber. Drept urmare, pitica albă se răcește și nu mai emite lumină. Aceste corpuri masive nu pot fi văzute și nimeni nu știe câte sunt în univers.
Dacă steaua este suficient de mare pentru a evita faza finală de pitică albă, dar prea mică pentru a evita să devină o gaură neagră, se va forma un tip exotic de stea cunoscut sub numele de stea neutronică. Procesul de formare a stelelor neutronice este oarecum similar cu piticele albe, în care și ele se degradează treptat - dar într-un mod diferit. Stelele neutronice se formează din materia în degradare numită neutron, când toți electronii și protonii încărcați pozitiv sunt eliminați și numai neutronii formează baza stelei. Densitatea unei stele neutronice este comparabilă cu cea a nucleelor unui atom.
Stelele cu neutroni pot avea o masă similară cu Soarele nostru sau puțin mai mare, dar raza lor este mai mică de 50 de kilometri: de obicei 10-20. O linguriță din acest neutron este de 900 de ori masa Marii Piramide de la Giza. Dacă ai observa o stea neutronică în mod direct, ai vedea ambii poli, deoarece o stea neutronică funcționează ca o lentilă gravitațională, curbând lumina în jurul ei din cauza gravitației puternice. Un caz special al unei stele neutronice este pulsarul. Pulsarii se pot învârti cu 700 de rotații pe secundă, emițând radiații intermitente - de unde și numele lor 
Eta Carinae este una dintre cele mai mari stele descoperite până acum. Este de 100 de ori mai greu decât Soarele nostru și are aproximativ aceeași rază. Eta Carinae poate străluci de un milion de ori mai strălucitor decât Soarele. De obicei, aceste stele hipermasive au o viață foarte scurtă, deoarece literalmente se ard, motiv pentru care sunt numite Supernova. Oamenii de știință cred că limita este de 120 de ori masa Soarelui - nicio stea nu mai poate cântări. 
Steaua Pistol este o hipergigantă ca Eta Carinae care nu are cum să se răcească. Steaua este atât de fierbinte încât abia este ținută împreună de gravitația sa. 
Drept urmare, steaua Pistol emite un așa-numit „vânt solar” (particule de înaltă energie care, de exemplu, creează Aurora Boreale). Strălucește de 10 miliarde de ori mai puternic decât Soarele nostru. Datorită nivelurilor masive de radiații, este imposibil să ne imaginăm că viața va exista vreodată în acest sistem stelar.
În acest thread, am expus cele mai interesante fapte despre vedetele pe care le-am putut găsi. Sper că te-a interesat
Timp de secole, oamenii au observat modele de stele pe cerul nopții. constelații.
Când studiau cerul înstelat, astronomii lumii antice au împărțit cerul în regiuni. Fiecare regiune a fost împărțită în grupuri de stele numite constelații.
Constelații- acestea sunt zone în care sfera cerească este împărțită pentru comoditatea orientării pe cerul înstelat. Tradus din latină, „constelație” înseamnă „un grup de stele”. Ele servesc drept repere grozave pentru a vă ajuta să găsiți stele. O constelație poate conține de la 10 la 150 de stele.
Sunt cunoscute un total de 88 de constelații. 47 sunt vechi, cunoscute de câteva milenii. Multe dintre ele poartă numele eroilor miturilor antice grecești, de exemplu Hercule, Hydra, Cassiopeia și acoperă regiunea cerului accesibilă observațiilor din sudul Europei. Cele 12 constelații sunt denumite în mod tradițional constelații zodiacale. Acestea sunt cunoscute: Săgetător, Capricorn, Vărsător, Pești, Berbec, Taur, Gemeni, Rac, Leu, Fecioară, Ves-sy și Scorpion. Restul constelațiilor moderne au fost introduse în secolele al XVII-lea și al XVIII-lea ca urmare a studiului cerului sudic.
A fost posibil să vă determinați locația găsind o anumită constelație pe cer într-un loc sau altul pe cer. Selectarea anumitor imagini în masa stelelor a ajutat la studiul cerului înstelat. Astronomii lumii antice au împărțit cerul în regiuni. Fiecare regiune a fost împărțită în grupuri de stele numite constelații.
Constelațiile sunt figuri imaginare pe care stelele le formează în firmament. Cerul nopții este o pânză presărată cu picturi cu puncte. Oamenii au găsit imagini pe cer din cele mai vechi timpuri.
Constelațiilor li s-au dat nume, s-au format legende și mituri despre ele. Diferite popoare au împărțit stelele în constelații în moduri diferite.
Unele dintre poveștile constelațiilor au fost extrem de bizare. Iată, de exemplu, ce imagine au văzut egiptenii antici în constelația din jurul găleții Carului Mare. Au văzut un taur, un bărbat zăcea lângă el, un bărbat a fost târât pe pământ de un hipopotam, care mergea pe două picioare și căra un crocodil în spate.
Oamenii au văzut pe cer ceea ce au vrut să vadă. Triburile de vânătoare au văzut imagini pline de stele ale animalelor sălbatice pe care le vânau. Navigatorii europeni au găsit constelații care seamănă cu o busolă. Într-adevăr, oamenii de știință cred că principala zonă de utilizare a constelațiilor a fost să învețe cum să navigheze pe mare în timp ce navighează.
Există o legendă care spune că soția faraonului egiptean Berenice (Veronica) și-a oferit părul luxos în dar zeiței Venus. Dar părul a fost furat din sălile lui Venus și a ajuns pe cer ca o constelație. Vara, constelația Părul Veronicăi poate fi văzută în emisfera nordică sub mânerul găleții Carului Mare.
Multe povești despre constelații își au originea în miturile grecești. Iată una dintre ele. Zeița Juno era geloasă pe soțul ei Jupiter, servitorul Callisto. Pentru a-l proteja pe Callisto, Jupiter a transformat-o într-un urs. Dar asta a creat o nouă problemă. Într-o zi, fiul lui Callisto a plecat la vânătoare și și-a văzut mama. Crezând că acesta este un urs obișnuit, a ridicat arcul și a țintit, Jupiter a intervenit și, pentru a preveni crima, l-a transformat pe tânăr într-un pui de urs mic. Așa se face că, potrivit mitului, pe cer au apărut un urs mare și un pui de urs mic. Acum aceste constelații se numesc Ursa Major și Ursa Minor.
Poziția stelelor unul față de celălalt este constantă, dar toate se învârt în jurul unui anumit punct. În emisfera nordică acest punct corespunde Steaua Polară... Dacă îndreptați o cameră pe un trepied fix către această stea și așteptați o oră, vă puteți asigura că fiecare dintre stele fotografiate are circumscris o parte a unui cerc.
Când privim cerul din emisfera nordică, Steaua Polară se află în centru, iar Ursa Mică este deasupra ei. Ursa Major este situată în stânga, între cele două Dippers Dragonul „stors”. Sub Ursa Mică, sub forma unui M inversat, se află constelația Cassiopeia.
În emisfera sudică nu există nicio stea centrală care ar putea servi drept punct de referință (axă) în jurul căruia, după cum ni se pare, toate stelele se învârt. Deasupra centrului este Crucea de Sud, iar deasupra lui, la rândul său, Centaurul, parcă îl înconjoară. Triunghiul de Sud este vizibil în stânga, iar dedesubt este Păunul. Chiar mai jos este constelația Tucan.
Deoarece Pământul se învârte în jurul Soarelui într-un an, poziția sa față de stele se schimbă constant. În fiecare noapte, cerul este ușor diferit de ceea ce a fost ieri. În emisfera nordică vara, Ursa Mică este vizibilă în centru, iar deasupra ei este vizibil Dragonul, parcă înconjurând-o, iar dedesubt, în dreapta, zigzagul Casiopeei, deasupra ei se află constelația Cepheus, pe stânga este Carul Mare.
Iarna, în emisfera nordică, o altă parte a cerului este vizibilă de pe Pământ. În dreapta, se observă una dintre cele mai frumoase constelații, Orion, iar în mijloc se află Centura lui Orion. Mai jos puteți vedea mica constelație a Iepurului. Dacă tragi o linie în jos de la Centura lui Orion, vei observa cea mai strălucitoare stea de pe cer, Sirius, care la latitudinile noastre nu se ridică niciodată sus deasupra liniei orizontului.
Se pare că stelele din constelații sunt aproape unele de altele, de fapt, aceasta este o iluzie.
Stelele constelațiilor se află la distanță de trilioane de kilometri. Dar stelele mai îndepărtate pot fi mai strălucitoare și pot arăta la fel ca stelele mai puțin strălucitoare. De pe Pământ, vedem constelațiile plate.
Stelele sunt ca oamenii, se nasc și mor. Sunt în continuă mișcare. Prin urmare, în timp, contururile constelațiilor se schimbă. Acum un milion de ani, actualul Big Dipper Bucket nu era ca o găleată, ci o suliță lungă. Poate că peste un milion de ani, oamenii vor trebui să vină cu noi nume pentru constelații, deoarece forma lor se va schimba, fără îndoială.
Poate că, undeva, există un sistem planetar cu care Soarele nostru arată ca o stea mică, o parte a unei constelații, în contururile căreia locuitorii unei planete îndepărtate văd silueta animalului lor exotic nativ.
ESEU
elevi din clasa a 4-a „B”.
MBOU SOSH # 3
lor. Ataman M.I. Platov
Golovacheva Lydia
Profesor de clasă:
Udovitchenko
Liudmila Nikolaevna
pe subiect:
„Stele și constelații”
1. Concept-constelații, tipuri de constelații.
2. Istoria numelor constelațiilor.
3. Hărți stelare.
Bibliografie:
1.Universul: o enciclopedie pentru copii / Per. cu fr. N. Klokovoi M .: Egmont Rusia LTD., 2001 /
Fapte interesante despre stele, dintre care unele s-ar putea să le știți deja, iar altele pot fi auzite pentru prima dată.
1. Soarele este cea mai apropiată stea.
Soarele, situat la numai 150 de milioane de km de Pământ, și după standardele spațiului este o stea medie. Este clasificat ca o secvență principală pitică galbenă G2. Acesta a transformat hidrogenul în heliu de 4,5 miliarde de ani și probabil va continua să facă acest lucru pentru încă 7 miliarde de ani. Când rămâne fără combustibil, va deveni o gigantă roșie, umflătura își va crește dimensiunea actuală de multe ori. Când se extinde, va înghiți Mercur, Venus și, posibil, chiar și Pământul.
2. Toate corpurile de iluminat sunt realizate din același material.
Nașterea sa începe într-un nor de hidrogen molecular rece, care începe să se contracte gravitațional. Când un nor se prăbușește și se fragmentează, multe dintre bucăți se vor forma în stele individuale. Materialul este colectat într-o minge, care continuă să se contracte sub influența propriei gravitații, până când temperatura din centru atinge o temperatură capabilă să aprindă fuziunea nucleară. Gazul original s-a format în timpul Big Bang și este format din 74% hidrogen și 25% heliu. În timp, ei transformă o parte din hidrogen în heliu. Acesta este motivul pentru care Soarele nostru are o compoziție de 70% hidrogen și 29% heliu. Dar inițial sunt compuse din 3/4 hidrogen și 1/4 heliu, cu impurități ale altor oligoelemente.
3. Vedeta este într-un echilibru perfect
Orice luminare, așa cum ar fi, este în conflict constant cu ei înșiși. Pe de o parte, întreaga masă prin gravitație o comprimă în mod constant. Dar gazul fierbinte exercită o presiune uriașă din centru spre exterior, împingându-l departe de colapsul gravitațional. Fuziunea nucleară, în nucleu, generează o cantitate extraordinară de energie. Fotonii călătoresc de la centru la suprafață în aproximativ 100.000 de ani înainte de a scăpa. Pe măsură ce steaua devine mai strălucitoare, se extinde și se transformă într-o gigantă roșie. Când fuziunea nucleară din centru se oprește, atunci nimic nu poate reține presiunea în creștere a straturilor de deasupra și se prăbușește, transformându-se într-o pitică albă, o stea neutronică sau o gaură neagră.
4. Majoritatea sunt pitici roșii
Dacă ar fi să le punem pe toate împreună și să le punem într-o grămadă, atunci cea mai mare grămadă ar fi cu siguranță cu pitici roșii. Au mai puțin de 50% din masa Soarelui, iar piticele roșii pot cântări chiar și 7,5%. Sub această masă, presiunea gravitațională nu va putea comprima gazul din centru pentru a iniția fuziunea nucleară. Se numesc pitice brune. Piticile roșii emit mai puțin de 1/10.000 din energia Soarelui și pot arde timp de zeci de miliarde de ani.
5. Masa este egală cu temperatura și culoarea sa
Culoarea stelelor poate varia de la roșu la alb sau albastru. Roșul este cea mai rece culoare cu temperaturi mai mici de 3500 Kelvin. Lumina noastră este alb-gălbuie, cu o temperatură medie de aproximativ 6000 Kelvin. Cele mai fierbinți sunt albastre, cu temperaturi de suprafață de peste 12.000 Kelvin. Astfel, temperatura și culoarea sunt legate. Masa determină temperatura. Cu cât masa este mai mare, cu atât miezul va fi mai mare și va avea loc fuziunea nucleară mai activă. Aceasta înseamnă că mai multă energie ajunge la suprafața sa și îi crește temperatura. Dar există o excepție, aceștia sunt giganți roșii. O gigantă roșie tipică poate avea masa Soarelui nostru și poate fi o stea albă pe tot parcursul vieții. Dar pe măsură ce se apropie de sfârșitul vieții sale, crește și luminozitatea crește de 1000 de ori și pare nefiresc de strălucitor. Giganții albaștri sunt doar niște luminari mari, masivi și fierbinți.
6. Majoritatea sunt duble
Mulți se nasc în perechi. Acestea sunt stele binare, unde două stele orbitează în jurul unui centru de greutate comun. Există și alte sisteme cu 3, 4 și chiar mai mulți participanți. Gândiți-vă doar ce răsărituri frumoase pot fi văzute pe planetă într-un sistem de patru stele.
7. Mărimea celor mai mari sori este egală cu orbita lui Saturn
Să vorbim despre giganți roșii, sau mai exact, despre supergiganți roșii, față de care steaua noastră arată foarte mică. Supergianta roșie este Betelgeuse, în constelația Orion. Este de 20 de ori masa Soarelui și, în același timp, de 1000 de ori mai mult. Cea mai mare stea cunoscută este VY Canis Major. Este de 1800 de ori mai mare decât Soarele nostru și s-ar potrivi pe orbita lui Saturn!
8. Cele mai masive corpuri de iluminat au o viață foarte scurtă
După cum am menționat mai sus, masa mică a unei pitici roșii poate dura zeci de miliarde de ani de ardere înainte de a rămâne fără combustibil. Reversul este valabil și pentru cele mai masive pe care le cunoaștem. Luminile gigantice pot avea masa de 150 de ori mai mare a Soarelui și emit o cantitate imensă de energie. De exemplu, una dintre cele mai masive stele pe care le cunoaștem este Eta Carinae, situată la aproximativ 8000 de ani lumină de Pământ. Emite de 4 milioane de ori mai multă energie decât Soarele. În timp ce Soarele nostru poate arde combustibil în siguranță pentru miliarde de ani, Eta Carinae poate străluci doar câteva milioane de ani. Iar astronomii se așteaptă ca Eta Carinae să explodeze în orice moment. Când se stinge, va deveni cel mai strălucitor obiect de pe cer.
9. Există un număr mare de stele
Câte stele sunt în Calea Lactee? S-ar putea să fii surprins să afli că există aproximativ 200-400 de miliarde de bucăți în galaxia noastră. Fiecare poate avea planete, iar pe unele, viața este posibilă. Există aproximativ 500 de miliarde de galaxii în univers, fiecare dintre acestea putând avea la fel de multe sau chiar mai multe decât Calea Lactee. Înmulțiți aceste două numere împreună și veți vedea câte sunt aproximativ.
Soarele este singura stea din sistemul solar; toate planetele sistemului, precum și sateliții lor și alte obiecte, până la praful cosmic, se mișcă în jurul lui. Dacă comparăm masa Soarelui cu masa întregului sistem solar, atunci aceasta va fi de aproximativ 99,866 la sută.
Soarele este una dintre cele 100.000.000.000 de stele din galaxia noastră și ocupă locul patru ca mărime printre ele. Cea mai apropiată stea de Soare, Proxima Centauri, se află la patru ani lumină de Pământ. De la Soare la planeta Pământ 149,6 milioane km, lumina de la stea ajunge în opt minute. Steaua este situată la o distanță de 26 de mii de ani lumină de centrul Căii Lactee, în timp ce se rotește în jurul ei cu o viteză de 1 revoluție în 200 de milioane de ani.
Prezentare: Soare
Conform clasificării spectrale, steaua aparține tipului de „pitică galbenă”, conform estimărilor aproximative, vârsta sa este de puțin peste 4,5 miliarde de ani, se află la mijlocul ciclului său de viață.
Soarele, care este 92% hidrogen și 7% heliu, are o structură foarte complexă. În centrul său se află un nucleu cu o rază de aproximativ 150.000-175.000 km, ceea ce reprezintă până la 25% din raza totală a stelei, în centrul său temperatura se apropie de 14.000.000 K.
Nucleul se rotește în jurul axei cu o viteză mare, iar această viteză este semnificativ mai mare decât indicatorii învelișurilor exterioare ale stelei. Aici are loc reacția de formare a heliului din patru protoni, în urma căreia se obține o cantitate mare de energie, care trece prin toate straturile și este emisă din fotosferă sub formă de energie cinetică și lumină. Deasupra nucleului există o zonă de transfer radiant, unde temperaturile sunt în intervalul 2-7 milioane K. Apoi există o zonă convectivă de aproximativ 200.000 km grosime, unde nu mai există re-radiere pentru transferul de energie, ci amestecarea de plasma. Pe suprafața stratului, temperatura este de aproximativ 5800 K.
Atmosfera Soarelui este formată din fotosferă, care formează suprafața vizibilă a stelei, cromosferă cu o grosime de aproximativ 2000 km și coroană, ultima înveliș solară exterioară, a cărei temperatură este în intervalul 1.000.000-20.000.000 K. Ionizat particulele, numite vântul solar, ies din partea exterioară a coroanei...
Când Soarele atinge o vârstă de aproximativ 7,5 - 8 miliarde de ani (adică după 4-5 miliarde de ani), steaua se va transforma într-o „gigant roșie”, învelișurile sale exterioare se vor extinde și vor ajunge pe orbita Pământului, împingând posibil planetă mai departe.
Sub influența temperaturilor ridicate, viața în înțelegerea de astăzi va deveni pur și simplu imposibilă. Soarele își va petrece ciclul final al vieții în starea de „pitică albă”.
Soarele este sursa vieții pe Pământ
Soarele este cea mai importantă sursă de căldură și energie, datorită căreia, cu ajutorul altor factori favorabili, există viață pe Pământ. Planeta noastră Pământ se rotește pe axa sa, așa că în fiecare zi, fiind pe partea însorită a planetei, putem urmări răsăritul și fenomenul uimitor de frumos apus, iar noaptea, când o parte a planetei cade în partea umbră, putem priviți stelele pe cerul nopții.
Soarele are un impact uriaș asupra vieții Pământului, participă la fotosinteză, ajută la formarea vitaminei D în corpul uman. Vântul solar provoacă furtuni geomagnetice și este pătrunderea lui în straturile atmosferei terestre care provoacă un fenomen natural atât de frumos precum aurora boreală, numită și lumini polare. Activitatea solară se schimbă în direcția scăderii sau creșterii aproximativ o dată la 11 ani.
De la începutul erei spațiale, cercetătorii au fost interesați de soare. Pentru observarea profesională se folosesc telescoape speciale cu două oglinzi, s-au dezvoltat programe internaționale, dar cele mai precise date pot fi obținute în afara straturilor atmosferei Pământului, prin urmare, cel mai adesea cercetările se desfășoară din sateliți, nave spațiale. Primele astfel de studii au fost efectuate în 1957 în mai multe intervale spectrale.
Astăzi, sateliții sunt lansați pe orbite, care sunt observatoare în miniatură, care oferă materiale foarte interesante pentru studiul stelei. Chiar și în anii primei explorări spațiale de către om, au fost dezvoltate și lansate mai multe nave spațiale menite să studieze Soarele. Primul dintre aceștia a fost o serie de sateliți americani, lansati în 1962. În 1976, a fost lansată nava spațială vest-germană Helios-2, care pentru prima dată în istorie s-a apropiat de stea la o distanță minimă de 0,29 UA. Totodată, a fost înregistrată apariția nucleelor ușoare de heliu în timpul erupțiilor solare, precum și unde de șoc magnetice care acoperă intervalul 100 Hz-2,2 kHz.
Un alt dispozitiv interesant este sonda solară Ulysses, lansată în 1990. Este lansat pe o orbită aproape solară și se mișcă perpendicular pe banda eclipticii. La opt ani de la lansare, dispozitivul și-a încheiat prima orbită în jurul Soarelui. El a înregistrat forma spirală a câmpului magnetic al luminii, precum și creșterea constantă a acestuia.
În 2018, NASA plănuiește să lanseze sonda Solar Probe +, care se va apropia de Soare cât mai aproape - 6 milioane de km (aceasta este de 7 ori mai mică decât distanța atinsă de Gelius-2) și va ocupa o orbită circulară. Este echipat cu un scut din fibra de carbon pentru a-l proteja de cele mai ridicate temperaturi.
