Розповідь про будь-яку зірку. Цікаві факти про зірок

Вступ

Протягом тисячоліть зірки були незбагненні для свідомості людини, але вони заворожували його. Тому наука про зірок - астрономія - це одна з найдавніших. Знадобилися тисячі років, щоб люди звільнилися від наївних уявлень про те, що зірки - це крапки, що світяться, прикріплені до величезного куполу. Втім, найбільші мислителі давнини розуміли, що зоряне небо з Сонцем та Місяцем – щось більше, ніж просто збільшена подоба планетарію. Вони здогадувалися, що планети та зірки є окремими тілами і вільно ширяють у Всесвіті. З початком космічної ери зірки стали нам ближчими. Ми дізнаємося про них дедалі більше. Але найдавніша наука про зірок, астрономія, не тільки не вичерпала себе, але, навпаки, стала ще цікавішою.

Зоряні величини

Однією з найважливіших характеристик є зіркова величина. Раніше вважали, що відстань до зірок однакова, і що зірка яскравіша, то вона більша. Найбільш яскраві зірки віднесли до зірок першої величини (1 m, від лат. Magnitido - величина), а ледь помітні неозброєним оком - до шостої (6 m). Нині ми знаємо, що зіркова величина характеризує не розміри зірки, та її блиск, тобто освітленість, яку зірка створює Землі.

Але шкала зоряних величин збереглася та уточнена. Блиск зірки 1 m більше блиску зірки 6 m рівно в 100 разів. Світила, блиск яких перевершує блиск зірок 1 m, мають нульові та негативні зоряні величини. Шкала продовжується і у бік зірок, не видимих ​​неозброєним оком. Є зірки 7 м, 8 м і так далі. Для більш точної оцінки використовують дробові зоряні величини 2,3 м, 7,1 м і так далі.

Так як зірки знаходяться від нас на різних відстанях, то їх видимі зіркові величини нічого не говорять про світимості (потужності випромінювання) зірок. Тому використовується ще поняття "абсолютна зоряна величина". Зоряні величини, які мали б зірки, якби вони були на однаковій відстані (10 пк), називаються абсолютними зірковими величинами (М).

Відстань до зірок

Для визначення відстаней до найближчих зірок застосовується метод паралаксу (величина кутового усунення предмета). Кут (p), під яким із зірки було б видно середній радіус земної орбіти (а), розташований перпендикулярно напрямку на зірку, називається річним паралаксом. Відстань до зірки можна обчислити за формулою

Відстань до зірки, що відповідає паралакс в 1? ? називається парсеком.

Однак річні паралакси можна визначити тільки у найближчих зірок, розташованих не далі за кілька сотень парсек. Але виявилася статистична залежність між видом спектра зірки та абсолютною зірковою величиною. Таким чином по виду спектра оцінюють абсолютні зіркові величини, а потім, порівнюючи їх з видимими зірковими величинами, обчислюють відстані до зірок і паралакси. Паралакси, визначені в такий спосіб, називаються спектральними паралаксами.

Світність

Одні зірки здаються нам яскравішими, інші слабшими. Але це ще не говорить про справжню потужність випромінювання зірок, оскільки вони знаходяться на різних відстанях. Таким чином, видима зоряна величина сама по собі не може бути характеристикою зірки, оскільки залежить від відстані. Справжньою характеристикою є світність, тобто повна енергія, яку випромінює зірка за одиницю часу. Світимості зірок вкрай різноманітні. В однієї із зірок-гігантів - S Золотої Риби - світність у 500000 разів більша за сонячну, а світність найслабших зірок-карликів приблизно в стільки ж разів менша.

Якщо відома абсолютна зіркова величина, то можна обчислити світність будь-якої зірки за формулою

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

де: L - світність зірки,

M - її абсолютна зоряна величина, а

Ма - абсолютна зоряна величина Сонця.

Маса зірок

Ще одна важлива характеристика зірки – її маса. Маси зірок різні, але, на відміну світимостей і розмірів, різні у порівняно вузьких межах. Основний метод визначення мас зірок дає дослідження подвійних зірок. На основі закону Всесвітнього тяжіння та законів Кеплера, узагальнених Ньютоном, було виведено формулу

М 1 +М 2 = - ,

де М 1 і М 2 - маси головної зірки та її супутника, Р - період звернення супутника, а - велика піввісь земної орбіти.

Також виявлено залежність між світністю та масою зірки: світність збільшується пропорційно кубу маси. Використовуючи цю залежність, можна за світністю визначити маси одиночних зірок, котрим неможливо обчислити масу безпосередньо з спостережень.

Спектральна класифікація

Спектри зірок - це їхні паспорти з описом усіх їхніх фізичних властивостей. По спектру зірки можна дізнатися її світність (а значить, і відстань до неї), її температуру, розмір, хімічний склад її атмосфери, як якісний, так і кількісний, швидкість її руху в просторі, швидкість її обертання навколо осі і навіть ні чи поблизу неї іншої, невидимої зірки, разом з якою вона звертається навколо їхнього загального центру тяжіння.

Існує детально розроблена класифікація зіркових класів (гарвардська). Класи позначені літерами, підкласи – цифрами від 0 до 9 після літери, що позначає клас. У класі Про підкласи починаються з О5. Послідовність спектральних класів відбиває безперервне падіння температури зірок у міру переходу до дедалі пізніших спектральних класів. Вона виглядає так:

О - B - A - F - G - K - M

Серед холодних червоних зірок, крім класу М, є два інші різновиди. У спектрі одних замість смуг молекулярного поглинання окису титану характерні смуги окису вуглецю і ціана (у спектрах, що позначаються літерами R і N), а серед інших характерні смуги окису цирконію (клас S).

Переважна більшість зірок відноситься до послідовності від Про до М. Ця послідовність безперервна. Кольори зірок різних класів різні: Про і В – блакитні зірки, А – білі, F та G – жовті, К – помаранчеві, М – червоні.

Розглянута вище класифікація одновимірна, оскільки основною характеристикою температура зірки. Але серед зірок одного класу є зірки-гіганти та зірки-карлики. Вони відрізняються за густиною газу в атмосфері, площі поверхні, світності. Ці відмінності відбиваються на спектрах зірок. Існує нова, двовимірна класифікація зірок. За цією класифікацією в кожної зірки крім спектрального класу вказується клас світності. Він позначається римськими цифрами від I до V. I – надгіганти, II-III – гіганти, IV – субгіганти, V – карлики. Наприклад, спектральний клас зірки Веги виглядає як А0V, Бетельгейзе – М2І, Сіріуса – А1V.

Все сказане вище стосується нормальних зірок. Однак існує безліч нестандартних зірок із незвичайними спектрами. Насамперед це емісійні зірки. Для їх спектрів характерні не лише темні (абсорбційні) лінії, а й світлі лінії випромінювання, яскравіші, ніж безперервний спектр. Такі лінії називаються емісійними. Присутність у діапазоні таких ліній позначається буквою “е” після спектрального класу. Так, є зірки Ве, Ае, Ме. Наявність у спектрі зірки Про певні емісійні лінії позначається як Оf. Існують екзотичні зірки, спектри яких складаються із широких емісійних смуг на тлі слабкого безперервного спектру. Їх позначають WC та WN, у гарвардську класифікацію вони не укладаються. Останнім часом були відкриті інфрачервоні зірки, які майже всю свою енергію випромінюють у невидимій інфрачервоній області спектра.

Зірки-гіганти та зірки-карлики

Серед зірок зустрічаються гіганти та карлики. Найбільші серед них - червоні гіганти, які, незважаючи на своє слабке випромінювання з квадратного метра поверхні, світять у 50000 разів потужніше за Сонце. Найбільші гіганти в 2400 разів більші за Сонце. Усередині їх могла б розміститися наша Сонячна система до орбіти Сатурна. Сіріус - це одна з білих зірок, він світить у 24 рази потужніший за Сонце, він приблизно вдвічі більше Сонця в діаметрі.

Але є безліч зірок карликів. Це в основному червоні карлики з діаметром у половину і навіть одну п'яту діаметра нашого Сонця. Сонце за своїм розміром є середньою зіркою, таких зірок у нашій галактиці мільярди.

Особливе місце посідають серед зірок білі карлики. Але про них буде розказано пізніше, як про кінцеву стадію еволюції звичайної зірки.

Змінні зірки

Змінні зірки – це зірки, блиск яких змінюється. В одних змінних зірок блиск змінюється періодично, в інших спостерігається безладна зміна блиску. Для позначення змінних зірок використовуються латинські літери із зазначенням сузір'я. У межах сузір'я змінним зіркам присвоюється послідовно одна латинська літера, комбінація із двох літер чи літера V із номером. Наприклад, S Car, RT Per, V 557 Sgr.

Змінні зірки поділяються на три великі класи: пульсуючі, еруптивні (вибухові) та затемнені.

Пульсуючі зірки мають плавні зміни блиску. Вони зумовлені періодичною зміною радіусу та температури поверхні. Періоди пульсуючих зірок змінюються від частки дня (зірки типу RR Ліри) до десятків (цефеїди) та сотень днів (міріди – зірки типу Світу Кіта). Пульсуючих зірок відкрито близько 14 тисяч.

Другий клас змінних зірок – вибухові, або, як їх ще називають, еруптивні зірки. Сюди відносяться, по-перше, наднові, нові, повторні нові, зірки типу І Близнюків, новоподібні та симбіотичні зірки. До еруптивних зірок відносяться молоді швидкі змінні зірки, зірки типу ІV Кита і ряд споріднених їм об'єктів. Число відкритих еруптивних змінних перевищує 2000.

Пульсуючі та еруптивні зірки називаються фізичними змінними зірками, оскільки зміна їхнього видимого блиску викликані фізичними процесами, що протікають на них. У цьому змінюється температура, колір, котрий іноді розмір зірки.

Розглянемо докладніше найцікавіші типи фізичних змінних зірок. Наприклад, цефеїди. Це дуже поширений і дуже важливий тип фізичних змінних зірок. Їм притаманні особливості зірки Цефея. Її блиск безперервно змінюється. Зміни повторюються через кожні 5 днів та 8 годин. Блиск зростає швидше, ніж слабшає після максимуму. d Цефея – періодична змінна зірка. Спектральні спостереження показують зміни променевих швидкостей та спектрального класу. Змінюється також колір зірки. Отже, у зірці відбуваються глибокі зміни загального характеру, причина яких у пульсації зовнішніх верств зірки. Цефеїди – нестаціонарні зірки. Відбувається почергове стиск та розширення під дією двох протиборчих сил: сили тяжіння до центру зірки та сили газового тиску, що виштовхує речовину назовні. Дуже важливою характеристикою цефеїду є період. Для кожної зірки він постійний з великою точністю. Цефеїди - це зірки-гіганти та надгіганти з великою світністю.

Головне, що між світністю і періодом цефеїд існує залежність: чим більше період блиску цефеїди, тим більше її світність. Таким чином, за відомим із спостережень періодом можна визначити світність або абсолютну зоряну величину, а потім і відстань до цефеїди. Ймовірно, багато зірок протягом свого життя деякий час бувають цефеїдами. Тому їх вивчення дуже важливе для розуміння еволюції зірок. До того ж вони допомагають визначити відстань до інших галактик, де видно через свою велику світність. Цефеїди також допомагають у визначенні розмірів та форми нашої Галактики.

Інший тип правильних змінних - міриди, довгоперіодичні змінні зірки, на ім'я зірки Мири (про Китай). Будучи величезними за своїм обсягом, що перевищує обсяг Сонця в мільйони і десятки мільйонів разів, ці червоні гіганти спектрального класу М пульсують дуже повільно з періодами від 80 до 1000 діб. Зміна світності у візуальних променях у різних представників цього типу зірок відбувається від 10 до 2500 разів. Проте загальна випромінювана енергія змінюється лише 2-2,5 разу. Радіуси зірок коливаються біля середніх значень у межах 5-10%, а криві блиску схожі на цефеїдні.

Як було зазначено, далеко ще не в усіх фізичних змінних зірок спостерігаються періодичні зміни. Відомо безліч зірок, які відносяться до напівправильних чи неправильних змінних. У таких зірок важко чи взагалі неможливо помітити закономірності у зміні блиску.

Розглянемо тепер третій клас змінних зірок – затемнені змінні. Це подвійні системи, площина орбіти яких паралельна до променю зору. При русі зірок навколо загального центру тяжкості вони по черзі затьмарюють один одного, що викликає коливання їх блиску. Поза затемненням до спостерігача доходить світло від обох компонентів, а під час затемнення світло послаблюється компонентом, що затьмарює. У тісних системах зміни сумарного блиску можуть бути викликані спотвореннями форми зірок. Періоди затемнених зірок – від кількох годин до десятків років.

Існує три основні типи затемнених змінних зірок. Перший – це змінні зірки типу Алголя (b Персея). Компоненти цих зірок мають кулясту форму, причому розміри зірки-супутника більші, а світність менша за головну зірку. Обидва компоненти або білого кольору, або головна зірка білого кольору, а зірка-супутник жовтого. Поки затемнення немає, блиск зірки практично незмінний. При затемненні головної зірки блиск різко зменшується (головний мінімум), а заході супутника за головну зірку зменшення блиску незначно (вторинний мінімум) або зовсім немає. З аналізу кривої блиску можна визначити радіуси і світності компонентів.

Другий тип затемнених змінних зірок – це зірки типу b Ліри. Їхній блиск безперервно і плавно змінюється в межах приблизно двох зіркових величин. Між головними мінімумами обов'язково настає менш глибокий вторинний мінімум. Періоди змінності – від півдоби до кількох діб. Компоненти цих зірок - масивні блакитно-білі та білі гіганти спектральних класів В і А. Через значну масу та відносну близькість один до одного обидва компоненти схильні до сильного припливного впливу, в результаті чого набули еліпсоїдальної форми. У таких тісних парах атмосфери зірок проникають одна в одну, і відбувається безперервний обмін речовиною, частина якої сягає міжзоряного простору.

Третій тип затемнено подвійних зірок - зірки, що отримали назву зірок типу W Великої Ведмедиці на ім'я цієї зірки, період змінності (і обігу) якої дорівнює лише 8 годин. Важко уявити ту колосальну швидкість, з якою поводяться величезні компоненти цієї зірки. Спектральні класи цих зірок F та G.

Існує ще невеликий окремий клас змінних зірок – магнітні зірки. Крім великого магнітного поля, вони мають сильні неоднорідності поверхневих характеристик. Такі неоднорідності при обертанні зірки призводять до зміни блиску.

Приблизно для 20 000 зірок клас змінності не визначено.

Вивчення змінних зірок має велике значення. Змінні зірки допомагають визначити вік зоряних систем, де вони знаходяться, та тип їхнього зоряного населення; відстані до віддалених частин нашої Галактики, а також інших галактик. Сучасні спостереження показали, деякі змінні подвійні зірки є джерелом рентгенівського випромінювання.

Зірки, що витікають газом

У колекції зоряних спектрів можна простежити безперервний перехід від спектрів з окремими тонкими лініями до спектрів, що містять окремі надзвичайно широкі смуги поряд із темними лініями і навіть без них.

Зірки, які за лініями їх спектрів могли б бути віднесені до зірок спектрального класу О, але мають у спектрі широкі яскраві смуги, називають зірками типу Вольфа-Райє - на ім'я двох французьких учених, які виявили та описали їх ще в минулому столітті. Розгадати природу цих зірок вдалося лише тепер.

Зірки цього класу - найгарячіші серед усіх відомих. Їхня температура - 40-100 тисяч градусів.

Такі величезні температури супроводжуються настільки потужним випромінюванням потоку ультрафіолетових променів, що легкі атоми водню, гелію, а при дуже високій температурі та атоми інших елементів, мабуть, не витримавши тиску світла знизу, з величезною швидкістю злітають нагору. Швидкість їх руху під впливом тиску світла така велика, що тяжіння зірки неспроможна їх утримати. Безперервним потоком вони зриваються з поверхні зірки і майже не утримуються мчать геть у світовий простір, утворюючи як би атомний дощ, але спрямований не вниз, а вгору. Під таким дощем згоріло б усе живе на планетах, якби оточували ці зірки.

Безперервний дощ атомів, що зриваються з поверхні зірки, утворює навколо неї суцільну атмосферу, що безперервно розсіюється в простір.

Як довго може спливати газом зірка типу Вольфа-Райє? У рік зірка Вольфа-Райє викидає масу газу, що дорівнює одній десятій чи стотисячній частці маси Сонця. Маса зірок типу Вольфа-Райє в середньому вдесятеро перевищує масу Сонця. Спливаючи газом з такою швидкістю, зірка Вольфа-Райє не може проіснувати довше, ніж 104-105 років, після цього від неї вже нічого не залишиться. Незалежно від цього є дані, що і насправді зірки в подібному стані існують не довше десяти тисяч років, швидше навіть значно менше. Ймовірно, зі зменшенням їхньої маси до деякого значення температура їх падає, викид атомів припиняється. В даний час на всьому небі відомо лише близько сотні таких зірок, що саморуйнуються. Ймовірно, лише небагато найбільш масивних зірок досягають у своєму розвитку таких високих температур, коли починається втрата газу. Можливо, звільнившись таким чином від надлишок маси, зірка може продовжувати нормальний, "здоровий" розвиток.

Більшість зірок типу Вольфа-Райє – дуже тісні спектрально-подвійні зірки. Їхній партнер у парі завжди виявляється також масивною та гарячою зіркою класу Про або В. Багато хто з таких зірок - затемнено-подвійні. Зірки, що спливають газом, хоч і рідко зустрічаються, але збагатили уявлення про зірок взагалі.

Нові зірки

Новими називаються зірки, блиск яких несподівано зростає у сотні, тисячі, навіть мільйони разів. Досягши найбільшої яскравості, нова зірка починає гаснути і повертається до спокійного стану. Чим потужніший спалах нової зірки, тим швидше падає її блиск. За швидкістю падіння блиску нові зірки відносять або до "швидких", або до "повільних".

Усі нові зірки викидають при спалаху газ, що розлітається з високими швидкостями. Найбільша маса газу, що викидається новими зірками при спалаху, міститься в головній оболонці. Ця оболонка помітна через десятки років після спалаху навколо деяких інших зірок у вигляді туманності.

Усі нові – подвійні зірки. При цьому пара складається завжди з білого карлика та нормальної зірки. Так як зірки дуже близькі одна до одної, виникає потік газу з поверхні нормальної зірки на поверхню білого карлика. Існує гіпотеза нових спалахів. Спалах відбувається внаслідок різкого прискорення термоядерних реакцій горіння водню лежить на поверхні білого карлика. Водень потрапляє на білий карлик із нормальної зірки. Термоядерне “паливо” накопичується та вибухає після досягнення деякої критичної величини. Спалахи можуть повторюватися. Інтервал між ними від 10000 до 1000000 років.

Найближчі родичі нових зірок – карликові нові зірки. Їх спалахи в тисячі разів слабші за спалахи нових зірок, але відбуваються вони в тисячі разів частіше. На вигляд нові зірки і карликові нові в спокійному стані не відрізняються одна від одної. І досі не відомо, які фізичні причини призводять до такої різної вибухової активності цих зовні схожих зірок.

Наднові зірки

Наднові зірки – найяскравіші зірки з тих, що з'являються на небі внаслідок зоряних спалахів. Спалах наднової - катастрофічна подія в житті зірки, оскільки вона вже не може повернутися у вихідний стан. У максимумі блиску вона світить, як кілька мільярдів зірок, подібних до Сонця. Повна енергія, що виділяється при спалаху, можна порівняти з енергією, випромінюваної Сонцем під час свого існування (5 млрд. років). Енергія розходиться на прискорення речовини: воно розлітається на всі боки з величезними швидкостями (до 20000 км/с). Залишки спалахів наднових зірок спостерігаються зараз у вигляді туманностей, що розширюються, з незвичайними властивостями (Крабоподібна туманність). Їхня енергія дорівнює енергії спалаху наднової. Після спалаху на місці наднової залишається нейтронна зірка або пульсар.

Досі остаточно не зрозумілий механізм спалахів наднових. Швидше за все, така зіркова катастрофа можлива лише в кінці “життєвого шляху” зірки. Найімовірнішими є такі джерела енергії: гравітаційна енергія, що виділяється при катастрофічному стиску зірки. Спалахи наднових мають важливі наслідки для галактики. Речовина зірки, що розлітається після спалаху, несе енергію, яка живить енергію руху міжзоряного газу. Ця речовина містить нові хімічні сполуки. У певному сенсі все живе Землі зобов'язане своїм існуванням надновим звездам. Без них хімічний склад речовини галактик був би дуже мізерним.

Подвійні зірки

Подвійні зірки – пари зірок, пов'язані в одну систему силами тяжіння. Компоненти таких систем описують свої орбіти навколо загального центру мас. Є потрійні, чотиризіркові зірки; їх називають кратними зірками.

Системи, в яких компоненти можна розглянути в телескоп, називають візуально-подвійними. Але іноді вони випадково розташовані в одному напрямку для земного спостерігача. У просторі їх поділяють великі відстані. Це оптичні подвійні зірки.

Інший тип подвійних становлять ті зірки, які під час руху поперемінно загороджують одна одну. Це затьмарно-подвійні зірки.

Подвійними є зірки з однаковим власним рухом (за відсутності інших ознак двоїстості). Це звані широкі пари. За допомогою кольорової фотоелектричної фотомірії можна виявити подвійні зірки, які інакше нічим себе не проявляють. Це подвійні фотомеричні.

Зірки з невидимими супутниками також можуть бути зараховані до подвійних.

Спектрально-подвійні зірки – зірки, двоїстість яких виявляється лише при дослідженні їх спектрів.

Зоряні скупчення

Це групи зірок, пов'язаних між собою силою тяжіння та спільністю походження. Вони налічують від кількох десятків до сотень тисяч зірок. Розрізняють розсіяні та кульові скупчення. Відмінність між ними визначається масою та віком цих утворень.

Розсіяні зоряні скупчення об'єднують десятки та сотні, рідко тисячі зірок. Їх розміри становлять зазвичай кілька парсек. Концентруються до екваторіальної поверхні Галактики. У нашій Галактиці відомо понад 1000 скупчень.

Кульові зоряні скупчення налічують сотні тисяч зірок, мають чітку сферичну або еліпсоїдальну форму із сильною концентрацією зірок до центру. Усі кульові скупчення розташовані далеко від Сонця. У Галактиці відомо 130 кульових скупчень, а має бути близько 500.

Кульові скупчення, мабуть, утворилися з великих газових хмар на ранній стадії формування Галактики, зберігши їх витягнуті орбіти. Утворення розсіяних скупчень почалося пізніше з газу, що осів до площини Галактики. У найбільш щільних хмарах газу освіта розсіяних скупчень та асоціацій продовжується і зараз. Тому вік розсіяних скупчень неоднаковий, тоді як вік великих кульових скупчень приблизно однаковий і близький до віку Галактики.

Зіркові асоціації

Це розсіяні групи зірок спектральних класів Про і В та типу Т. Тельця. За своїми характеристиками зіркові асоціації схожі на великі молоді розсіяні скупчення, але відрізняються від них, мабуть, меншим ступенем концентрації до центру. В інших галактиках є комплекси гарячих молодих зірок, пов'язані з гігантськими хмарами іонізованого їхнього випромінюванням водню - надасоціації.

Що живить зірки?

За рахунок чого зірки витрачають такі жахливі кількості енергії? У різні часи висувалися різні гіпотези. Так була думка, що енергія Сонця підтримується падінням на нього метеоритів. Але їх мало б сипатися на Сонці значно багато, що помітно збільшувало б його масу. Енергія Сонця могла б поповнюватися за рахунок його стискування. Однак, якби Сонце було колись нескінченно великим, то й у цьому випадку його стиснення до сучасного розміру вистачило б на підтримку енергії лише протягом 20 мільйонів років. Тим часом доведено, що земна кора існує і висвітлюється Сонцем набагато довше.

Нарешті, фізика атомного ядра вказала джерело зоряної енергії, добре узгоджується з даними астрофізики і, зокрема, з висновком у тому, що більшість маси зірки становить водень.

Теорія ядерних реакцій привела до висновку, що джерелом енергії у більшості зірок, у тому числі й у Сонці, є безперервне утворення атомів гелію з атомів водню.

Коли весь водень перетвориться на гелій, зірка може ще існувати за рахунок перетворення гелію на важчі елементи, аж до заліза.

Внутрішня будова зірок

Ми розглядаємо зірку як тіло, схильне до дії різних сил. Сила тяжіння прагне стягувати речовину зірки до центру, газовий і світловий тиск, спрямовані зсередини, прагнуть відштовхнути його від центру. Оскільки зірка існує як стійке тіло, то, отже, між силами, що борються, є якась рівновага. Для цього температура різних шарів у зірці повинна встановлюватися така, щоб у кожному шарі потік енергії назовні провадив до поверхні всю енергію, що виникла під ним. Енергія утворюється у невеликому центральному ядрі. Для початкового періоду життя зірки її стиск є джерелом енергії. Але лише доки температура не підніметься настільки, що почнуться ядерні реакції.

Формування зірок та галактик

Матерія у Всесвіті перебуває у безперервному розвитку, найрізноманітніших формах і станах. Якщо змінюються форми існування матерії, то, отже, різні і різноманітні об'єкти було неможливо виникнути все одночасно, а формувалися у різні епохи і тому мають певний вік, відлічуваний від початку зародження.

Наукові основи космогонії були закладені ще Ньютоном, який показав, що речовина в просторі під дією власної гравітації поділяється на шматки, що стискаються. Теорія утворення згустків речовини, з яких формуються зірки, була розвинена в 1902 англійським астрофізиком Дж.Джинсом. Ця теорія пояснює походження Галактик. Спочатку однорідному середовищі з постійною температурою і щільністю може виникнути ущільнення. Якщо сила взаємного тяжіння в ньому перевищить силу газового тиску, то середовище стискатиметься, а якщо превалює газовий тиск, то речовина розсіється в просторі.

Вважають, що вік Метагалактики – 13-15 млрд. років. Цей вік не суперечить оцінкам віку найстаріших зірок та кульових зоряних скупчень у нашій Галактиці.

Еволюція зірок

Виниклі в газопиловому середовищі Галактики згущення, що продовжують стискатися під дією власного тяжіння, отримали назви протозірок. У міру стиснення щільність і температура протозірки підвищується, вона починає рясно випромінювати в інфрачервоному діапазоні спектра. Тривалість стиснення протозірок різна: при масі менше сонячної – сотні мільйонів років, а у масивних – лише сотні тисяч років. Коли температура в надрах протозірки підвищиться до кількох мільйонів Кельвінів, у них починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій. При цьому виділяється величезна енергія, що перешкоджає подальшому стиску та розігріває речовину до самосвічення – протозірка перетворюється на звичайну зірку. Отже, стадію стиснення змінює стаціонарна стадія, що супроводжується поступовим "вигорянням" водню. У стаціонарній стадії зірка проводить більшу частину свого життя. Саме на цій стадії еволюції знаходяться зірки, які розташовуються на головній послідовності "спектр-світність". Час перебування зірки на головній послідовності пропорційно масі зірки, тому що від цього залежить запас ядерного пального, і обернено пропорційно світності, яка визначає темп витрати ядерного пального.

Коли весь водень у центральній області перетвориться на гелій, усередині зірки утворюється гелієве ядро. Тепер водень перетворюватиметься на гелій над центрі зірки, а шарі, прилеглому до дуже гарячому гелієвому ядру. Поки всередині гелієвого ядра немає джерел енергії, воно постійно стискатиметься і при цьому ще більше розігріватиметься. Стиснення ядра призводить до бурхливішого виділення ядерної енергії в тонкому шарі біля межі ядра. У найбільш потужних зірок температура ядра при стисканні стає вище 80 млн. кельвінів, і в ньому починаються термоядерні реакції перетворення гелію на вуглець, а потім і в інші важчі хімічні елементи. Енергія, що виходить з ядра і його околиць, викликає підвищення газового тиску, під дією якого фотосфера розширюється. Енергія, що приходить до фотосфери надр зірки, поширюється тепер на більшу площу, ніж раніше. У зв'язку з цим температура фотосфери знижується. Зірка сходить з головної послідовності, поступово перетворюючись на червоного гіганта або надгіганта в залежності від маси, і стає старою зіркою. Проходячи стадію жовтого надгіганта, зірка може виявитися пульсуючою, тобто фізичною змінною зіркою, і залишитися такою у стадії червоного гіганта. Оболонка зірки невеликої маси, що роздулася, вже слабо притягується ядром і, поступово віддаляючись від нього, утворює планетарну туманність. Після остаточного розсіювання оболонки залишається лише гаряче ядро ​​зірки – білий карлик.

Інша доля у найпотужніших зірок. Якщо маса зірки приблизно вдвічі перевищує масу Сонця, такі зірки на останніх етапах своєї еволюції втрачають стійкість. Зокрема, вони можуть вибухнути як наднові, а потім катастрофічно стиснутися до розмірів куль радіусом кілька кілометрів, тобто перетворитися на нейтронні зірки.

Зірка, маса якої більш ніж удвічі перевищує масу Сонця, втративши рівновагу і почавши стискатися, або перетвориться на нейтронну зірку, або взагалі зможе досягти стійкого стану. У процесі необмеженого стиснення вона, мабуть, здатна перетворитися на чорну дірку.

Білі карлики

Білі карлики – незвичайні, дуже маленькі щільні зірки з високими поверхневими температурами. Головна відмінність внутрішньої будови білих карликів - гігантські в порівнянні з нормальними зірками щільності. Через величезну щільність газ у надрах білих карликів перебуває у незвичайному стані – виродженому. Властивості такого виродженого газу зовсім не схожі на властивості звичайних газів. Його тиск, наприклад, практично не залежить від температури. Стійкість білого карлика підтримується тим, що величезній силі тяжіння, що стискає його, протистоїть тиск виродженого газу в його надрах.

Білі карлики знаходяться на кінцевій стадії еволюції зірок невеликих мас. Ядерних джерел у зірці вже немає, і вона ще дуже довго світить, повільно остигаючи. Білі карлики стійкі, якщо їхня маса не перевищує приблизно 1,4 маси Сонця.

Нейтронні зірки

Нейтронні зірки – дуже маленькі, надщільні небесні тіла. Їхній діаметр в середньому не більше кількох десятків кілометрів. Нейтронні зірки утворюються після вичерпання джерел термоядерної енергії в надрах звичайної зірки, якщо її маса на цей момент перевищує 1,4 маси Сонця. Оскільки джерело термоядерної енергії відсутнє, стійка рівновага зірки стає неможливим і починається катастрофічний стиск зірки до центру – гравітаційний колапс. Якщо вихідна маса зірки вбирається у деякої критичної величини, то колапс у центральних частинах зупиняється і утворюється гаряча нейтронна зірка. Процес колапсу займає частки секунди. За ним може наслідувати або натікання оболонки зірки, що залишилася, на гарячу нейтронну зірку з випусканням нейтрино, або скидання оболонки за рахунок термоядерної енергії “непрогорілої” речовини або енергії обертання. Такий викид відбувається дуже швидко і з Землі він виглядає як спалах наднової зірки. Спостерігаються нейтронні зірки - пульсар часто пов'язані з залишками наднових зірок. Якщо маса нейтронної зірки перевищує 3-5 маси Сонця, рівновага її стане неможливим, і така зірка буде чорною діркою. Дуже важливі характеристики нейтронних зірок - обертання та магнітне поле. Магнітне поле може бути в мільярди і трильйони разів сильніше за магнітне поле Землі.

Пульсари

Пульсари - джерела електромагнітного випромінювання, що змінюється суворо періодично: від часток секунди до декількох хвилин. Перші пульсари було відкрито 1968г. як слабкі джерела імпульсного радіовипромінювання Пізніше було відкрито періодичні джерела рентгенівського випромінювання - звані рентгенівські пульсари, властивості випромінювання яких істотно від властивостей радіопульсарів.

Природа пульсарів повністю поки що не розкрито. Вчені вважають, що пульсари являють собою нейтронні зірки, що обертаються, з сильним магнітним полем. Через магнітне поле випромінювання пульсара подібно до променя прожектора. Коли через обертання нейтронної зірки промінь потрапляє на антену радіотелескопа, бачимо сплески випромінювання. Спостерігаються в деяких пульсарів "збої" періодів підтверджують передбачення про наявність твердої кори та надплинного ядра у нейтронних зірок ("збої" періоду відбуваються при розломі твердої кори - "зіркострусіння").

Більшість пульсарів утворюється при вибухах наднових зірок. Це доведено принаймні для пульсара в центрі крабовидної туманності, у якого спостерігається імпульсивне випромінювання також і в оптичному діапазоні.

Чорні діри

Одні з найцікавіших та загадкових об'єктів у Всесвіті – чорні дірки. Вчені встановили, що чорні дірки повинні виникати в результаті дуже сильного стиснення будь-якої маси, при якому поле тяжіння зростає настільки сильно, що не випускає ні світло, ні якесь інше випромінювання, сигнали або тіла.

Для того, щоб подолати тяжіння і вирватися з чорної дірки, знадобилася б друга космічна швидкість, більша за світлову. Згідно з теорією відносності, ніяке тіло не може розвинути швидкість, більшу за швидкість світла. Ось чому з чорної діри ніщо не може вилетіти, не може надходити назовні жодна інформація. Після того, як будь-які тіла, будь-яка речовина або випромінювання впадуть під дією тяжіння в чорну дірку, спостерігач ніколи не дізнається, що сталося з ними надалі. Поблизу чорних дірок, як стверджують вчені, мають різко змінюватися властивості простору та часу.

Вчені вважають, що чорні дірки можуть виникати наприкінці еволюції досить потужних зірок.

Найбільше ефекти, що виникають при падінні в полі чорної діри навколишньої речовини, виявляються тоді, коли чорна діра входить до складу подвійної зіркової системи, в якій одна зірка - яскравий гігант, а другий компонент - чорна діра. У цьому випадку газ із оболонки зірки-гіганта тече до чорної діри, закручується навколо неї, утворюючи диск. Шари газу в диску труться один про одного, по спіральних орбітах повільно наближаються до чорної дірки і зрештою падають до неї. Але ще до цього падіння біля кордону чорної діри газ розігрівається тертям до температури мільйони градусів і випромінює в рентгенівському діапазоні. З цього випромінювання астрономи намагаються виявити чорні дірки у подвійних зіркових системах.

Можливо, що дуже потужні темні діри з'являються в центрах компактних зоряних скупчень, в центрах галактик і квазарах.

Не виключено також, що чорні дірки могли виникнути у минулому, на початку розширення Всесвіту. У цьому випадку можлива освіта і дуже маленьких чорних дірок з набагато меншою масою, ніж маса небесних тіл.

Цей висновок особливо цікавий тому, що поблизу таких маленьких чорних дірок поле тяжіння може викликати специфічні квантові процеси “народження” частинок вакууму. За допомогою потоку цих часток, що народжуються, можна виявити маленькі чорні діри у Всесвіті.

Квантові процеси народження частинок призводять до повільного зменшення маси чорних дірок, їх “випаровування”.

Список літератури

Астрофізика, за ред. Дагаєва М.М та Чаругіна В.М.

Воронцов-Вельяминов Б.А. Нариси про Всесвіт. М.:1980

Мейєр М.В. Світобудова. С.-П.: 1909

Підручник з астрономії для 11 класу. М.: 1994

Фролов В.П. Введення у фізику чорних дірок.

Енциклопедичний словник молодого астронома.

Навряд чи знайдеться така людина, яка ніколи не захоплювалася зірками, дивлячись у мерехтливе нічне небо. Ними можна милуватися вічно, вони загадкові та привабливі. У цій темі ви познайомитеся з незвичайними фактами про зірок і дізнаєтесь багато нового

Чи знаєте ви, що більшість зірок, які Ви розглядаєте вночі, є подвійними зірками? Дві зірки кружляють один навколо одного, створюючи точку гравітації, або менша зірка ходить навколо великої "головної зірки". Іноді ці головні зірки тягнуть матерію з найменших під час зближення один з одним. Існує межа маси, яку планета може витримувати, не викликаючи ядерної реакції. Якби Юпітер був великим, то, можливо, перетворився б на коричневого карлика, свого роду напівзірку, багато місяців тому

Такі процеси часто відбуваються в інших сонячних системах, що підтверджується нестачею в них планет. Більшість матерії, що у полі тяжіння головної зірки, збирається одному місці, у результаті формуючи нову зірку і двійкову систему. В одній системі може бути більше двох зірок, але все ж таки двійкові системи числення поширені ширше

Білі Карлики, звані “мертві зірки”. Після червоної гігантської фази наша власна зірка Сонце теж стане білим карликом. Білі карлики мають радіус планети (як Земля, як Юпітер), але щільність зірки. Такі питомі ваги можливі завдяки електронам, що відокремлюються від атомних ядер, які вони оточують. В результаті збільшується кількість місця, яке ці атоми займають і створюється велика маса при маленькому радіусі.

Якби Ви могли тримати ядро ​​атома у своїй руці, то електрон кружляв би навколо вас на відстані 100 метрів або більше. У разі дегенерації електрона цей простір залишається вільним. У результаті Білий карлик остигає і припиняє випромінювати світло. Ці масивні тіла не можуть бути помічені, і ніхто не знає, скільки їх перебуває у всесвіті.

Якщо зірка буде досить великою, щоб уникнути заключної білої карликової фази, але занадто маленькою, щоб уникнути перетворення на чорну дірку, то буде утворено екзотичний тип зірки, відомий як нейтронна зірка. Процес утворення нейтронних зірок дещо подібний до Білих карликів, у якому вони також поступово деградують - але по-іншому. Нейтронні зірки формуються з матерії, що погіршується, так званого нейтрону, коли всі електрони і позитивно заряджені протони відсіюються, і тільки нейтрони формують основу зірки. Щільність нейтронної зірки можна порівняти з щільністю ядер атома.

У нейтронних зірок може бути маса, подібна до нашого Сонця або трохи вище, але їх радіус становить менше 50 кілометрів: зазвичай 10-20. Чайна ложка цього нейтрону перевищує у 900 разів масу Великої Піраміди у Гізі. Якби Ви спостерігали нейтронну зірку безпосередньо, то побачили б обидва полюси, тому що нейтронна зірка працює як гравітаційна лінза, вигинаючи світло навколо себе завдяки потужній гравітації. Особливий випадок нейтронної зірки – пульсар. Пульсари можуть обертатися зі швидкістю 700 оборотів в секунду, випромінюючи миготливу радіацію - звідси та їх назва

Eta Carinae – одна з найбільших зірок, виявлених на даний момент. Вона у 100 разів важча, ніж наше Сонце і має приблизно такий самий радіус. Eta Carinae може сяяти в мільйон разів яскравіше за Сонце. Зазвичай, ці гіпермасивні зірки існують дуже недовго, тому що вони буквально спалюють себе, тому їх називають Супернова. Вчені вважають, що межею є маса, яка в 120 разів перевищує масу Сонця – більше не може важити жодна зірка.

Зірка Pistol - гіпергігант, подібний до Eta Carinae, у якого немає можливості охолоджувати себе. Зірка настільки гаряча, що ледве утримується у цілісному вигляді завдяки своїй гравітації

У результаті зірка Pistol випускає так званий "сонячний вітер" (високі частки енергії, які, наприклад, створюють Північне сяйво). Вона світить у 10 мільярдів разів сильніше за наше Сонце. Через масивні рівні радіації неможливо навіть припустити, що в цій зірковій системі будь-коли зможе існувати життя

У цій темі я виклав найцікавіші факти про зірок, які тільки зміг знайти. Сподіваюся, вам було цікаво

Протягом століть люди спостерігали за зірковими візерунками в нічному небі. сузір'ями.

Під час вивчення зоряного неба астрономи древнього світу ділили небо області. Кожна область була поділена на групи зірок, які називаються сузір'ями.

Сузір'я- це ділянки, куди розділена небесна сфера зручності орієнтування на зоряному небі. У перекладі з латини "сузір'я" означає "група зірок". Вони є відмінними орієнтирами, що допомагають знаходити зірки. Одне сузір'я може містити від 10 до 150 зірок.

Загалом відомо 88 сузір'їв. 47 є давніми, відомими вже кілька тисячоліть. Чимало їх ми носять імена героїв давньогрецьких міфів, наприклад Геркулес, Гідра, Кассиопея і охоплюють область неба, доступну спостереженням з півдня Європи. 12 сузір'їв традиційно називають зодіакальними. Це, всім відомі: Стрілець, Козеріг, Водолей, Риби, Овен, Телець, Близнюки, Рак, Лев, Дева, Веси і Скорпіон. Решта сучасних сузір'їв було введено в 17-18 століттях в результаті вивчення південного неба.

Визначити своє місцезнаходження можна було, знайшовши у небі певне сузір'я тому чи іншому місці неба. Виділення у масі зірок певних картин допомагало щодо зоряного неба. Астрономи стародавнього світу ділили небо області. Кожна область була поділена на групи зірок, які називаються сузір'ями.

Сузір'я - це уявні фігури, які зірки утворюють на небосхилі. Нічне небо-це полотно, усеяне картинами з крапок. Люди знаходили на небі картини, починаючи з найдавніших часів.

Сузір'ям давали імена, про них складали легенди та міфи. Різні народи ділили зірки на сузір'я у різний спосіб.

Деякі історії, пов'язані з утворенням сузір'їв, були надзвичайно химерними. Ось, наприклад, яку картину бачили стародавні єгиптяни в сузір'ї, що оточує Ківш Великої Ведмедиці. Вони бачили бика, поруч з ним лежала людина, людину тягнув по землі гіпопотам, що йшов на двох ногах і ніс на спині крокодила.

Люди бачили у небі те, що хотіли бачити. Мисливські племена бачили виконані зірками зображення диких тварин, на яких вони полювали. Європейські мореплавці знаходили сузір'я, що нагадують формою компас. Справді, вчені вважають, що головною сферою використання сузір'їв було навчитися орієнтуватися у морі під час плавання.

Є легенда, в якій розповідається, що дружина єгипетського фараона Береніка (Вероніка) запропонувала своє розкішне волосся у дар богині Венері. Але волосся було викрадено з чертогов Венери і потрапило на небо як сузір'я. Влітку сузір'я Волосся Вероніки можна побачити в Північній півкулі нижче за ручку Ківша Великої Ведмедиці.

Багато історії про сузір'я беруть свій початок у грецьких міфах. Ось один із них. Богиня Юнона приревнувала до свого чоловіка Юпітера служницю Каллісто. Щоб захистити Каллісто, Юпітер перетворив її на ведмедицю. Але це створило нову проблему. Якось син Каллісто вийшов на полювання і побачив свою матір. Думаючи, що це звичайна ведмедиця, він підняв лук і прицілився, Юпітер втрутився і щоб запобігти вбивству, перетворив юнака на маленького ведмежа. Ось так, згідно з міфом, на небі з'явилися велика ведмедиця і маленьке ведмежа. Тепер ці сузір'я називаються Велика Ведмедиця та Мала Ведмедиця.

Положення зірок по відношенню один до одного постійно, але вони обертаються навколо певної точки. У північній півкуліця точка відповідає Полярної зірки. Якщо навести на цю зірку фотоапарат на нерухомому штативі і почекати годину, можна переконатися, що кожна зі сфотографованих зірок описала частину кола.

Коли дивишся на небо з північної півкулі, Полярна зірка знаходиться в центрі, а Мала Ведмедиця над нею. Велика Ведмедиця розташована зліва, між двома Ведмедицями «протиснувся» Дракон. Під Малою Ведмедицею, у формі перевернутої літери М - сузір'я Кассіопеї.

У південній півкулінемає центральної зірки, яка б служити точкою відліку (віссю), навколо якої, як здається, обертаються все зірки. Вище центру знаходиться Південний Хрест, а над ним, у свою чергу, Кентавр, ніби оточує його. Зліва видно Південний Трикутник, а під ним - Павич. Ще нижче знаходиться сузір'я Тукан.

Оскільки Земля здійснює оборот навколо Сонця протягом року, її становище щодо зірок постійно змінюється. Щоночі вид неба трохи відрізняється від того, яким він був учора. У північній півкулі влітку Мала Ведмедиця видно в центрі, а над нею видно Дракон, що ніби оточує її, а внизу, праворуч, зигзаг Кассіопеї, над нею - сузір'я Цефея, зліва-Велика Ведмедиця.

Взимку у північній півкулі із Землі видно іншу частину неба. Справа помітно одне з найкрасивіших сузір'їв, Оріон, а ньому посередині- Пояс Оріона. Внизу видно маленьке сузір'я Зайця. Якщо провести лінію вниз від Пояса Оріона, помітиш найяскравішу зірку неба, Сіріусу, яка в наших широтах ніколи не піднімається високо над лінією горизонту.

Складається враження, що зірки у сузір'ях знаходяться близько одна від одної, насправді це ілюзія.

Зірки сузір'їв відокремлені одна від одної трильйонами кілометрів. Але більш віддалені зірки можуть бути яскравішими і виглядати так само, як ближче розташовані менш яскраві зірки. З Землі бачимо сузір'я плоскими.

Зірки – як люди, вони народжуються та вмирають. Вони перебувають у постійному русі. Тому з часом обриси сузір'їв змінюються. Мільйон років тому нинішній Ківш Великої Ведмедиці був схожий не на ківш, а на довгий спис. Можливо, через мільйон років людям доведеться вигадувати нові назви сузір'їв, бо їх форма, безсумнівно, зміниться.

Можливо, десь існує планетна система, з якою наше Сонце виглядає як маленька зірочка, частина якогось сузір'я, в обрисах якого мешканці далекої планети бачать силует своєї рідної екзотичної тварини.

РЕФЕРАТ

учениці 4 «В» класу

МБОУ ЗОШ №3

ім. отамана М.І.Платова

Головачової Лідії

Класний керівник:

Удовитченка

Людмила Миколаївна

на тему:

«Зірки та сузір'я»

1. Поняття-сузір'я, види сузір'їв.

2.Історія назви сузір'їв.

3.Зоряні карти.

Список літератури:

1. Всесвіт: Енциклопедія для дітей/Пер. із фр. Н.Клоковий М.: Егмонт Росія ЛТД., 2001р./

Цікаві факти про зірки, деякі з них, можливо, вже знаєте, а деякі можуть бути вперше почуті.

1. Сонце є найближчою зіркою.

Сонце, розташоване всього за 150 млн. км від Землі, і за мірками космосу є середньою зіркою. Класифікується як жовтий карлик G2 основної послідовності. Воно перетворює водень на гелій ось уже 4,5 мільярда років, і, ймовірно, продовжить це робити ще протягом 7 мільярдів років. Коли в нього закінчиться паливо, воно стане червоним гігантом, здуття збільшить поточний розмір у багато разів. Коли воно розшириться, то поглине Меркурій, Венеру, можливо навіть Землю.

2. Усі світила складаються з одного й того самого матеріалу.

Її народження починається у хмарі холодного молекулярного водню, яке починає гравітаційно стискатися. Коли хмара стискується фрагментовано, то багато частин сформуються в окремі зірки. Матеріал збирається в кулю, яка продовжує стискатися під дією власної гравітації, поки в центрі не досягне температура, здатна запалити ядерний синтез. Вихідний газ був сформований ще під час Великого Вибуху та складається з 74% водню та 25% гелію. Згодом вона перетворить частину водню на гелій. Ось чому у нашого Сонця склад 70% водню та 29% гелію. Але спочатку вони складаються з 3/4 водню та 1/4 гелію, з домішками інших мікроелементів.

3. Зірка знаходяться в ідеальному балансі

Будь-яке світило ніби перебувають у постійному конфлікті самі із собою. З одного боку, вся маса своєю силою тяжкості постійно стискає її. Але розпечений газ, чинить величезний тиск із центру назовні, відсуваючи її від гравітаційного колапсу. Ядерний синтез, в ядрі, генерує величезну кількість енергії. Фотони, перш ніж вирватися назовні, здійснюють подорож із центру до поверхні, приблизно за 100.000 років. Коли зірка стає яскравішою, вона розширюється і перетворюється на червоного гіганта. Коли ядерний синтез у центрі припиняється, то вже нічого не може стримати наростаючий тиск вищих шарів і вона руйнується перетворюючись на білий карлик, нейтронну зірку або чорну дірку.

4. Більшість із них є червоними карликами.

Якби ми зібрали всі їх разом і поклали до купи, то найбільша купа, безумовно, була б із червоними карликами. Вони мають менше 50% від маси Сонця, а червоні карлики можуть важити навіть 7,5%. Нижче цієї маси гравітаційний тиск не зможе стиснути газ у центрі, для початку ядерного синтезу. Їх називають коричневими карликами. Червоні карлики виділяють менш ніж 1/10, 000 енергії Сонця, і можуть горіти десятки мільярдів років.

5. Маса дорівнює її температурі та кольору

Колір зірок може варіювати від червоного до білого чи блакитного. Червоний колір відповідає найхолоднішим із температурою менше 3500 градусів Кельвіна. Наше світило є жовтувато-білими, із середньою температурою близько 6000 Кельвін. Найгарячіші – блакитні, з температурою поверхні вище 12000 градусів Кельвіна. Таким чином, температура та колір пов'язані між собою. Маса визначає температуру. Чим більша маса, тим більше буде ядро ​​і тим активніший ядерний синтез відбуватиметься. Це означає, що більше енергії досягає її поверхні та підвищує її температуру. Але є виняток, це червоні гіганти. Типовий червоний гігант може мати масу нашого Сонця і бути білою зіркою протягом усього життя. Але в міру наближення до кінця свого життя вона збільшується і світність зростає в 1000 разів і здається неприродно яскравою. Блакитні гіганти – це просто великі, масивні та гарячі світила.

6. Більшість із них подвійні

Багато хто народжується в парах. Це подвійні зірки, де два світила обертаються орбітою навколо загального центру тяжіння. Є й інші системи із 3, 4 і навіть великою кількістю учасників. Тільки подумайте, які красиві сходи можна побачити на планеті у чотиризірковій системі.

7. Розмір найбільших сонців, що дорівнює орбіті Сатурна

Давайте поговоримо про червоні гіганти, або якщо бути точніше, про червоні надгіганти, на тлі яких наше світило виглядає зовсім невеликим. Червоним надгігантом є Бетельгейзе, у сузір'ї Оріона. Вона у 20 разів перевищує масу Сонця і при цьому у 1000 разів більше. Найбільша відома зірка – це VY Великого Пса. Вона в 1800 разів більша від нашого Сонця і вмістилася б в орбіту Сатурна!

8. У найпотужніших світил дуже коротке життя

Як сказано вище, низької маси червоного карлика може вистачити на десятки мільярдів років горіння, перш ніж закінчиться паливо. Правильне і зворотне, для найпотужніших, які ми знаємо. Гігантські світила можуть у 150 разів перевищувати масу Сонця та виділяти величезну кількість енергії. Наприклад, одна з найпотужніших зірок, яку ми знаємо, це Ця Кіля, розташована приблизно в 8000 світлових роках від Землі. Вона виділяє в 4 мільйони разів більше енергії, ніж Сонце. У той час, як наше Сонце може спокійно спалювати паливо протягом мільярдів років, Ця Кіля може світити лише кілька мільйонів років. І астрономи очікують, що Ця Кіля може вибухнути в будь-який час. Коли вона згасне, то стане найяскравішим об'єктом на небі.

9. Існує величезна кількість зірок

Скільки зірок є в Чумацькому Шляху? Ви можете здивуватися, дізнавшись, що є близько 200-400 мільярдів штук у нашій галактиці. Кожна, можливо, має планети, а на деяких, можливе життя. У Всесвіті близько 500 мільярдів галактик, кожна з яких може мати стільки ж чи навіть більше, ніж Чумацький Шлях. Помножте ці два числа разом, і ви побачите, скільки їх існує.

Сонце є єдиною зіркою в Сонячній системі, навколо неї здійснюють свій рух усі планети системи, а також їх супутники та інші об'єкти, аж до космічного пилу. Якщо порівняти масу Сонця з масою всієї Сонячної системи, вона становитиме близько 99,866 відсотків.

Сонце є однією зі 100 000 000 000 зірок нашої Галактики і за величиною стоїть серед них на четвертому місці. Найближча до Сонця зірка Проксима Центавра знаходиться на відстані чотирьох світлових років від Землі. Від Сонця до планети Земля 149600000 км, світло від зірки доходить за вісім хвилин. Від центру Чумацького шляху зірка знаходиться на відстані 26 тисяч світлових років, при цьому вона обертається навколо нього зі швидкістю 1 оборот в 200 мільйонів років.

Презентація: Сонце

За спектральною класифікацією зірка відноситься до типу «жовтий карлик», за приблизними розрахунками її вік становить трохи більше 4,5 мільярда років, вона знаходиться в середині свого життєвого циклу.

Сонце, що складається на 92% з водню та на 7% з гелію, має дуже складну будову. У його центрі знаходиться ядро ​​з радіусом приблизно 150 000-175 000 км, що становить до 25% загального радіусу зірки, у його центрі температура наближається до 14 000 000 К.

Ядро з великою швидкістю обертає навколо осі, причому ця швидкість істотно перевищує показники зовнішніх оболонок зірки. Тут відбувається реакція утворення гелію з чотирьох протонів, внаслідок чого виходить великий обсяг енергії, що проходить через усі шари та випромінюється з фотосфери у вигляді кінетичної енергії та світла. Над ядром знаходиться зона променистого перенесення, де температури знаходяться в діапазоні 2-7 мільйонів К. Потім слідує конвективна зона товщиною приблизно 200 000 км, де спостерігається вже не перевипромінювання для перенесення енергії, а перемішування плазми. На поверхні шару температура становить приблизно 5800 К.

Атмосфера Сонця складається з фотосфери, що утворює видиму поверхню зірки, хромосфери товщиною близько 2000 км і корони, останньої зовнішньої сонячної оболонки, температура якої знаходиться в діапазоні 1 000 000-20 000 000 К. З зовнішньої частини корони відбувається вихід іонізованих .

Коли Сонце досягне віку приблизно 7,5 - 8 мільярдів років (тобто через 4-5 млрд років) зірка перетвориться на «червоного гіганта», її зовнішні оболонки розширяться і досягнуть орбіти Землі, можливо, відсунувши планету більш далеку відстань.

Під впливом високих температур життя в сьогоднішньому розумінні стане просто неможливим. Завершальний цикл свого життя Сонце проведе у стані «білого карлика».

Сонце – джерело життя на Землі

Сонце є найголовнішим джерелом тепла та енергії, завдяки якому за сприяння інших сприятливих факторів на Землі є життя. Наша планета Земля обертається навколо своєї осі, тому кожну добу, перебуваючи на сонячній стороні планети, ми можемо спостерігати світанок і дивовижне за красою явище захід сонця, а вночі, коли частина планети потрапляє в тіньовий бік, можна спостерігати за зірками на нічному небі.

Сонце впливає на життєдіяльність Землі, воно бере участь у фотосинтезі, допомагає в освіті вітаміну D в організмі людини. Сонячний вітер викликає геомагнітні бурі і саме його проникнення в шари земної атмосфери викликає таке красиве явище природне, як північне сяйво, зване ще полярним. Сонячна активність змінюється у бік зменшення або посилення приблизно раз на 11 років.

З початку космічної ери дослідників цікавило Сонце. Для професійного спостереження використовуються спеціальні телескопи з двома дзеркалами, розроблені міжнародні програми, але найточніші дані можна отримати поза шарами атмосфери Землі, тому найчастіше дослідження проводять із супутників, космічних кораблів. Перші такі дослідження було проведено ще 1957 року у кількох спектральних діапазонах.

Сьогодні на орбіти виводяться супутники, які являють собою обсерваторії в мініатюрі, що дозволяють отримати дуже цікаві матеріали для вивчення зірки. Ще роки першого освоєння космосу людиною було розроблено і запущено кілька космічних апаратів, вкладених у вивчення Сонця. Першими була серія американських супутників, запуск яких стартував 1962 року. У 1976 році запущено західнонімецький апарат Геліос-2, який вперше в історії наблизився до світила на мінімальну відстань 0,29 а. При цьому було зафіксовано появу ядер легкого гелію при спалахах сонця, а також магнітні ударні хвилі, що охоплюють діапазон 100 Гц-2,2 кГц.

Ще один цікавий апарат – сонячний зонд Ulysses, запущений у 1990 році. Він виведений на навколосонячну орбіту і рухається перпендикулярно до смуги екліптики. Через 8 років після запуску апарат завершив перший виток довкола Сонця. Він зареєстрував спіральну форму магнітного поля світила, і навіть постійне його збільшення.

На 2018 рік НАСА планує запуск апарату Solar Probe+, який наблизиться до Сонця на максимально наближену відстань - 6 млн. км (це в 7 разів менше за дистанцію, досягнуту Геліусом-2) і займе кругову орбіту. Для захисту від високої температури він оснащений щитом із вуглецевого волокна.