Кожна людина хоч раз у житті захоплювалася зірками, дивлячись на нічне небо. Вони таємничі, привабливі, і навіть із нею пов'язані безліч цікавих фактів.
Усі ми знаємо, що Місяць є супутником Землі. Однак маловідомим фактомвважається те, що вона завжди повернута однією стороною до нашої планети. «Темна» сторона супутника викликає безліч суперечок серед вчених і регулярно стає приводом до виникнення дивовижних теорій існування позаземних цивілізацій.
Денна температура поверхні Венери становить близько 425 градусів.
На Місяці найбільша температура досягає позначки +116 градусів, найменша опускається до -164 градусів. Супутник Землі в чотириста разів менший за Сонце і в чотириста разів ближче до нашої планети.
Земля є єдиною планетою, яку назвали над честь древнього божества.
Щоб здійснити оборот навколо Землі, у Місяця йде трохи більше 27 днів. Наша планета обертається навколо Сонця протягом одного року (365 днів). Щоб світло від Сонця дійшло до нас, потрібно вісім із половиною хвилин.
Вага нашої планети складає близько 600 трлн тонн.
Кількість членів унікальної комп'ютерної програми SETI, яка надає можливість кожному користувачеві Всесвітньої павутини брати участь у пошуку інопланетян, становить понад три мільйони.
Вивчаючи цікаві факти про зірки і планети, вчені дійшли висновку, що обсяг Сатурна більший за Землю в 758 разів. Однак ця планета є неймовірно легкою. Якщо покласти її у найбільший акваріум із водою, то вона почне плавати на його поверхні.
Церера є найбільшим астероїдом. Його радіус складає близько 470 км. Він є першим астероїдом, який було виявлено людиною. Ним став італієць П'яцці. Сталася ця дивовижна подія у січні 1801 року.
Сучасні вчені поділяють небо на вісімдесят вісім секторів. Їх прийнято називати сузір'ями. До цікавих фактів про зірок можна віднести ще те, що Сонце рухається Галактикою зі швидкістю 250 кілометрів на секунду. Якщо порівнювати з нашою планетою, то його вага в 333 тисячі разів більша. Сонцю потрібно двісті мільйонів років, щоб зробити пролетіти навколо центру Галактики.
Ця зірка на 30% складається з гелію, а на 70% - із водню. Її радіус приблизно в 218 разів більший за діаметр Землі.
Око людини здатне розрізняти на небі до 5000 зірок. Фахівці вважають, що в нашій галактиці є близько 410 мільярдів зірок.
Щороку кілька тисяч кілограмів міжпланетного пилу виявляється на нашій планеті.
Наша Сонячна система знаходиться в спіральному рукаві Чумацького шляху. Він складається не тільки зі зірок, але ще пилу та газу.
7 зірок знаходяться на відстані десяти світлових років від Землі. Найбільш близькою до нас вважається Проксіма, що входить до системи альфа Центавра.
Маса нашої планети за останні п'ятсот років зросла на 1 мільярд тонн. Причиною цього є вплив космічної речовини.
Висота височин на Марсі становить 21-26 кілометрів. Атмосфера там на 95% складається із оксиду вуглецю.
Дивним фактом є те, що щодня на нашу планету падає приблизно 200 тисяч метеоритів.
Планету Уран можна побачити із Землі. Важливо, що для цього не треба використовувати спеціальне обладнання. Розглянути його можна неозброєним оком. Однак це є можливим за умови гарної погоди та безмісячної ночі.
Цікаве відео про Космос у відео. Дивовижні факти:
13.04.2014
Зірки протягом усієї історії були цікавими об'єктами дослідження. Від стародавніх греків і до наших сучасних астрономів люди постійно шукають нові зірки інші планети і галактики. І цікаві факти про зірокзавжди нас інтригують. Всесвіт постійно розширюється, а також змінюється, таким чином, щоразу, коли астроном дивиться в підзорну трубу, він може побачити те, чого там не було за день до цього! І в цьому місці, сповненому такого здивування та такого невідомого, є тонни фактів про зірок. Ми хочемо вам представити наш топ-10 найцікавіші факти про зірок.
№ 10. Червоні карлики:
Найбільш поширеними зірками у всесвіті є червоні карлики. Здебільшого це відбувається через їх низьку масу, що дозволяє їм жити протягом дуже довгого часу, перш ніж перетворитися на білих карликів.
№ 9. Хімічний склад зірок:
Майже всі зірки у всесвіті мають однаковий хімічний склад та реакція ядерного синтезувідбувається у кожній зірці і є практично ідентичною, визначаючись лише запасом палива.
№ 8. Нейтронні зірки:
Як ми знаємо як і білий карлик, нейтронні зірки є одним із кінцевих процесів еволюції зірок, багато в чому виникаючи після вибуху наднової. Раніше часто важко було відрізнити білого карлика від нейтронної зірки, зараз вчені за допомогою
Телескопи знайшли відмінності в них. Нейтронна зірказбирає навколо себе більше світлаі легко побачити з допомогою інфрачервоних телескопів. Восьме місце серед цікавих фактів про зірок.
№ 7. Чорна діра:
Завдяки своїй неймовірній масі, згідно загальної теоріївідносності Ейнштейна, чорна діра насправді, це вигин простору, таким чином, що все в межах їхнього гравітаційного поля виштовхується до нього. Гравітаційне поле чорної дірки настільки сильне, що навіть світло не може уникнути її.
№ 6. Масивна зірка:
На скільки ми знаємо, коли у зірки закінчується паливо, зірка може зростати в розмірах більш ніж у 1000 разів, далі вона перетворюється на білого карлика, а через швидкість реакції вибухають. Ця реакція більш відома як наднова. Вчені припускають, що у зв'язку з цим довгим процесом і утворюються такі загадкові чорні дірки.
№ 5. Злиття зірок у небі:
Багато зірок, які ми спостерігаємо в нічному небі, можуть здаватися одним проблиском світла. Однак, це не завжди так. Більшість зірок, які ми бачимо в небі, насправді дві зіркові системи, або бінарні зіркові системи. Вони просто неймовірно далеко і нам здається, що ми бачимо лише одну плямку світла.
№ 4. Тривалість життя зірок:
Зірки, які мають найкоротшу тривалість життя, є найбільш масивними. Вони є високою масою хімічних речовин і зазвичай спалюють своє паливо набагато швидше.
№ 3. Мерехтіння зірок:
Не дивлячись на те, що нам іноді здається, що Сонце і зірки мерехтять, насправді це не так. Ефект мерехтіння є лише світлом від зірки, який у цей час проходить через атмосферу Землі, але ще не досяг наших очей. Третє місце серед найцікавіших фактів про зірок.
№ 2. Великі відстані до зірок:
Відстані, що беруть участь в оцінці того, наскільки далеко до зірки неймовірно величезні. Розглянемо приклад: До найближчої до землі зірка знаходиться на відстані приблизно 4.2 світлових років, і щоб дістатися до неї, навіть на найшвидшому нашому кораблі, знадобиться близько 70 000 років.
№ 1. Температура зірок:
Найхолодніша відома зірка, це коричневий карлик «CFBDSIR 1458+10B», що має температуру близько 100 °C.
Найгарячіша відома зірка, це блакитний понад гігант, що знаходиться в чумацькому шляху під назвою «Дзета Корми», її температура більше 42 000 °C.
Споконвіку Людина намагалася дати назву предметам і явищам, які його оточували. Це стосується і небесних тіл. Спочатку назви отримали найяскравіші, добре видимі зірки, з часом – та інші.
Деякі зірки отримали назви відповідно до положення, яке вони займають у сузір'ї. Наприклад, зірка Денеб, що знаходиться в сузір'ї Лебедя (слово перекладається як «хвіст»), дійсно дислокується в цій частині тіла уявного лебедя. Ще один приклад. Зірка Омікрон, вона більше відома під назвою Світу, що перекладається з латинського як «дивовижна», знаходиться у сузір'ї Китаю. Світу має здатність змінювати свою яскравість. На тривалі періоди вона взагалі зникає з поля зору, маю на увазі спостереження неозброєним оком. Назва зірки пояснюється її специфікою. В основному зірки отримали назви в епоху античності, тому немає нічого дивного в тому, що більшість назв має латинське, грецьке, а пізніше і арабське коріння.
Відкриття зірок, видимий блиск яких згодом змінюється, призвело до спеціальних позначень. Вони позначаються великими латинськими літерами, за якими слідує назва сузір'я в родовому відмінку. Але перша змінна зірка, виявлена у якомусь сузір'ї, позначається буквою A. Відлік ведеться від букви R. Наступна зірка позначається буквою S тощо. Коли всі літери алфавіту вичерпані, починається нове коло, тобто після Z знову використовується A. У цьому літери можуть подвоюватися, наприклад «RR». "R Лева" означає, що це перша відкрита змінна зірка в сузір'ї Лева.
ЯК НАРОДЖУЄТЬСЯ ЗІРКА.
Зірки народжуються, коли хмара, що складається в основному з міжзоряного газу та пилу, стискується та ущільнюється під дією власної гравітації. Вважається, що саме цей процес призводить до утворення зірок. За допомогою оптичних телескопів астрономи можуть побачити ці зони, вони подібні до темних плям на яскравому тлі. Їх називають "гігантськими комплексами молекулярних хмар", тому що водень входить до їх складу у формі молекул. Ці комплекси, або системи, поряд з кульовими зоряними скупченнями, є найбільш великі структурив галактиці, їхній діаметр іноді досягає 1300 світлових років.
Молодші зірки, їх називають «зіркове населення I», утворилися з залишків, що в результаті спалахів старих зірок, їх називають «зоряне населення II». Спалах вибухового характеру викликає ударну хвилюяка доходить до найближчої туманності і провокує її стиск.
Глобули Бока .
Отже, відбувається стиск частини туманності. Одночасно з цим процесом починається утворення щільних темних газопилових хмар круглої форми. Їх називають "глобули Бока". Бок – американський астроном голландського походження (1906–1983) – вперше описав глобули. Маса глобул приблизно 200 разів перевищує масу нашого Сонця.
У міру того, як глобула Бока продовжує згущуватися, її маса збільшується, притягуючи до себе завдяки гравітації матерію із сусідніх областей. У зв'язку з тим, що внутрішня частина глобули згущується швидше, ніж зовнішня, глобула починає розігріватися та обертатися. За кілька сотень тисяч років, під час яких відбувається стиск, утворюється протозірка.
Еволюція протозірки.
Завдяки збільшенню маси до центру протозірки притягується дедалі більше матерії. Енергія, що вивільнилася з газу, що стискається всередині, трансформується в тепло. Тиск, щільність та температура протозірки підвищуються. Через підвищення температури зірка починає світитись темно-червоним світлом.
Протозірка має дуже великі розміри, і хоча теплова енергіярозподіляється на всій її поверхні, вона все одно залишається відносно холодною. В ядрі температура зростає і досягає кількох мільйонів градусів за Цельсієм. Обертання та кругла форма протозірки дещо видозмінюються, вона стає більш плоскою. Цей процес триває мільйони років.
Побачити молоді зірки важко, тому що вони ще оточені темною хмарою пилу, через яку практично не видно блиск зірки. Але їх можна розглянути за допомогою особливих інфрачервоних телескопів. Гаряче ядро протозірки оточене диском, що обертається з матерії, що володіє великою силою тяжіння. Ядро настільки розігрівається, що починає викидати матерію з двох полюсів, де опір мінімальна. Коли ці викиди стикаються з міжзоряним середовищем, вони уповільнюють рух і розсіюються по обидва боки, утворюючи краплеподібну або аркоподібну структуру, відому під назвою "об'єкт Хербіка-Харо".
Зірка чи планета?
Температура протозірки сягає кількох тисяч градусів. Подальший розвиток подій залежить від габаритів цього небесного тіла; якщо маса невелика і становить менше 10% від маси Сонця, це означає, що немає умов проходження ядерних реакцій. Така протозірка не зможе перетворитися на справжню зірку.
Вчені розрахували, що для перетворення небесного тіла, що стискається, в зірку його мінімальна маса повинна становити не менше 0,08 від маси нашого Сонця. Газовмісна хмара менших розмірів, згущуючи, поступово охолоджуватиметься і перетвориться на перехідний об'єкт, щось середнє між зіркою і планетою, це так званий «коричневий карлик».
Планета Юпітер є небесний об'єкт занадто малих розмірів, щоб стати зіркою. Якби він був більшим, можливо, в його надрах почалися б ядерні реакції, і він поряд із Сонцем сприяв би появі системи подвійних зірок.
Ядерні реакції.
Якщо маса протозірки велика, вона продовжує згущуватися під впливом своєї гравітації. Тиск і температура в ядрі зростають, температура поступово сягає 10 мільйонів градусів. Цього достатньо для з'єднання атомів водню та гелію.
Далі активізується « ядерний реактор» протозірки, і вона перетворюється на звичайну зірку. Потім виділяється сильний вітер, який розганяє навколишню оболонку із пилу. Після цього можна бачити світло, що виходить із зірки, що утворилася. Ця стадія називається "фаза Т-Тельці", вона може тривати 30 мільйонів років. З залишків газу та пилу, що оточують зірку, можливе утворення планет.
Народження нової зіркиможе спричинити ударну хвилю. Дійшовши до туманності, вона провокує конденсацію нової матерії, і процес звездообразования продовжиться у вигляді газопилових хмар. Невеликі за розміром зірки слабкі та холодні, великі ж – гарячі та яскраві. Більшість свого існування зірка балансує у стадії рівноваги.
ХАРАКТЕРИСТИКА ЗІРОК.
Спостерігаючи за небом навіть озброєним оком, можна відразу відзначити таку особливість зірок, як яскравість. Одні зірки дуже яскраві, інші – слабші. Без спеціальних приладівв ідеальних умовахвидимості можна розглянути близько 6000 зірок. Завдяки біноклю чи телескопу наші можливості значно зростають, ми можемо милуватися мільйонами зірок Чумацького шляху та зовнішніх галактик.
Птолемей та «Альмагест».
Першу спробу скласти каталог зірок, ґрунтуючись на принципі ступеня їхньої світності, зробив еллінський астроном Гіппарх із Нікеї у II столітті до н.е. Серед його численних праць фігурував і «Зоряний каталог», що містить опис 850 зірок, класифікованих за координатами та світністю. Дані, зібрані Гіппархом, а він, крім цього, відкрив і явище прецесії, були опрацьовані та отримали подальший розвитокзавдяки Клавдію Птолемею з Олександрії у ІІ. н.е. Він створив фундаментальний опус "Альмагест" у тринадцяти книгах. Птолемей зібрав усі астрономічні знання того часу, класифікував їх і виклав у доступній та зрозумілій формі. До «Альмагеста» увійшов і «Зоряний каталог». У його основу було покладено спостереження Гіппарха, зроблені чотири століття тому. Але «Зоряний каталог» Птолемея містив приблизно тисячу зірок більше.
Каталогом Птолемея користувалися практично всюди протягом тисячоліття. Він розділив зірки на шість класів за ступенем світності: найяскравіші були віднесені до першого класу, менш яскраві – до другого тощо.
До шостого класу відносяться зірки, що ледь помітні неозброєним оком. Термін «сила свічення небесних тіл» використовується і в даний час для визначення міри блиску небесних тіл, причому не тільки зірок, але також туманностей, галактик та інших небесних явищ.
Зоряна величина у сучасній науці.
У ХІХ ст. англійський астроном Норман Погсон удосконалив метод класифікації зірок за принципом світності, що існував з часів Гіппарха та Птолемея. Погсон врахував, що різниця у плані світності між двома класами 2,5. Погсон ввів нову шкалу, за якою різниця між зірками першого та шостого класів становить 100 а. Тобто відношення блиску зірок першої зоряної величини становить 100. Це відношення відповідає інтервалу 5 зоряних величин.
Відносна та абсолютна зоряна величина.
Зоряна величина, виміряна з допомогою спеціальних приладів, вмонтованих телескоп, вказує, скільки світла зірки сягає спостерігача Землі. Світло долає відстань від зірки до нас, і, чим далі розташована зірка, тим слабкішою вона здається. Тобто щодо зоряної величини необхідно брати до уваги відстань до зірки. У даному випадкумова йде про відносну зоряну величину. Вона залежить від відстані.
Є зірки дуже яскраві та дуже слабкі. Для порівняння яскравості зірок незалежно від їх відстані до Землі було введено поняття «абсолютна зоряна величина». Вона характеризує блиск зірки на певній відстані 10 парсек (10 парсек = 3,26 світлового року). Для визначення абсолютної зоряної величини потрібно знати відстань до зірки.
Колір зірок.
Наступною важливою характеристикою зірки є її колір. Розглядаючи зірки навіть неозброєним оком, можна побачити, що вони всі однакові.
Є блакитні, жовті, оранжеві, червоні зірки, а не лише білі. Колір зірок багато говорить астрономам, насамперед залежить від температури поверхні зірки. Червоні зірки – найхолодніші, їх температура становить приблизно 2000-3000 о С. Жовті зірки, як наше Сонце, мають середню температуру 5000-6000 про С. Найгарячіші – білі та блакитні зірки, їх температура становить 50000-60 .
Загадкові лінії.
Якщо пропустити світло зірки через призму, ми отримаємо так званий спектр, він перетинатиметься лініями. Ці лінії є своєрідною «ідентифікаційною картою» зірки, оскільки за ними астрономи можуть визначити хімічний склад поверхневих шарів зірок. Лінії належать до різних хімічних елементів.
Порівнюючи лінії у зоряному спектрі з лініями, виконаними у лабораторних умовах, можна визначити, які хімічні елементи входять до складу зірок. У спектрах основними є лінії водню та гелію, саме ці елементи становлять основну частину зірки. Але трапляються й елементи групи металів – залізо, кальцій, натрій та інших. У сонячному яскравому спектрі видно лінії багатьох хімічних елементів.
ДІАГРАМА ГЕРЦШПРУНГА-РЕСЕЛЛА.
Серед параметрів, що характеризують зірку, існують два найголовніші – це температура та абсолютна зоряна величина. Температурні показники тісно пов'язані із кольором зірки, а абсолютна зоряна величина – зі спектральним класом. Мається на увазі класифікація зірок інтенсивності ліній у тому спектрах. Згідно з класифікацією, що використовується в даний час, зірки відповідно до їх спектрів діляться на сім основних спектральних класів. Вони позначені латинськими літерами O, B, A, F, G, K, M. Саме у цій послідовності температура зірок знижується від кількох десятків тисяч градусів класу O до 2000-3000 градусів зірок типу M.
Абсолютна зоряна величина, тобто. міра блиску, вказує кількість енергії, що випромінюється зіркою. Її можна вирахувати теоретично, знаючи відстань зірки.
Видатна ідея.
Ідея зв'язати між собою два основні параметри зірки спала на думку двом ученим у 1913 році, причому вони вели роботи незалежно одна від одної.
Йдеться про голландського астронома Ейнара Герцшпрунга і американського астрофізика Генрі Норріса Ресселла. Вчені творили з відривом тисяч кілометрів друг від друга. Вони склали графік, що зв'язав воєдино два основні параметри. Горизонтальна вісь відбиває температуру, вертикальна – абсолютну зоряну величину. В результаті вийшла діаграма, якій було присвоєно імена двох астрономів - діаграма Герцшпрунга-Ресселла, або, простіше, діаграма Г-Р.
Зірка – критерій.
Подивимося, як складається діаграма Р-Р. Насамперед, необхідно вибрати зірку-критерій. Для цього підходить зірка, відстань до якої відома, або інша – з обчисленою абсолютною зоряною величиною.
Слід мати на увазі, що інтенсивність світності будь-якого джерела, свічка, лампочка або зірка, змінюється в залежності від відстані. Математично це виражається так: інтенсивність світності "I" на певній відстані "d" від джерела обернено пропорційна "d2". Фактично це означає, що й відстань збільшується вдвічі, то інтенсивність світності зменшується вчетверо.
Потім слід визначити температуру вибраних зірок. Для цього треба ідентифікувати спектральний клас, колір і після цього визначити температуру. Нині замість спектрального типу використовується інший еквівалентний йому показник – індекс кольору.
Ці два параметри наносяться на одну площину з температурою, що знижується зліва направо, на абсцис. Абсолютна світність фіксується на ординаті, підвищення відзначається знизу нагору.
Головна послідовність.
На діаграмі Р-Р зірки розташовуються вздовж діагональної лінії, що йде знизу вгору і зліва направо. Ця смуга називається Головна послідовність. Зірки, що входять до її складу, називаються зірками Головної послідовності. Сонце відноситься саме до цієї групи. Це група жовтих зірокіз поверхневою температурою приблизно 5600 градусів. Зірки Головної послідовності перебувають у найбільш «спокійній фазі» свого існування. У надрах їх ядер атоми водню перемішуються, утворюється гелій. Фаза головної послідовності складає 90% часу існування зірки. Зі 100 зірок 90 знаходяться саме в цій фазі, хоча розподіляються по різних позиціях залежно від температури та світності.
Головна послідовність являє собою «вузьку область», це свідчить про те, що зірки важко зберігають баланс між силою тяжіння, яка тягне всередину, і силою, що утворюється в результаті ядерних реакцій, вона тягне до зовнішньої сторони зони. Зірка, подібна до Сонця, дорівнює 5600 градусів, для підтримки балансу повинна мати абсолютну зоряну величину порядку +4,7. Це випливає із діаграми Г-Р.
Червоні гіганти та білі карлики.
Червоні гіганти знаходяться у верхній зоні справа, розташованої з зовнішньої сторониГоловний послідовності. Характерною рисою цих зірок є дуже низька температура(приблизно 3000 градусів), але при цьому вони яскравіші за зірки, що мають ідентичну температуру і розташовані в Головній послідовності.
Звичайно, виникає питання: якщо енергія, що випромінюється зіркою, залежить від температури, то чому ж зірки з однаковою температурою мають різний ступінь світності. Пояснення слід шукати у розмірі зірок. Червоні гіганти яскравіші тому, що їхня випромінююча поверхня набагато більша, ніж у зірок з Головної послідовності.
Невипадково цей тип зірок отримав назву «гіганти». Справді, їхній діаметр може перевищувати діаметр Сонця в 200 разів, ці зірки можуть займати простір у 300 мільйонів км, що вдвічі більше відстанівід Землі до Сонця! За допомогою положення про вплив розміру зірки спробуємо пояснити деякі моменти існування інших зірок – білих карликів. Вони розташовані внизу ліворуч у діаграмі Г-Р.
Білі карлики дуже гарячі, але зовсім неяскраві зірки. При однаковій температурі з великими та гарячими біло-блакитними зірками Головної послідовності білі карлики набагато менші за розмірами. Це дуже щільні та компактні зірки, вони в 100 разів менші за Сонце, їх діаметр приблизно такий самий, як земний. Можна навести яскравий прикладвисокої щільності білих карликів – один кубічний сантиметрматерії, з якої вони складаються, має важити близько однієї тонни!
Кульові зоряні скупчення.
При складанні діаграм Г-Р кульових зоряних скупчень, а них знаходяться в основному старі зірки, дуже складно визначити Головну послідовність. Її сліди фіксуються переважно у нижній зоні, де концентруються холодніші зірки. Це пов'язано з тим, що гарячі та яскраві зірки вже пройшли стабільну фазу свого існування і переміщуються вправо, до зони червоних гігантів, а якщо минули її, то до зони білих карликів. Якби люди були в змозі простежити за своє життя всі еволюційні стадії зірки, вони змогли б побачити, як вона змінює свої характеристики.
Наприклад, коли водень у ядрі зірки припиняє горіти, температура у зовнішньому шарі зірки знижується, сам шар розширюється. Зірка виходить із фази Головної послідовності та прямує у праву частину діаграми. Це стосується насамперед великих за масою зірок, найяскравіших - саме цей тип еволюціонує швидше.
З часом зірки виходять із Головної послідовності. На діаграмі фіксується "turning point" - "поворотна точка", завдяки ній, можливо, досить точно обчислити вік зірок скупчень. Чим вище на діаграмі знаходиться «поворотна точка», тим молодше скупчення, і, чим нижче на діаграмі вона знаходиться, тим старше за віком зоряне скупчення.
Значення діаграми.
Діаграма Герцшпрунга-Ресселла надає велику допомогу у вивченні еволюції зірок протягом їхнього існування. За цей час зірки зазнають змін, трансформацій, у якісь періоди вони дуже глибокі. Нам вже відомо, що зірки відрізняються не за власними характеристиками, а за типами фаз, у яких вони перебувають у той чи інший час.
За допомогою цієї діаграми можна обчислити відстань до зірок. Можна вибрати будь-яку зірку, що знаходиться в Головній послідовності, з певною температурою і подивитися її просування на діаграмі.
РОЗПОСІЙ ДО ЗІРОК.
Коли ми дивимося на небо неозброєним оком, зірки, навіть найяскравіші, здаються нам блискучими точками, розташованими на однаковій відстані. Небесне склепіння розкинулося над нами як килим. Невипадково позиції зірок виражені лише у двох координатах (пряме сходження і відмінювання), а чи не у трьох, немов вони розташовані лежить на поверхні, а чи не тривимірному просторі. За допомогою телескопів ми не можемо отримати всю інформацію про зірки, наприклад, за фотографіями космічного телескопа «Хаббл» ми не можемо точно визначити, на якій відстані зірки.
Глибина простору.
Про те, що Всесвіт має і третій вимір – глибину, люди дізналися відносно недавно. Тільки на початку XIX століття завдяки вдосконаленню астрономічного обладнання та інструментів вчені змогли виміряти відстань до деяких зірок. Першою була зірка 61 Лебедя. Астрономом Ф.В. Бессель встановив, що вона знаходиться на відстані 10 світлових років. Бессель був одним із перших астрономів, які виміряли «річний паралакс». До цього часу метод «річного паралаксу» лежить в основі виміру відстані до зірок. Це чисто геометричний метод – досить виміряти кут і визначити результат.
Але простота методу який завжди відповідає результативності. Через велику віддаленість зірок кути дуже маленькі. Їх можна виміряти за допомогою телескопів. Кут паралаксу зірки Проксима Центавра, найближчої з потрійної системи Альфа Центавра, маленький (0.76 точний варіант), але під таким кутом можна розглянути монету сто лір на відстані десятка кілометрів. Зрозуміло, що далі відстань, то меншим стає кут.
Неминучі неточності.
Помилки щодо визначення паралаксу цілком можливі, причому їх кількість збільшується в міру видалення об'єкта. Хоча, за допомогою сучасних телескопів, можна виміряти кути з точністю до тисячної, помилки все одно будуть: на відстані 30 світлових років вони становитимуть приблизно 7%, 150 св. років – 35%, а 350 св. років – до 70%. Зрозуміло, великі неточності роблять виміри марними. Використовуючи метод паралакса, можна успішно визначити відстані до декількох тисяч зірок, розташованих в районі приблизно 100 світлових років. Але в нашій галактиці знаходяться понад 100 мільярдів зірок, діаметр яких складає 100 000 світлових років!
Існує кілька варіантів методу "річного паралаксу", наприклад "віковий паралакс". Метод враховує рух Сонця та всієї Сонячної системи у напрямку сузір'я Геракла, зі швидкістю 20км/сек. За такого руху вчені мають можливість зібрати необхідну базу даних щодо успішного розрахунку паралакса. За десять років отримано інформації у 40 разів більше, ніж це було можливо раніше.
Потім за допомогою тригонометричних обчисленьвизначається відстань до певної зірки.
Відстань до зоряних скупчень.
Простіше обчислити відстань до зоряних скупчень, особливо розсіяних. Зірки розташовані відносно близько одна від одної, тому, обчисливши відстань до однієї зірки, можна визначити і відстань до всього зоряного скупчення.
Крім того, у цьому випадку можна використовувати статистичні методи, що дозволяють скоротити кількість неточностей. Наприклад, метод «точок, що сходяться», він часто застосовується астрономами. Він грунтується на тому, що при тривалому спостереженні за зірками розсіяного скупчення виділяються ті, що рухаються до загальної точки, вона і називається точкою, що сходить. Вимірявши кути та радіальні швидкості (тобто швидкості наближення до Землі та віддалення від неї), можна визначити відстань до зоряного скупчення. При використанні цього методу можливо 15% неточностей на відстані 1500 світлових років. Він використовується і при відстанях 15 000 світлових років, що цілком підходить для небесних тіл у нашій Галактиці.
Main Sequence Fitting - Встановлення Головної послідовності.
Для визначення відстані до далеких зоряних скупчень, наприклад до Плеяд, можна діяти так: побудувати діаграму Г-Р, на вертикальної осівідзначити видиму зоряну величину (а чи не абсолютну, т.к. залежить від відстані), залежить від температури.
Потім слід порівняти отриману картину з діаграмою Г-Р Іад, у неї багато загальних рисщодо Головних послідовностей. Поєднавши дві діаграми якомога щільніше, можна визначити Головну послідовність зоряного скупчення, відстань до якого треба виміряти.
Потім слід використовувати рівняння:
m-M=5log(d)-5, де
m – видима зоряна величина;
M – абсолютна зоряна величина;
d – відстань.
По-англійськи цей метод називається Main Sequence Fitting. Його можна використовувати до таких розсіяних зоряних скупчень, як NGC 2362, Альфа Персея, III Цефея, NGC 6611. -Надгігантів. Але дані вийшли суперечливі. За допомогою методу Main Sequence Fitting можливо визначити відстань до 20000-25000 світлових років, це п'ята частина нашої Галактики.
Інтенсивність світла та відстань.
Чим далі розташоване якесь небесне тіло, тим його світло здається слабшим. Це положення узгоджується з оптичним законом, відповідно до якого інтенсивність світла «I» обернено пропорційна відстані, зведеній у квадрат «d».
Наприклад, якщо якась галактика знаходиться на відстані 10 мільйонів світлових років, то інша галактика, розташована в 20 мільйонах світлових років, має блиск у чотири рази менший у порівнянні з першою. Тобто з математичної точки зору зв'язок між двома величинами "I" і "d" точний і вимірюваний. Говорячи мовою астрофізики, інтенсивність світла є абсолютною величиною зоряної величиною М якогось небесного об'єкта, відстань до якого слід виміряти.
Використовуючи рівняння m-M=5log(d)-5 (воно відображає закон про зміну блиску) і знаючи, що m завжди можна визначити за допомогою фотометра, а відома М, вимірюється відстань «d». Отже, знаючи абсолютну зоряну величину за допомогою розрахунків визначити відстань не складно.
Міжзоряне поглинання.
Одна з головних проблем, пов'язаних із методами вимірювання відстані – проблема поглинання світла. По дорозі на Землю світло долає величезні відстані, воно проходить через міжзоряний пил та газ. Відповідно частина світла адсорбується, і коли він доходить до встановлених Землі телескопів, вже має непервісну силу. Вчені називають це "екстинкцією", ослабленням світла. Дуже важливо обчислити кількість екстинкції під час використання низки методів, наприклад, кандели. При цьому повинні бути відомі точно абсолютні зіркові величини.
Нескладно визначити екстинкцію для нашої Галактики – достатньо взяти до уваги пил та газ Чумацького Шляху. Найважче визначити екстинкцію світла від об'єкта з іншої галактики. До екстинкції шляхом прямування в нашій Галактиці треба додати і частину поглиненого світла з іншої.
ЕВОЛЮЦІЯ ЗІРОК.
Внутрішнє життя зірки регулюється впливом двох сил: сили тяжіння, яка протидіє зірці, утримує її, і сили, що звільняється при ядерних реакціях, що відбуваються в ядрі. Вона, навпаки, прагне "виштовхнути" зірку в далекий простір. Під час стадії формування щільна та стисла зірка знаходиться під сильним впливомгравітації. В результаті відбувається сильне нагрівання, температура сягає 10-20 мільйонів градусів. Цього достатньо для початку ядерних реакцій, внаслідок яких водень перетворюється на гелій.
Потім протягом тривалого періоду дві сили врівноважують одна одну, зірка перебуває у стабільному стані. Коли ядерне пальне ядра потроху вичерпується, зірка входить у фазу нестабільності, дві сили протистоїть. Для зірки настає критичний момент, в дію вступають різні фактори- Температура, щільність, хімічний склад. На перше місце виступає маса зірки, саме від неї залежить майбутнє цього небесного тіла – або зірка спалахне, як наднова, або перетвориться на білого карлика, нейтронну зірку чи чорну дірку.
Як вичерпується водень.
Тільки дуже великі серед небесних тіл стають зірками, менші стають планетами. Є й тіла середньої маси, вони занадто великі, щоб ставитися до класу планет, і занадто маленькі і холодні для того, щоб у надрах відбувалися ядерні реакції, характерні для зірок.
Отже, зірка формується з хмар, що з міжзоряного газу. Як зазначалося, досить тривалий час зірка перебуває у врівноваженому стані. Потім настає період нестабільності. Подальша доля зірки залежить від різних факторів. Розглянемо гіпотетичну зірку невеликого розміру, маса якої становить від 01 до 4 сонячних мас. Характерною рисою зірок, мають малу масу, є конвекції у внутрішніх шарах, тобто. речовини, що входять до складу зірки, не змішуються, як це відбувається у зірок, що мають велику масу.
Це означає, що коли водень у ядрі закінчується, нових запасів цього елемента у зовнішніх шарах немає. Водень, згоряючи, перетворюється на гелій. Потроху ядро розігрівається, поверхневі шари дестабілізують власну структуру, і зірка, як можна бачити за діаграмою Г-Р, повільно виходить із Головної послідовності. У новій фазі щільність матерії всередині зірки підвищується, склад ядра дегенерує, в результаті з'являється особлива консистенція. Вона відрізняється від нормальної матерії.
Видозміна матерії.
Коли видозмінюється матерія, тиск залежить тільки від щільності газів, а не від температури.
На діаграмі Герцшпрунга-Ресселла зірка зрушується вправо, а потім нагору, наближаючись до області червоних гігантів. Її розміри значно збільшуються, і через це температура зовнішніх шарів падає. Діаметр червоного гіганта може сягати сотень мільйонів кілометрів. Коли наше сонце увійде в цю фазу, воно «проковтне» і Меркурій і Венеру, а якщо не зможе захопити і Землю, то розігріє її настільки, що життя на нашій планеті перестане існувати.
За час еволюції зірки температура її ядра підвищується. Спочатку відбуваються ядерні реакції, потім після досягнення оптимальної температури починається плавлення гелію. Коли це відбувається, раптове підвищення температури ядра викликає спалах, і зірка швидко переміщається в ліву частинудіаграми Г-Р. це так званий "helium flash". У цей час ядро, що містить гелій, згоряє разом із воднем, що входить до складу оболонки, що оточує ядро. На діаграмі Г-Р ця стадія фіксується вправо просування по горизонтальній лінії.
Останні фази еволюції.
При трансформації гелію у вуглеводень ядро видозмінюється. Його температура підвищується до того часу, поки вуглець не почне горіти. Відбувається новий спалах. У кожному разі під час останніх фаз еволюції зірки відзначається значна втрата її маси. Це може відбуватися поступово або різко, під час спалаху, коли зовнішні шари зірки лопаються, як велика міхура. У останньому випадкуутворюється планетарна туманність - оболонка сферичної форми, що поширюється в космічному просторізі швидкістю кілька десятків і навіть сотень км/сек.
Кінцева доля зірки залежить від маси, що залишилася після того, що відбувається з нею. Якщо вона під час всіх перетворень та спалахів викинула багато матерії і її маса не перевищує 1,44 сонячної маси, зірка перетворюється на білого карлика. Ця носить назву «ліміт Чандрасекара» на честь пакистанського астрофізика Субрахманьяна Чандрасекара. Це максимальна маса зірки, коли катастрофічний кінець може відбутися через тиск електронів в ядрі.
Після спалаху зовнішніх шарів ядро зірки залишається, і його поверхнева температура дуже висока - близько 100 000 о К. Зірка рухається до лівого краю діаграми Г-Р і спускається вниз. Її світність зменшується, оскільки зменшуються розміри.
Зірка повільно сягає зони білих карликів. Це зірки невеликого діаметру, але які відрізняються дуже високою щільністю, у півтора мільйона разів більшою за щільність води.
Білий карлик є кінцевою стадією еволюції зірки, без спалахів. Вона потроху остигає. Вчені вважають, що кінець білого карлика проходить дуже повільно, принаймні від початку існування Всесвіту, схоже, жоден білий карлик не постраждав від «термічної смерті».
Якщо ж зірка велика, і її маса більша за Сонце, вона спалахне, як наднова. Під час спалаху зірка може зруйнуватись повністю або частково. У першому випадку від неї залишиться хмара газу із залишковими речовинами зірки. У другому – залишиться небесне тіло найвищої щільності – нейтронна зірка чи чорна діра.
ЗМІННІ ЗІРКИ.
Згідно з концепцією Аристотеля, небесні тіла Всесвіту є вічними та постійними. Але це теорія зазнала значних змін із появою XVII в. перших біноклів. Спостереження, що проводилися протягом наступних століть, продемонстрували, що постійність небесних тіл, що насправді здається, пояснюється відсутністю техніки для спостереження або її недосконалістю. Вчені дійшли висновку, що мінливість є загальною характеристикою всіх видів зірок. Протягом еволюції зірка проходить кілька стадій, під час яких основні характеристики – колір і світність – зазнають глибокі зміни. Вони відбуваються протягом існування зірки, а це десятки чи сотні мільйонів років, тому людина не може бути очевидцем того, що відбувається. У деяких класів зірок зміни, що відбуваються, фіксуються в короткі проміжки часу, наприклад, протягом декількох місяців, днів або частини доби. Зміни зірки, що відбуваються, її світлові потоки можна багаторазово виміряти протягом наступних ночей.
Вимірювання.
Насправді ця проблема не така проста, як здається на перший погляд. Під час проведення вимірювань необхідно враховувати атмосферні умови, а вони змінюються, причому іноді значно протягом однієї ночі. У зв'язку з цим дані про світлові потоки зірок істотно різняться.
Дуже важливо вміти відрізнити справжні зміни світлового потоку, а вони безпосередньо пов'язані з блиском зірки, що здаються, вони пояснюються зміною атмосферних умов.
Для цього рекомендується провести порівняння світлових потоків зірки, що спостерігається, з іншими зірками – орієнтирами, видимими в телескоп. Якщо зміни здаються, тобто. пов'язані зі зміною атмосферних умов, вони торкнуться всіх зірок, що спостерігаються.
Отримати вірні дані про стан зірки на якомусь етапі – це перший щабель. Далі слід скласти «криву блиску» для фіксування можливих змінблиску. Вона показуватиме зміну зоряної величини.
Змінні чи ні.
Зірки, зоряна величина яких непостійна, називають змінними. У деяких із них мінливість лише здається. В основному це зірки, що належать до системи подвійних. При цьому, коли орбітальна площина системи більш менш співпадає з променем зору спостерігача, йому може здаватися, що одна з двох зірок повністю або частково затьмарюється інший і є менш яскравою. У цих випадках зміни періодичні, періоди зміни блиску. затемнених зірокповторюються з інтервалом, що збігається з орбітальним періодом подвійної системи зірок. Ці зірки називаються «потімні змінні».
Наступний клас змінних зірок- "внутрішні змінні". Амплітуди коливань блиску цих зірок залежать від фізичних параметрів зірки, наприклад, від радіусу та температури. Протягом багатьох років астрономи вели спостереження за мінливістю змінних зірок. Тільки в нашій Галактиці зафіксовано 30 000 змінних зірок. Їх поділили на дві групи. До першої відносяться "еруптивні змінні зірки". Їм властиві одноразові або повторювані спалахи. Зміни зоряних величин є епізодичними. До класу «еруптивних змінних», або вибухових, належать також нові та наднові. До другої групи – решта.
Цефеїди.
Існують змінні зірки, блиск яких змінюється строго періодично. Зміни відбуваються через певні часові відтинки. Якщо скласти криву блиску, то вона чітко зафіксує регулярність змін, при цьому форма кривої відзначить максимальні та мінімальні характеристики. Різниця між максимальним та мінімальним коливаннями визначає великий простір між двома характеристиками. Зірки такого типу відносяться до «змінних пульсуючих». По кривій блиску можна дійти невтішного висновку, що блиск зірки зростає швидше, ніж зменшується.
Змінні зірки поділяються на класи. За критерій береться зірка-прототип, саме вона дає назву класу. Як приклад можна навести Цефеїди. Ця назва походить від зірки Цефея. Це найпростіший критерій. Є й інший – зірки поділяються за спектрами.
Змінні зірки можна розділити на підгрупи за різними критеріями.
Подвійні зірки.
Зірки на небесному склепінні існують у вигляді скупчень, асоціація, а не як поодинокі тіла. Зоряні скупчення можуть бути усіяні зірками дуже густо чи ні.
Між зірками можуть існувати і тісніші зв'язки, йдеться про подвійні системи, як їх називають астрономи. У парі зірок еволюція однієї безпосередньо впливає і другу.
Відкриття.
Відкриття подвійних зірок, нині їх саме так називають, стало одним із перших відкриттів, здійснених за допомогою астрономічного бінокля. Першою парою цього типу зірок стала Міцар із сузір'я Великої Ведмедиці. Відкриття зробив італійський астроном Річчолі. Враховуючи величезну кількість зірок у Всесвіті, вчені дійшли висновку, що Міцар серед них не єдина подвійна система, і мали рацію, незабаром спостереження підтвердили цю гіпотезу. В 1804 відомий астроном Вільям Гершель, який присвятив 24 роки науковим спостереженням, опублікував каталог, що містить опис приблизно 700 подвійних зірок. Спочатку вчені не знали точно, чи фізично пов'язані один з одним компоненти подвійної системи.
Деякі світлі уми вважали, що на подвійні зірки діє зоряна асоціація загалом, тим паче у парі блиск складових був неоднаковий. У зв'язку з цим створювалося враження, що вони не поруч. Для з'ясування істинного положення тіл необхідно було виміряти паралактичні зміщення зірок. Цим і зайнявся Гершель. На превеликий подив, паралактичне зміщення однієї зірки по відношенню до іншої при вимірі дало несподіваний результат. Гершель зауважив, що замість симетричного коливання з періодом 6 місяців кожна зірка йде по складному еліпсоїдному шляху. Відповідно до законів небесної механіки два тіла, пов'язані силою тяжіння, рухаються еліптичною орбітою. Спостереження Гершеля підтвердили тезу у тому, що подвійні зірки пов'язані фізично, тобто силами тяжіння.
Класифікація подвійних зірок.
Розрізняють три основні класи подвійних зірок: візуально-подвійні, подвійні фотометричні та спектрально-подвійні. Ця класифікація не відображає повною мірою внутрішні відмінності класів, але дає уявлення про зоряну асоціацію.
Подвійність візуально-подвійних зірок добре видно в телескоп у міру їхнього руху. В даний час ідентифіковано близько 70000 візуально-подвійних, але тільки у 1% з них точно визначено орбіту.
Така цифра (1%) не має дивувати. Річ у тім, що орбітальні періоди можуть становити кілька десятків років, а то й цілі століття. А побудувати шлях по орбіті – дуже копітка праця, що вимагає проведення численних розрахунків та спостережень із різних обсерваторій. Дуже часто вчені мають лише фрагменти руху по орбіті, решту шляху вони відновлюють дедуктивним методом, використовуючи наявні дані. Слід пам'ятати, що орбітальна площина системи може бути нахилена до променя зору. У такому разі відтворена орбіта (видима) значно відрізнятиметься від істинної.
Якщо визначено справжню орбіту, відомий період обігу та кутова відстань між двома зірками, можна, застосувавши третій закон Кеплера, визначивши суму мас компонентів системи. Відстань подвійної зірки до нас при цьому теж має бути відома.
Подвійні фотометричні зірки.
Про двоїстість цієї системи зірок можна судити лише з періодичних коливань блиску. При русі такі зірки змінно загороджують одне одного. Їх також називають «потімно-подвійні зірки». У цих зірок площині орбіт близькі до напряму променя зору. Чим велику площузаймає затемнення, тим паче виражений блиск. Якщо проаналізувати криву блиску подвійних фотометричних зірок, можна визначити нахил орбітальної площини.
За допомогою кривої блиску можна визначити й орбітальний період системи. Якщо зафіксовані, наприклад, два затемнення, крива блиску матиме два зниження (мінімуму). Період часу, за який фіксуються три послідовні зниження по кривій блиску, відповідає орбітальному періоду.
Періоди подвійних фотометричних зірок значно коротші в порівнянні з періодами візуально-подвійних зірок і становлять термін кілька годин або кілька днів.
Спектрально-подвійні зірки.
За допомогою спектроскопії можна відмітити розщеплення спектральних ліній внаслідок ефекту Доплера. Якщо один із компонентів є слабкою зіркою, то спостерігається тільки періодичне коливанняположень одиночних ліній Цей спосіб використовують у випадку, коли компоненти подвійної зірки дуже близькі між собою і їх складно ідентифікувати телескопом як візуально-подвійні зірки. Подвійні зірки, що визначаються за допомогою спектроскопа та ефекту Доплера, називаються спектрально-подвійні. Не всі подвійні зірки є спектральними. Два компоненти подвійних зірок можуть віддалятися та наближатися у радіальному напрямку.
Спостереження свідчать, що подвійні зірки зустрічаються переважно у нашій Галактиці. Важко визначити відсоткове співвідношення подвійних та одинарних зірок. Якщо діяти шляхом віднімання і від усього зоряного населення відняти кількість ідентифікованих подвійних зірок, можна дійти невтішного висновку, що вони становлять меншість. Цей висновок може бути хибним. В астрономії є поняття ефект відбору. Для визначення двоїстості зірок треба ідентифікувати основні характеристики. Для цього потрібне гарне обладнання. Іноді буває складно визначити подвійні зірки. Наприклад, візуально-подвійні зірки не завжди можна побачити на великому видаленнівід спостерігача. Іноді кутова відстань між компонентами не фіксується телескопом. Для того щоб зафіксувати фотометричні та спектрально-подвійні зірки, їх блиск повинен бути досить сильним для збору модуляцій світлового потоку та ретельного вимірювання довжини хвиль спектральних лініях.
Число зірок, відповідних за всіма параметрами для досліджень, не таке велике. За даними теоретичних розробок, можна припустити, що подвійні зірки становлять від 30 до 70% зоряного населення.
НОВІ ЗВІДИ.
Змінні вибухові зірки складаються з білого карлика та зірки Головної послідовності, як Сонце, або післяпослідовності, як червоний гігант. Обидві зірки йдуть вузькою орбітою з періодичністю в кілька годин. Вони знаходяться на близької відстаніодин від одного, у зв'язку з чим вони тісно взаємодіють та викликають ефектні явища.
З середини XIX століття вчені фіксують на оптичній смузі змінних вибухових зірок переважання фіолетового кольоруу певний час це явище збігається з наявністю піків на кривій блиску. За цим принципом зірки поділили на кілька груп.
Класичні нові зірки.
Класичні нові зірки відрізняються від змінних вибухових тим, що їх оптичні спалахи не мають характеру, що повторюється. Амплітуда кривої їх блиску виражена чіткіше, і підйом до максимальній точцівідбувається значно швидше. Зазвичай вони досягають максимального блиску за кілька годин, за цей час нова зірка набуває зоряну величину рівну приблизно 12, тобто світловий потік збільшується на 60000 одиниць.
Чим повільніше відбувається процес підйому до максимуму, тим менш помітна зміна блиску. Нова зірка недовго залишається в положенні «максимум», зазвичай цей період займає час від кількох днів до кількох місяців. Потім блиск починає зменшуватися спочатку швидко, потім повільніше до звичайного рівня. Тривалість цієї фази залежить від різних обставин, але її тривалість становить щонайменше кілька років.
У нових класичних зірок усі ці явища супроводжуються неконтрольованими термоядерними реакціями, що відбуваються в поверхневих шарах білого карлика, саме там знаходиться «запозичений» водень другого компонента зірки. Нові зірки завжди подвійні, один із компонентів обов'язково – білий карлик. Коли маса компонента зірки перетікає до білого карлика, шар водню починає стискатися і розігрівається відповідно температура підвищується, гелій розігрівається. Все це відбувається швидко, різко, в результаті має місце спалах. Випромінювальна поверхня збільшується, блиск зірки стає яскравим, на кривій блиску фіксується сплеск.
Під час активної фазиспалаху нова зірка досягає максимального блиску. Максимальна абсолютна зоряна величина становить від -6 до -9. у нових зірок ця цифра досягається повільніше, у змінних вибухових зірок – швидше.
Нові зірки існують і в інших галактиках. Але те, що ми спостерігаємо, це лише їхня видима зоряна величина, абсолютну визначити не можна, оскільки невідома їхня точна відстань до Землі. Хоча в принципі можна дізнатися абсолютну зоряну величину нової, якщо вона знаходиться в максимальній близькості від іншої нової зірки, відстань до якої відома. Максимальна абсолютна величина обчислюється за рівнянням:
M=-10.9+2.3log(t).
t – це час, протягом якого крива блиску нової зірки падає до 3 зоряних величин.
Карликові нові зірки і нові.
Найближчими родичаминових зірок є карликові нові зірки, їх прототип «U Близнюків». Їх оптичні спалахи практично аналогічні до спалахів нових зірок, але є відмінності в кривих блискавках: їх амплітуди менше. Відзначаються відмінності та в повторюваності спалахів – у нових карликових зіроквони трапляються більш менш регулярно. В середньому раз на 120 днів, але іноді і через кілька років. Оптичні спалахи нових тривають від кількох годин до кількох днів, після чого за кілька тижнів блиск зменшується і нарешті досягає звичайного рівня.
Існуючу різницю можна пояснити різними фізичними механізмами, які провокують оптичний спалах. У «U Близнюків» спалахи відбуваються через раптову зміну відсоткового співвідношення матерії на білому карлику – її збільшення. В результаті має місце величезний викид енергії. Спостереження за карликовими новими зірками у фазі затемнення, тобто коли білий карлик і диск, що оточує його, закриваються зіркою – компонентом системи, що точно свідчать про те, що саме білий карлик, вірніше, його диск є джерелом світла.
Нові зірки, що повторюються, є чимось середнім між класичними новими і карликовими новими зірками. Як випливає з назви, їх оптичні спалахи повторюються регулярно, що ріднить їх з новими карликовими зірками, але відбувається через кілька десятків років. Посилення блиску під час спалаху більш виражене і становить близько 8 зоряних величин, ця риса наближає їх до класичних нових зірок.
РОЗСІЯНІ ЗІРКОВІ СКОПЛЕННЯ.
Розсіяні зоряні скупчення знайти нескладно. Їх називають галактичними скупченнями. Йдеться про утворення, що включають від кількох десятків до кількох тисяч зірок, більша частинаяких видно неозброєним оком. Зоряні скупчення постають перед спостерігачем як ділянка піднебіння, густо усіяна зірками. Як правило, такі області концентрації зірок добре помітні на небі, але буває, причому досить рідко, що скупчення практично невиразне. Для того щоб визначити, чи є якась ділянка неба зоряним скупченням або йдеться про зірки, просто близько розташовані один до одного, слід вивчити їх рух і визначити відстань до Землі. Зірки, що становлять скупчення, рухаються в одному напрямку. Крім того, якщо зірки, що знаходяться не далеко одна від одної, розташовані на однаковій відстані від Сонячної системи, вони, звичайно, пов'язані між собою силами тяжіння і становлять розсіяне скупчення.
Класифікація зоряних скупчень.
Протяжність цих зоряних систем варіюється від 6 до 30 світлових років, середня довжина становить приблизно дванадцять світлових років. Усередині зоряних скупчень зірки сконцентровані хаотично, безсистемно. Скупчення немає чітко вираженої форми. При класифікації зоряних скупчень слід брати до уваги кутові вимірювання, приблизну загальну кількість зірок, ступінь їхньої концентрації в скупченні та різницю в блиску.
У 1930 році американський астроном Роберт Трамплер запропонував класифікувати скупчення за такими параметрами. Усі скупчення поділялися чотирма класу за принципом концентрації зірок і позначалися римськими цифрами від I до IV. Кожен із чотирьох класів ділиться на три підкласи за однорідністю блиску зірок. До першого підкласу відносяться скупчення, в яких зірки мають приблизно один ступінь світності, до третього - із суттєвою різницею в цьому плані. Потім американський астроном ввів ще три категорії класифікації зоряних скупчень за кількістю зірок, які входять у скупчення. До першої категорії «p» належать системи, у яких менше 50 зірок. До другої «m» - скупчення, що мають від 50 до 100 зірок. До третьої – мають понад 100 зірок. Наприклад, згідно з цією класифікацією, зоряне скупчення, позначене в каталозі як «I 3p», являє собою систему, що складається менш ніж з 50 зірок, густо сконцентрованих в небі і з різним ступенем блиску.
Однорідність зірок.
Усі зірки, що відносяться до якогось розсіяного зоряного скупчення, мають характерну рису- Однорідність. Це означає, що вони утворилися з однієї й тієї ж газової хмари і спочатку існування мають однаковий хімічний склад. Крім того, є припущення, що всі вони з'явилися одночасно, тобто мають однаковий вік. Існуючі з-поміж них відмінності можна пояснити різним ходом розвитку, але це визначається масою зірки з її освіти. Вченим відомо, що великі зірки мають менший термін існування порівняно з малими зірками. Великі еволюціонують значно швидше. В основному розсіяні зоряні скупчення є небесними системами, що складаються з відносно молодих зірок. Цей вид зоряних скупчень дислокується переважно у спіральних гілках Чумацького Шляху. Саме ці ділянки були у недавньому минулому активними зонами зіркоутворення. Винятки становлять скупчення NGC 2244, NGC 2264 і NGC6530, їх вік дорівнює декільком десяткам мільйонів років. Це невеликий термін для зірок.
Вік та хімічний склад.
Зірки розсіяних зоряних скупчень пов'язані між собою силою тяжіння. Але через те, що цей зв'язок недостатньо міцний, розсіяні скупчення можуть розпадатися. Це відбувається за тривалий час. Процес розформування пов'язаний із впливом гравітації одиночних зірок, розташованих неподалік скупчення.
Старих зірок у складі розсіяних зоряних скупчень практично немає. Хоча є винятки. Насамперед це стосується великих скупчень, у яких зв'язок між зірками значно сильніше. Відповідно, і вік таких систем більший. Серед них можна відзначити NGC 6791. До складу цього зоряного скупчення входять приблизно 10 000 зірок, його вік становить близько 10 мільярдів років. Орбіти великих зоряних скупчень забирають їх у тривалий час далеко від площині галактики. Відповідно, у них менше можливостей зустрітися з великими молекулярними хмарами, що могло б спричинити розформування зоряного скупчення.
Зірки розсіяних зоряних скупчень подібні за хімічним складом із Сонцем та іншими зірками галактичного диска. Різниця у хімічному складі залежить від відстані від центру Галактики. Чим далі від центру розташоване зоряне скупчення, тим менше елементів групи металів воно містить. Хімічний склад також залежить від віку зоряного скупчення. Це стосується і одиночних зірок.
КУЛЬОВІ ЗІРКОВІ СКОПЛЕННЯ.
Кульові зоряні скупчення, що налічують сотні тисяч зірок, мають дуже незвичайний вигляд: у них сферична форма, і зірки концентруються в них настільки щільно, що навіть за допомогою найпотужніших телескопів неможливо розрізнити одиночні об'єкти. Відзначається сильна концентрація зірок до центру.
Дослідження кульових скупчень має важливе значення в астрофізиці у плані вивчення еволюції зірок, процесу формування галактик, вивчення структури нашої Галактики та визначення віку Всесвіту.
Форма Чумацького Шляху.
Вчені встановили, що кульові скупчення утворилися на початковому етапі формування нашої Галактики – протогалактичний газ мав сферичну форму. Під час гравітаційної взаємодії до завершення стиснення, що призвело до утворення диска, за його межами виявилися згустки матерії, газу та пилу. Саме з них утворилися кульові зоряні скупчення. Причому вони сформувалися до появи диска і залишилися там, де й утворилися. Вони мають сферичну структуру, гало, навколо якого пізніше розташувалася площина галактики. Ось чому кульові скупчення дислокуються симетрично в Чумацькому Шляху.
Вивчення проблеми розташування кульових скупчень, а також проведені вимірювання відстані від них до Сонця дозволили визначити їхню довжину нашої Галактики до центру – вона становить 30000 світлових років.
Кульові зоряні скупчення за часом походження дуже старі. Їхній вік становить 10-20 мільярдів років. Вони є найважливішим елементом Всесвіту, і, безсумнівно, знання цих утвореннях нададуть чималу допомогу у поясненні явищ Всесвіту. На думку вчених, вік цих зоряних скупчень ідентичний віку нашої Галактики, оскільки всі галактики сформувалися приблизно одночасно, отже, можна визначити вік Всесвіту. Для цього до віку кульових зоряних скупчень слід додати час від появи Всесвіту до утворення галактик. У порівнянні з віком кульових зоряних скупчень це зовсім невеликий відрізокчасу.
Усередині ядер кульових скупчень.
Для центральних областей цього виду скупчень характерна високий рівень концентрації зірок, приблизно тисячі разів більше, ніж у найближчих до Сонця зонах. Тільки за останнє десятиліття стало можливим розглянути ядра кульових зоряних скупчень, вірніше ті небесні об'єкти, які знаходяться в самому центрі. Це має велике значення в галузі вивчення динаміки зірок, що входять в ядро, в плані отримання інформації про системи небесних тіл, пов'язаних силами тяжіння, - зоряні скупчення відносяться саме до цієї категорії, - а також у плані вивчення взаємодії між зірками скупчень за допомогою спостережень або обробки даних на комп'ютері.
Через високий рівень концентрації зірок відбуваються справжнісінькі зіткнення, формуються нові об'єкти, наприклад зірки, що мають свої особливості. Можуть з'являтися і подвійні системи, це трапляється, коли зіткнення двох зірок не призводить до їхнього руйнування, а відбувається взаємозахоплення через гравітацію.
Сімейства кульових зоряних скупчень.
Кульові зоряні скупчення нашої Галактики є неоднорідними утвореннями. Розрізняють чотири динамічні сімейства за принципом віддалення від центру Галактики та за хімічним складом. Деякі кульові скупчення мають більше хімічних елементів групи металів, інші менше. Ступінь наявності металів залежить від хімічного складу міжзоряного середовища, з якого утворилися небесні об'єкти. Кульові скупчення з меншою кількістю металів - більш старі, вони розташовуються в гало Галактики. Більший склад металу характерний для молодіших зірок, вони сформувалися з середовища, вже збагаченого металами внаслідок спалахів наднових зірок, - до цього сімейства належать «дискові скупчення», що знаходяться на галактичному диску.
У гало знаходяться «зіркові скупчення внутрішньої частини гало» та «зоряні скупчення зовнішньої частини гало». Є й «зоряні скупчення периферичної частини гало», відстань яких до центру Галактики найбільше.
Вплив довкілля.
Зоряні скупчення вивчаються і поділяються на сімейства не заради класифікації як самоцілі. Класифікація відіграє велику роль і при дослідженні впливу навколишнього зоряного накопичення середовища на його еволюцію. В даному випадку йдеться про нашу Галактику.
Безсумнівно, на зоряне скупчення впливає гравітаційне поле диска Галактики. Кульові зоряні скупчення рухаються навколо галактичного центру еліптичних орбіт і періодично перетинають диск Галактики. Це відбувається раз приблизно у 100 мільйонів років.
Гравітаційне поле та приливні виступи, що виходять від галактичної площини, настільки інтенсивно діють на зоряне скупчення, що воно поступово починає розпадатися. Вчені вважають, що деякі старі зірки, які нині дислокуються в Галактиці, колись входили до складу кульових зоряних скупчень. Нині вони вже зруйнувалися. Вважається, що за мільярд років розпадаються приблизно 5 зоряних скупчень. Це приклад впливу галактичного навколишнього середовища на динамічну еволюцію кульового зоряного скупчення.
Під дією гравітаційного впливугалактичного диска на зоряне скупчення відбувається зміна протяжності скупчення. Мова йде про зірки, розташовані далеко від центру скупчення, на них більшою мірою впливає сила тяжіння галактичного диска, а не самого зоряного скупчення. Відбувається «випаровування» зірок, розміри скупчення зменшуються.
СВЕРХНОВІ ЗІРКИ.
Зірки також народжуються, ростуть і вмирають. Їх кінець може бути повільним і поступовим чи різким та катастрофічним. Це характерно для зірок дуже великих розмірів, які закінчують спалахом, це наднові зірки.
Відкриття наднових зірок.
Протягом століть сутність наднових зірок була невідома вченим, але спостереження за ними велися з незапам'ятних часів. Багато наднових зірок настільки яскраві, що їх можна розглянути неозброєним оком, причому іноді навіть днем. Перші згадки про ці зірки з'явилися в античних хроніках 185 р. н.е. Згодом їх спостерігали регулярно та скрупульозно фіксували всі дані. Наприклад, придворні астрономи імператорів Стародавнього Китаю зареєстрували багато відкритих наднових зірок через багато років.
Серед них слід відзначити наднову зірку, що спалахнула 1054 р. н.е. у сузір'ї Тельця. Залишок цієї наднової зірки зветься «Крабоподібна туманність», через характерної форми. Систематичні спостереження за надновими зіркамизахідні астрономи почали вести пізно. Лише до кінця XVI ст. з'явилися згадки про них у наукових документах. Перші спостереження надновими зірками силами європейських астрономів відносяться до 1575 і 1604 р. У 1885 р. була відкрита перша наднова зірка в галактиці Андромеди. Зробила це баронеса Берта де Подманіцька.
З 20-х років XX ст. завдяки винаходу фотопластин відкриття наднових йдуть одне за одним. Наразі їх відкрито до тисячі. Пошук наднових вимагає великого терпіння та постійного спостереженняза небом. Зірка має бути не просто дуже яскравою, її поведінка має бути незвичайною і непередбачуваною. Мисливців за надновими не так багато, трохи більше десяти астрономів можуть похвалитися тим, що за своє життя відкрили понад 20 наднових. Пальма першості у такій цікавій класифікації належить Фреду Цвікі – з 1936 р. він ідентифікував 123 зірки.
Що таке наднові зірки?
Наднові зірки - зірки, що раптово спалахують. Цей спалах - катастрофічна подія, кінець еволюції зірок великих розмірів. Під час спалахів потужність випромінювання досягає 1051 ерг, що можна порівняти з енергією, що випускається зіркою протягом усього свого життя. Механізми, що викликають спалахи у подвійних та одиночних зірок, різні.
У першому випадку спалах відбувається за умови, що друга зірка у подвійній системі – білий карлик. Білі карлики – відносно невеликі зірки, їхня маса відповідає масі Сонця, наприкінці « життєвого шляхувони мають розміри планети. Білий карлик взаємодіє зі своєю парою у гравітаційному плані, він «краде» речовину з її поверхневих шарів. «Запозичена» речовина розігрівається, починаються ядерні реакції, відбувається спалах.
У другому випадку спалахує сама зірка, це відбувається, коли в її надрах більше немає умов для термоядерних реакцій. На цій стадії переважає гравітація і зірка починає стискатися швидкими темпами. Через різке розігрівання в результаті стиснення в ядрі зірки починають відбуватися некеровані ядерні реакції, енергія вивільняється у вигляді спалаху, викликаючи руйнування зірки.
Після спалаху залишається хмара газу, вона поширюється у просторі. Це «залишки наднової» - те, що залишається від поверхневих шарів зірки, що вибухнула. Морфологія залишків наднової різна і від умов, у яких стався спалах зірки-«прародительки», і її характерних внутрішніх характеристик. Поширення хмари відбувається неоднаково в різних напрямах, що пов'язані з взаємодією з міжзоряним газом, може значно змінити форму хмари за тисячі років.
Характеристика наднових.
Наднові є варіацією еруптивних змінних зірок. Як усі змінні, наднові зірки характеризуються кривою блиску і ознаками, що легко впізнаються. Насамперед, для наднової характерне швидке збільшення блиску, воно триває кілька днів, доки досягне максимуму, - цей період становить приблизно десять днів. Потім блиск починає зменшуватися спочатку безсистемно, потім послідовно. Вивчаючи криву блиску, можна простежити динаміку спалаху та вивчити її еволюцію. Частина кривої блиску від початку підйому до максимуму відповідає спалаху зірки, наступний спуск означає поширення та охолодження газової оболонки.
БІЛІ КАРЛИКИ.
У «зірковому зоопарку» існує безліч зірок, різних за розмірами, кольором і блиском. Серед них особливо вражають «мертві» зірки, їхня внутрішня структура значно відрізняється від структури звичайних зірок. До категорії мертвих зірок належать зірки великих розмірів, білі карлики, нейтронні зірки та чорні дірки. Через високу щільність цих зірок їх належать до категорії «кризових».
Відкриття.
Спочатку сутність білих карликів являла собою повну загадку, було відомо лише те, що вони, порівняно із звичайними зірками, мають високу щільність.
Першим відкритим білим карликом, що вивчається, був Сіріус B, пара Сіріуса – дуже яскравої зірки. Застосувавши третій закон Кеплера, астрономи вирахували масу Сіріуса B: 0,75-0,95 сонячної маси. З іншого боку, його блиск був значно нижчим від сонячного. Блиск зірки пов'язаний із квадратом радіусу. Проаналізувавши цифри, астрономи дійшли висновку, що розміри Сіріуса невеликі. 1914 року склали зоряний спектр Сіріуса B, визначили температуру. Знаючи температуру та блиск, вирахували радіус – 18800 кілометрів.
Перші дослідження.
Отриманий результат ознаменував відкриття нового класу зірок. В 1925 Адамс виміряв довжину хвилі деяких ліній випромінювання в спектрі Сіріуса B і визначив, що вона більше, ніж передбачалося. Червоне усунення вписується в рамки теорії відносності, за кілька років до подій відкритої Ейнштейном. Застосовуючи теорію відносності, Адамс зміг вирахувати радіус зірки. Після відкриття ще двох схожих на Сіріус B зірок Артур Еддінгтон зробив висновок, що у Всесвіті таких зірок багато.
Отже, існування карликів було встановлено, але їхня природа, як і раніше, залишалася таємницею. Зокрема, вчені ніяк не могли зрозуміти, яким чином маса, схожа на сонячну, може вміщатися в такому маленькому тілі. Еддінгтон приходить до висновку, що «за такої високої щільності газ втрачає свої властивості. Найімовірніше, білі карлики складаються з виродженого газу».
Сутність білих карликів.
У серпні 1926 року Енріко Фермі та Поль Дірак розробили теорію, яка описує стан газу в умовах дуже високої щільності. Використовуючи її, Фаулер цього року знайшов пояснення стійкої структури білих карликів. На його думку, через великої щільності, газ у надрах білого карлика перебуває у виродженому стані, причому тиск газу практично залежить від температури. Стійкість білого карлика підтримується тим, що силі тяжіння протистоїть тиск газу надрах карлика. Вивчення білих карликів продовжив індійський фізик Чандрасекар.
В одній зі своїх робіт, опублікованій у 1931 році, він робить важливе відкриття- Маса білих карликів не може перевищувати певний ліміт, це пов'язано з їх хімічним складом. Цей ліміт складає 1,4 маси Сонця і зветься «ліміт Чандрасекара» на честь вченого.
Майже тонна в см3!
Як і з назви, білі карлики є зірками малих розмірів. Навіть якщо їхня маса дорівнює масі Сонця, все одно за розмірами вони схожі на планету типу Земля. Їхній радіус дорівнює приблизно 6000 км – 1/100 від радіусу Сонця. Враховуючи масу білих карликів та їх розміри, можна зробити лише один висновок – їхня щільність дуже висока. Кубічний сантиметр матерії білого карлика важить майже тонну за земними мірками.
Настільки висока щільність призводить до того, що гравітаційне поле зірки дуже сильне - приблизно в 100 разів перевищує сонячне, причому при однаковій масі.
Основні характеристики.
Хоча у ядрі білих карликів більше немає ядерні реакції, його температура дуже висока. Тепло прямує до поверхні зірки, а потім поширюється в космічному просторі. Самі зірки повільно остигають доти, доки стають невидимими. Поверхнева температура "молодих" білих карликів становить близько 20000-30000 градусів. Білі карлики бувають не тільки білого кольору, є жовті. Незважаючи на високу температуру поверхні, через невеликих розмірівсвітність низька, абсолютна зоряна величина може становити 12-16. Білі карлики остигають дуже повільно, тому ми бачимо їх у таких великих кількостях. Вчені мають можливість вивчати основні характеристики. Білі карлики включені до діаграми Г-Р, вони займають трохи місця під Головною послідовністю.
НЕЙТРОННІ ЗІРКИ ТА ПУЛЬСАРИ.
Назва "пульсар" походить від англійського поєднання "pulsating star" - "пульсуюча зірка". Характерною особливістю пульсарів на відміну інших зірок не постійне випромінювання, а регулярне імпульсне радіовипромінювання. Імпульси дуже швидкі, тривалість одного імпульсу триває від тисячних часток секунди до максимально кількох секунд. Форма імпульсу та періоди у різних пульсарів неоднакові. Через сувору періодичність радіовипромінювання пульсар можна розглядати як космічні хронометри. Згодом періоди зменшуються до 10-14 s/s. Кожну секунду період змінюється на 10-14 секунд, тобто зменшення відбувається близько 3 мільйонів років.
регулярні сигнали.
Історія відкриття пульсарів досить цікава. Перший пульсар PSR 1919+21 був зафіксований у 1967 році Беллом та Ентоні Х'юшем з Кембриджського університету. Белл, молодий фізик, проводив дослідження в галузі радіоастрономії для підтвердження висунутих ним тез. Раптом він виявив радіосигнал помірної інтенсивності в області, що близька до галактичної площини. Дивність полягала в тому, що сигнал був переривчастим - він зникав і виникав знову через регулярні інтервали в 1377 сек. Кажуть, що Белл бігом вирушив до свого професора, щоб сповістити його про відкриття, але останній не надав цьому належної уваги, вважаючи, що йдеться про радіосигнал із Землі.
Проте сигнал продовжував проявлятись незалежно від земної радіоактивності. Це свідчило про те, що джерело його появи досі не було встановлено. Як тільки були опубліковані дані про відкриття, виникли численні припущення про те, що сигнали йдуть від примарної позаземної цивілізації. Але вчені змогли зрозуміти сутність пульсарів без допомоги інопланетних світів.
Сутність пульсарів.
Після першого було відкрито ще багато пульсарів. Астрономи дійшли висновку, що це небесні тіла ставляться до джерел імпульсного випромінювання. Найбільш численними об'єктами Всесвіту є зірки, тому вчені вирішили, що ці небесні тіла, швидше за все, належать до класу зірок.
Швидкий рухзірки навколо своєї осі є, швидше за все, причиною пульсацій. Вчені виміряли періоди та спробували визначити сутність цих небесних тіл. Якщо тіло обертається зі швидкістю, що перевищує максимальну швидкість, воно розпадається під впливом відцентрових сил. Отже, має бути мінімальна величина періоду обертання.
З проведених розрахунків випливало, що з обертання зірки з періодом, вимірюваним тисячними частками секунди, її щільність має становити близько 1014 г/см3, як і ядер атомів. Для наочності можна навести такий приклад - уявіть масу, рівну Евересту, в об'ємі шматочка цукру.
Нейтронні зірки.
З тридцятих років вчені припускали, що у небі є щось подібне. Нейтронні зірки – дуже маленькі, надщільні небесні тіла. Їхня маса приблизно дорівнює 1,5 маси Сонця, сконцентрованої в радіусі приблизно в 10 км.
Нейтронні зірки складаються переважно з нейтронів – частинок, позбавлених електричного заряду, які разом із протонами становлять ядро атома. Через високої температуриу надрах зірки речовина іонізована, електрони існують окремо від ядер. При такій високій щільності всі ядра розпадаються на їх нейтрони і протони. Нейтронні зірки є кінцевим результатом еволюції зірки великої маси. Після вичерпання джерел термоядерної енергії у її надрах, вона різко вибухає, як наднова. Зовнішні шари зірки скидаються у простір, у ядрі відбувається гравітаційний колапс, утворюється гаряча нейтронна зірка. Процес колапсу займає частки секунди. В результаті колапсу вона починає обертатися дуже швидко, з періодами тисячні частки секунди, що характерно для пульсара.
Випромінювання пульсацій.
У нейтронної зірки немає джерел термоядерних реакцій, тобто. вони неактивні. Випромінювання пульсацій відбувається не з надр зірки, а ззовні, із зон, що оточують поверхню зірки.
Магнітне поле нейтронних зірок дуже сильне, що в мільйони разів перевищує магнітне поле Сонця, воно припиняє простір, створюючи магнітосферу.
Нейтронна зірка випускає в магнітосферу потоки електронів та позитронів, вони обертаються зі швидкістю, близькою до швидкості світла. Магнітне поле впливає на рух цих елементарних частинок, вони рухаються вздовж силових ліній, слідуючи спіралеподібної траєкторії. Таким чином відбувається виділення ними кінетичної енергії у формі електромагнітного випромінювання.
Період обертання збільшується через зменшення обертальної енергії. У старих пульсарів період пульсацій більш тривалий. До речі, який завжди період пульсацій є строго періодичним. Іноді він різко сповільнюється, це пов'язано з феноменами, які мають назву «glitches», - це результат «мікрозвездотрусів».
ЧОРНІ ДІРИ.
Зображення небесного склепіння вражає різноманітністю форм та кольорів небесних тіл. Чого тільки немає у Всесвіті: зірки будь-яких кольорів та розмірів, спіральні галактики, туманності незвичайних формта кольорових гам. Але в цьому «космічному зоопарку» є «екземпляри», які порушують особливий інтерес. Це ще загадкові небесні тіла, оскільки їх важко спостерігати. Крім того, їхня природа до кінця не з'ясована. Серед них особливе місценалежить «чорним дірам».
Швидкість руху.
У повсякденній промові вираз «чорна діра» означає щось бездонне, куди річ провалюється, і ніхто ніколи не дізнається, що сталося з нею надалі. Що ж є чорні дірки насправді? Щоб зрозуміти це, повернемося до історії на два століття тому. У XVIII століття французький математик П'єр Симон де Лаплас запровадив уперше цей термін щодо теорії гравітації. Як відомо, будь-яке тіло, що має певну масу - Земля, наприклад, - має і гравітаційне поле, воно притягує до себе оточуючі тіла.
Ось чому підкинутий нагору предмет падає на Землю. Якщо цей предмет із силою кинути вперед, він подолає на якийсь час тяжіння Землі і пролетить якусь відстань. Мінімальна необхідна швидкістьназивається "швидкість руху", у Землі вона становить 11 км/с. Швидкість руху залежить від густини небесного тіла, яка створює гравітаційне поле. Чим більше щільність, тим більше має бути швидкість. Відповідно, можна висунути припущення, як це зробив два століття тому Лаплас, що у Всесвіті існують тіла з таким високою щільністюю, що їх руху перевищує швидкість світла, тобто 300000 км/с.
У цьому випадку навіть світло могло б піддатися силі тяжіння подібного тіла. Подібне тіло не могло б випромінювати світло, і через це воно залишалося б невидимим. Ми можемо уявити його як величезну дірку, малюнку – чорного кольору. Безсумнівно, теорія, сформульована Лапласом, несе собі відбиток часу й дуже спрощеною. Втім, за часів Лапласа ще не було сформульовано квантова теорія, і з концептуальної точки зору розгляд світла як матеріального тіла здавався нонсенсом. На самому початку XX століття з появою та розвитком квантової механікистало відомо, що світло в деяких умовах виступає як матеріальне випромінювання.
Це становище набуло розвитку теоретично відносності Альберта Ейнштейна, опублікованої 1915 року, й у роботах німецького фізикаКарла Шварцшильда в 1916 році, він підвів математичну базу під теорію про чорні діри. Світло теж може бути схильний до дії сили тяжіння. Два століття тому Лаплас торкнувся дуже важливої проблеми у плані розвитку фізики як науки.
Як з'являються чорні дірки?
Явлення, про які ми говоримо, отримали назву «чорні дірки» в 1967 завдяки американському астрофізику Джону Уіллеру. Вони є кінцевим результатом еволюції великих зірок, маса яких вища за п'ять сонячних мас. Коли всі резерви ядерного пального вичерпані та реакції більше не відбуваються, настає смерть зірки. Далі її доля залежить від її маси.
Якщо маса зірки менша за масу сонця, вона продовжує стискатися, поки не згасне. Якщо маса значна, зірки вибухає, тоді йдеться про надновій зірці. Зірка залишає після себе сліди - коли в ядрі відбувається гравітаційний колапс, вся маса збирається в кулю компактних розмірів з дуже високою щільністю - в 10000 разів більше, ніж у ядра атома.
Відносні ефекти.
Для вчених чорні дірки є чудовою природною лабораторією, що дозволяє проводити досліди з різних гіпотез у плані теоретичної фізики. Відповідно до теорії відносності Ейнштейна, на закони фізики впливає локального поля тяжіння. У принципі, час тече по-різному поруч із гравітаційними полями різної інтенсивності.
З іншого боку, чорна діра впливає як на час, а й у навколишнє простір, впливаючи з його структуру. Відповідно до теорії відносності, присутність сильного гравітаційного поля, що виникло від такого потужного небесного тіла, як чорна діра, спотворює структуру навколишнього простору, і його геометричні дані змінюються. Це означає, що навколо чорної діркикоротка відстань, що з'єднує дві точки, буде прямою лінією, а кривою.
Найближча до нас зірка - це Сонце. Про нього докладно розказано на окремій сторінці. Тут же ми поговоримо про зірки взагалі, тобто про те, що можна бачити вночі.
Сонце ми теж не виключатимемо з розповіді, навпаки, ми завжди порівнюватимемо з ним інші зірки. До Сонця – 150 000 000 кілометрів. Це в 270 000 разів ближче, ніж до найближчої, крім самого Сонця, зірки. Зрозуміло, чому дуже багато, що відомо про зірки, ми знаємо завдяки нашому денному світилу.
Навіть світло від найближчих зірокйде кілька років, а самі зірки в самі потужні телескопивидно як точки. Втім, це не зовсім так: зірки видно у вигляді крихітних дисків, але це пов'язано зі спотвореннями в телескопах, а не зі збільшенням. Зірок безліч. Ніхто не може точно сказати, скільки існує зірок, тим більше зірки народжуються і вмирають. Можна лише приблизно заявити, що в нашій Галактиці близько 150 000 000 000 зірок, а у Всесвіті невідома кількість мільярдів галактик... А ось скільки зірок можна побачити на небі неозброєним оком відомо точніше: близько 4,5 тисяч. Більше того, задавшись певною межею яскравості зірок, близьким за доступністю оку, можна це число назвати точніше, чи не до одиниць. Яскраві зірки давно пораховані та занесені до каталогів. Яскравість зірки (або, як то кажуть, її блиск) характеризується зірковою величиною, яку астрономи давно вміють визначати. То що таке зірки?
Зірки - розпечені газові кулі. Температура поверхні зірок різна. У деяких зірок вона може сягати 30 000 К, а в інших - лише 3 000К. Наше Сонце має поверхню з температурою близько 6 000 К. Треба зазначити, що говорячи про поверхню, ми маємо на увазі лише видиму поверхню, тому що ніякої твердої поверхні у газової кулі не може бути.
Нормальні зірки набагато більше планет, але головне - набагато масивніше. Ми побачимо, що є у Всесвіті дивні зірки, що мають типові для планет розміри, але у багато разів перевершують останні за масою. Сонце в 750 разів масивніше від інших тіл Сонячної системи. Докладніше про розміри планет, астероїдів та комет та про них самих Ви зможете дізнатися на сторінках, присвячених Сонячній Системі. Є зірки, що в сотні разів перевищують за розміром Сонце і в стільки ж поступаються йому в цьому показнику. Однак, маси зірок змінюються в набагато скромніших межах - від однієї дванадцятої маси Сонця до 100 його мас. Можливо, є й важчі, але такі масивні зіркидуже рідкісні. Неважко здогадатися, прочитавши останні рядки, що зірки дуже відрізняються за щільністю. Є серед них такі, кубічний сантиметр речовини яких переважує великий завантажений океанський корабель. Речовина інших зірок настільки розряджена, що його щільність менша за щільність того найкращого вакууму, який можна досягти в земних лабораторних умовах. До розмови про розміри, маси та щільність зірок ми ще повернемося надалі.
|
|
|
|
|
|
Сузір'я – це ділянки зоряного неба.Щоб краще орієнтуватися у зоряному небі, давні люди стали виділяти групи зірок, які можна було пов'язати в окремі постаті, схожі предмети, міфологічні персонажі та тварини. Така система дозволила людям організувати нічне небо, зробивши кожну його ділянку легко впізнаваною. Це спростило вивчення небесних тіл, допомогло вимірювати час, застосовувати астрономічні знання у сільському господарстві та орієнтуватися за зірками. Зірки, які ми бачимо на нашому небі немов на одній ділянці, насправді можуть бути дуже далеко одна від одної. В одному сузір'ї можуть бути не пов'язані між собою зірки, як дуже близькі, так і дуже далекі від Землі.
Усього існує 88 офіційних сузір'їв.В 1922 Міжнародним астрономічним союзом було офіційно визнано 88 сузір'їв, 48 з яких були описані ще давньогрецьким астрономом Птолемеєм в його зірковому каталозі «Альмагест» близько 150 до н.е. У картах Птолемея були прогалини, особливо це стосувалося південного неба. Що цілком логічно — сузір'я, описані Птолемеєм, охоплювали ту частину нічного неба, що видно з півдня Європи. Інші лакуни почали заповнюватися за часів великих географічних відкриттів. У XIV столітті голландські вчені Герард Меркатор, Пітер Кейзер і Фредерік де Хаутман додали до існуючого списку нових сузір'їв, а польський астроном Ян Гевелій і французький Нікола Луї де Лакайль довершили розпочате Птолемеєм. На території Росії з 88 сузір'їв можна спостерігати близько 54-х. 
Знання про сузір'я прийшли до нас із давніх культур.Птолемей склав карту зоряного неба, але знаннями про сузір'я люди користувалися задовго до цього. Як мінімум у VIII ст до н.е., коли Гомер у своїх поемах «Іліада» та «Одіссея» згадував Волопаса, Оріона та Велику Ведмедицю, люди вже групували небо в окремі постаті. Вважається, що основний масив знань стародавніх греків про сузір'я прийшов до них від єгиптян, які, у свою чергу, успадкували їх від жителів Стародавнього Вавилону, шумерів або аккадів. Близько тридцяти сузір'їв виділялося вже жителями пізнього бронзового віку, в 1650-1050 рр. до н.е., судячи з записів на глиняних табличках Стародавньої Месопотамії. Посилання до сузір'їв можна знайти і в давньоєврейських біблійних текстах. Найвизначнішим сузір'ям, мабуть, є сузір'я Оріона: практично в кожній давній культурівоно мало свою назву і шанувалося як особливе. Так, у Стародавньому Єгиптійого вважали втіленням Осіріса, а в Стародавньому Вавилоніназивали «Вірний пастух небес». Але найдивовижніше відкриття було зроблено у 1972 році: у Німеччині було знайдено шматок слонової кісткимамонта, віком понад 32 тисячі років, на якому було вирізано сузір'я Оріона. 
Ми бачимо різні сузір'я залежно від пори року.Протягом року на наш погляд постають різні частини неба (і різні небесні тіла відповідно), тому що Земля здійснює свій щорічний вояж навколо Сонця. Сузір'я, які ми спостерігаємо вночі, це, розташовані позаду Землі нашому боці Сонця, т.к. вдень, за яскравими променями Сонця, ми не можемо їх розглянути.
Щоб краще зрозуміти, як це працює, уявіть собі, ніби ви катаєтесь на каруселі (це Земля), з центру якої виходить дуже яскраве, засліплююче світло (Сонце). Ви не зможете побачити, що знаходиться навпроти вас через світло, а зможете розрізнити лише те, що знаходиться за межами каруселі. При цьому картинка постійно змінюватиметься, оскільки ви катаєтесь по колу. Які саме сузір'я ви спостерігаєте на небі і в яку пору року вони з'являються, залежить ще й від географічної широтидивиться. 
Сузір'я подорожують зі сходу на захід, як Сонце.Як тільки починає темніти, в сутінках, у східній частині неба з'являються перші сузір'я, щоб пройти по всьому небосхилу і зникнути на світанку в західній його частині. Через обертання Землі навколо осі складається враження, що сузір'я, як і Сонце, сягають і заходять. Сузір'я, які ми щойно спостерігали на західному обрії відразу після заходу Сонця, незабаром зникнуть з нашого поля зору, щоб їх замінили сузір'я, які знаходилися вище під час заходу сонця лише кілька тижнів тому.
Сузір'я, що виникають на сході, мають добовий зсув близько 1 градуса на день: завершення 360-градусної подорожі навколо Сонця за 365 днів дає приблизно таку саму швидкість. Рівно через рік у той самий час зірки займуть на небі таке саме становище. 
Рух зірок – ілюзія та питання перспективи.Напрямок, в якому зірки рухаються нічним небом, обумовлено обертанням Землі навколо своєї осі і дійсно залежить від перспективи і від того, в який бік звернений спостерігач.
Дивлячись на північ, сузір'я, здається, рухаються проти годинникової стрілки, навколо нерухомої точки нічного неба, так званого північного полюсасвіту біля Полярної зірки. Подібне сприйняття пов'язане з тим, що земля обертається із заходу на схід, т. е. земля під вашими ногами рухається праворуч, а зірки, як Сонце, Місяць і планети, над вашою головою прямують у напрямку схід-захід, тобто справа ліворуч. Однак якщо ви повернетеся обличчям на південь, зірки переміщатимуться ніби за годинниковою стрілкою зліва направо. 
Зодіакальні сузір'я— це ті, якими переміщується Сонце. Найвідоміші сузір'я з 88 існуючих — зодіакальні. До них належать ті, якими протягом року проходить центр Сонця. Вважають, що всього існує 12 зодіакальних сузір'їв, хоча фактично їх 13: з 30 листопада по 17 грудня Сонце знаходиться в сузір'ї Зміїносця, але астрологи його до зодіакальних не зараховують. Всі зодіакальні сузір'я розташовані вздовж видимого річного шляху Сонця серед зірок, екліптики під нахилом 23,5 градусів до екватора. 
У деяких сузір'їв є сім'ї- Це групи сузір'їв, розташованих в одній області нічного неба. Як правило, вони надають імена найбільш значного сузір'я. Найбільш багатодітне - сузір'я Геркулес, у якого цілих 19 сузір'їв. До інших великих родин належать Велика Ведмедиця(10 сузір'їв), Персей (9) та Оріон (9). 
Сузір'я-знаменитості.Саме велике сузір'я— Гідра, воно простягається більш ніж на 3% нічного неба, тоді як найменше площею, Південний Хрест, займає лише 0,165% небосхилу. Центавр може похвалитися найбільшою кількістю видимих зірок: 101 зірка входить у знамените сузір'я південної півкулі неба. У сузір'я Великого Пса входить найяскравіша зірка нашого неба, Сіріус, блиск якої дорівнює −1,46m. А ось сузір'я з назвою Їдальня Гора вважається найтьмянішим і не містить зірок яскравіше 5-ї зіркової величини. Нагадаємо, у числовій характеристиці яскравості небесних тіл чим менше значення, тим яскравіший об'єкт (яскравість Сонця, наприклад, становить −26,7m). 
Астеризм- Це не сузір'я. Астеризмом називають групу зірок із усталеною назвою, наприклад « Великий Ківш», що входить у сузір'я Велика Ведмедиця, або «Пояс Оріона» — три зірки, що оперізують фігуру Оріона в однойменному сузір'ї. Іншими словами, це фрагменти сузір'їв, які закріпили окреме ім'я. Сам термін не є суворо науковим, скоріше просто являючи собою данину традиції. 