Звезды
Звезды – небесные тела и гигантские светящиеся сферы плазмы. Только в нашей галактике Млечный Путь их насчитывают миллиарды, включая Солнце. Не так давно мы узнали, что некоторые из них еще и располагают планетами.
История наблюдений за звездами
Сейчас можно легко купить телескоп и наблюдать на ночным небом или воспользоваться телескопами онлайн на нашем сайте. С древних времен звезды на небе играли важную роль во многих культурах. Они отметились не только в мифах и религиозных историях, но и послужили первыми навигационными инструментами. Именно поэтому астрономия считается одной из древнейших наук. Появление телескопов и открытие законов движения и гравитации в 17 веке помогли понять, что все звезды напоминают наше Солнце, а значит подчиняются тем же физическим законам.
Фотография умирающей звезды. Изображение получено космическим телескопом Хаббл
Изобретение фотографии и спектроскопии в 19 веке (исследование длин волн света, исходящих от объектов) позволили проникнуть в звездный состав и принципы движения (создание астрофизики). Первый радиотелескоп появился в 1937 году. С его помощью можно было отыскать невидимое звездное излучение. А в 1990 году удалось запустить первый космический телескоп Хаббл, способный получить наиболее глубокий и детализированный взгляд на Вселенную (качественные фото Хаббла для различных небесных тел можно найти на нашем сайте).
Наименование звезд Вселенной
Древние люди не обладали нашими техническими преимуществами, поэтому в небесных объектах узнавали образы различных существ. Это были созвездия, о которых сочиняли мифы, чтобы запомнить названия. Причем практически все эти имена сохранились и используются сегодня.
В современном мире насчитывается 88 созвездий (среди них 12 относятся к зодиакальным). Самая яркая звезда получает обозначение «альфа», вторая – «бета», а третья – «гамма». И так продолжается до конца греческого алфавита. Есть звезды, которые отображают части тела. Например, ярчайшая звезда Ориона Бетельгейзе (Альфа Ориона) – «рука (подмышка) великана».
Красный сверхгигант Бетельгейзе
Не стоит забывать, что все это время составлялось множество каталогов, чьи обозначения используют до сих пор. Например, Каталог Генри Дрейпера предлагает спектральную классификацию и позиции для 272150 звезд. Обозначение Бетельгейзе – HD 39801.
Но звезд на небе невероятно много, поэтому для новых используют аббревиатуры, обозначающие звездный тип или каталог. К примеру, PSR J1302-6350 – пульсар (PSR), J – используется система координат «J2000», а последние две группы цифр – координаты с кодами широты и долготы.
Звезды все одинаковые? Ну, когда наблюдаешь без использования техники, то они лишь слегка отличаются по яркости. Но ведь это всего лишь огромные газовые шары, так? Не совсем. На самом деле, у звезд есть классификация, основанная на их главных характеристиках.
Среди представителей можно встретить голубых гигантов и крошечных коричневых карликов. Иногда попадаются и причудливые звезды, вроде нейтронных. Погружение во Вселенную невозможно без понимания этих вещей, поэтому давайте познакомимся со звездными типами поближе.
Типы звезд Вселенной
Это то, что мы видим до появления полноценной звезды. Протозвезда представляет собою скопление газа, рухнувшего от молекулярного облака. Эволюционная фаза занимает примерно 100000 лет. Дальше гравитация набирает силу, и заставляет образование разрушаться. Гравитация накаляет газ и вынуждает его выделять энергию.
Этот момент идет перед переходом в звезду главной последовательности. Наступает в завершении протозвезды, когда энергию дарит только разрушающая ее гравитационная сила. У таких звезд еще нет достаточного нагрева и давления, чтобы активировать процесс ядерного синтеза. На звездах типа Т Тельца можно заметить огромные пятна, вспышки рентгеновского излучения и мощные порывы ветров. Эта стадия охватывает 100000 миллионов лет.
Большая часть вселенских звезд находится в стадии главной последовательности. Можно вспомнить Солнце, Альфа Центавра А и Сирус. Они способны кардинально отличаться по масштабности, массивности и яркости, но выполняют один процесс: трансформируют водород в гелий. При этом производится огромный энергетический всплеск.
Такая звезда переживает ощущение гидростатического баланса. Гравитация заставляет объект сжиматься, но ядерный синтез выталкивает его наружу. Эти силы работают на уравновешивании, и звезде удается сохранять форму сферы. Размер зависит от массивности. Черта – 80 масс Юпитера. Это минимальная отметка, при которой возможно активировать процесс плавления. Но в теории максимальная масса – 100 солнечных.
Когда звезда полностью израсходует внутреннее топливо, то больше не может создавать внешнее давление, а значит не противодействует внутреннему. Звезда сжимается, а оболочка вокруг ядра воспламеняется, продлевая ей жизнь, но увеличивая в размере. Звезда трансформируется в красного гиганта и может быть в 100 раз крупнее, чем представитель в главной последовательности. Когда не остается водорода, начинает гореть гелий и даже более тяжелые элементы. На этот этап уходит несколько сотен миллионов лет.
Если топлива нет, то у звезды больше не хватает массы, чтобы продлить ядерный синтез. Она превращается в белого карлика. Внешнее давление не работает, и она сокращается в размерах из-за силы тяжести. Карлик продолжает сиять, потому что все еще остаются горячие температуры. Когда он остынет, то обретет фоновую температуру. На это уйдут сотни миллиардов лет, поэтому пока просто невозможно найти ни единого представителя.
Это наиболее распространенный вид. Перед нами звезда главной последовательности с низкой массой, из-за чего значительно уступает в температуре Солнцу. Но выигрывает за счет продолжительности жизни. Дело в том, что им удается расходовать топливо в медленных темпах, поэтому отличаются значительной экономией. Наблюдения говорят, что такие объекты способны просуществовать до 10 триллионов лет. Наименьшие экземпляры достигают всего 0.075 раз солнечной массы, но могут набирать и 50%.
Когда звезда в 1.35-2.1 раз больше солнечной массы, то не завершает существование в виде белого карлика, а освещает небо взрывом сверхновой. После этого остается ядро, которое и выступает нейтронной звездой. Это очень интересный объект, так как всецело представлен нейтронами. Дело в том, что мощная гравитационная сила сжимает протоны и электроны, формирующие нейтроны. Если масса звезды была еще больше, то перед нами развернется черная дыра.
Наиболее крупные звезды называют сверхгигантами. Они в десятки раз больше солнечной массы, но им не так уж и повезло: чем больше размер, тем короче жизнь. Они стремительно расходуют внутреннее топливо (несколько миллионов лет). Поэтому проживают короткую жизнь и умирают как сверхновые.
Как вы поняли, существуют различные виды звезд. Понимание этого, поможет вам разобраться в эволюционной стадии объекта и даже понять, что его ждет.
Коричневыми карликами называют объекты, которые слишком крупные для планет, но и чересчур маленькие для звезд. Их масса начинается с двойной Юпитера и может достигать 0.08 солнечной. Формируются как и обычные звезды – из коллапсирующего газового и пылевого облака. Но им не хватает температуры и давления, чтобы запустить ядерный синтез. Долгое время их считали всего лишь теоретическими объектами, пока в 1995 году не нашли первый экземпляр.
Цефеиды – звезды, пережившие эволюцию из главной последовательности к полосе неустойчивости Цефеиды. Это обычные радио-пульсирующие звезды с заметной связью между периодичностью и светимостью. За это их ценят ученые, ведь они являются превосходными помощниками в определении дистанций в пространстве.
Они также демонстрируют перемены лучевой скорости, соответствующие фотометрическим кривым. У более ярких наблюдается длительная периодичность.
Классические представители – сверхгиганты, чья масса в 2-3 раза превосходит солнечную. Они пребывают в моменте сжигания топлива на этапе главной последовательности и трансформируются в красных гигантов, пересекая линию неустойчивости цефеид.
Если говорить точнее, то понятие «двойная звезда» не отображает реальную картинку. На самом деле, перед нами звездная система, представленная двумя звездами, совершающими обороты вокруг общего центра масс. Многие совершают ошибку и принимают за двойную звезду два объекта, которые кажутся расположенными близко при наблюдении невооруженным глазом.
Ученые извлекают из этих объектов пользу, потому что они помогают вычислить массу отдельных участников. Когда они передвигаются по общей орбите, то вычисления Ньютона для гравитации позволяют с невероятной точностью рассчитать массу.
Можно выделить несколько категорий в соответствии с визуальными свойствами: затмевающие, визуально бинарные, спектроскопические бинарные и астрометрические.
Затмевающие – звезды, чьи орбиты создают горизонтальную линию от места наблюдения. То есть, человек видит двойное затмение на одной плоскости (Алголь).
Визуальные – две звезды, которые можно разрешить при помощи телескопа. Если одна из них светит очень ярко, то бывает сложно отделить вторую.
Формирование звезды
Давайте внимательнее изучим процесс рождения звезды. Сначала мы видим гигантское медленно вращающееся облако, наполненное водородом и гелием. Внутренняя гравитация заставляет его сворачиваться внутрь, из-за чего вращение ускоряется. Внешние части трансформируются в диск, а внутренние в сферическое скопление. Материал разрушается, становясь горячее и плотнее. Вскоре появляется шарообразная протозведа. Когда тепло и давление вырастают до 1 миллиона °C, атомные ядра сливаются и зажигается новая звезда. Ядерный синтез превращает небольшое количество атомной массы в энергию (1 грамм массы, перешедший в энергию, приравнивается к взрыву 22000 тонн тротила). Посмотрите также объяснение на видео, чтобы лучше разобраться в вопросе звездного зарождения и развития.
Звездная эволюция
Основываясь на массе звезды, можно определить весь ее эволюционный путь, так как он проходит по определенным шаблонным этапам. Есть звезды промежуточной массы (как Солнце) в 1.5-8 раз больше солнечной массы, более 8, а также до половины солнечной массы. Интересно, что чем больше масса звезды, тем короче ее жизненный срок. Если она достигает меньше десятой части солнечной, то такие объекты попадают в категорию коричневых карликов (не могут зажечь ядерный синтез).
Объект с промежуточной массой начинает существование с облака, размером в 100000 световых лет. Для сворачивания в протозвезду температура должна быть 3725°C. С момента начала водородного слияния может образоваться Т Тельца – переменная с колебаниями в яркости. Последующий процесс разрушения займет 10 миллионов лет. Дальше ее расширение уравновесится сжатием силы тяжести, и она предстанет в виде звезды главной последовательности, получающей энергию от водородного синтеза в ядре. Нижний рисунок демонстрирует все этапы и трансформации в процессе эволюции звезд.
Этапы эволюции звезды
Когда весь водород переплавится в гелий, гравитация сокрушит материю в ядро, из-за чего запустится стремительный процесс нагрева. Внешние слои расширяются и охлаждаются, а звезда становится красным гигантом. Далее начинает сплавляться гелий. Когда и он иссякает, ядро сокращается и становится горячее, расширяя оболочку. При максимальной температуре внешние слои сдуваются, оставляя белый карлик (углерод и кислород), температура которого достигает 100000 °C. Топлива больше нет, поэтому происходит постепенно охлаждение. Через миллиарды лет они завершают жизнь в виде черных карликов.
Процессы формирования и смерти у звезды с высокой массой происходят невероятно быстро. Нужно всего 10000-100000 лет, чтобы она перешла от протозвезды. В период главной последовательности это горячие и голубые объекты (от 1000 до миллиона раз ярче Солнца и в 10 раз шире). Далее мы видим красного сверхгиганта, начинающего сплавлять углерод в более тяжелые элементы (10000 лет). В итоге формируется железное ядро с шириною в 6000 км, чье ядерное излучение больше не может противостоять силе притяжения.
Когда масса звезды приближается к отметке в 1.4 солнечных, электронное давление больше не может удерживать ядро от крушения. Из-за этого формируется сверхновая. При разрушении температура поднимается до 10 миллиардов °C, разбивая железо на нейтроны и нейтрино. Всего за секунду ядро сжимается до ширины в 10 км, а затем взрывается в сверхновой типа II.
Туманность Эскимоса – один из последних этапов эволюции небольшой звезды
Если оставшееся ядро достигало меньше 3-х солнечных масс, то превращается в нейтронную звезду (практически из одних нейтронов). Если она вращается и излучает радиоимпульсы, то это пульсар. Если ядро больше 3-х солнечных масс, то ничто не удержит ее от разрушения и трансформации в черную дыру.
Звезда с малой массой тратит топливные запасы так медленно, то станет звездой главной последовательности только через 100 миллиардов – 1 триллион лет. Но возраст Вселенной достигает 13.7 миллиардов лет, а значит такие звезды еще не умирали. Ученые выяснили, что этим красным карликам не суждено слиться ни с чем, кроме водорода, а значит, они никогда не перерастут в красных гигантов. В итоге, их судьба – охлаждение и трансформация в черные карлики.
Двойные звезды
Мы привыкли, что наша система освещается исключительно одной звездой. Но есть и другие системы, в которых две звезды на небе вращаются по орбите относительно друг друга. Если точнее, только 1/3 звезд, похожих на Солнце, располагаются в одиночестве, а 2/3 – двойные звезды. Например, Проксима Центавра – часть множественной системы, включающей Альфа Центавра А и B. Примерно 30% звезд в Млечной Пути многократные.
Двойная звезда в Большой Медведице
Этот тип формируется, когда две протозвезды развиваются рядом. Одна из них будет сильнее и начнет влиять гравитацией, создавая перенос массы. Если одна предстанет в виде гиганта, а вторая – нейтронная звезда или черная дыра, то можно ожидать появления рентгеновской двойной системы, где вещество невероятно сильно нагреется – 555500 °C. При наличии белого карлика, газ из компаньона может вспыхнуть в виде новой. Периодически газ карлика накапливается и способен мгновенно слиться, из-за чего звезда взорвется в сверхновой типа I, способной затмить галактику своим сиянием на несколько месяцев.
Характеристика звезд
Для описания яркости звездных небесных тел используют величину и светимость. Понятие величины основывается еще на работах Гиппарха в 125 году до н.э. Он пронумеровал звездные группы, полагаясь на видимую яркость. Самые яркие – первая величина, и так до шестой. Однако расстояние между Землей и звездой способно влиять на видимый свет, поэтому сейчас добавляют описание фактической яркости – абсолютная величина. Ее вычисляют при помощи видимой величины, как если бы она составляла 32.6 световых лет от Земли. Современная шкала величин поднимается выше шести и опускается ниже единицы (видимая величина Сириуса достигает -1.46). Ниже можете изучить список самых ярких звезд на небе с позиции наблюдателя Земли.
Звезды 🌟 Что такое, описание, виды, характеристика, фото и видео
Вид звездного неба завораживает. Кажется, что им можно любоваться бесконечно. Столько там таинственности и загадочности. Но что же собой представляют звезды? Какие космические объекты так называют?
Что такое звезды
Звезды – это большие небесные тела, разбросанные по всему космическому пространству. Силой взаимного притяжения в них удерживаются определенные вещества. Звезды имеют высокую температуру, благодаря чему излучают свет, который могут увидеть наблюдатели с Земли. Объекты раскалены до такой степени, что любое вещество, даже металлы, находятся в них в газообразном состоянии, а их совокупность называется плазмой.
Почему звезды светятся
Все дело в разнице температур ядра и поверхности. Внутри звезды она может достигать 10 млн градусов и больше. Благодаря этому, в космическом объекте постоянно происходят термоядерные реакции, что превращает одни химические элементы в другие. К примеру, водород, из которого состоит большая часть звезд, становится в их недрах гелием. Благодаря этому возникает свечение, которое и видят земляне.
Наименование звезд
Имена отдельным космическим телам и созвездиям люди стали давать еще в глубокой древности. В то время человеку небо представлялось обиталищем различных мифических существ, в честь которых им и давали названия. Большинство из них используются до сих пор.
Разительно отличаются названия созвездий в Северном и Южном полушариях. Здесь преобладают не мифические существа, а различные части кораблей и морских обитателей. Дело в том, что Южное полушарие в древнем мире было слабо известно учеными. Его активное освоение началось с эпохой великих географических открытий. Логично, что многие созвездия южного полушария были впервые обнаружены моряками, которые и давали им название, исходя из собственных предпочтений. Так на небосводе появились Киль, Корма и пр.
Сейчас ученые выделяют 88 созвездий. Из них 12 относятся к зодиакальным. Самое яркое небесное тело в них обозначают греческой буквой «альфа», следующая – «бета» и т.д.
Отдельные звезды обозначают буквенно-цифровой аббревиатурой. Кроме того, небесные тела классифицируют по цвету и размерам. К примеру, голубые гиганты или коричневые карлики.
Формирование звезды
Моментом рождения звезды является объединение молекул водорода и гелия в одно облако. Оно начинает вращаться. Появляется внутренняя гравитация. Это обстоятельство ускоряет вращение.
Постепенно внешнее пространство облака начинает напоминать диск, а внутреннее – сферическое скопление. Температура материала повышается, как и его плотность. Это приводит к образованию шарообразной протозвезды.
Со временем давление и тепло повышаются до 1 млн.оС. Это приводит к слиянию атомных ядер. В этот момент и зажигается новая звезда. Небесное тело при этом практически незаметно для глаз наблюдателя, т.к. его окутывает мощное газо-пылевое облако.
Постепенно вследствие ядерного синтеза происходит преобразование некоторого количества атомной массы в энергию.
Все это время звезда из-за воздействия различных сил находится в движении. В основном она вращаются вокруг галактик или космических объектов с мощным гравитационным полем.
Звездная эволюция
У любого космического тела есть определенный цикл развития, который называется эволюцией. Большое влияние на этот процесс оказывает масса звезды. Чем больше весит объект, тем менее продолжительным будет его жизненный цикл.
Космические тела с промежуточной массой, т.е. в 1,5-8 раз тяжелее Солнца, зарождаются из облака, размер которого может достигать 100000 световых лет. Когда температура внутри достигает 3725 оС, из туманности образуется протозвезда. После начала слияния водорода она преобразуется в объект с переменными колебаниями в яркости. Благодаря сжатию силы тяжести, уравновешивается процесс расширения. Звезда начинает получать энергию от синтеза водорода, происходящего в ее ядре. На формирование объекта уходит около 10 млн. лет.
После того, как весь водород преобразовался в гелий, под действием силы гравитации материя становится ядром, которое начинает быстро нагреваться. Происходит расширение внешних слоев, которые благодаря воздействию внешней среды быстро охлаждаются. Так образуется красный гигант. Далее начинаются химические процессы с гелием. Когда он полностью преобразуется в другие вещества, ядро под действием увеличивающейся температуры расширяет оболочку. Это приводит к образованию белого карлика, температура которого может достигать 100000 оС. Продукты, необходимые для нагревания, окончательно иссякают. Поэтому объект начинает постепенно охлаждаться. Через несколько миллиардов лет он становится черным карликом и заканчивает свой жизненный путь.
Наиболее быстро эволюция протекает у звезд большой массы. От формирования объекта до окончания жизненного цикла проходит от 10000 до 100000 лет. В начале своей жизни они имеют высокую температуру, яркость и большие размеры. Звезда отличается насыщенным голубым цветом. Постепенно она становится красным сверхгигантом, внутри которого идет активное сплавление углерода в тяжелые элементы. Благодаря этому образуется железное ядро. Его ширина может достигать 6000 км. Его ядерное излучение не может сопротивляться силе притяжения.
Когда масса космического объекта примерно в 1,5 раза превышает солнечную, происходит крушение ядра. Это приводит к образованию сверхновой звезды. В процессе разрушения его температура поднимается до 10 млрд. оС, благодаря чему железо разбивается на нейроны. За секунду ядро уменьшается в размерах до 10 км. Затем происходит взрыв.
Далее существует два варианта развития событий. Если оставшееся ядро весило меньше, чем три Солнца, оно превратится в нейтронную звезду. Объект будет вращаться и излучать радиоимпульсы. Если ядро было тяжелее трех солнечных масс, оно полностью разрушится, а на его месте образуется черная дыра.
Наиболее медленно происходит формирование звезд с небольшой массой. Дело в том, что они медленно тратят свои топливные запасы. Их жизненный путь длится от 100 миллиардов до 1 триллиона лет. Соответственно, такие объекты еще не умирали. Ведь установлено, что возраст Вселенной – 13,7 миллиардов лет. Красные карлики не могут слиться ни с чем, кроме водорода. Это приводит к тому, что они не способны увеличиваться в размерах. Такие светила будут медленно охлаждаться и со временем превратятся в черных карликов, после чего завершат свой жизненный путь.
Космос, звезды: основная информация, список самых известных
Звездное небо не оставляет равнодушным никого, его красота и великолепие захватывает дух. Люди видят лишь множество светящихся точек, некоторые из них особенно яркие, другие – тусклее. Но за ними не только приятно наблюдать, но также интересно узнать, что такое звезда в космосе на самом деле и какая информация о ней известна в настоящее время.
Основная информация о звездах во Вселенной
Звезда – небесное тело, представляющее собой огромный газовый шар, от которого исходит свет и тепло. В связи с термоядерными реакциями, происходящими в ее ядре, в котором температура может достигать 10 миллионов градусов Цельсия, на поверхности может варьироваться в пределах от 2°C до 22000°C. Именно благодаря этой энергии, звезды могут светить в течение нескольких миллионов лет, и поэтому они видны на Земле в ночное время. Большинство из них по размерам и массе значительно превосходят Солнце, но находясь на огромной дистанции от нашей планеты, кажутся людям миниатюрными. Обладая гравитацией, они способны удерживать рядом с собой объекты меньших размеров, которые вращаясь, образовывают планетную систему. Все звезды Вселенной объединяются в группы, называемые галактиками.
Основные отличия между звездами и планетами:
- первые излучают свет, а вторые только способны его отражать, так как являются темными небесными телами;
- масса первых гораздо больше вторых;
- звезда неподвижна, в то время как планета способна вращаться вокруг нее, а также вокруг собственной оси;
- планета имеет спутники;
- планета имеет большую плотность, так как содержит в химическом составе как легкие, так и тяжелые элементы.
Ученых, изучающих космос, звезды, Вселенную, планеты, их спутники и другие космические объекты, называют астрономами. Они не только наблюдают из телескопов за небесными телами, но и проводят полноценные исследования, изучают их характеристики и т.д. По их подсчетам на небе невооруженным глазом можно увидеть приблизительно 4500 светил, а всего их в составе Млечного Пути – около 150 миллиардов. А если учесть, сколько существует триллионов галактик, то дать точную оценку количеству звезд во Вселенной достаточно сложно.
Виды звезд в космосе, во Вселенной
Существуют такие классы в зависимости от цвета и температуры:
- O – белая звезда, самые горячие – 22000°C;
- B – бело-голубая, 14000°C;
- A – белая, 10000°C;
- F – бело-желтая, 6700°C;
- G – желтые звезды в космосе имеют температуру 5500°C, самый известный пример – Солнце;
- K – желто-оранжевая, 3800°C;
- M – красная, 1800°
Помимо указанной классификации, ученые выделяют следующие виды звезд в космосе:
- коричневый карлик – обнаружить сложно, так как имеет миниатюрные габариты и слабое свечение;
- белый карлик – находится в фазе перехода в другое состояние;
- красный гигант, сверхгигант – обладает высокой яркостью и максимальным инфракрасным излучением;
- переменная – интенсивность излучения постоянно меняется;
- двойная – два раскаленных газовых шара примерно одинаковой массы, составляющие единое целое (примером может служить звезда Мира);
- новая, сверхновая – находится в конце цикла эволюции, когда происходит взрыв, сопровождаемый резким повышением яркости;
- нейтронная – пребывает на поздней стадии развития, происходит сжатие ядра, из-за чего излучаются волны в нейтронном, рентгеновском или диапазоне радиочастот;
- черная дыра – из-за сильного гравитационного поля отсутствует излучение вовсе.
Содержит космос звезды, совершенно отличающиеся друг от друга по размерам, массе, светимости. Сложно представить, что многие из них гораздо крупнее Солнца. А учитывая их возможное расположение на расстоянии в миллиарды световых лет от нашей планеты, не исключается вероятность, что мы видим даже переставшие существовать объекты.
Из чего состоят звезды в космосе, Вселенной
Юные астрономы часто задаются вопросом, из чего состоят звезды в космосе. Ученые долгое время не могли дать на него ответ, и тайна была раскрыта лишь в 19 веке. С открытием метода спектрального анализа выяснилось, что все источники света обладают уникальным спектром, который они излучают, и на него напрямую влияет состав. Материалы способны поглощать и пропускать через себя спектральные линии.
Со временем состав претерпевает изменения. С увеличением количества гелия ядро будет прибавлять в объеме. Это приведет к расширению площади термоядерной реакции, что повлияет на интенсивность свечения и температуру небесного светила. Вследствие главной реакции синтеза – протон-протонного цикла, при котором происходит горение водорода, водородная оболочка станет больше, а гелиевое ядро – меньше. Это повлечет за собой уменьшение силы излучения. Спустя время начнется горение гелия, что вызовет мощные вспышки. В итоге звезда перейдет в стадию красного гиганта. Когда ее оболочка полностью истощится, и останется только ядро, то она станет белым карликом. Далее будет остывать еще долгое время, постепенно превращаясь в нейтронную звезду или черную дыру.
В начале жизненного пути звезды в космосе имеют примерно одинаковый состав. В нем преобладает водород, который составляет 73%, но вследствие термоядерных реакций превращается в другие химические элементы, в том числе в гелий. На начальном этапе гелий занимает всего 25%. На другие тяжелые вещества отводится всего 2%, но их достаточно, чтобы повлиять на скорость процессов синтеза, протекающих внутри ядра, и на общие характеристики, внешний вид космических тел.
Самые известные звезды в космосе и Вселенной
Естественно, самой известной звездой является ближайшая к Земле – Солнце, оно служит источником жизни и тепла для планеты. Но существуют и другие светила, привлекающие своими особенностями. Итак, самые известные звезды в космосе:
- Сириус – почти вдвое крупнее и массивнее Солнца, излучает в 25 раз больше света, поэтому является самой яркой звездой на ночном небе, не считая Солнца. Она относится к созвездию Большого Пса. В 1844 году астроном Фридрих Бессель смог зафиксировать колебания Сириуса, предположив, что где-то рядом есть звезда-компаньон. Теория подтвердилась в 1862 году Алваном Кларком, который обнаружил еще одно светило, прозванное Сириус B;
- Канопус – ярчайшая точка созвездия Киля, ее свет является ориентиром для космических станций. Ее свечение превышает Солнце в 14800 раз, а размеры – в 65 раз;
- Бетельгейзе – супергигант в созвездии Ориона, превосходящий Солнце по яркости в 55000 раз, а в диаметре – в 650. Если бы он был в центре Солнечной системы, то смог бы поглотить все планеты, находящиеся до орбиты Марса;
- Альфа Центавра – украшает звездный космос система из 3 объектов в созвездии Кентавра, ближайшая к Солнцу, их отделяет чуть более 4 световых года. За ней лучше всего наблюдать из Южного полушария;
- Капелла – система из 4 светил: 2 желтых гиганта, 2 красных карлика. Учитывая, что первая пара находится на последней стадии жизни, светимость в ближайшее время ослабеет;
- Полярная звезда – хоть и относится к гигантам, в отличие от перечисленных выше, не входит в список крупнейших и ярчайших, но все же является одной из самых известных, ведь о ней знают даже маленькие дети. Будучи элементом Малой Медведицы, почти не меняет своего расположения относительно определенной широты. Всегда указывает на север, поэтому ее еще называют Северной, и она уже на протяжении многих тысячелетий служит ориентиром для моряков и путешественников.
Список можно пополнить большим количеством небесных светил, которые так или иначе выделяются на небосклоне. Астрономы, как новички, так и профессионалы, любящие космос и звезды, всегда смогут самостоятельно найти интересные для наблюдения экземпляры, открыть для себя новые границы и тайны Вселенной.
Что такое звезда в космосе ? определение, виды звезд, интересные факты, из чего состоит небесный объект, какую форму имеет космическая звезда, классификация в астрономии, происхождение названий
Ночное небо завораживало людей своей красотой с давних времен, а ученым не давали покоя его загадки. Они и сейчас ищут ответы на вопросы о том, как возникла Вселенная, откуда появились галактики, что такое звезды в космосе. И пусть еще многое не известно, небесные светила уже приоткрыли немало своих тайн астрономам.
Общие сведения
Самое распространенное определение звезды в астрономии — образование из раскаленного газа в форме шара. По мере развития жизненного цикла изменяется структура и состав светил. Поскольку невозможно увидеть их строение воочию, создаются модели, основанные на сложных вычислениях. В структуре звезд обычно выделяют:
- Ядро, в котором проходят реакции термоядерного синтеза (РТС). Здесь находятся только свободные ядра атомов и электроны, поэтому они упакованы гораздо плотнее, чем если бы это были целые атомы.
- Зона переноса лучистой энергии. Во время её прохождения лучи сохраняют количество энергии, но меняются качественно, увеличивая длину волны. Например, из недр Солнца выходят рентгеновские и гамма-лучи, а с поверхности — световые и инфракрасные.
- Зона конвекции, где происходит перемешивание газовых слоев. У более старых светил эта область меньше, а внешние со временем разрастаются.
- Фотосфера и хромосфера. На внешней поверхности звёзд часто наблюдаются выбросы газа — протуберанцы.
В космосе распространены самые разные звездные системы, состоящие из двух, трех и более звезд. Главное условие того, что объекты составляют систему — они должны вращаться вокруг общего центра тяжести. Самые горячие светила — белые и голубые гиганты. Холодные звезды бывают красными гигантами или почти остывшими коричневыми карликами.
Звездные параметры
Молодые звезды имеют практически одинаковый состав веществ. Это 73% водорода, 25% гелия и 2% металлических веществ (в астрономии к ним относят все, что не является водородом и гелием). Именно эти два процента и масса объекта имеют огромное значение и делают звезды такими разными. Они влияют на протекание РТС в ядре и металличность звезд. От этого зависят и все другие параметры. К ним относятся:
- Масса и радиус — вычисляются астрономическими методами, как и расстояние до звезды.
- Светимость — обозначается в цифрах по отношению к солнечной.
- Цвет зависит от типа и диапазона испускаемых волн.
- Спектральные классы, по которым можно узнать о химическом составе и температуре поверхности.
На возможность появления планет у светила или в звездной системе влияет металличность звезды. В науке используется также понятие абсолютной звездной величины, которая характеризует интенсивность потока звездного излучения. Поскольку расстояния до светил отличаются миллионами световых лет, то очень далекая звезда высокого класса может быть почти невидимая с Земли, а близкая, но слабая ярко сиять на небе. Поэтому при наблюдениях используется и такое понятие, как видимая звездная величина.
Процесс рождения
Звезды, как и все во Вселенной, проходят этапы зарождения, жизни и умирания. На это уходят миллиарды лет, но в космосе находятся объекты на разных этапах развития. Поэтому астрономы смогли составить некоторое представление о том, как развиваются звезды.
Теория появления протозвезд
На сегодня наиболее вероятной считается теория появления звезд из облака, образованного космической пылью и газом (водородом по большей части), которое имеет огромную массу из-за своих размеров. В поперечнике она может достигать 300 световых лет. В результате гравитационного сжатия газопылевого облака сначала образуется так называемая протозвезда. Причины, по которым может начаться процесс:
- столкновение двух подобных облаков;
- прохождение облака вблизи рукава спиральной галактики, где находятся плотные скопления светил;
- ударная волна, вызванная появлением сверхновой звезды в близлежащем пространстве;
- при столкновении галактик возможно множественное звездообразование.
Температура в центре протозвезды неуклонно возрастает и в какой-то момент достигает порога, после которого протоны молекул водорода могут преодолеть силы отталкивания и вступить в РТС и превратиться в гелий. Итог — образование гелиевого ядра и потока элементарных частиц.
При этом выделяется значительное количество тепловой энергии, разогревающее ядро протозвезды до сверхвысоких температур. Избыточная энергия устремляется к ее поверхности и вовне. Так в космосе рождается новое светило. В этот момент начинает возрастать внутри звездное давление, что не дает силам гравитации сжать светило до сверхплотного состояния. Ее внутреннее давление непрерывно возобновляется, что обеспечивает энергетическое равновесие и устойчивое состояние звезды.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Она графически изображает состояние звездных объектов на разных стадиях жизненного цикла. На диаграмме четко видны группы, сформированные согласно физическим характеристикам звезд, соответствующих разным этапам их эволюции. Стадия активного сжигания водорода, согласно этой диаграмме, относится к основной фазе жизненного цикла. В ней находится и Солнце. С его зарождения прошло около 5 млрд лет. Примерно столько же светилу осталось жить.
Распределение звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела идет неравномерно: около 90% светил сконцентрировано на одной из диагоналей, которая называется главной последовательностью. Здесь находятся светила в стадии горения водорода.
Завершение жизненного цикла
Рано или поздно жизнь любого звездного объекта подходит к концу. Как это происходит, тоже зависит от массы светила. Меньше всего живут массивные светила: в них хоть и содержатся огромные запасы водородного топлива, но, чтобы не впасть в гравитационный коллапс, им приходится очень интенсивно их расходовать. Срок жизни таких светил составляет «всего лишь» десятки миллионов лет.
Небольшие звездочки могут существовать и сотни миллиардов лет. Солнце в этой градации находится примерно посередине. Светила, масса которых не более чем в восемь раз превышает солнечную, сначала превращаются в красные гиганты. Когда запасы водорода истощаются, силы гравитационного сжатия становятся больше внутри звездного давления, и звезда начинает сжиматься и уплотняться. У этого процесса два следствия:
- в РТС вступает водород из самых нижних слоев ядра;
- увеличение ядерной температуры приводит к началу вторичной РТС, в которую вступает гелий, преобразовываясь в углерод.
При этом энергия выделяется настолько интенсивно, что звезду как бы раздувает изнутри. Солнце, когда достигнет этой стадии, в диаметре превысит орбиту Венеры. Тем не менее, количество совокупной энергии не увеличивается. Поскольку поверхность излучения становится намного больше, происходит остывание светила до красной части видимого спектра. Таким образом, оно становится красным гигантом.
Последняя стадия развития объектов, подобных Солнцу — белые карлики. Она наступает, когда ядро остывает до температуры, при которой невозможна дальнейшая РТС, а силам сжатия начинают сопротивляться свободные электроны, не участвующие в реакции (вырожденный электронный газ). Это приводит к стабилизации звезды в виде белого карлика, излучающего в пространство остаточное тепло до полного остывания.
Сверхновые и пульсары
После выгорания гелия в ядре звезды остается достаточно энергии для запуска новых РТС. В результате образуются углерод, кремний, магний и другие материалы, вплоть до железа. При этом, когда начинается новая реакция в ядре, предыдущая продолжается в оболочке. Считается, что все химические элементы во Вселенной так и появились — из недр умирающих массивных светил.
Железо не может быть топливом для РТС без притока энергии извне и накапливается в ядре. Его протоны вступают в реакции с электронами вырожденного газа, образуя нейтроны. Этот процесс происходит практически мгновенно. Все свободные электроны исчезают и, поскольку силам гравитационного сжатия больше нечему противодействовать, со звездой случается гравитационный коллапс.
Энергия столкновения внешней оболочки и нейтронного ядра так высока, что она с огромной силой отскакивает назад и разлетается во все стороны с высочайшей скоростью. Происходит буквально взрыв звезды и превращение ее в сверхновую. С Земли это выглядит как ослепительная вспышка.
Если звезда весила около 10—30 солнечных масс, то после разлета оболочки ее стабилизируют вырожденные нейтроны. В результате образуются быстро вращающиеся объекты диаметром около 15 км, излучающие электромагнитные импульсы с частотой собственного вращения. Они называются пульсарами. Но если масса светила превышала 30 солнечных, ничто не способно остановить ее коллапс. Она сжимается до чёрной дыры — области с настолько большой массой и гравитацией, что её не могут покинуть даже частицы света.
Созвездия и интересные факты
За звездами люди вели наблюдение с давних времен и для удобства разделили звездное небо на области или созвездия, в которых видели существующих или мифологических животных, птиц, героев легенд или какие-то предметы. Самые красивые и яркие получили собственные названия, происхождение которых связано с мифами и историями разных народов. Собственные имена есть и у многих светил. Чаще всего это арабские, греческие или латинские слова. Список названий звезд, заметных в Северном полушарии:
После изобретения телескопа были открыты множество новых звездных объектов, которым присваиваются буквенно-числовые индексы. Из них можно узнать информацию о свойствах светила и его небесных координатах.
Другие светила
На небе практически всегда можно наблюдать множество звезд. Самые красивые небесные светила:
- Альтаир — α Орла, одна из ближайших к Земле звезд. Белый и раскаленный, он относится к классу А. Очень быстро вращается вокруг своей оси, поэтому ему присуще гравитационное затемнение.
- Альнилам — ε Ориона, горячий голубой гигант, постепенно расширяющийся до сверхгиганта.
- Капелла — α Возничего. Ее название означает «козочка». Это двойной объект, состоящий из гигантов. Одна из звезд чуть горячее и желтого цвета, вторая — оранжевого.
- Спика — α Девы, система из двух подобных бело-голубых гигантов. Это переменная звезда, поэтому ее звездная величина постоянно меняется.
- Денеб — α Лебедя, один из самых больших объектов по абсолютной величине, известных астрономам. О его настоящей величине можно получить представление по следующему факту: это двадцатая по яркости звезда на небе. Светила, на столько же удаленные от Земли, как Денеб, вообще не видны невооруженным глазом.
- Ригель — β Ориона, громаднейший бело-голубой сверхгигант. Соперничает по абсолютной величине с Денебом. Это яркое светило красиво освещает расположенную рядом туманность под названием Голова Ведьмы.
Наблюдение за космическими телами и явлениями — очень увлекательное занятие. Не менее интересно изучать то, как они возникли.
Что такое звезда и как мы видим звезды
Как известно, ночное небо усыпано миллиардами светящихся точек — звёздами. Это поистине захватывающее и прекрасное зрелище. Но давайте разберёмся, что такое звезда.
Звёзды
В астрономии понятие звезда означает гигантский космический шарообразный объект, который формируется преимущественно из водорода и гелия в газо-пылевой среде под воздействием гравитационного сжатия.
Стоит отметить, что звезды находятся в состоянии равновесия, которое удерживается силой личной гравитации, а также внутренним давлением. Внутри них происходят или происходили реакции термоядерного синтеза. То есть при огромной температуре водород превращается в гелий. В результате чего и выделяется энергия, которая объясняет почему светят звезды.
Температура звезды неоднородна. Например, на поверхности она измеряется тысячами, а внутренняя часть (центр) миллионами кельвинов.
Между прочим, именно в звездах содержится большая часть светящегося вещества всей Вселенной. Вероятно, поэтому их называют главными космическими объектами.
Светящаяся звезда
Проще говоря, звезды — это светящиеся раскаленные газовые шары, содержащие в себе водород и гелий.
Как мы видим звезды
Хотя звезды на небе выглядят как маленькие точки, они имеют внушительные размеры и массу. Такой визуальный эффект мы получаем из-за расстояния между ними и нашей планетой.
Причем с Земли видны не все светила, а лишь их небольшая часть. Одни из них можно увидеть невооружённым глазом, другие же только с помощью специальных приборов (телескопов).
Все видимые с нашей планеты звёзды располагаются в местной группе галактик. К сожалению, остальные просто невозможно разглядеть.
Как оказалось, невооружённым глазом на небе различимы по 3 тысячи звёзд в полушарии. Так как у нас их два, то получается с Земли видны примерно 6 тысяч светил.
Самой известной звездой является наше Солнце.
Солнце
Звездное небо привлекало и манило человека с древних времён. Действительно, невозможно не заметить такое великолепие.
На самом деле, во Вселенной более миллиарда миллиардов звёзд. Наверное, никогда не получится сосчитать их все. Потому как одни звезды рождаются, а другие умирают. Итак, беспрерывно.
Взаимодействие звезд во Вселенной
Стоит отметить, что светила участвуют в формировании звездных систем и галактик. Правда, для этого они взаимодействуют с другими космическими объектами. Например, звездные системы, как правило, могут содержать как минимум одну планету или луну, астероиды, кометы, пыль и др.
Космос
А вот галактика — это гигантская звездная система, содержащая миллиарды звезд, их скопления, газ и пыль, а также темную материю и планеты. Она еще более масштабная и по составу, и соответственно, по взаимодействию между своими составляющими.
Более того, галактик во Вселенной очень много. Значит звездных тел больше в миллиарды раз. Можно сказать, бесконечное множество.
Вероятно, законы Вселенной поддерживают некий баланс или она продолжает расширяться. Хотя также возможно, что космических тел становится больше и в будущем они просто сольются. Ведь в космосе слияние или поглощение между объектами происходило и происходит даже сейчас.
Я не пишу стихов и не люблю их. Да и к чему слова, когда на небе звезды?
Виктор Пелевин. Чапаев и Пустота
Бесспорно, красоту нашей Вселенной не передать словами. Притом мы можем наблюдать лишь часть внеземного пространства. Но сияющее ночное небо притягивает человека испокон веков. Ну как можно не любоваться бездонной мглой со множеством мерцающих звездочек? Они призывно светят, намекая на тайны и загадки, которые скрыты в космосе, на то, что нам недосягаемо и недоступно. Но, безусловно, возбуждает желание узнать и изведать эти таинственные просторы. Иногда, напротив, наблюдение за звездами действует успокаивающее, давая понять, что мы не одни во Вселенной.
Звезды
На протяжении веков каждую ночь мы видим в небе загадочные огоньки – звезды нашей Вселенной. В древности люди видели фигуры животных в скоплениях звезд, и позже они начали называться созвездиями. На текущий момент ученые выделяют 88 созвездий, которые разделяют ночное небо на участки. Звезды – это источники энергии и света для Солнечной системы. Они способны создавать тяжелые элементы, которые необходимы для начала жизни. Таким образом, Солнце дарит свое тепло всему живому на планете. Степень яркости звезд определяется их размерами.
Звезда Canis Majoris из созвездия Большого Пса является самой крупной во Вселенной. Она находится в 5 тыс. световых лет от Солнечной системы. Ее диаметр – 2,9 миллиарда километров.
Конечно же, не все звезды в Космосе такие огромные. Есть и звезды-карлики. Величину звезд ученые оценивают по шкале – чем звезда ярче, тем ее номер меньше. Самая яркая звезда в ночном небе Сириус. По цветам звезды делятся на классы, которые указывают на их температуру. К классу О относятся самые горячие, они голубого цвета. Звезды красного цвета являются самыми холодными.
Следует заметить, что звезды не мерцают. Этот эффект похож на то, что мы наблюдаем в жаркие дни лета, посмотрев на раскаленный бетон или асфальт. Кажется, что мы смотрим через дрожащее стекло. Этот же процесс вызывает иллюзию мерцания звезды. Чем ближе она к нашей планете, тем больше она «мерцает».
Виды звезд
Главная последовательность – время существования звезды, которое зависит от ее размера. Маленькие звезды сияют дольше, крупные, наоборот, меньше. Массивным звездам топлива хватит на пару сотен тысяч лет, а малые будут гореть на протяжении миллиардов лет.
Красный гигант – большая звезда оранжевого или красноватого оттенка. Звезды этого типа очень крупных размеров, которые превышают обычные в сотни раз. Самые массивные из них становятся сверхгигантами. Бетельгейзе, из созвездия Орион, является самой яркой среди красных супергигантов.
Белый карлик – это остатки обычной звезды, после красного гиганта. Эти звезды довольно плотные. Их размер не больше нашей планеты, но их массу можно сравнить с Солнцем. Температура белых карликов достигает 100 тыс. градусов и больше.
Коричневые карлики еще называют субзвездами. Это газовые массивные шары, которые больше Юпитера и меньше Солнца. Эти звезды не излучают тепла и света. Они являют собой темный сгусток материи.
Цефеида. Цикл ее пульсации колеблется между несколькими секундами и несколькими годами. Все зависит от разновидности переменной звезды. Цефеиды изменяют свою светимость в конце жизни и в начале. Они могут быть внешними и внутренними.
Большинство звезд – это часть звездных систем. Двойные звезды – две гравитационно связанные звезды. Ученые доказали, что у половины звезд галактики есть пара. Они могут затмевать друг друга, потому что их орбиты находятся под малым углом к лучу зрения.
Новые звезды. Это тип катаклизмических переменных звезд. Их блеск меняется не так резко, по сравнению со сверхновыми. В нашей галактике выделяют две группы новых звезд: новые балджа (медленные и слабее) и новые диска (быстрее и ярче).
Сверхновые. Звезды, которые заканчивают эволюцию во взрывном процессе. Этим термином были названы звезды, которые вспыхнули сильнее новых. Но ни одни, ни другие не являются новыми. Всегда вспыхивают звезды, которые уже существуют.
Гиперновые. Это очень крупная сверхновая звезда. Теоретически они могли бы создать Земле серьезную угрозу сильной вспышкой, но на данный момент подобных звезд поблизости нашей планеты нет.
Цикл жизни звезд
Звезда берет свое начало в виде облака газа и пыли, которое называют туманностью. Взрывная волна сверхновой или гравитация соседней звезды способна заставить ее сжиматься. Элементы облака собираются в плотную область, которая называется протозвездой. При следующем сжатии она нагревается и достигает критической массы. После происходит ядерный процесс, и звезда проходит все фазы существования. Первый является самым стабильным и долгим. Но со временем топливо заканчивается, и мелкая звезда становится красным гигантом, а большая – красным супергигантом. Эта фаза будет длиться, пока топливо полностью не закончится. Туманность, которая останется после звезды, может расширяться на протяжении миллионов лет. После чего на нее подействует взрывная волна или гравитация, и все повторится сначала.
Основные процессы и характеристики
Звезда имеет два параметра, которые определяют все внутренние процессы, – химический состав и масса. Задав их одиночной звезде, можно предсказать спектр, блеск и внутреннюю структуру звезды.
Расстояние
Есть много способов для определения расстояний до звезды. Самый точный – измерение параллаксов. До звезды Веги расстояние измерил астроном Василий Струве в 1873. Если звезда находится в звездном скоплении, расстояние до звезды можно принять равным расстоянию до скопления. Если звезда из класса цефеид, расстояние можно вычислить из зависимости абсолютная звездная величина – период пульсации. Чтобы определить расстояние к далеким звездам, астрономы используют фотометрию.
Масса
Точная масса звезды определяется, если это компонент двойной звезды. Для этого используется третий закон Кеплера. Также можно косвенно определить массу, к примеру, из зависимости светимость – масса. В 2010 году ученые предложили еще один способ вычисления массы. Он основывается на наблюдениях за прохождением планеты со спутником по диску звезды. Применив законы Кеплера и изучив все данные, определяют плотность и массу звезды, период вращения спутника и планеты и другие характеристики. На данный момент этот способ использовался на практике.
Химический состав
Химический состав зависит от вида звезды и ее массы. Крупные звезды не обладают элементами тяжелее гелия, а красные и желтые карлики относительно на них богаты. Это помогает звезде зажечься.
Структура
Выделяют три внутренние зоны: конвективную, ядро и зону лучистого переноса.
Конвективная зона. Здесь за счет конвенции происходит перенос энергии.
Ядро – центральная часть звезды, где проходят ядерные реакции.
Лучистая зона. Здесь перенос энергии происходит благодаря излучению фотонов. У малых звезд эта зона отсутствует, у крупных находится между конвективной зоной и ядром.
Атмосфера находится над поверхностью звезды. Она состоит из трех частей – хромосферы, фотосферы и короны. Фотосфера является самой глубокой ее частью.
Звездный ветер
Это процесс, при котором вещество из звезды стекает в межзвездное пространство. Он играет немаловажную роль в эволюции. В результате звездного ветра масса звезды уменьшается, значит, ее жизнь полностью зависит от интенсивности этого процесса.
Принципы обозначения звезд и каталоги
В галактике находится больше 200 миллиардов звезд. На фотоснимках крупных телескопов их настолько много, что не имеет смысла давать им всем имена и даже считать. Примерно 0,01 процента звезд нашей галактики занесено в каталоги. У каждого народа самые яркие звезды получили имена. К примеру, Алголь, Ригель, Альдебаран, Денеб и другие происходят с арабского.
В Уранометрии Байера звезды обозначаются буквами греч. алфавита в порядке убывания блеска (α – самая яркая, β – вторая по блеску). Если греческого алфавита не хватало, использовался латинский. Некоторые звезды называют именами ученых, которые описывали их уникальные свойства.
Большая Медведица
Созвездие Большая Медведица являет собой 7 эффектных звезд, которые отыскать на небе довольно просто. Помимо этих, в созвездии насчитывается еще 125 звезд. Это созвездие одно из самых крупных и захватывает на небе 1280 кв. градусов. Ученые выяснили, что звезды ковша находятся от нас на неравном расстоянии.
Ближе всех расположена звезда Алиот, самая дальняя – Бенетнаш. Для любителей астрономии это созвездие способно служить «тренировочным полигоном»:
· Благодаря Большой Медведице можно с легкостью найти и другие созвездия.
· В течение года оно четко показывает обращение неба за сутки и перестроение его вида.
· Если запомнить угловые расстояния между звездами, можно проводить угловые приближенные измерения.
· Имея едва ощутимый телескоп, можно рассмотреть переменные и двойные звезды в Большой Медведице.
Легенды и мифы созвездия
«Ковш» известен нам с давних времен. Древние греки утверждали, что это нимфа Калисто, которая была спутницей Артемиды и возлюбленной Зевса. Она проигнорировала правила и навлекла немилость богини. Та обратила ее в медведицу и натравила собак. Чтобы возлюбленная Зевса была в безопасности, он поднял ее на небо. Событие это темное, и каждый раз в эту историю пытаются добавить что-то новое, как, например, подругу нимфы Каллисто, которую превратили в Малую Медведицу.
Что такое звезда в космосе 🌟 определение, виды звезд, интересные факты, из чего состоит небесный объект, какую форму имеет космическая звезда, классификация в астрономии, происхождение названий
З везды – небесные тела, в которых идут термоядерные реакции. Это наиболее распространённые объекты Вселенной. Более 98% массы видимого космического вещества сосредоточено в этих газовых шарах, остальная часть его рассеяна в межзвёздном пространстве.
Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются по цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности.
При хорошей остроте зрения на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии.
Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, – это различная яркость (блеск) звёзд. Видимый блеск звёзд оценивают в звёздных величинах (см. статью “Звёздные величины”). Исторически сложившаяся система звёздных величин присваивала 1-ю величину наиболее ярким звёздам, а 6-ю – самым слабым, находящимся на пределе видимости невооружённым глазом. Впоследствии, чтобы производить объективные количественные оценки звёздных величин, эту шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пять звёздных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разница в одну звёздную величину означает, что звезда ярче другой в прим. 2,512 раза. Для более точных измерений шкала, содержащая только целые числа, оказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звёздные величины обозначают индексом т (от лат. magnitude – “величина”), который ставят вверху после числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2,3^м.
Чтобы оценить блеск ярчайших небесных светил, шести ступеней было недостаточно. Появились нулевые и отрицательные звёздные величины. Так, полная Луна имеет блеск около -11т (в 10 тыс. раз ярче самой яркой звезды – Сириуса), Венера – до -4 m . С изобретением телескопа астрономы познакомились со звёздами слабее 6m. Даже в бинокль могут быть видны звёзды 10^m, а крупнейшим телескопам доступны объекты 27-29 m .
Видимый блеск – легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды – светимость, надо знать расстояние до неё.
РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЁЗД
Расстояние до далёкого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих угла. При измерениях на Земле этот метод называют триангуляцией.
Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был бы виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
Параллаксы даже самых близких звёзд чрезвычайно малы, меньше 1″. Здесь требуются очень точные инструменты, поэтому не удивительно, что долгое время (до середины XIX в.) измерить параллаксы не удавалось. И разумеется, это было совершенно невозможно во времена Коперника, который впервые предложил метод параллаксов как прямое следствие своей гелиоцентрической системы (в геоцентрической системе параллактических смещений быть не должно).
С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии – парсек (сокращение от “параллакс” и “секунда”). Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1”. Другими словами, радиус земной орбиты, равный одной астрономической единице (1 а. е.), виден с такой звезды под углом 1″. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:
где r – расстояние в парсеках, п – годичный параллакс в секундах.
Из соотношений в параллактическом треугольнике легко вычислить, что 1 парсек (пк) равен 206 265 а. е., или примерно 30 трлн километров. Это очень большая величина, свет преодолевает такой путь за 3,26 года.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удаётся сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путём, используя различные астрофизические или статистические соотношения. Так, светимость переменных звёзд, называемых цефеидами, оказалась связанной с периодом изменения их блеска. Зная период далёкой переменной звезды и её видимую звёздную величину, легко найти расстояние до звезды. Методы изучения двойных звёзд также позволяют вычислить расстояния до некоторых из них. Есть и другие косвенные способы определения расстояний до звёзд и звёздных систем.
Химический состав звезд
Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.
Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырёх ярчайших звёзд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:
Это, однако, не означает, что Солнце очень “бледно” выглядит по сравнению с остальными звёздами. Его светимость в звёздном мире выше средней. Так, из нескольких десятков звёзд, расстояния до которых не превышают 15 световых лет, только две – Сириус и Процион – имеют более высокую светимость, чем Солнце, и ещё одна – алюфа Центавра – лишь немного уступает ему, у остальных же светимость значительно ниже. Известны звёзды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце, Интервал светимостей наблюдаемых звёзд оказался невероятно широким: они могут отличаться более чем в миллиард раз!
ЦBET И ТЕМПЕРАТУРА
Самые горячие звёзды – всегда голубого и белого цвета, менее горячие – желтоватого, холодные – красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. Кельвинов – горячее любого расплавленного металла.
Человеческий глаз не способен очень точно определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звёздных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.
СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЁЗД
Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства – дифракционной решётки – раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое – красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.
Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда (оказалось, из тех же, что известны на Земле, а больше всего в звёздах самых лёгких элементов – водорода и гелия). Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество энергии, поглощаемой в каждой из них, зависит от температуры и плотности атмосферы. Разработаны специальные физические методы определения характеристик звезды по анализу её спектра.
В горячих голубых звёздах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звёзд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звёзд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звёзд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана).
Солнце G2 Сириус А1 Канопус F0 Арктур К2 Вега А0 Ригель В8 Денеб А2 Альтаир А7 Бетельгейзе М2
Полярная F8
РАЗМЕРЫ ЗВЁЗД
Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?
На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди “перекрывая” идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные (линейные) размеры.
Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно для земных наблюдателей, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Правда, такие измерения довольно трудоёмки. В большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) во всём оптическом диапазоне и температуры (Т). По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R 2 T 4 . Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получаем удобную для вычислений формулу:
позволяющую найти радиус звезды по её температуре и светимости (величины R®, L® и Т® = 6000 К известны).
Итак, по своим размерам, звезды делятся (название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название “белый карлик”), введены с 1953 года на:
- Сверхгиганты (I)
- Яркие гиганты (II)
- Гиганты (III)
- Субгиганты (IV)
- Карлики главной последовательности (V)
- Субкарлики (VI)
- Белые карлики (VII)
Измерения показали, что самые маленькие звёзды, наблюдаемые в оптических лучах, – так называемые белые карлики – имеют в диаметре несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных – красных сверхгигантов – таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной системы оказалась бы внутри неё.
МАССА ЗВЕЗДЫ
Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звёзд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе анализе тех звёздных характеристик, которые так или иначе связаны с массой Чаще всего это светимость. Для многих звёзд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.
Массы звёзд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца. (При меньшей массе температура даже в центре тела будет недостаточно высока для выработки термоядерной энергии, такие объекты окажутся слишком холодными, их нельзя причислить к звёздам.) Таким образом, по массе звёзды различаются всего в несколько сот раз – гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).
Анализируя важнейшие характеристики звёзд, сопоставляя их друг с другом, учёные смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звёзды, как они образуются и изменяются в течение жизни, во что превращаются, растратив запасы своей энергии.
Диаграмма Герцшпрунга—Рассела.
Класс O – это голубые звезды, их температура 22 000 °С. Типичные звезды – Дзета в созвездии Кормы, 15 Единорога.
Класс В – это бело-голубые звезды. Температура их 14 000 °С. Температура их 14 ООО °С. Типичные звезды: Эпсилон в созвездии Ориона, Ригель, Колос.
Класс A – это белые звезды. Их температура 10 000 °С. Типичные звезды – Сириус, Вега, Альтаир.
Класс F – это бело-желтые звезды. Температура их поверхности 6700 °С. Типичные звезды Канопус, Процион, Альфа в созвездии Персея.
Класс G – это желтые звезды. Температура 5 500 °С. Типичные звезды: Солнце (спектр С-2), Капелла, Альфа Центавра.
Класс K – это желто оранжевые звезды. Температура 3 800 °С. Типичные звезды: Артур, Поллукс, Альфа Большой Медведицы.
Класс M -. Это красные звезды. Температура 1 800 °С. Типичные звезды: Бетельгейзе, Антарес
Кроме звезд главной последовательности, астрономы выделяют такие типы звезд:
Коричневые карлики – звезды, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Их спектральный класс М — T и Y. В коричневых карликах могут протекать термоядерные процессы, но их масса все же слишком мала, чтобы начать реакцию превращения атомов водорода в атомы гелия, являющуюся главным условием для жизни полноценной звезды. Коричневые карлики – довольно «тусклые» объекты, если этот термин может быть применим к подобным телам, и астрономы исследуют их в основном благодаря выделяемому ими инфракрасному излучению.
Красные гиганты и сверхгиганты — это звезды с довольно низкой эффективной температурой в 2700- 4700°С, однако с огромной светимостью. Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.
Звезды типа Типа Вольфа – Райе – класс звезд, для которых характерна очень высокая температура и светимость. Звезды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звезд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации. Окончательной ясности происхождения звезд типа Вольфа — Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звезд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции.
Звезды типа T Тельца – класс переменных звезд, названный по имени своего прототипа Т Тельца (протозвезды на конечном этапе развития). Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности. Они принадлежат к звездам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Температура их поверхности такая же, как и у звезд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.
Яркие голубые переменные, также известные как переменные типа S Золотой Рыбы – это очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты, названные по звезде S Золотой Рыбы. Встречаются исключительно редко. Яркие голубые переменные могут сиять в миллион раз сильнее, чем Солнце и их масса может быть 150 солнечных, подходя к теоретическому пределу массы звезды, что делает их самыми яркими, горячими и мощными звездами во Вселенной.
Белые карлики – тип «умирающих» звезд. Небольшие звезды типа нашего Солнца , которые широко распространены во Вселенной в конце своей жизни превратятся в белых карликов – это маленькие звезды(бывшее ядра звезд) с очень высокой плотностью, которая в миллион раз выше плотности воды. Звезда лишена источников энергии и, постепенно остывает, становясь темной и невидимой, однако процесс остывания может длиться миллиарды лет.
Нейтронные звезды – класс звезд, как и белые карлики, образуются после гибели звезды с массой 8-10 масс Солнца (звезды с большей массы уже образуют черные дыры). В данном случае ядро сжимается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Одной из особенности нейтронных звезд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретенному звездой из-за несферического коллапса, в космосе наблюдаются радио- и рентгеновские источники, которые называются пульсары.
