трусики женские украина

На головну

Що таке зірки - Астрономія

Испокон віків Чоловік старався дати назву предметам і явищам, які його оточували. Це відноситься і до небесних тіл. Спочатку назви отримали самі яскраві, добре видимі зірки, з течією часу - і інші.Деякі зірки отримали назви відповідно до положення, яке вони займають в сузір'ї. Наприклад, що знаходиться в сузір'ї Лебедя зірка Денеб (слово переводиться як «хвіст») дійсно дислокується в цій частині тіла уявного лебедя. Ще один приклад. Зірка Омікрон, вона більше відома під назвою Світу, що переводиться з латинського як «дивна», знаходиться в сузір'ї Кита. Миру володіє здатністю змінювати свою яскравість. На тривалі періоди вона взагалі зникає з поля зору, є у вигляду спостереження неозброєним оком. Назва зірки і пояснюється її специфікою. У основному зірки отримали назви в епоху античності, тому немає нічого дивного в тому, що більшість назв має латинські, грецькі, а пізніше і арабське коріння.

Відкриття зірок, видимий блиск яких згодом міняється, привів до спеціальних позначень. Вони означаються великими латинськими буквами, за якими слідує назва сузір'я в родовому відмінку. Але перша змінна зірка, виявлена в якомусь сузір'ї, означається не буквою A. Отсчет ведеться від букви R. Следующая зірка означається буквою S і так далі. Коли всі букви алфавіта вичерпані, починається нове коло, тобто після Z знов використовується A. Прі цьому букви 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 перебуває в основному з міжзоряного газу і пилу, стискується і ущільняється під дією власної гравітації. Вважається, що саме цей процес приводить до утворення зірок. За допомогою оптичних телескопів астрономи можуть побачити ці зони, вони схожі на темні плями на яскравому фоні. Їх називають «гігантськими комплексами молекулярних хмар», тому що водень входить в їх склад в формі молекул. Ці комплекси, або системи, нарівні з кульовими зірковими скупченнями, являють собою самі великі структури в галактиці, їх діаметр іноді досягає 1300 світлових років.

Більш молоді зірки, їх називають «зіркове населення I», утворилися із залишків, що вийшли внаслідок спалахів старих зірок, їх називають «зіркове населення II». Спалах вибухового характеру викликає ударну хвилю, яка доходить до найближчої туманності і провокує її стиснення.

Глобулы Боку.

Отже, відбувається стиснення частини туманності. Одночасно з цим процесом починається утворення щільних темних газопылевых хмар круглої форми. Їх називають «глобулы Боку». Бік - американський астроном голландського походження (1906-1983) - уперше описав глобулы. Маса глобул приблизно в 200 раз перевищує масу нашого Сонця.

У міру того як глобула Боку продовжує густішати, її маса збільшується, притягаючи до себе завдяки гравітації матерію з сусідніх областей. У зв'язку з тим, що внутрішня частина глобулы густішає швидше, ніж зовнішня, глобула починає розігріватися і обертатися. Через декілька сотень тисяч років, під час яких відбувається стиснення, утвориться протозвезда.

Еволюція протозвезды.

Завдяки збільшенню маси до центра протозвезды притягується все більше матерії. Енергія, що вивільнилася з того, що стискується всередині газу, трансформується в тепло. Тиск, густина і температура протозвезды підвищуються. Через підвищення температури зірка починає світитися темно-червоним світлом.

Протозвезда має дуже великі розміри, і, хоч теплова енергія розподіляється по всій її поверхні, вона все одно залишається відносно холодною. У ядрі температура зростає і досягає трохи мільйонів градусів по Цельсию. Обертання і кругла форма протозвезды дещо видозмінюються, вона стає більш плоскою. Цей процес триває мільйони років.

Побачити молоді зірки важко, оскільки вони ще оточені темною пылевым хмарою, через яке практично не видно блиск зірки. Але їх можна розглянути за допомогою спеціальних інфрачервоних телескопів. Гаряче ядро протозвезды оточено диском, що обертається з матерії, що володіє великою силою тяжіння. Ядро настільки розігрівається, що починає викидати матерію з двох полюсів, де опірність мінімальна. Коли ці викиди стикаються з міжзоряною середою, вони вповільнюють рух і розсіюються по обох сторонах, утворюючи каплевидную або аркообразную структуру, відому під назвою «об'єкт Хербика-Харо».

Зірка або планета?

Температура протозвезды доходить до декількох тисяч градусів. Подальший розвиток подій залежить від габаритів цього небесного тіла; якщо маса невелика і складає менше за 10% від маси Сонця, це означає, що немає умов для проходження ядерних реакцій. Така протозвезда не зможе перетворитися в справжню зірку.

Вчені розрахували, що для перетворення небесного тіла, що стискується в зірку його мінімальна маса повинна складати не менше за 0,08 від маси нашого Сонця. Газосодержащее хмара менших розмірів, густішаючи, буде поступово охлаждаться і перетвориться в перехідний об'єкт, щось середнє між зіркою і планетою, це так званий «коричневий карлик».

Планета Юпітер являє собою небесний об'єкт дуже малих розмірів, щоб стати зіркою. Якби він був більше, можливо, в його надрах почалися б ядерні реакції, і він нарівні з Сонцем сприяв би появі системи двійчастих зірок.

Ядерні реакції.

Якщо маса протозвезды велика, вона продовжує густішати під дією власної гравітації. Тиск і температура в ядрі зростають, температура поступово доходить до 10 мільйонів градусів. Цього досить для з'єднання атомів водня і гелію.

Далі активізується «ядерний реактор» протозвезды, і вона перетворюється в звичайну зірку. Потім виділяється сильний вітер, який розганяє навколишню оболонку з пилу. Після цього можна бачити світло, вихідне із зірки, що утворилася. Ця стадія називається «фаза Т-Тельці», вона може тривати 30 мільйонів років. З залишків газу і пилу, навколишніх зірку, можливе утворення планет.

Народження нової зірки може викликати ударну хвилю. Дійшовши до туманності, вона провокує конденсацію нової матерії, і процес звездообразования продовжиться за допомогою газопылевых хмар. Невеликі по розміру зірки слабі і холодні, великі ж - гарячі і яскраві. Велику частину свого існування зірка балансує в стадії рівноваги.

ХАРАКТЕРИСТИКА ЗІРОК.

Спостерігаючи за небом навіть неозброєним оком, можна відразу відмітити таку особливість зірок, як яскравість. Одні зірки дуже яскраві, інші - більш слабі. Без спеціальних приладів в ідеальних умовах видимості можна розглянути біля 6000 зірок. Завдяки біноклю або телескопу наші можливості значно зростають, ми можемо любуватися мільйонами зірок Молочного шляху і зовнішніх галактик.

Птолемей і «Альмагест».

Першу спробу скласти каталог зірок, засновуючись на принципі міри їх светимости, зробив эллинский астроном Гиппарх з Нікеї у II віці до н.э. Серед його численних трудів фігурував і «Зірковий каталог», вмісний опис 850 зірок, класифікованих по координатах і светимости. Дані, зібрані Гиппархом, а він, крім цього, відкрив і явище прецессии, були пророблені і отримали подальший розвиток завдяки Клавдію Птолемею з Александрії у II в. н.э. Він створив фундаментальний опус «Альмагест» в тринадцяти книгах. Птолемей зібрав всі астрономічні знання того часу, класифікував їх і виклав в доступній і зрозумілій формі. У «Альмагест» увійшов і «Зірковий каталог». У його основу були встановлені спостереження Гиппарха, зроблені чотири сторіччя назад. Але «Зірковий каталог» Птолемея містив приблизно на тисячу зірок більше.

Каталогом Птолемея користувалися практично скрізь протягом тисячоліття. Він розділив зірки на шість класів по мірі светимости: самі яскраві були віднесені до першого класу, менш яскраві - до другого і так далі.

До шостого класу відносяться зірки, ледве помітні неозброєним оком. Термін «сила свічення небесних тіл», використовується і в цей час для визначення міри блиску небесних тіл, причому не тільки зірок, але також туманностей, галактик і інших небесних явищ.

Зіркова величина в сучасній науці.

У середині XIX в. англійський астроном Норман Погсон удосконалив метод класифікації зірок за принципом светимости, що існував з часів Гиппарха і Птолемея. Погсон врахував, що різниця в плані светимости між двома класами 2,5. Погсон ввів нову шкалу, по якій різниця між зірками першого і шостого класів становить 100 а.е. Тобто відношення блиску зірок першої зіркової величини становить 100. Це відношення відповідає інтервалу в 5 зіркових величин.

Відносна і абсолютна зіркова величина.

Зіркова величина, виміряна за допомогою спеціальних приладів, вмонтованих в телескоп, вказує, яка кількість світла зірки доходить до спостерігача на Землі. Світло долає відстань від зірки до нас, і, відповідно, чим далі розташована зірка, тим більше слабої вона здається. Тобто при визначенні зіркової величини необхідно брати до уваги відстань до зірки. У цьому випадку мова йде про відносну зіркову величину. Вона залежить від відстані.

Є зірки дуже яскраві і дуже слабі. Для порівняння яскравості зірок незалежно від їх відстані идо Землі було введено поняття «абсолютна зіркова величина». Вона характеризує блиск зірки на певній відстані в 10 парсек (10 парсек = 3,26 світлового року). Для визначення абсолютної зіркової величини необхідно знати відстань до зірки.

Колір зірок.

Наступною важливою характеристикою зірки є її колір. Розглядаючи зірки навіть неозброєним оком, можна помітити, що не всі вони однакові.

Є блакитні, жовті, оранжеві, червоні зірки, а не тільки білі. Колір зірок багато що говорить астрономам, передусім він залежить від температури поверхні зірки. Червоні зірки - самі холодні, їх температура становить приблизно 2000-3000оС. Жовті зірки, як наше Сонце, мають середню температуру 5000-6000оС. Самі гарячі - білі і блакитні зірки, їх температура становить 50000-60000оС і вище.

Загадкові лінії.

Якщо пропустити світло зірки через призму, ми отримаємо так званий спектр, він буде перетинатися лініями. Ці лінії є свого роду «ідентифікаційною картою» зірки, оскільки по них астрономи можуть визначити хімічний склад поверхневих шарів зірок. Лінії належать різним хімічним елементам.

Порівнюючи лінії в зірковому спектрі з лініями, виконаними в лабораторних умовах, можна визначити, які хімічні елементи входять до складу зірок. У спектрах основними є лінії водня і гелію, саме ці елементи становлять основну частину зірки. Але зустрічаються і елементи групи металів - залізо, кальцій, натрій і інш. У сонячному яскравому спектрі видно лінії майже всіх хімічних елементів.

ДІАГРАМА ГЕРЦШПРУНГА-РЕССЕЛЛА.

Серед параметрів, що характеризують зірку, існують два самих головних - це температури і абсолютна зіркова величина. Температурні показники тісно пов'язані з кольором зірки, а абсолютна зіркова величина - зі спектральним класом. Є у вигляду класифікація зірок по інтенсивності ліній в їх спектрах. Згідно з класифікацією, що використовується в цей час, зірки відповідно до їх спектрів діляться на сім основних спектральних класів. Вони позначені латинськими буквами О, В, А, F, G, K, M. Іменно в цій послідовності температура зірок знижується від декількох десятків тисяч градусів класу Про до 2000-3000 градусів зірок типу Її можна обчислити теоретично, знаючи відстань зірки.

Видатна ідея.

Ідея зв'язати між собою два основних параметри зірки прийшла в голову двом вченим в 1913 році, причому вони вели роботи незалежно один від одного.

Мова йде про голландського астронома Ейнаре Герцшпрунге і американському астрофізиці Генрі Норрісе Ресселле. Вчені творили на відстані тисяч кілометрів один від одного. Вони склали графік, що зв'язав воєдино два основних параметри. Горизонтальна вісь відображає температуру, вертикальна - абсолютну зіркову величину. У результаті вийшла діаграма, якою були привласнені імена двох астрономів - діаграма Герцшпрунга-Ресселла, або, простіше, діаграма Г-Р.

Зірка - критерій.

Подивимося, як складається діаграма Г-Р. Передусім, необхідно вибрати зірку-критерій. Для цього підходить зірка, відстань до якої відома, або інша - з вже обчисленою абсолютною зірковою величиною.

Потрібно мати на увазі, що інтенсивність светимости будь-якого джерела, будь те свічка, лампочка або зірка, змінюється в залежності від відстані. Математично це виражається так: інтенсивність светимости «I» на певній відстані «d» від джерела зворотно пропорційна «d2». Практично це означає, що якщо відстань збільшується вдвоє, то інтенсивність светимости меншає в чотири рази.

Потім потрібно визначити температуру вибраних зірок. Для цього треба ідентифікувати їх спектральний клас, колір і після цього визначити температуру. У цей час замість спектрального типу використовується інший еквівалентний йому показник - «індекс кольору».

Далі треба виміряти зіркову величину зірки з двома різними по довжині хвилями (наприклад, використати два фільтри, проникних тільки синій і жовтий кольори). Підрахувати різницю.

Ці два параметри наносяться на одну площину з температурою, що знижується зліва направо, на абсцисі. Абсолютна светимость фіксується на ординаті, підвищення відмічається знизу вгору.

Головна послідовність.

На діаграмі Г-Р зірки розташовуються вдовж діагональної лінії, що йде знизу вгору і зліва направо. Ця смуга називається Головна послідовність. Зірки, вхідні в її склад, називаються зірками Головної послідовності. Сонце відноситься саме до цієї групи. Це група жовтих зірок з поверхневою температурою приблизно 5600 градусів. Зірки Головної послідовності знаходяться в найбільш «спокійній фазі» свого існування. У надрах їх ядер атоми водня перемішуються, утвориться гелій. Фаза Головної послідовності становить 90% часи існування зірки. З 100 зірок 90 знаходяться саме в цій фазі, хоч розподіляються по різних позиціях в залежності від температури і светимости.

Головна послідовність являє собою «вузьку область», це свідчить про те, що зірки насилу зберігають баланс між силою тяжіння, яка тягне всередину, і силою, що утворюється внаслідок ядерних реакцій, вона тягне до зовнішньої сторони зони. Зірка, подібна Сонцю, рівній 5600 градусів, для підтримки балансу повинна мати абсолютну зіркову величину порядку +4,7. Це виходить з діаграми Г-Р.

Червоні гіганти і білі карлики.

Червоні гіганти знаходяться у верхній зоні праворуч, розташованої із зовнішньої сторони Головної послідовності. Характерною рисою цих зірок є дуже низька температура (приблизно 3000 градусів), але при цьому вони яскравіше за зірки, що мають ідентичну температуру і розташовані в Головній послідовності.

Природно, виникає питання: якщо енергія, що випромінюється зіркою, залежить від температури, то чому ж зірки з однаковою температурою мають різну міру светимости. Пояснення потрібно шукати в розмірі зірок. Червоні гіганти більш яскраві тому, що їх випромінююча поверхня набагато більше, ніж у зірок з Головної послідовності.

Невипадково цей тип зірок отримав назву «гіганти». Дійсно, їх діаметр може перевищувати діаметр Сонця в 200 раз, ці зірки можуть займати простір в 300 мільйонів км, що вдвоє більше відстані від Землі до Сонця! За допомогою положення про вплив розміру зірки спробуємо пояснити деякі моменти в існуванні інших зірок - білих карликів. Вони розташовані внизу зліва в діаграмі Г-Р.

Білі карлики - дуже гарячі, але зовсім неяскраві зірки. При однаковій температурі з великими і гарячими біло-блакитними зірками Головної послідовності білі карлики набагато менше по розмірах. Це дуже щільні і компактні зірки, вони в 100 раз менше Сонця, їх діаметр приблизно такий же, як земної. Можна привести яскравий приклад високої густини білих карликів - один кубічний сантиметр матерії, з якої вони складаються, повинен важити біля однієї тонни!

Кульові зіркові скупчення.

При складанні діаграм Г-Р кульових зіркових скупчень, а в них знаходяться в основному старі зірки, дуже складно визначити Головну послідовність. Її сліди фіксуються в основному в нижній зоні, де концентруються більш холодні зірки. Це пов'язано з тим, що гарячі і яскраві зірки вже пройшли стабільну фазу свого існування і переміщаються вправо, в зону червоних гігантів, а якщо минули її, то в зону білих карликів. Якби люди були спроможний прослідити за своє життя всі еволюційні стадії зірки, вони змогли б побачити, як вона змінює свої характеристики.

Наприклад, коли водень в ядрі зірки припиняє горіти, температура у зовнішньому шарі зірки знижується, сам шар розширяється. Зірка виходить з фази Головної послідовності і прямує в праву частину діаграми. Це торкається насамперед великих по масі зірок, найбільш яскравих, - саме цей тип еволюціонує швидше.

З течією часу зірки виходять з 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, відповідно, чим нижче на діаграмі вона знаходиться, тим старше за віком зіркове скупчення.

Значення діаграми.

Діаграма Герцшпрунга-Ресселла надає величезну допомогу у вивченні еволюції зірок протягом їх існування. За цей час зірки зазнають змін, трансформацій, в якісь періоди вони дуже глибокі. Нам вже відомо, що зірки відрізняються не за власними характеристиками, а по типах фаз, в яких вони перебувають в той або інакший час.

За допомогою цієї діаграми можна обчислити відстань до зірок. Можна вибрати будь-яку зірку, що знаходиться в Головній послідовності, з вже певною температурою і подивитися її просування на діаграмі.

РАССОЯНИЕ ДО ЗІРОК.

Коли ми дивимося на небо неозброєним оком, зірки, навіть самі яскраві, здаються нам блискучими точками, розташованими на однаковій від нас відстані. Небесне зведення розкидалося над нами як килим. Невипадково позиції зірок виражені тільки в двох координатах (пряме сходження і відміна), а не в трьох, немов вони розташовані на поверхні, а не трьохмірному просторі. За допомогою телескопів ми не можемо отримати всю інформацію про зірки, наприклад по фотографіях космічного телескопа «Хаббл» ми не можемо точно визначити, на якій відстані знаходяться зірки.

Глибина простору.

Про те, що Всесвіт має і третє вимірювання - глибину, - люди взнали відносно недавно. Тільки на початку XIX століття завдяки вдосконаленню астрономічного обладнання і 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 з перших астрономів, що виміряли «річний паралакс». До цього часу метод «річного параллакса» лежить в основі вимірювання відстані до зірок. Це чисто геометричний метод - досить виміряти кут і обчислити результат.

Але простота методу не завжди відповідає результативності. Через велику віддаленість зірок кути дуже маленькі. Їх можна виміряти за допомогою телескопів. Кут параллакса зірки Проксима Центавра, найближчої з потрійної системи Альфа Центавра, маленький (0.76 точний варіант), але під таким кутом можна розглянути монету в сто лір на відстані десятка кілометрів. Зрозуміло, чим далі відстань, тим меншим стає кут.

Неминучі неточності.

Помилки в плані визначення параллакса цілком можливі, причому їх число збільшується по мірі видалення об'єкта. Хоч, 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 вимірювання некорисними. Використовуючи «метод параллакса», можна успішно визначити відстані до декількох тисяч зірок, розташованих в районі приблизно 100 світлових років. Але в нашій галактиці знаходяться більше за 100 мільярдів зірок, діаметр яких становить 100 000 світлових років!

Існує декілька варіантів методу «річного параллакса», наприклад «віковий паралакс». Метод враховує рух Сонця і всієї Сонячної системи в напрямі сузір'я Геракла, з швидкістю 20км/сікти. При такому русі вчені мають можливість зібрати потрібну базу даних для проведення успішного розрахунку параллакса. За десять років отримано інформації в 40 раз більше, ніж це було можливе раніше.

Потім за допомогою тригонометричних обчислень визначається відстань до певної зірки.

Відстань до зіркових скупчень.

Простіше обчислити відстань до зіркових скупчень, особливо розсіяних. Зірки розташовані відносно близько один від одного, тому, обчисливши відстань до однієї зірки, можна визначити і відстань до усього зіркового скупчення.

Крім того, в цьому випадку можна використати статистичні методи, що дозволяють скоротити число неточностей. Наприклад, метод «точок», що сходяться, він часто застосовується астрономами. Він засновується на тому, що при тривалому спостереженні за зірками розсіяного скупчення виділяються рухомі до загальної точки, вона і називається точкою, що сходиться. Вимірявши, кути і радіальні швидкості (тобто швидкості наближення до Землі і видалення від неї), можна визначити відстань до зіркового скупчення. При використанні цього методу можливе 15% неточностей при відстані в 1500 світлових років. Він використовується і при відстанях в 15 000 світлових років, що цілком підходить для небесних тіл в нашій Галактиці.

Main Sequence Fitting - встановлення Головної послідовності.

Для визначення відстані до далеких зіркових скупчень, наприклад до Плеяд, можна діяти таким чином: побудувати діаграму Г-Р, на вертикальній осі відмітити видиму зіркову величину (а не абсолютну, так як вона залежить від відстані), що залежить від температури.

Потім потрібно порівняти отриману картину з діаграмою Г-Р Іад, у неї багато спільних рис в плані Головних послідовностей. Сумістивши дві діаграми як можна щільніше, можна визначити Головну послідовність зіркового скупчення, відстань до якого треба виміряти.

Потім потрібно використати рівняння:

m-M=5log(d)-5, де

m - видима зіркова величина;

M - абсолютна зіркова величина;

d - відстань.

По-англійському цей метод називається «Main Sequence Fitting». Його можна використати до таких розсіяних зіркових скупчень, як NGC 2362, Альфа Персея, III Цефея, NGC 6611.астрономы робили спроби визначити відстань до відомого двійчастого розсіяного зіркового скупчення в сузір'ї Персея («h» і «chi»), де знаходиться багато звезд-сверхгигантов. Але дані вийшли суперечливі. За допомогою методу «Main Sequence Fitting» можливо визначити відстань до 20000-25000 світлових років, цю п'ята частина нашої Галактики.

Інтенсивність світла і відстань.

Чим далі розташоване яке-небудь небесне тіло, тим його світло здається слабіше. Це положення узгодиться з оптичним законом, відповідно до якого інтенсивність світла «I» зворотно пропорційна відстані, зведеній в квадрат «d».

[I ~ 1/d2]

Наприклад, якщо яка-небудь галактика знаходиться на відстані 10 мільйонів світлових років, то інша галактика, розташована в 20 мільйонах світлових років, має блиск в чотири рази менший в порівнянні з першою. Тобто з математичної точки зору зв'язок між двома величинами «I» і «d» точною що і вимірюється. Говорячи мовою астрофізики, інтенсивність світла є абсолютною величиною зірковою величиною М якого-небудь небесного об'єкта, відстань до якого потрібно виміряти.

Використовуючи рівняння m-M=5log(d)-5 (воно відображає закон про зміну блиску) і знаючи, що m завжди можна визначити при допомозі фотометра, а М відома, вимірюється відстань «d». Отже, знаючи абсолютну зіркову величину, за допомогою розрахунків визначити відстань не складно.

Міжзоряне поглинання.

Одна з головних проблем, пов'язаних з методами вимірювання відстані - проблема поглинання світла. По шляху на Землю світло долає величезні відстані, він проходить через міжзоряний пил і газ. Відповідно частина світу адсорбується, і коли він доходить до встановлених на Землі телескопів, вже має непервинну силу. Вчені називають це «экстинкцией», ослабленням світла. Дуже важливо обчислити кількість экстинкции при використанні ряду методів, наприклад, канделы. При цьому повинні бути відомі точно абсолютні зіркові величини.

Нескладно визначити экстинкцию для нашої Галактики - досить брати до уваги пил і газ Молочного Шляху. Важче визначити экстинкцию світла від об'єкта з іншої галактики. До экстинкции по шляху проходження в нашій Галактиці треба додасть і частина поглиненого світу з іншої.

ЕВОЛЮЦІЯ ЗІРОК.

Внутрішнє життя зірки регулюється впливом двох сил: сили тяжіння, яка протидіє зірці, втримує її, і сили, що звільняється при ядерних реакціях, що відбуваються в ядрі. Вона, навпаки, прагне «виштовхнути» зірку в дальній простір. Під час стадії формування щільна і стисла зірка знаходиться під сильним впливом гравітації. У результаті відбувається сильне нагрівання, температура досягає 10-20 мільйонів градусів. Цього досить для початку ядерних реакцій, внаслідок яких водень перетворюється в гелій.

Потім протягом тривалого періоду дві сили врівноважують один одну, зірка знаходиться в стабільному стані. Коли ядерне пальне ядра потроху вичерпується, зірка вступає в фазу нестабільності, дві сили противоборствуют. Для зірки наступає критичний момент, в дію вступають самі різні чинники - температура, густина, хімічний склад. На перше місце виступає маса зірки, саме від неї залежить майбутнє цього небесного тіла - або зірка спалахне, як сверхновая, або перетвориться в білого карлика, нейтронну зірку або в чорну діру.

Як вичерпується водень.

Тільки дуже великі серед небесних тіл стають зірками, менші стають планетами. Є і тіла середньої маси, вони дуже великі, щоб відноситися до класу планет, і дуже маленькі і холодні для того, щоб в з надрах відбувалися ядерні реакції, характерні для зірок.

Отже, зірка формується з хмар, що складаються з міжзоряного газу. Як вже відмічалося, досить тривалий час зірка перебуває в урівноваженому стані. Потім наступає період нестабільності. Подальша доля зірки залежить від різних чинників. Розглянемо гіпотетичну зірку невеликого розміру, маса якої складає від 0,1 до 4 сонячної маси. Характерною рисою зірок, що мають малу масу, є відсутність конвекції у внутрішніх шарах, тобто речовини, вхідні до складу зірки, не змішуються, як це відбувається у зірок, що володіють великою масою.

Це означає, що, коли водень в ядрі закінчується, нових запасів цього елемента у зовнішніх шарах немає. Водень, згоряючи, перетворюється в гелій. Потроху ядро розігрівається, поверхневі шари дестабілізуватимуть власну структуру, і зірка, як можна бачити по діаграмі Г-Р, повільно виходить з Головної послідовності. У новій фазі густина матерії всередині зірки підвищується, склад ядра «дегенерує», в результаті з'являється особлива консистенція. Вона відрізняється від нормальної матерії.

Видозміна матерії.

Коли матерія видозмінюється, тиск залежить тільки від густини газів, а не від температури.

На діаграмі Герцшпрунга-Ресселла зірка зсувається вправо, а потім вгору, наближаючись до області червоних гігантів. Її розміри значно збільшуються, і через це температура зовнішніх шарів падає. Діаметр червоного гіганта може досягати сотні 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 до такої міри, що життя на нашій планеті перестане існувати.

За час еволюції зірки температура її ядра підвищується. Спочатку відбуваються ядерні реакції, потім по досягненні оптимальної температури починається плавлення гелію. Коли це відбувається, раптове підвищення температури ядра викликає спалах, і зірка швидко переміщається в ліву частину діаграми Г-Р. це так званий «helium flash». У цей час ядро, вмісне гелій, згоряє разом з воднем, який входить до складу оболонки, навколишньої ядро. На діаграмі Г-Р ця стадія фіксується просуванням вправо по горизонтальній лінії.

Останні фази еволюції.

При трансформації гелію у вуглеводень ядро видозмінюється. Його температура підвищується доти, поки вуглевод не почне горіти. Відбувається новий спалах. У будь-якому випадку під час останніх фаз еволюції зірки відмічається значна втрата її маси. Це може відбуватися поступово або різко, під час спалаху, коли зовнішні шари зірки лопаються, як великий пузир. У останньому випадку утвориться планетарна туманність - оболонка сферичної форми, що розповсюджується в космічному просторі з швидкістю в декілька десятків або навіть  сотень км/січеного.

Кінцева доля зірки залежить від маси, що залишилася після того, що усього відбувається з нею. Якщо вона під час всіх перетворень і спалахів викинула багато матерії і її маса не перевищує 1,44 сонячної маси, зірка перетворюється в білого карлика. Ця носить назву «ліміт Чандрасекара» в честь пакистанського астрофізика Субрахманьяна Чандрасекара. Це максимальна маса зірки, при якій катастрофічний кінець може не відбудуться через тиск електронів в ядрі.

Після спалаху зовнішніх шарів ядро зірки залишається, і його поверхнева температура дуже висока - порядку 100 000оК. Зірка рухається до лівого краю діаграми Г-Р і спускається вниз. Її светимость меншає, оскільки меншають розміри.

Зірка повільно дійде до зони білих карликів. Це зірки невеликого діаметра, але відмінні дуже високій густині, в півтори мільйона разів більше густини води.

Білий карлик являє собою кінцеву стадію еволюції зірки, без спалахів. Вона потроху остигає. Вчені вважають, що кінець білого карлика проходить дуже повільно, принаймні, з початку існування Всесвіту, схоже, жоден білий карлик не постраждав від «термічної смерті».

Якщо ж зірка велика, і її маса більше Сонця, вона спалахне, як сверхновая. Під час спалаху зірка може руйнуватися повністю або частково. У першому випадку від неї залишиться хмара газу із залишковими речовинами зірки. У другому - залишиться небесне тіло найвищої густини - нейтронна зірка або чорна діра.

ЗМІННІ ЗІРКИ.

Згідно з концепцією Арістотеля, небесні тіла Всесвіту є вічними і постійними. Але ця теорія зазнала значних змін з появою в XVII в. перших біноклів. Спостереження, що проводилися протягом подальших віків, продемонстрували, що насправді уявна постійність небесних тіл пояснюється відсутністю техніки для спостереження або її недосконалістю. Вчені прийшли до висновку, що мінливість є загальною характеристикою всіх видів зірок. Протягом еволюції зірка проходить декілька стадій, під час яких її основні характеристики - колір і светимость - зазнають глибоких змін. Вони відбуваються протягом існування зірки, а це десятки або 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 діб. Зміни зірки, що Відбуваються, її світлові потоки можна багато разів виміряти протягом подальших ночей.

Вимірювання.

Насправді ця проблема не так проста, як здається на перший погляд. При проведенні вимірювань необхідно враховувати атмосферні умови, а вони міняються, причому іноді значно протягом однієї ночі. У зв'язку з цим дані про світлові потоки зірок істотно різняться.

Дуже важливо уміти відрізнити справжні зміни світлового потоку, а вони безпосередньо пов'язані з блиском зірки, від уявних, вони пояснюються зміною атмосферних умов.

Для цього рекомендується провести порівняння світлових потоків зірки, що спостерігається з іншими зірками - орієнтирами, видимими в телескоп. Якщо зміни уявні, тобто пов'язані із зміною атмосферних умов, вони торкнутися всіх зірок, що спостерігаються.

Отримати вірні дані про стан зірки на коком-то етапі - це перший рівень. Далі потрібно скласти «криву блиску» для фіксування можливих змін блиску. Вона буде показувати зміну зіркової величини.

Змінні чи ні.

Зірки, зіркова величина яких непостійна, називають змінними. У деяких з них мінливість лише уявна. У основному це зірки, що відносяться до системи двійчастих. При цьому, коли орбітальна площина системи більш або менш співпадає з променем зору спостерігача, йому може здаватися, що одна з двох зірок повністю або частково затьмарюється іншою і є менш яскравою. У цих випадках зміни періодичні, періоди зміни блиску затменных зірок повторюються з інтервалом, співпадаючим з орбітальним періодом двійчастої системи зірок. Ці зірки називаються «затменные змінні».

Наступний клас змінних зірок - «внутрішні змінні». Амплітуди коливань блиску цих зірок залежать від фізичних параметрів зірки, наприклад від радіуса і температури. Протягом довгих років астрономи вели спостереження за мінливістю змінних зірок. Тільки в нашій Галактиці зафіксоване 30000 змінних зірок. Їх розділили на дві групи. До першої відносяться «эруптивные змінні зірки». Ним властиві однократні або спалахи, що повторюються. Зміни зіркових величин эпизодичны. До класу «эруптивных змінних», або вибухових, відносяться також нові і сверхновые. До другої групи - всі інші.

Цефеїди.

Існують змінні зірки, блиск яких міняється суворо періодично. Зміни відбуваються через певні проміжки часу. Якщо скласти криву блиску, вона чітко зафіксує регулярність змін, при цьому форма кривої відмітить максимальні і мінімальні характеристики. Різниця між максимальним і мінімальним коливаннями визначає великий простір між двома характеристиками. Зірки такого типу відносяться до «змінних пульсуючих». По кривій блиску можна зробити висновок, що блиск зірки зростає швидше, ніж убуває.

Змінні зірки поділяються на класи. За критерій береться зірка-прототип, саме вона дає назву класу. Як приклад можна привести Цефеїди. Ця назва відбувається від зірки Цефея. Це найбільш простий критерій. Є і іншої - зірки поділяються по спектрах.

Змінні зірки можна розділити на підгрупи по різних критеріях.

ДВІЙЧАСТІ ЗІРКИ.

Зірки на небесному зведенні існують у вигляді скупчень, асоціація, а не як одиничні тіла. Зіркові скупчення можуть бути усіяні зірками дуже густо чи ні.

Між зірками можуть існувати і більш тісні зв'язки, мова йде про двійчасті системи, як їх називають астрономи. У парі зірок еволюція однієї безпосередньо впливає і на другу.

Відкриття.

Відкриття двійчастих зірок, в цей час їх саме так називають, стало одним з перших відкриттів, здійснених за допомогою астрономічного бінокля. Першою парою цього типу зірок стала Міцар з сузір'я Великої Ведмедиці. Відкриття зробив італійський астроном Річчолі. Враховуючи безліч зірок у Всесвіті, вчені прийшли до висновку, що Міцар серед них не єдина двійчаста система, і виявилися праві, невдовзі спостереження підтвердили цю гіпотезу. У 1804 році відомий астроном Вільям Гершель, що присвятив 24 року науковим спостереженням, опублікував каталог, вмісний опис приблизно 700 двійчастих зірок. Спочатку вчені не знали точно, чи пов'язані фізично один з одним компоненти двійчастої системи.

Деякі світлі розуми вважали, що на двійчасті зірки діє зіркова асоціація загалом, тим більше в парі блиск складових був неоднаковий. У зв'язку з цим створювалося враження, що вони знаходяться не рядом. Для з'ясування істинного положення тіл було необхідно виміряти параллактические зміщення зірок. Цим і зайнявся Гершель. До найбільшого здивування, параллактическое зміщення однієї зірки по відношенню до іншої при вимірюванні дало несподіваний результат. Гершель помітив, що замість симметрического коливання з періодом в 6 місяців кожна зірка слідує по складному эллипсоидному шляху. Відповідно до законів небесної механіки два тіла, пов'язаних силою тяжіння, рухаються по еліптичній орбіті. Спостереження Гершеля підтвердили тезу про те, що двійчасті зірки пов'язані фізично, тобто силами тяжіння.

Класифікація двійчастих зірок.

Розрізнюють три основних класи двійчастих зірок: візуально-двійчасті, двійчасті фотометрические і спектрально-подвійні. Ця класифікація не відображає в повній мірі внутрішні відмінності класів, але дає уявлення про зіркову асоціацію.

Подвійність візуально-двійчастих зірок добре видно в телескоп по мірі їх руху. У цей час ідентифіковано біля 70000 візуально-двійчастих, але тільки у 1% з них була точно визначена орбіта.

Така цифра (1%) не повинна дивувати. Справа в тому, що орбітальні періоди можуть становити декілька десятків років, якщо не цілі віки. А вибудувати шлях по орбіті - дуже копіткий труд, що вимагає проведення численних розрахунків і спостережень з різних обсерваторій. Дуже часто вчені мають в своєму розпорядженні лише фрагменти руху по орбіті, інший шлях вони відновлюють дедуктивним методом, використовуючи дані, що є. Потрібно мати на увазі, що орбітальна площина системи може бути нахилена до променя зору. У такому випадку відтворена орбіта (видима) буде значно відрізнятися від істинної.

Якщо визначена істинна орбіта, відомі період звертання і кутова відстань між двома зірками, можна, застосувавши третій закон Кеплера, визначивши суму маси компонентів системи. Відстань двійчастої зірки до нас при цьому також повинна бути відома.

Двійчасті фотометрические зірки.

Про подвійність цієї системи зірок можна судити лише по періодичних коливаннях блиску. При русі такі зірки змінно загороджують один одну. Їх також називають «затменно-двійчасті зірки». У цих зірок площини орбіт близькі до напряму променя зору. Чим велику площу займає затьмарення, тим більше виражений блиск. Якщо проаналізувати криву блиску двійчастих фотометрических зірок, можна визначити нахил орбітальної площини.

За допомогою кривою блиску можна визначити і орбітальний період системи. Якщо зафіксовані, наприклад, два затьмарення, крива блиску буде мати два зниження (мінімуму). Період часу, за який фіксуються три послідовних зниження по кривій блиску, відповідає орбітальному періоду.

Періоди двійчастих фотометрических зірок значно коротше в порівнянні з періодами візуально-двійчастих зірок і складають термін декілька годин або декілька днів.

Спектрально-подвійні зірки.

За допомогою спектроскопії можна помітити розщеплення спектральних ліній внаслідок ефекту Доплера. Якщо один з компонентів являє собою слабу зірку, то спостерігається тільки періодичне коливання положень одиночних ліній. Цей спосіб використовують у випадку, коли компоненти двійчастої зірки дуже близькі між собою і їх складно ідентифікувати за допомогою телескопа як візуально-двійчасті зірки. Двійчасті зірки, визначувані за допомогою спектроскопа і ефекту Доплера, називаються спектрально-подвійні. Не всі двійчасті зірки є спектральними. Два компоненти двійчастих зірок можуть віддалятися і наближатися в радіальному напрямі.

Спостереження свідчать про те, що двійчасті зірки зустрічаються в основному в нашій Галактиці. Складно визначити процентне співвідношення двійчастих і одинарних зірок. Якщо діяти методом віднімання і з усього зіркового населення відняти число ідентифікованих двійчастих зірок, можна зробити висновок, що вони складають меншину. Цей висновок може бути помилковим. У астрономії є поняття «ефект відбору». Для визначення подвійності зірок треба ідентифікувати їх основні характеристики. Для цього необхідне хороше обладнання. Іноді буває складно визначити двійчасті зірки. Наприклад, візуально-двійчасті зірки не завжди можна побачити на великому видаленні від спостерігача. Іноді кутова відстань між компонентами не фіксується телескопом. Для того щоб зафіксувати фотометрические і спектрально-подвійні зірки, їх блиск повинен бути досить сильним для збору модуляцій світлового потоку і ретельного вимірювання довжини хвиль в спектральних лініях.

Число зірок, відповідних по всіх параметрах для досліджень, не так велике. За даними теоретичних розробок, можна передбачити, що двійчасті зірки складають від 30% до 70% зіркового населення.

НОВІ ЗВЕДЫ.

Змінні вибухові зірки складаються з білого карлика і зірки Головної послідовності, як Сонце, або постпоследовательности, як червоний гігант. Обидві зірки слідують по вузькій орбіті з періодичністю в декілька годин. Вони знаходяться на близькій відстані один від одного, в зв'язку з чим вони тісно взаємодіють і викликають ефектні явища.

З середини XIX віки вчені фіксують на оптичній смузі змінних вибухових зірок переважання фіолетового кольору в певний час, це явище співпадає з наявністю піків на кривій блиску. За цим принципом зірки розділили на декілька 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 максимальної точки відбувається значно швидше. Звичайно вони досягають максимального блиску за декілька годин, за цей період часу нова зірка придбаває зіркову величину рівну приблизно 12, тобто світловий потік збільшується на 60000 одиниць.

Чим повільніше відбувається процес підйому до максимума, тим менш помітно і зміна блиску. Нова зірка недовго залишається в положенні «максимум», звичайно цей період займає час від декількох днів до декількох місяців. Потім блиск починає меншати, спочатку швидко, потім повільніше до звичайного рівня. Тривалість цієї фази залежить від різних обставин, але її тривалість складає не менш декількох років.

У нових класичних зірок всі ці явища супроводяться неконтрольованими термоядерними реакціями, що відбуваються в поверхневих шарах білого карлика, саме там знаходиться «запозичений» водень від другого компонента зірки. Нові зірки завжди двійчасті, один з компонентів обов'язково - білий карлик. Коли маса компонента зірки перетекает до білого карлика, шар водня починає стискуватися і розігрівається, відповідно температура підвищується, гелій розігрівається. Все це відбувається швидко, різко, в результаті має місце спалах. Випромінююча поверхня збільшується, блиск зірки стає яскравим, на кривій блиску фіксується сплеск.

Під час активної фази спалаху нова зірка досягає максимального блиску. Максимальна абсолютна зіркова величина складає порядку 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 їх видима зіркова величина, абсолютну визначити не можна, оскільки невідома їх точна відстань до Землі. Хоч в принципі можна взнати абсолютну зіркову величину нової, якщо вона знаходиться в максимальній близькості від іншої нової зірки, відстань до якої відома. Максимальна абсолютна величина вилічувати по рівнянню:

M=-10.9+2.3log (t).

t - це час, за який крива блиску нової зірки падає до 3 зіркових величин.

Карликові нові зірки і нові, що повторюються.

Найближчими родичами нових зірок є карликові нові зірки, їх прототип «U Близнюків». Їх оптичні спалахи практично аналогічні спалахам нових зірок, але є відмінності в кривих блисках: їх амплітуди менше. Відмічаються відмінності і в повторюваності спалахів - у нових карликових зірок вони трапляються більш або менш регулярно. У середньому раз в 120 днів, але іноді і через декілька років. Оптичні спалахи нових тривають від декількох годин до декількох днів, після чого за декілька тижнів блиск меншає і, нарешті, досягає звичайного рівня.

Існуючу різницю можна пояснити різними фізичними механізмами, що провокують оптичний спалах. У «U Близнюків» спалахи відбуваються через раптову зміну процентного співвідношення матерії на білому карликові - її збільшення. У результаті має місце величезний викид енергії. Спостереження за карликовими новими зірками в фазі затьмарення, тобто коли білий карлик і диск, навколишній його, закриваються зіркою - компонентом системи, точно свідчать про те, що саме білий карлик, вірніше, його диск є джерелом світла.

Нові зірки, що Повторюються являють собою щось середнє 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 це через декілька десятків років. Посилення блиску під час спалаху більш виражене і складає біля 8 зіркових величин, ця межа наближає їх до класичних нових зірок.

РАССЕЯНЫЕ ЗІРКОВІ СКУПЧЕННЯ.

Розсіяні зіркові скупчення знайти нескладно. Їх називають галактичними скупченнями. Мова йде про освіти, що включають від декількох десятків до декількох тисяч зірок, велика частина яких видно неозброєним оком. Зіркові скупчення з'являються перед спостерігачем як дільниця неба, густо усіяна зірками. Як правило, такі області концентрації зірок добре помітні на небі, але буває, причому досить рідке, що скупчення практично невиразне. Для того щоб визначити, є якою-небудь дільниця неба зірковим скупченням або мова йде про зірки, просто близько розташовані один до одного, потрібно вивчити їх рух і визначити відстань до Землі. Зірки, що становлять скупчення, рухаються в одному напрямі. Крім того, якщо зірки, що знаходяться не далеко один від одного, розташовані на однаковій відстані від Сонячної системи, вони, звісно, пов'язані між собою силами тяжіння і складають розсіяне скупчення.

Класифікація зіркових скупчень.

Протяжність цих зіркових систем варіюється від 6 до 30 світлових років, середня протяжність становить приблизно дванадцять світлових років. Всередині зіркових скупчень зірки сконцентровані хаотично, безсистемно. Скупчення не має чітко вираженої форми. При класифікації зіркових скупчень потрібно брати до уваги кутові вимірювання, приблизну загальну кількість зірок, міру їх концентрації в скупченні і різницю в блиску.

У 1930 році американський астроном Роберт Трамплер запропонував класифікувати скупчення по наступних параметрах. Всі скупчення поділялися на чотири класи за принципом концентрації зірок і означалися римськими цифрами від I до IV. Кожний з чотирьох класів ділиться на три підкласи по однорідності блиску зірок. До першого підкласу відносяться скупчення, в яких зірки мають приблизно одну міру светимости, до третього - з істотною різницею в цьому плані. Потім американський астроном ввів ще три категорії класифікації зіркових скупчень по числу зірок, вхідних в скупчення. До першої категорії «р» відносяться системи, в яких менше за 50 зірок. До другий «m» - скупчення, що мають від 50 до 100 зірок. До третьої - маючі більш 100 зірок. Наприклад, відповідно до цієї класифікації, зіркове скупчення, позначене в каталозі як «I 3p», являє собою систему, що перебуває менш ніж з 50 зірок, густо сконцентрованих в небі і що володіють різною мірою блиску.

Однорідність зірок.

Всі зірки, що відносяться до якого-небудь розсіяного зіркового скупчення, мають характерну рису - однорідність. Це означає, що вони утворилися з однієї і тієї ж газової хмари і спочатку існування мають однаковий хімічний склад. Крім того, є припущення, що всі вони з'явилися в один час, тобто мають однаковий вік. Існуючі між ними відмінності можна пояснити різним ходом розвитку, а це визначається масою зірки з моменту її освіти. Вченим відомо, що великі зірки мають менший термін існування по порівняння з малими зірками. Великі еволюціонують значно швидше. У основному розсіяні зіркові скупчення являють собою небесні системи, що складаються з відносно молодих зірок. Цей вигляд зіркових скупчень дислокується в основному в спіральних гілках Молочного Шляху. Саме ці дільниці були в недавньому минулому активними зонами звездообразования. Виключення складають скупчення NGC 2244, NGC 2264 і NGC6530, їх вік рівний декільком десяткам мільйонів років. Це невеликий термін для зірок.

Вік і хімічний склад.

Зірки розсіяних зіркових 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 расформирования пов'язаний з впливом гравітації одиночних зірок, розташованих недалеко від скупчення.

Старих зірок в складі розсіяних зіркових скупчень практично немає. Хоч є виключення. Насамперед це відноситься до великих скупчень, в яких зв'язок між зірками значно сильніше. Відповідно, і вік таких систем більше. Серед них можна відмітити NGC 6791. До складу цього зіркового скупчення входять приблизно 10000 зірок, його вік складає біля 10 мільярдів років. Орбіти великих зіркових скупчень відносять їх на тривалий період часу далеко від площини галактики. Відповідно, у них менше можливостей зустрітися з великими молекулярними хмарами, що могло б спричинити за собою розформування зіркового скупчення.

Зірки розсіяних зіркових скупчень схожі по хімічному складу з Сонцем і іншими зірками галактичного диска. Різниця в хімічному складі залежить від відстані від центра Галактики. Чим далі від центра розташовано зіркове скупчення, тим менше елементів з групи металів воно містить. Хімічний склад також залежить від віку зіркового скупчення. Це відноситься і до одиночних зірок.

КУЛЬОВІ ЗІРКОВІ СКУПЧЕННЯ.

Кульові зіркові скупчення, що нараховують сотні тисяч зірок, мають дуже незвичайний вигляд: у них сферична форма, і зірки концентруються в них настільки щільно, що навіть за допомогою наймогутніших телескопів неможливо розрізнити одиночні об'єкти. Відмічається сильна концентрація зірок до центра.

Дослідження кульових скупчень має важливе значення в астрофізиці в плані вивчення еволюції зірок, процесу формування галактик, вивчення структури нашої Галактики і визначення віку Всесвіту.

Форма Молочного Шляху.

Вчені встановили, що кульові скупчення утворилися на початковому етапі формування нашої Галактики - протогалактический газ мав сферичну форму. Під час гравітаційної взаємодії до завершення стиснення, що привело до утворення диска, за його межами виявилися згустки матерії, газу і пилу. Саме з них утворилися кульові зіркові скупчення. Причому вони сформувалися до появи диска і залишилися там же, де і утворилися. Вони мають сферичну структуру, гало, навколо якого пізніше розташувалася площина галактики. Ось чому кульові скупчення дислокуються симетрично в Молочній Дорозі.

Вивчення проблеми розташування кульових скупчень, а також проведені вимірювання відстані від них до Сонця, дозволили визначити їх протяжність нашої Галактики до центра - воно становить 30000 світлових років.

Кульові зіркові скупчення за часом походження дуже старе. Їх вік становить 10-20 мільярдів років. Вони являють собою найважливіший елемент Всесвіту, і, безсумнівно, знання про ці освіти нададуть чималу допомогу в поясненні явищ Всесвіту. На думку вчених, вік цих зіркових скупчень ідентичний віку нашої Галактики, а оскільки всі галактики сформувалися приблизно в один час, значить, можна визначити і вік Всесвіту. Для цього до віку кульових зіркових скупчень потрібно додати час від появи Всесвіту до початку утворення галактик. У порівнянні з віком кульових зіркових скупчень це зовсім невеликий відрізок часу.

Всередині ядер кульових скупчень.

Для центральних областей цього вигляду скупчень характерна висока міра концентрації зірок, приблизно в тисячі разів більше, ніж в найближчих до Сонця зонах. Тільки за останнє десятиріччя стало можливим розглянути ядра кульових зіркових скупчень, вірніше, ті небесні об'єкти, які знаходяться в самому центрі. Це має велике значення в області вивчення динаміки вхідних в ядро зірок, в плані отримання інформації про системи небесних тіл, пов'язані силами тяжіння, - зіркові скупчення відносяться саме до цієї категорії, - а також в плані вивчення взаємодії між зірками скупчень за допомогою спостережень або обробки даних на комп'ютері.

Через високу міру концентрації зірок відбуваються самі справжні зіткнення, формуються нові об'єкти, наприклад зірки, що мають свої особливості. Можуть з'являтися і двійчасті системи, це трапляється, коли зіткнення двох зірок не приводить до їх руйнування, а відбувається взаимозахват через гравітацію.

Сімейства кульових зіркових скупчень.

Кульові зіркові скупчення нашої Галактики являють собою неоднорідні освіти. Розрізнюють чотири динамічних сімейства за принципом видалення від центра Галактики і по хімічному складу. Деякі кульові скупчення мають більше хімічних елементів групи металів, інші - менше. Міра наявності металів залежить від хімічного складу міжзоряної середи, з якої небесні об'єкти утворилися. Кульові скупчення з меншою кількістю металів - старіші, вони розташовуються в гало Галактики. Більший склад металу характерний для більш молодих зірок, вони сформувалися з середи, вже збагаченої металами внаслідок спалахів сверхновых зірок, - до цього сімейства відносяться «дискові скупчення», що знаходяться на галактичному диску.

У гало знаходяться «зіркові скупчення внутрішньої частини гало» і «зіркові скупчення зовнішньої частини гало». Є і «зіркові скупчення периферичної частини гало», відстань від яких до центра Галактики найбільша.

Вплив навколишнього середовища.

Зіркові скупчення вивчаються і поділяються на сімейства не ради класифікації як самоцілі. Класифікація грає велику роль і при дослідженні впливу навколишнього зіркові скупчення середовища на його еволюцію. У цьому випадку мова йде про нашу Галактику.

Безсумнівно, на зіркове скупчення впливає величезний чином гравітаційне поле диска Галактики. Кульові зіркові скупчення рухаються навколо галактичного центра по еліптичних орбітах і періодично перетинають диск Галактики. Це відбувається раз приблизно в 100 мільйонів років.

Гравітаційне поле і приливні виступи, вихідне від галактичної площини, настільки інтенсивно діють на зіркове скупчення, що воно поступово починає розпадатися. Вчені вважають, що деякі старі зірки, в цей час що дислокуються в Галактиці, ніколи входили до складу кульових зіркових скупчень. Зараз вони вже руйнувалися. Вважається, що за мільярд років розпадаються приблизно 5 зіркових скупчень. Це приклад впливу галактичного навколишнього середовища на динамічну еволюцію кульового зіркового скупчення.

Під дією гравітаційного впливу галактичного диска на зіркове скупчення відбувається і зміна протяжності скупчення. Мова йде про зірки, розташовані далеко від центра скупчення, на них в більшій мірі впливає сила тяжіння галактичного диска, а не самого зіркового скупчення. Відбувається «випаровування» зірок, розміри скупчення меншають.

СВЕРХНОВЫЕ ЗІРКИ.

Зірки також народжуються, зростають і вмирають. Їх кінець може бути повільним і поступовим або різким і катастрофічним. Це характерне для зірок дуже великих розмірів, які закінчують існування спалахом, це сверхновые зірки.

Відкриття сверхновых зірок.

Протягом віків суть сверхновых зірок була невідома вченим, але спостереження за ними велися з незапам'ятних часів. Багато які сверхновые зірки настільки яскраві, що їх можна розглянути неозброєним оком, причому іноді навіть вдень. Перші згадки про ці зірки з'явилися в античних хроніках в 185 р. н.э. Згодом їх спостерігали регулярно і скрупульозно фіксували всі дані. Наприклад, придворні астрономи імператорів Древнього Китаю зареєстрували багато які з відкритих сверхновых зірок через багато років.

Серед них потрібно відмітити сверхновую зірку, що спалахнула в 1054 р. н.э. в сузір'ї Тельця. Залишок цієї сверхновой зірки носить назву «Крабовідная туманність», через характерну форму. Систематичні спостереження за сверхновыми зірками західні астрономи почали вести пізно. Тільки до кінця XVI в. з'явилися згадки про них в наукових документах. Перші спостереження за сверхновыми зірками силами європейських астрономів відносяться до 1575 р. і 1604 р. У 1885 р. була відкрита перша сверхновая зірка в галактиці Андромеди. Зробила це баронеса Берта де Подманіцкая.

З 20-х років XX в. завдяки винаходу фотопластин відкриття сверхновых слідують одне за іншим. У цей час їх відкрито до тисячі. Пошук сверхновых вимагає великого терпіння і постійного спостереження за небом. Зірка повинна бути не просто дуже яскравою, її поведінка повинна бути незвичайною і непередбачуваною. «Мисливців» за сверхновыми не так багато, трохи більш десяти астрономів можуть похвалитися тим, що за своє життя відкрили більше за 20 сверхновых. Пальма першості в такій цікавій класифікації належить Фреду Цвіки - з 1936 р. він ідентифікував 123 зірки.

Що таке сверхновые зірки?

Сверхновые зірки - раптово спалахуючі зірки. Цей спалах - катастрофічна подія, кінець еволюції зірок великих розмірів. Під час спалахів потужність випромінювання досягає 1051 ерг, що порівнянно з енергією, що випускається зіркою протягом всього свого життя. Механізми, зухвалі спалахи у двійчастих і одиночних зірок, різні.

У першому випадку спалах відбувається при умові, що друга зірка в двійчастій системі - білий карлик. Білі карлики - відносно невеликі зірки, їх маса відповідає масі Сонця, в кінці «життєвого шляху» вони мають розміри планети. Білий карлик взаємодіє зі своєю парою в гравітаційному плані, він «краде» речовина 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 стискуватися швидкими темпами. Через різке розігрівання внаслідок стиснення в ядрі зірки починають відбуватися некеровані ядерні реакції, енергія вивільняється у вигляді спалаху, спричиняючи руйнування зірки.

Після спалаху залишається хмара газу, воно розповсюджується в просторі. Це «залишки сверхновой» - те, що залишається від поверхневих шарів зірки, що вибухнула. Морфологія залишків сверхновой різна і залежить від умов, в яких стався спалах зірки-«прародительки», і від її характерних внутрішніх крес. Поширення хмари відбувається неоднаково у різних напрямах, що пов'язано з взаємодією з міжзоряним газом, він може значно змінити форму хмари за тисячі років.

Характеристика сверхновых.

Сверхновые являють собою варіацію эруптивных змінних зірок. Як всі змінні, сверхновые зірки характеризуються кривою блиску і легко пізнаваними ознаками. Передусім, для сверхновой характерне швидке збільшення блиску, воно триває декілька днів, поки не досягне максимума, - цей період становить приблизно десять днів. Потім блиск починає меншати - спочатку безсистемно, потім послідовно. Вивчаючи криву блиску, можна прослідити динаміку спалаху і вивчити її еволюцію. Частина кривої блиску від початку підйому до максимума відповідає спалаху зірки, подальший спуск означає поширення і охолоджування газової оболонки.

БІЛІ КАРЛИКИ.

У «зірковому зоопарку» існує велика безліч зірок, різних по розмірах, кольорі і блиску. Серед них особливо вражають «мертві» зірки, їх внутрішня структура значно відрізняється від структури звичайних зірок. До категорії мертвих зірок відносяться зірки великих розмірів, білі карлики, нейтронні зірки і чорні діри. Через високу густину цих зірок їх відносять до категорії «кризових».

Відкриття.

Спочатку суть білих карликів являла собою повну загадку, було відоме тільки те, що вони в порівнянні із звичайними зірками мають високу густину.

Першим відкритим і білим карликом, що вивчається був Сіріус В, пари Сіріуса - дуже яскравої зірки. Застосувавши третій закон Кеплера, астрономи обчислили масу Сіріуса В: 0,75-0,95 сонячної маси. З іншого боку, його блиск був значно нижче сонячного. Блиск зірки пов'язаний з квадратом радіуса. Проаналізувавши цифри, астрономи прийшли до висновку, що розміри Сіріуса невеликі. У 1914 році склали зірковий спектр Сіріуса В, визначили температуру. Знаючи температуру і блиск, обчислили радіус - 18800 кілометрів.

Перші дослідження.

Отриманий результат ознаменував відкриття нового класу зірок. У 1925 році Адамс виміряв довжину хвилі деяких ліній випромінювання в спектрі Сіріуса В і визначив, що вона більше, ніж передбачається. Червоне зміщення вписується в рамки теорії відносності, за декілька років до подій, що відбуваються відкритої Ейнштейном. Застосовуючи теорію відносності, Адамс зміг обчислити радіус зірки. Після відкриття ще двох схожих на Сіріус В зірок Артур Еддінгтон зробив висновок, що у Всесвіті таких зірок багато.

Отже, існування карликів було встановлене, але їх природа як і раніше залишалася таємницею. Зокрема, вчені ніяк не могли зрозуміти, яким чином маса, схожа на сонячну, може уміщатися в такому маленькому по об'єму тілі. Эддингтон приходить до висновку, що «при такій високій густині газ втрачає свої властивості. Найвірогідніше, білі карлики складаються з вырожденного газу».

Суть білих карликів.

У серпні 1926 року Енріко Фермі і Поль Дірак розробили теорію, що описує стан газу в умовах дуже високої густини. Використовуючи її, Фаулер в цьому ж році знайшов пояснення стійкої структури білих карликів. На його думку, через велику густину, газ в надрах білого карлика знаходиться у вырожденном стані, причому тиск газу практично не залежить від температури. Стійкість білого карлика підтримується тим, що силі тяжіння протистоїть тиск газу в надрах карлика. Вивчення білих карликів продовжив індійський фізик Чандрасекар.

У одній з своїх робіт, опублікованій в 1931 році, він робить важливе відкриття - маса білих карликів не може перевищувати певний ліміт, це пов'язано з їх хімічним складом. Цей ліміт становить 1,4 маси Сонця і носить назву «ліміт Чандрасекара» в честь вченого.

Майже тонна в см3!

Як і випливає з назви, білі карлики є зірками малих розмірів. Навіть якщо їх маса рівна масі Сонця, все одно по розмірах вони схожі на планету типу Земля. Їх радіус рівний приблизно 6000 км - 1/100 від радіуса Сонця. Враховуючи масу білих карликів і їх розміри, можна зробити тільки один висновок - їх густина дуже висока. Кубічний сантиметр матерії білого карлика важить майже тонну по земних мірках.

Так висока густина приводить до того, що гравітаційне поле зірки дуже сильне - приблизно в 100 раз перевищує сонячне, причому при однаковій масі.

Основні характеристики.

Хоч в ядрі білих карликів більше не відбуваються ядерні реакції, його температура дуже висока. Тепло спрямовується до поверхні зірки, а потім розповсюджується в космічному просторі. Самі зірки повільно остигають доти, поки не стають невидимими. Поверхнева температура «молодих» білих карликів складає порядку 20000-30000 градусів. Білі карлики бувають не тільки білого кольору, є і жовті. Незважаючи на високу температуру поверхні, через невеликі розміри светимость низька, абсолютна зіркова величина може становити 12-16. Білі карлики остигають дуже повільно, тому ми бачимо їх в таких великих кількостях. Вчені мають можливість вивчати їх основні характеристики. Білі карлики включені в діаграму Г-Р, вони займають небагато місця під Головною послідовністю.

НЕЙТРОННІ ЗІРКИ І ПУЛЬСАРЫ.

Назва «пульсар» відбувається від англійського поєднання «pulsating star» - «пульсуюча зірка». Характерною особливістю пульсаров на відміну від інших зірок є не постійне випромінювання, а регулярне імпульсне радіовипромінювання. Імпульси дуже швидкі, тривалість одного імпульсу триває від тисячних часткою секунди до, максимально, декількох секунд. Форма імпульсу і періоди у різних пульсаров неоднакові. Через сувору періодичність радіовипромінювання пульсары можна розглядати як космічні хронометри. Згодом періоди меншають до 10-14s/s. Кожну секунду період міняється на 10-14секунды, тобто зменшення відбувається біля 3 мільйонів років.

Регулярні сигнали.

Історія відкриття пульсаров досить цікава. Перший пульсар PSR 1919+21 був зафіксований в 1967 році Беллом і Ентоні Хьюшем з Кембріджського університету. Белл, молодий фізик, проводив дослідження в області радіоастрономії для підтвердження висунених ним тез. Раптом він виявив радіосигнал помірної інтенсивності в області, близькій до галактичної площини. Дивність полягала в тому, що сигнал був таким, що уривається - він зникав і виникав знову через регулярні інтервали в 1,377 сік. Говорять, що Белл бігом відправився до свого професора, щоб сповістити його про відкриття, але останній не додав цьому належної уваги, вважаючи, що мова йде про радіосигнал з Землі.

Проте сигнал продовжував виявлятися незалежно від земної радіоактивності. Це свідчило про те, що джерело його появи досі не було встановлене. Як тільки були опубліковані дані про відкриття, що відбулося, виникли численні припущення про те, що сигнали йдуть від примарної неземної цивілізації. Але вчені змогли зрозуміти суть пульсаров без допомоги інопланетних світів.

Суть пульсаров.

Після першого було відкрито ще багато пульсаров. Астрономи прийшли до висновку, що ці небесні тіла відносяться до джерел імпульсного випромінювання. Найбільш численними об'єктами Всесвіту є зірки, тому вчені вирішили, що ці небесні тіла, швидше усього, відносяться до класу зірок.

Швидкий рух зірки навколо своєї осі є, швидше усього, причиною пульсацій. Вчені виміряли періоди і спробували визначити суть цих небесних тіл. Якщо тіло обертається з швидкістю, що перевищує деяку максимальну швидкість, воно розпадається під впливом відцентовий сил. Значить, повинна існувати мінімальна величина періоду обертання.

З проведених розрахунків слідувало, що для обертання зірки з періодом, що вимірюється тисячними частками секунди, її густина повинна складати порядку 1014 р/см3, як у ядер атомів. Для наглядності можна привести такий приклад - представте масу, рівну Евересту, в об'ємі шматочка цукру.

Нейтронні зірки.

З тридцятих років вчені передбачали, що в небі існує щось подібне. Нейтронні зірки - дуже маленькі, сверхплотные небесні тіла. Їх маса приблизно рівна 1,5 маси Сонця, сконцентрованої в радіусі приблизно в 10 км.

Нейтронні зірки складаються в основному з нейтронів - частинок, позбавлених електричного заряду, які разом з протонами складають ядро атома. Через високу температуру в надрах зірки речовина іонізована, електрони існують окремо від ядер. При так високій густині всі ядра розпадаються на становлячі їх нейтрони і протони. Нейтронні зірки являють собою кінцевий результат еволюції зірки великої маси. Після вичерпання джерел термоядерної енергії в її надрах, вона різко вибухає, як сверхновая. Зовнішні шари зірки скидаються в простір, в ядрі відбувається гравітаційний колапс, утвориться гаряча нейтронна зірка. Процес колапсу займає частки секунди. Внаслідок колапсу вона починає обертатися дуже швидко, з періодами в тисячні частки секунди, що характерно для пульсара.

Випромінювання пульсацій.

У нейтронній зірці немає джерел термоядерних реакцій, тобто вони неактивні. Випромінювання пульсацій відбувається не з надр зірки, а ззовні, із зон, навколишніх поверхню зірки.

Магнітне поле нейтронних зірок дуже сильне, в мільйони разів перевищуюче магнітне поле Сонця, воно кладе край простору, створюючи магнітосферу.

Нейтронна зірка випускає в магнітосферу потоки електронів і позитронів, вони обертаються з швидкістю, близькою до швидкості світла. Магнітне поле впливає на рух цих елементарних частинок, вони рухаються вдовж силових ліній, слідуючи спиралевидной траєкторії. Таким чином, відбувається виділення ними кінетичної енергії в формі електромагнітного випромінювання.

Період обертання збільшується через зменшення обертальної енергії. У старих пульсаров період пульсацій більш тривалий. До речі, не завжди період пульсацій є суворо періодичним. Іноді він різко сповільнюється, це пов'язано з феноменами, що носять назву «glitches», - це результат «микрозвездотрясений».

ЧОРНІ ДІРИ.

Зображення небесного зведення вражає різноманітністю форм і кольорів небесних тіл. Чого тільки немає у Всесвіті: зірки будь-яких кольорів і розмірів, спіральні галактики, туманності незвичайних форм і колірних гамм. Але в цьому «космічному зоопарку» є «примірники», збудливі особливий інтерес. Це ще більш загадкові небесні тіла, оскільки за ними важко спостерігати. Крім того, їх природа до кінця не з'ясована. Серед них особливе місце належить «чорним дірам».

Швидкість руху.

У буденній мові вираження «чорна діра» означає щось бездонне, куди річ провалюється, і ніхто ніколи не взнає, що сталося з нею надалі. Що ж являють собою чорні діри насправді? Щоб зрозуміти це, повернемося в історію на два віки назад. У XVIII вік французький математик Пьер Симон де Лаплас ввів уперше цей термін при вивченні теорії гравітації. Як відомо, будь-яке тіло, що має певну масу - Земля, наприклад, - має і гравітаційне поле, воно притягає до себе навколишні тіла.

Ось чому підкинений вгору предмет падає на Землю. Якщо цей же предмет з силою кинути уперед, він подолає на якийсь час тяжіння Землі і пролетить якась відстань. Мінімальна необхідна швидкість називається «швидкість руху», у Землі вона становить 11 км/з. Швидкість руху залежить від густини небесного тіла, яка створює гравітаційне поле. Чим більше густина, тим більше повинна бути швидкість. Відповідно, можна висунути припущення, як це зробив два сторіччя назад Лаплас, що у Всесвіті існують тіла з такою високою густиною, що швидкість їх руху перевищує швидкість світла, тобто 300000 км/з.

У цьому випадку навіть світло могло б піддатися силі тяжіння подібного тіла. Подібне тіло не могло б випромінювати світло, і в зв'язку з цим воно залишалося б невидимим. Ми можемо представити його як величезну діру, на малюнку - чорного кольору. Безсумнівно, теорія, сформульована Лапласом, несе не собі відбиток часу і представляється дуже спрощеною. Проте, у часи Лапласа ще не була сформульована квантова теорія, і з концептуальної точки зору розгляд світла як матеріального тіла здавався нонсенсом. На самому початку XX століття з появою і розвитком квантової механіки стало відомо, що світло в деяких умовах виступає і як матеріальне випромінювання.

Це положення отримало розвиток в теорії відносності Альберта Ейнштейна, опублікованій в 1915 році, і в роботах німецького фізика Карла Шварцшильда в 1916 році, він підвів математичну базу під теорію про чорні діри. Світло також може бути схильне до дії сили тяжіння. Два сторіччя назад Лаплас торкнувся дуже важливу проблему в плані розвитку фізики як науки.

Як з'являються чорні діри?

Явища, про які ми говоримо, отримали назву «чорні діри» в 1967 році завдяки американському астрофізику Джону Уїллеру. Вони є кінцевим результатом еволюції великих зірок, маса яких вище п'яти сонячної маси. Коли всі резерви ядерного пального вичерпані і реакції більше не відбуваються, наступає смерть зірки. Далі її доля залежить від її маси.

Якщо маса зірки менше маси сонця, вона продовжує стискуватися, поки не згасне. Якщо маса значна, зірки вибухає, тоді мова йде про сверхновой зірку. Зірка залишає після себе сліди, - коли в ядрі відбувається гравітаційний колапс, вся маса збирається в кулю компактних розмірів з дуже високою густина - в 10000 раз більше, ніж у ядра атома.

Відносні ефекти.

Для вчених чорні діри є прекрасною природною лабораторією, що дозволяє провести досліди по різних гіпотезах в плані теоретичної фізики. Згідно з теорією відносності Ейнштейна, на закони фізики надає вплив локального поля тяжіння. У принципі, час тече по-різному поруч з гравітаційними полями різної інтенсивності.

Крім того, чорна діра впливає не тільки на час, але і на навколишній простір, впливаючи на його структуру. Згідно з теорією відносності, присутність сильного гравітаційного поля, виниклого від такого могутнього небесного тіла, як чорна діра, спотворює структуру навколишнього простору, і його геометричні дані змінюються. Це означає, що біля чорної діри коротка відстань, що з'єднує дві точки, буде не прямою лінією, а кривої.

Авіація і космонавтика
Автоматизація та управління
Архітектура
Астрологія
Астрономія
Банківська справа
Безпека життєдіяльності
Біографії
Біологія
Біологія і хімія
Біржова справа
Ботаніка та сільське господарство
Валютні відносини
Ветеринарія
Військова кафедра
Географія
Геодезія
Геологія
Діловодство
Гроші та кредит
Природознавство
Журналістика
Зарубіжна література
Зоологія
Видавнича справа та поліграфія
Інвестиції
Інформатика
Історія
Історія техніки
Комунікації і зв'язок
Косметологія
Короткий зміст творів
Криміналістика
Кримінологія
Криптологія
Кулінарія
Культура і мистецтво
Культурологія
Логіка
Логістика
Маркетинг
Математика
Медицина, здоров'я
Медичні науки
Менеджмент
Металургія
Музика
Наука і техніка
Нарисна геометрія
Фільми онлайн
Педагогіка
Підприємництво
Промисловість, виробництво
Психологія
Психологія, педагогіка
Радіоелектроніка
Реклама
Релігія і міфологія
Риторика
Різне
Сексологія
Соціологія
Статистика
Страхування
Будівельні науки
Будівництво
Схемотехніка
Теорія організації
Теплотехніка
Технологія
Товарознавство
Транспорт
Туризм
Управління
Керуючі науки
Фізика
Фізкультура і спорт
Філософія
Фінансові науки
Фінанси
Фотографія
Хімія
Цифрові пристрої
Екологія
Економіка
Економіко-математичне моделювання
Економічна географія
Економічна теорія
Етика

8ref.com

© 8ref.com - українські реферати


енциклопедія  бефстроганов  рагу  оселедець  солянка