Νέα στοιχεία για τα αστέρια. Τα πιο διασκεδαστικά γεγονότα για τα αστέρια

Τα αστέρια ήταν πάντα ελκυστικά για τον άνθρωπο. Κάποτε στην αρχαιότητα, ήταν αντικείμενο λατρείας. Και οι σύγχρονοι ερευνητές, με βάση τη μελέτη αυτών των ουράνιων σωμάτων, μπόρεσαν να προβλέψουν πώς θα υπάρχει το Σύμπαν στο μέλλον. Τα αστέρια προσελκύουν τους ανθρώπους με την ομορφιά και το μυστήριο τους.

πλησιέστερο αστέρι

Επί του παρόντος, έχει ήδη συλλεχθεί ένας μεγάλος αριθμός ενδιαφέροντων γεγονότων για τα αστέρια. Ίσως κάθε αναγνώστης θα είναι περίεργος να μάθει ότι το πλησιέστερο ουράνιο σώμα αυτής της κατηγορίας σε σχέση με τη Γη είναι ο Ήλιος. Το αστέρι βρίσκεται σε απόσταση 150 εκατομμυρίων χιλιομέτρων από εμάς. Ο ήλιος ταξινομείται από τους αστρονόμους ως κίτρινος νάνος, με επιστημονικά πρότυπα είναι αστέρι μεσαίου μεγέθους. Οι επιστήμονες προτείνουν ότι το ηλιακό καύσιμο θα διαρκέσει άλλα 7 δισεκατομμύρια χρόνια. Αλλά όταν τελειώσει, το αστέρι μας θα μετατραπεί γρήγορα σε κόκκινο γίγαντα. Το μέγεθος του Ήλιου θα αυξηθεί πολλές φορές. Θα καταπιεί τους πλησιέστερους πλανήτες - την Αφροδίτη, τον Ερμή και πιθανώς τη Γη.

Ο σχηματισμός των φωτιστικών

Ένα άλλο ενδιαφέρον γεγονός για τα αστέρια είναι ότι όλα τα αστέρια έχουν την ίδια χημική σύσταση. Όλα τα αστέρια περιέχουν τις ίδιες ουσίες που αποτελούν ολόκληρο το σύμπαν. Σε μεγάλο βαθμό δημιουργούνται από το ίδιο υλικό. Για παράδειγμα, ο Ήλιος είναι 70% υδρογόνο και 29% ήλιο. Στενά συνδεδεμένο με το ζήτημα της σύνθεσης των φωτιστικών είναι το πώς γεννιούνται τα αστέρια. Κατά κανόνα, η διαδικασία εμφάνισης ενός αστεριού ξεκινά σε ένα νέφος αερίου που αποτελείται από ψυχρό μοριακό υδρογόνο.

Σταδιακά, αρχίζει να συρρικνώνεται όλο και περισσότερο. Όταν η συμπίεση συμβαίνει αποσπασματικά, κατακερματισμένα, σχηματίζονται αστέρια από αυτά τα κομμάτια. Το υλικό συμπιέζεται όλο και περισσότερο, μαζεύεται σε μπάλα. Ταυτόχρονα, συνεχίζει να συρρικνώνεται, γιατί πάνω του δρουν οι δυνάμεις της δικής του βαρύτητας. Αυτή η διαδικασία συνεχίζεται έως ότου η θερμοκρασία στο κέντρο είναι σε θέση να ξεκινήσει τη διαδικασία της πυρηνικής σύντηξης. Το αρχικό αέριο που αποτελείται από όλα τα αστέρια σχηματίστηκε αρχικά κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης. Είναι 74% υδρογόνο και 29% ήλιο.

Επίδραση αντίθετων δυνάμεων στα αστέρια

Έχουμε εξετάσει πώς γεννιούνται τα αστέρια, αλλά οι νόμοι που διέπουν τη ζωή τους δεν είναι λιγότερο ενδιαφέροντες. Καθένας από τους φωτιστές φαίνεται να βρίσκεται σε σύγκρουση με τον εαυτό του. Από τη μια έχουν γιγαντιαίες μάζες, με αποτέλεσμα το αστέρι να συμπιέζεται συνεχώς υπό τη δύναμη της βαρύτητας. Από την άλλη, μέσα στο φωτιστικό υπάρχει ένα καυτό αέριο, το οποίο ασκεί τρομερή πίεση. Οι διαδικασίες πυρηνικής σύντηξης παράγουν τεράστιες ποσότητες ενέργειας. Πριν φτάσουν στην επιφάνεια ενός άστρου, τα φωτόνια πρέπει να περάσουν από όλα τα στρώματά του - μερικές φορές αυτή η διαδικασία διαρκεί έως και 100 χιλιάδες χρόνια.

Όσοι θέλουν να μάθουν τα πάντα για τα αστέρια, σίγουρα θα ενδιαφέρονται για το τι συμβαίνει με το φωτιστικό κατά τη διάρκεια της ζωής του. Όταν γίνεται πιο φωτεινό, σταδιακά μετατρέπεται σε κόκκινο γίγαντα. Όταν σταματήσουν οι διαδικασίες της πυρηνικής σύντηξης μέσα στο αστέρι, τότε τίποτα δεν μπορεί να συγκρατήσει την πίεση εκείνων των στρωμάτων αερίου που βρίσκονται πιο κοντά στην επιφάνεια. Το αστέρι καταστρέφεται, μεταμορφώνεται σε λευκό νάνο ή σε μαύρη τρύπα. Είναι πολύ πιθανό αυτά τα φωτιστικά που έχουμε την ευκαιρία να παρατηρήσουμε στον νυχτερινό ουρανό να έχουν πάψει να υπάρχουν εδώ και καιρό. Άλλωστε, βρίσκονται πολύ μακριά από εμάς και χρειάζονται δισεκατομμύρια χρόνια για να φτάσει το φως στη Γη.

Το μεγαλύτερο αστέρι

Πολλά ενδιαφέροντα γεγονότα για τα αστέρια μπορούν να μάθουμε μελετώντας τον μυστηριώδη κόσμο του Σύμπαντος. Κοιτάζοντας τον νυχτερινό ουρανό, σπαρμένο με φωτεινά φώτα, είναι εύκολο να αισθάνεσαι μικροσκοπικός. Το μεγαλύτερο αστέρι βρίσκεται σε αυτό ονομάζεται UY Scutum. Από τη στιγμή της ανακάλυψής του, θεωρείται το μεγαλύτερο, ξεπερνώντας τέτοιους γίγαντες όπως ο Betelgeuse, VY Μεγάλο σκυλί. Το μέγεθος της ακτίνας του είναι 1700 φορές μεγαλύτερο από τον ήλιο και είναι 1.321.450.000 μίλια.

Αν βάλετε αυτό το φωτιστικό αντί για τον Ήλιο, τότε το πρώτο πράγμα που θα κάνει είναι να καταστρέψει τους πέντε κοντινότερους πλανήτες και να ξεπεράσει την τροχιά του Δία. Αυτό το γεγονός μπορεί να τεθεί στον κουμπαρά των γνώσεών σας από οποιονδήποτε θα ήθελε να μάθει τα πάντα για τα αστέρια. Υπάρχουν αστρονόμοι που πιστεύουν ότι το UY Scutum θα μπορούσε να φτάσει ακόμη και στον Κρόνο. Δεν μπορεί παρά να χαρεί που βρίσκεται σε απόσταση 9500 ετών φωτός από το ηλιακό σύστημα.

Δυαδικά συστήματα αστεριών

Τα φωτιστικά στον ουρανό σχηματίζουν διάφορα σμήνη μεταξύ τους. Μπορούν να είναι παχιά ή, αντίθετα, διάσπαρτα. Μία από τις πρώτες προόδους στην αστρονομία που συνέβη μετά την εφεύρεση ήταν η ανακάλυψη δυαδικών αστεριών. Αποδεικνύεται ότι οι φωτιστές, όπως και οι άνθρωποι, προτιμούν να σχηματίζουν ζευγάρια μεταξύ τους. Το πρώτο από αυτά τα ντουέτα ήταν το ζευγάρι Mizar στον αστερισμό Μεγάλη Άρκτος. Η ανακάλυψη ανήκει στον Ιταλό αστρονόμο Riccioli. Το 1804, ο αστρονόμος W. Herschel συνέταξε έναν κατάλογο που περιγράφει 700 διπλά αστέρια. Πιστεύεται ότι τα περισσότερα από αυτά τα φωτιστικά βρίσκονται στον γαλαξία του Γαλαξία.

Όσοι θέλουν να μάθουν τα πάντα για τα αστέρια μπορεί να ενδιαφέρονται για τον ορισμό του διπλού αστεριού. Στην πραγματικότητα, πρόκειται για δύο φωτιστικά σώματα που κυκλοφορούν στην ίδια τροχιά. Έχουν το ίδιο κέντρο μάζας και αυτά τα αστέρια είναι αλληλένδετα βαρυτικές δυνάμεις. Είναι ενδιαφέρον ότι εκτός από τα δυαδικά συστήματα, υπάρχουν συστήματα τριών, τεσσάρων, πέντε, ακόμη και έξι μελών στο Σύμπαν. Τα τελευταία είναι πολύ σπάνια. Ένα παράδειγμα είναι το Castor, το κύριο Αποτελείται από 6 αντικείμενα. Ένας διπλός δορυφόρος περιφέρεται γύρω από ένα ζεύγος φωτιστικών, τα οποία είναι επίσης ζευγαρωμένα.

Γιατί είναι απαραίτητο να ομαδοποιήσουμε τα φωτιστικά σε αστερισμούς

Συνεχίζουμε να εξετάζουμε τα πιο ενδιαφέροντα γεγονότα για τα αστέρια. Όλα χωρίζονται σε ειδικές ενότητες. Ονομάζονται αστερισμοί. Στην αρχαιότητα, οι άνθρωποι αποκαλούσαν τους αστερισμούς τα ονόματα των ζώων - για παράδειγμα, Λέων, Ψάρι, Φίδι. Τα ονόματα διάφορων μυθολογικούς ήρωες(Ωρίων). Επί του παρόντος, οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν επίσης αυτά τα ονόματα για να προσδιορίσουν ένα από τα 88 τμήματα του απέραντου ουρανού.

Χρειάζονται αστερισμοί και αστέρια στον ουρανό για να διευκολυνθεί η αναζήτηση διαφόρων αντικειμένων. Επίσης, στους χάρτες των αστερισμών, συνήθως υποδεικνύεται η εκλειπτική - μια διακεκομμένη γραμμή που δείχνει την τροχιά του Ήλιου. Οι 12 αστερισμοί που βρίσκονται κατά μήκος αυτής της γραμμής ονομάζονται Ζώδιος.

Το πλησιέστερο αστέρι στο ηλιακό σύστημα

Το πιο κοντινό μας αστέρι είναι ο Άλφα Κενταύρου. Αυτό το αστέριπολύ φωτεινό, μοιάζει με τον Ήλιο μας. Σε μέγεθος, είναι ελαφρώς κατώτερο από αυτόν και το φως της έχει μια ελαφρώς πορτοκαλί απόχρωση. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι η θερμοκρασία στην επιφάνειά του είναι ελαφρώς χαμηλότερη - περίπου 4800 o C, ενώ η θερμοκρασία του αστέρα μας φτάνει τους 5800 o C.

Άλλοι φωτιστές-γείτονες

Ένας άλλος από τους γείτονές μας είναι ένα αστέρι που ονομάζεται Μπάρναρντ. Πήρε το όνομά του από τον αστρονόμο Έντουαρντ Μπάρναρντ, ο οποίος φημολογούνταν ότι ήταν ο πιο έντονος παρατηρητής στη γη. Αυτό το ταπεινό φωτιστικό βρίσκεται στον αστερισμό Ophiuchus. Σύμφωνα με την ταξινόμηση, αυτό το αστέρι είναι ένας κόκκινος νάνος, ένας από τους πιο συνηθισμένους τύπους αστεριών στο διάστημα. Υπάρχουν επίσης πολλοί κόκκινοι νάνοι όχι μακριά από τη Γη, για παράδειγμα, ο Lalande 21 185, καθώς και το UV Ceti.

Ένα άλλο αστέρι βρίσκεται κοντά στο ηλιακό σύστημα - Wolf 359. Βρίσκεται στον αστερισμό του Λέοντα, οι επιστήμονες το ταξινομούν ως κόκκινο γίγαντα. Όχι μακριά από τον Ήλιο βρίσκεται επίσης ο λαμπερός Σείριος, ο οποίος μερικές φορές αποκαλείται «Αστέρι του Σκύλου» (βρίσκεται στον αστερισμό του Μεγάλου Κυνός). Το 1862, οι αστρονόμοι ανακάλυψαν ότι ο Σείριος είναι διπλό αστέρι. Τα αστέρια Σείριος Α και Σείριος Β περιστρέφονται μεταξύ τους με περίοδο 50 ετών. Η μέση απόσταση μεταξύ των φωτιστικών είναι περίπου 20 φορές μεγαλύτερη από την απόσταση από τη Γη στον Ήλιο.

Η ανθρωπότητα μελετά εντατικά οτιδήποτε υπάρχει γύρω μας, ειδικά στο διάστημα. Τα αστέρια στον ουρανό ελκύουν με την ομορφιά και το μυστήριο τους, γιατί είναι τόσο μακριά. Οι επιστήμονες και οι ερευνητές έχουν ήδη συλλέξει πολλές πληροφορίες για τα αστέρια, οπότε σε αυτό το άρθρο θα ήθελα να επισημάνω τα πιο ενδιαφέροντα στοιχεία για τα αστέρια.

1. Ποιο είναι το πιο κοντινό αστέρι στη γη; Αυτός είναι ο Ήλιος. Βρίσκεται σε απόσταση μόλις 150 εκατομμυρίων χιλιομέτρων από τη γη και σύμφωνα με τα διαστημικά πρότυπα είναι ένα μέσο αστέρι. Ως κίτρινος νάνος η κύρια ακολουθία G2 ταξινομείται. Μετατρέπει το υδρογόνο σε ήλιο εδώ και 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια τώρα και πιθανότατα θα συνεχίσει να το κάνει για άλλα 7 δισεκατομμύρια χρόνια. Όταν ο ήλιος τελειώσει από καύσιμα, θα γίνει ένας κόκκινος γίγαντας αστέρας, το μέγεθος του αστεριού θα αυξηθεί πολλές φορές. Καθώς διαστέλλεται, θα καταπιεί τον Ερμή, την Αφροδίτη και πιθανώς ακόμη και τη Γη.

2. όλα τα αστέρια έχουν την ίδια σύνθεση. Η γέννηση ενός αστεριού ξεκινά σε ένα σύννεφο ψυχρού μοριακού υδρογόνου, το οποίο αρχίζει να συστέλλεται βαρυτικά. Όταν ένα νέφος μοριακού υδρογόνου συρρικνώνεται τμηματικά, πολλά από αυτά τα θραύσματα θα σχηματιστούν μεμονωμένα αστέρια. Το υλικό συγκεντρώνεται σε μια μπάλα που συνεχίζει να συστέλλεται υπό τη δική της βαρύτητα έως ότου το κέντρο φτάσει σε μια θερμοκρασία ικανή να πυροδοτήσει πυρηνική σύντηξη. Το αέριο πηγής σχηματίστηκε κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης και αποτελείται από 74% υδρογόνο και 25% ήλιο. Με την πάροδο του χρόνου, μετατρέπουν μέρος του υδρογόνου σε ήλιο. Αυτός είναι ο λόγος που ο ήλιος μας είναι 70% υδρογόνο και 29% ήλιο. Αρχικά όμως αποτελούνται από 3/4 υδρογόνο και 1/4 ήλιο, με ακαθαρσίες άλλων ιχνοστοιχείων.

3. Τα αστέρια βρίσκονται σε τέλεια ισορροπία. Οποιοδήποτε αστέρι, όπως λες, βρίσκεται σε διαρκή σύγκρουση με τον εαυτό του. Από τη μια πλευρά, ολόκληρη η μάζα του άστρου το συμπιέζει συνεχώς με τη βαρύτητα του. Όμως το καυτό αέριο ασκεί τεράστια πίεση από το εσωτερικό, σπάζοντας τη βαρυτική του κατάρρευση. Η πυρηνική σύντηξη στον πυρήνα παράγει τεράστια ποσότητα ενέργειας. Τα φωτόνια, πριν εκραγούν, κάνουν ένα ταξίδι από το κέντρο προς την επιφάνεια, σε περίπου 100.000 χρόνια. Καθώς ένα αστέρι γίνεται πιο φωτεινό, διαστέλλεται και γίνεται κόκκινος γίγαντας. Όταν η πυρηνική σύντηξη στο κέντρο σταματήσει, τίποτα δεν μπορεί να συγκρατήσει την αυξανόμενη πίεση των υπερκείμενων στρωμάτων και καταρρέει μετατρέποντας σε λευκό νάνο, αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα. Είναι πιθανό τα αστέρια στον ουρανό που βλέπουμε να μην υπάρχουν πλέον, γιατί είναι πολύ μακριά και το φως τους χρειάζεται δισεκατομμύρια χρόνια για να φτάσει στη γη.

4. τα περισσότερα αστέρια είναι κόκκινοι νάνοι. Συγκρίνοντας όλα τα γνωστά αστέρια, μπορεί να υποστηριχθεί ότι τα περισσότερα είναι ερυθροί νάνοι. Έχουν λιγότερο από το 50% της μάζας του ήλιου και οι κόκκινοι νάνοι μπορεί να ζυγίζουν έως και 7,5%. Κάτω από αυτή τη μάζα, η βαρυτική πίεση δεν θα είναι σε θέση να συμπιέσει το αέριο στο κέντρο για να ξεκινήσει η πυρηνική σύντηξη. Ονομάζονται καφέ νάνοι. Οι κόκκινοι νάνοι απελευθερώνουν λιγότερο από το 1/10.000 της ηλιακής ενέργειας και μπορούν να καούν για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια.

5. Η μάζα είναι ίση με τη θερμοκρασία και το χρώμα του. Το χρώμα των αστεριών μπορεί να ποικίλλει από κόκκινο σε λευκό ή μπλε. Το κόκκινο χρώμα αντιστοιχεί στο πιο κρύο με θερμοκρασίες μικρότερες από 3500 βαθμούς Κέλβιν. Το φωτιστικό μας είναι κιτρινωπό λευκό, με μέση θερμοκρασίαπερίπου 6000 Κέλβιν. Τα πιο καυτά είναι μπλε, με επιφανειακές θερμοκρασίες πάνω από 12.000 βαθμούς Κέλβιν. Έτσι, η θερμοκρασία και το χρώμα σχετίζονται. Η μάζα καθορίζει τη θερμοκρασία. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα, τόσο μεγαλύτερος θα είναι ο πυρήνας και τόσο πιο ενεργή πυρηνική σύντηξη θα συμβεί. Αυτό σημαίνει ότι περισσότερη ενέργεια φτάνει στην επιφάνειά του και αυξάνει τη θερμοκρασία του. Αλλά υπάρχει μια εξαίρεση, αυτοί είναι κόκκινοι γίγαντες. Ένας τυπικός κόκκινος γίγαντας μπορεί να έχει τη μάζα του ήλιου μας και να είναι λευκό αστέρι για μια ζωή. Αλλά καθώς πλησιάζει στο τέλος της ζωής του, αυξάνεται και η φωτεινότητα αυξάνεται 1000 φορές και φαίνεται αφύσικα φωτεινή. Οι μπλε γίγαντες είναι απλά μεγάλα, ογκώδη, καυτά αστέρια.

6. τα περισσότερα αστέρια είναι δυαδικά. Πολλά αστέρια γεννιούνται σε ζευγάρια. Πρόκειται για δυαδικά αστέρια, όπου δύο φωτιστικά σώματα περιφέρονται γύρω από ένα κοινό κέντρο βάρους. Υπάρχουν άλλα συστήματα με 3, 4 ή και περισσότερους συμμετέχοντες. Απλά σκεφτείτε τι όμορφες ανατολές μπορείτε να δείτε στον πλανήτη σε ένα σύστημα τεσσάρων αστέρων.

7. Το μέγεθος των μεγαλύτερων Ήλιων είναι ίσο με την τροχιά του Κρόνου. Ας μιλήσουμε για κόκκινους γίγαντες, ή για να είμαστε πιο ακριβείς, για κόκκινους υπεργίγαντες, απέναντι στους οποίους το φωτιστικό μας φαίνεται πολύ μικρό. Ο κόκκινος υπεργίγαντας είναι ο Betelgeuse, στον αστερισμό του Ωρίωνα. Είναι 20 φορές η μάζα του ήλιου και ταυτόχρονα 1000 φορές μεγαλύτερη. Το μεγαλύτερο γνωστό αστέρι είναι το VY Canis Major. Είναι 1800 φορές μεγαλύτερος από τον ήλιο μας και θα ταίριαζε στην τροχιά του Κρόνου!

8. Τα πιο ογκώδη φωτιστικά έχουν πολύ μικρή διάρκεια ζωής. Όπως αναφέρθηκε παραπάνω, ένας κόκκινος νάνος χαμηλής μάζας θα μπορούσε να καεί για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια πριν τελειώσει το καύσιμο. Το αντίστροφο ισχύει επίσης, για τις πιο μαζικές που γνωρίζουμε. Τα γιγάντια φωτιστικά σώματα μπορούν να έχουν μάζα 150 φορές τη μάζα του ήλιου και να απελευθερώνουν τεράστια ποσότητα ενέργειας. Για παράδειγμα, ένα από τα πιο ογκώδη αστέρια που γνωρίζουμε είναι αυτή η καρίνα, που βρίσκεται περίπου 8.000 έτη φωτός από τη Γη. Απελευθερώνει 4 εκατομμύρια φορές περισσότερη ενέργεια από τον ήλιο. Ενώ ο ήλιος μας μπορεί να καίει με ασφάλεια καύσιμο για δισεκατομμύρια χρόνια, αυτή η καρίνα μπορεί να λάμπει μόνο για μερικά εκατομμύρια χρόνια. Και οι αστρονόμοι αναμένουν ότι αυτή η καρίνα θα εκραγεί ανά πάσα στιγμή. Όταν σβήσει, θα γίνει το πιο φωτεινό αντικείμενο στον ουρανό.

9. Ο αριθμός των αστεριών είναι τεράστιος. Πόσα αστέρια υπάρχουν στον Γαλαξία; Ίσως εκπλαγείτε αν μάθετε ότι υπάρχουν 200-400 δισεκατομμύρια κομμάτια στον γαλαξία μας. Ο καθένας μπορεί να έχει πλανήτες και σε κάποιους η ζωή είναι δυνατή. Υπάρχουν περίπου 500 δισεκατομμύρια γαλαξίες στο σύμπαν, καθένας από τους οποίους μπορεί να έχει τόσους ή και περισσότερους από τον Γαλαξία. Πολλαπλασιάστε αυτούς τους δύο αριθμούς και θα δείτε πόσοι είναι περίπου.

10. Είναι πολύ πολύ μακριά. Το πλησιέστερο στη γη (με εξαίρεση τον ήλιο) είναι το Proxima Centauri, που βρίσκεται 4,2 έτη φωτός από τη γη. Με άλλα λόγια, χρειάζεται το ίδιο το φως για πάνω από 4 χρόνια για να ολοκληρώσει το ταξίδι από τη γη. Εάν εκτοξεύσουμε το ταχύτερο διαστημόπλοιο που εκτοξεύτηκε ποτέ από τη γη, θα χρειαστούν περισσότερα από 70 χρόνια για να το φτάσουμε. Σήμερα, απλά δεν είναι δυνατό να ταξιδέψεις ανάμεσα στα αστέρια.

Έχετε αναρωτηθεί ποτέ πόσα αστέρια υπάρχουν στον ουρανό; Στην πραγματικότητα, αυτό δεν είναι δυνατό να υπολογιστεί. Και γιατί? Μετά από όλα, μπορείτε απλά να κοιτάξετε την ομορφιά του νυχτερινού ουρανού και η διάθεσή σας θα βελτιωθεί αμέσως. Σε αυτό το άρθρο, ετοιμάσαμε για εσάς τα πιο ενδιαφέροντα στοιχεία για τα αστέρια, και όχι για διασημότητες, αλλά για αληθινά αστέρια.

1. Αν νομίζετε ότι ο ήλιος είναι το αστέρι με τη μεγαλύτερη μάζα, τότε κάνετε βαθύ λάθος. Μέχρι σήμερα, οι αστρονόμοι έχουν εντοπίσει ένα αστέρι που έχει μάζα μεγαλύτερη από 100 φορές τη μάζα του ήλιου. Ένα από αυτά τα αστέρια είναι το αστέρι Carina, το οποίο βρίσκεται σε απόσταση 8000 ετών φωτός από τη Γη.

2. Τα ψυχρά (νεκρά) αστέρια ονομάζονται λευκοί νάνοι. Δεν ξεπερνούν την ακτίνα του πλανήτη μας, αλλά η πυκνότητά τους παραμένει ίδια με αυτή ενός αστεριού κατά τη διάρκεια της ζωής.

3. Οι μαύρες τρύπες είναι επίσης εξαφανισμένα αστέρια όπως οι λευκοί νάνοι, αλλά σε αντίθεση με αυτές, οι μαύρες τρύπες εμφανίζονται από πολύ μεγάλα αστέρια.

4. Το πιο κοντινό σε εμάς αστέρι (χωρίς να υπολογίζουμε τον Ήλιο, φυσικά) είναι ο Εγγύς Κενταύρου. Βρίσκεται σε απόσταση 4,24 έτη φωτός από εμάς και ο ήλιος σε απόσταση 8,5 λεπτών φωτός.

Το 1977 εκτοξεύτηκε ο ταχύτερος αυτόνομος καθετήρας, με ταχύτητα 17 km/s. Και τον Απρίλιο του 2014, κάλυψε απόσταση μικρότερη από 0,3 έτη φωτός. Εκείνοι. Σήμερα δεν είναι αρκετό ΑΝΘΡΩΠΙΝΗ ζωηγια να φτάσουμε στο πλησιέστερο αστέρι σε εμάς.

5. Όλα τα αστέρια αποτελούνται από υδρογόνο και ήλιο (περίπου ¾ υδρογόνο και ¼ ήλιο) συν μικρές προσμίξεις άλλων στοιχείων.

6. Όσο μεγαλύτερο και πιο μαζικό είναι το αστέρι, τόσο μικρότερη είναι η διάρκεια ζωής του, καθώς πρέπει να ξοδεύει περισσότερη ενέργεια, γεγονός που προκαλεί την ταχύτερη κατανάλωση του καυσίμου του. Για παράδειγμα, το προαναφερθέν αστέρι Carina απελευθερώνει πολλά εκατομμύρια φορές περισσότερη ενέργεια από τον Ήλιο. Θα χρειαστούν μόνο μερικά εκατομμύρια χρόνια για να εκραγεί. Ο ήλιος, από την άλλη πλευρά, θα υπάρχει αθόρυβα για αρκετά δισεκατομμύρια ακόμη χρόνια όταν απελευθερωθεί η ποσότητα ενέργειάς του.

7. Μόνο στον Γαλαξία μας (τον Γαλαξία) ο αριθμός των αστεριών είναι εκατοντάδες δισεκατομμύρια. Αλλά εκτός από τον Γαλαξία μας, υπάρχουν εκατοντάδες δισεκατομμύρια άλλοι, όπου τα αστέρια δεν είναι λιγότερο πολλά. Να γιατί ακριβές ποσό(και μάλιστα κατά προσέγγιση) είναι σχεδόν αδύνατο να υπολογιστεί.

8. Κάθε χρόνο εμφανίζονται περίπου 50 νέα αστέρια στον Γαλαξία μας.

9. Τα περισσότερα αστέρια στον ουρανό είναι στην πραγματικότητα διπλά, καθώς αποτελούνται από πνευματικά σώματα που λειτουργούν από την αμοιβαία έλξη το ένα προς το άλλο. Το διάσημο αστέρι του πεδίου είναι γενικά ένα τριπλό αστέρι.

10. Σε αντίθεση με άλλα αστέρια, ο Βόρειος Αστέρας πρακτικά δεν αλλάζει τη θέση του, γι' αυτό και ονομάζεται αστέρι-οδηγός.

11. Λόγω του ότι τα αστέρια είναι μακριά μας, τα βλέπουμε όπως ήταν κάποτε. Για παράδειγμα, ο ήλιος απέχει 8,5 λεπτά φωτός από εμάς, που σημαίνει ότι όταν κοιτάμε τον ήλιο, τον βλέπουμε όπως ήταν πριν από 8,5 λεπτά. Αν πάρουμε το ίδιο Proxima-Centauri, τότε το βλέπουμε όπως ήταν πριν από 4,24 χρόνια. Εδώ είναι οι υπολογισμοί. Και αυτό σημαίνει ότι πολλά από αυτά τα αστέρια που βλέπουμε στον ουρανό μπορεί να μην υπάρχουν πλέον καθόλου, αφού μπορούμε να τα δούμε στην κατάσταση στην οποία ήταν πριν από 1000-2000-5000 χρόνια.

Ενδιαφέροντα γεγονότα για τα αστέρια στον ουρανό. Γιατί είναι απαραίτητο να ομαδοποιήσουμε τα φωτιστικά σε αστερισμούς

Συνεχίζουμε να εξετάζουμε τα πιο ενδιαφέροντα γεγονότα για τα αστέρια. Ολόκληρος ο χάρτης του έναστρου ουρανού χωρίζεται σε ειδικές ενότητες. Ονομάζονται αστερισμοί. Στην αρχαιότητα, οι άνθρωποι αποκαλούσαν τους αστερισμούς τα ονόματα των ζώων - για παράδειγμα, Λέων, Ψάρι, Φίδι. Συνηθισμένα ήταν και τα ονόματα διάφορων μυθολογικών ηρώων (Ωρίωνας). Επί του παρόντος, οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν επίσης αυτά τα ονόματα για να προσδιορίσουν ένα από τα 88 τμήματα του απέραντου ουρανού.

Η γέννηση των αστεριών με απλά λόγια. Πώς γεννιούνται τα αστέρια;

Το φως και η ζεστασιά που λαμβάνουμε καθημερινά προέρχονται από τον Ήλιο. Ο ήλιος είναι ανεξάντλητη πηγήενέργεια, χωρίς την οποία δεν θα ήταν δυνατή η ζωή στη Γη. Ο ήλιος όχι μόνο θερμαίνει και λάμπει, αλλά συγκρατεί επίσης τη γη στο βαρυτικό της πεδίο, εξασφαλίζοντας έτσι την αλλαγή των εποχών στη γη.

Αλλά ο Ήλιος είναι ένα μέσο αστέρι, και δεν είναι αξιοσημείωτο σε σύγκριση με τα περισσότερα αστέρια. Υπάρχουν πολλά δισεκατομμύρια αστέρια στον γαλαξία μας και πολλά δισεκατομμύρια γαλαξίες στο Σύμπαν. Εάν πάρετε τόσους κόκκους άμμου όσα αστέρια υπάρχουν στο ορατό μέρος του σύμπαντος, τότε μπορείτε να καλύψετε μια χώρα όπως η Γαλλία με ένα στρώμα άμμου πάχους πολλών μέτρων.

Τα αστέρια είναι τα μεγαλύτερα αστρονομικά αντικείμενα. Εμφανίζονται από την ουσία που γεμίζει το Σύμπαν (διαστρική ύλη). Δυνάμει του νόμου της παγκόσμιας έλξης, όλα τα σώματα έλκονται μεταξύ τους. Και όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα των σωμάτων, τόσο πιο δυνατά έλκονται. Επομένως, ο σχηματισμός ενός αστεριού συμβαίνει με την προσέλκυση σωματιδίων διαστρικού αερίου μεταξύ τους και την επακόλουθη συμπίεσή τους.

Η μάζα ενός τέτοιου αντικειμένου αυξάνεται συνεχώς αναπληρώνοντάς το με ύλη. Τελικά, η μάζα φτάνει σε κάποιους ορισμένη αξία. Εάν αυτή η τιμή δεν είναι πολύ μεγάλη, τότε αυτό το αντικείμενο γίνεται αστεροειδής ή πλανήτης. Αν όμως η μάζα φτάσει σε τέτοια τιμή ώστε να σχηματιστεί μια τεράστια πίεση στο εσωτερικό, διεγείροντας την έναρξη των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων, τότε το αντικείμενο αρχίζει να εκπέμπει φως. Έτσι γεννιέται ένα αστέρι.

Ένα αστέρι είναι ένα τεράστιο σφαιρικό αντικείμενο κολοσσιαίας μάζας, είναι μια συγκεντρωμένη συσσώρευση ύλης. Ο ήλιος περιέχει περισσότερο από το 99% της μάζας ολόκληρου του ηλιακού συστήματος. Όλοι οι πλανήτες του ηλιακού συστήματος περιστρέφονται προς την ίδια κατεύθυνση γύρω από τον ήλιο. Και ο ίδιος ο Ήλιος περιστρέφεται προς την ίδια κατεύθυνση γύρω από τον άξονά του. Αυτό υποδηλώνει ότι ο ήλιος και οι πλανήτες έχουν κοινή ιστορίαεκπαίδευση. Σχηματίστηκαν από ένα ενιαίο πρωτοπλανητικό νέφος.

Ο ήλιος ήταν στο κέντρο του, και επομένως έχει η μεγαλύτερη μάζα. Δίας, τα περισσότερα μεγάλος πλανήτηςτο ηλιακό σύστημα θα γινόταν αστέρι αν η μάζα του ήταν δέκα φορές μεγαλύτερη. Τότε θα ξεκινούσαν θερμοπυρηνικές αντιδράσεις μέσα σε αυτόν τον πλανήτη. Όμως ο Δίας, όπως όλοι οι γιγάντιοι πλανήτες, απελευθερώνει περισσότερη θερμότητα από ό,τι λαμβάνει από τον Ήλιο, κάτι που δείχνει μια αρκετά μεγάλη πίεση και θερμοκρασία στο κέντρο. Έτσι τα αστέρια πρέπει απλώς να έχουν μια τεράστια μάζα για να ξεκινήσουν τον «αντιδραστήρα» που κρύβεται στο κέντρο τους.

Το σύμπαν αποτελείται κυρίως από υδρογόνο και ήλιο (κυρίως υδρογόνο). Επομένως, τα αστέρια, που περιέχουν το μεγαλύτερο μέρος της ύλης του σύμπαντος, αποτελούνται από τα ίδια στοιχεία. Και αυτές οι ουσίες είναι το καύσιμο για πυρηνικές αντιδράσεις. Μέσα στον Ήλιο, το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο και εκπέμπεται ένα κβάντο φωτός. Κάθε δευτερόλεπτο, ως αποτέλεσμα της ακτινοβολίας, η μάζα του Ήλιου μειώνεται κατά περίπου 4 εκατομμύρια τόνους. Η θερμοκρασία στο εσωτερικό του Ήλιου φτάνει τους εκατομμύρια βαθμούς. Έξω - περίπου 6 χιλιάδες.

Ο «πυρηνικός αντιδραστήρας» μέσα στα αστέρια χρησιμεύει ως σφυρηλάτηση για την ανάδυση νέων χημικών στοιχείων. Εξάλλου, αρχικά το Σύμπαν αποτελούνταν από υδρογόνο και ήλιο, και το υπόλοιπο του περιοδικού πίνακα, συμπεριλαμβανομένου του οξυγόνου, εμφανίστηκε χάρη στα αστέρια. Ο διαστρικός χώρος εμπλουτίστηκε με νέα στοιχεία ως αποτέλεσμα εκρήξεων σουπερνόβα.

Εάν η μάζα των αστεριών είναι πολύ μεγαλύτερη από τη μάζα του Ήλιου, τότε μπορούν να μετατραπούν σε αντικείμενα που οι συγγραφείς επιστημονικής φαντασίας αναφέρουν συχνά στις ιστορίες τους - μαύρες τρύπες. Η μάζα του αστεριού θα φτάσει σε τέτοια τιμή που ακόμη και το φως δεν θα μπορέσει να υπερνικήσει την κολοσσιαία βαρύτητα του άστρου. Και τα αστέρια δεν θα είναι ορατά. Υπάρχει μια θεωρία ότι υπάρχει μια μαύρη τρύπα στο κέντρο του Γαλαξία μας.

Μήνυμα για τα αστέρια και τους αστερισμούς. Ποιος σκέφτηκε πρώτος τους αστερισμούς των αστεριών

Γνωρίζουμε ότι οι αρχαίοι Σουμέριοι περιέγραψαν τους αστερισμούς πριν από 4.000 χρόνια. Όπως ήταν φυσικό, οι άνθρωποι είδαν στον ουρανό αυτό που ήθελαν να δουν. Οι κυνηγετικές φυλές είδαν ζωγραφιές με αστέρια των άγριων ζώων που κυνηγούσαν. Οι Ευρωπαίοι πλοηγοί βρήκαν αστερισμούς που μοιάζουν με πυξίδα σε σχήμα. Πράγματι, οι επιστήμονες πιστεύουν ότι η κύρια χρήση των αστερισμών ήταν να μάθουν πώς να πλοηγούνται στη θάλασσα ενώ πλέουν.

Θρύλοι και μύθοι για τους αστερισμούς

Υπάρχει ένας μύθος που λέει ότι η σύζυγος του Αιγύπτιου φαραώ Βερενίκη (Βερόνικα) πρόσφερε τα πολυτελή μαλλιά της ως δώρο στη θεά Αφροδίτη. Όμως τα μαλλιά κλάπηκαν από τις αίθουσες της Αφροδίτης και μπήκαν στον ουρανό ως αστερισμός. Το καλοκαίρι, ο αστερισμός Coma Berenices μπορεί να δει στο βόρειο ημισφαίριο κάτω από τη λαβή της Μεγάλης Άρκτου.

Θα μπορούσατε να προσδιορίσετε την τοποθεσία σας βρίσκοντας έναν συγκεκριμένο αστερισμό στον ουρανό σε ένα συγκεκριμένο σημείο στον ουρανό. Η επιλογή ορισμένων σχεδίων στη μάζα των αστεριών βοήθησε στη μελέτη του έναστρου ουρανού. Οι αστρονόμοι του αρχαίου κόσμου χώρισαν τον ουρανό σε περιοχές. Κάθε περιοχή χωρίστηκε σε ομάδες αστεριών που ονομάζονταν αστερισμοί. Στους αστερισμούς δόθηκαν ονόματα, θρύλοι και μύθοι σχηματίστηκαν γι' αυτούς.

Διαφορετικοί λαοί χώρισαν τα αστέρια σε αστερισμούς με διαφορετικούς τρόπους. Μερικές από τις ιστορίες που σχετίζονται με το σχηματισμό των αστερισμών ήταν εξαιρετικά παράξενες. Εδώ, για παράδειγμα, τι είδους εικόνα έβλεπαν οι αρχαίοι Αιγύπτιοι στον αστερισμό που περιβάλλει τον Κάδο της Μεγάλης Άρκτου. Είδαν έναν ταύρο, ξαπλωμένο δίπλα του, έναν άντρα που σύρθηκε κατά μήκος του εδάφους από έναν ιπποπόταμο, ο οποίος περπατούσε στα δύο πόδια και έφερε έναν κροκόδειλο στην πλάτη του.

Πώς έκανε η μεγάλη αρκούδα

Πολλές ιστορίες αστερισμών προέρχονται από Ελληνικοί μύθοι. Εδώ είναι ένα από αυτά. Η θεά Juno ζήλευε τον σύζυγό της Δία, την υπηρέτρια Callisto. Για να προστατεύσει την Καλλιστώ, ο Δίας την μετέτρεψε σε αρκούδα. Αλλά δημιούργησε νέο πρόβλημα. Μια μέρα ο γιος της Καλλιστώ πήγε για κυνήγι και είδε τη μητέρα του. Νομίζοντας ότι ήταν μια κοινή αρκούδα, σήκωσε το τόξο του και σημάδεψε. Ο Δίας επενέβη και, για να αποτρέψει τη δολοφονία, μετέτρεψε τον νεαρό σε ένα μικρό αρκουδάκι. Έτσι, σύμφωνα με τον μύθο, μια μεγάλη αρκούδα και ένα μικρό αρκουδάκι εμφανίστηκαν στον ουρανό. Τώρα αυτοί οι αστερισμοί ονομάζονται Μεγάλη άρκτοςκαι τη Μικρή Άρκτο.

Πιθανότατα έχετε ακούσει για τον τοξότη Ωρίωνα με τη ζώνη των αστεριών και τον αστερισμό του Λέοντα. Αλλά υπάρχουν πολλές άλλες εικόνες στον ουρανό: Σμίλη, Αντλία, Καβαλέτο, Τηλεσκόπιο και Μικροσκόπιο, υπάρχουν Ρολόγια, Χαμαιλέοντας, Φάλαινα και Καμηλοπάρδαλη. Και αν ψάξεις προσεκτικά, μπορείς να βρεις πολύ εξωτικά ονόματα, όπως το Veronica's Hair.

Ενδιαφέροντα γεγονότα για τους αστερισμούς και τα αστέρια. Ενδιαφέροντα γεγονότα για τους αστερισμούς

Στη σύγχρονη αστρονομία ξεχωρίζουν 88 αστερισμοί. Μερικά από αυτά μπορούν να φανούν μόνο από το βόρειο ημισφαίριο, και μερικά - από το νότιο.
Τα αστέρια που περιλαμβάνονται οπτικά στον ίδιο αστερισμό μπορεί στην πραγματικότητα να βρίσκονται σε απόσταση εκατοντάδων και χιλιάδων ετών φωτός μεταξύ τους, άλλα πιο μακριά, άλλα πιο κοντά. Αλλά από τη Γη φαίνεται ότι είναι κοντά (δείτε ενδιαφέροντα στοιχεία για τα αστέρια).
48 από τους παραπάνω 88 αστερισμούς περιγράφηκαν από τον Πτολεμαίο, τον αρχαίο Έλληνα επιστήμονα και φιλόσοφο, ο οποίος συνέταξε τον άτλαντα του έναστρου ουρανού πριν από περίπου 2200 χρόνια.
Ο αστερισμός των Ιχθύων περιέχει τον μεγαλύτερο σπειροειδή γαλαξία με πρόσωπο.
Μερικοί αστερισμοί, ιδιαίτερα η Μεγάλη Άρκτος, αναφέρονται στα ποιήματα του Ομήρου, που δημιούργησε ο ίδιος τον 8ο αιώνα π.Χ.
Τα αστέρια και οι γαλαξίες δεν είναι σε καμία περίπτωση ακίνητα, επομένως και οι αστερισμοί σταδιακά αλλάζουν και παραμορφώνονται. Αλλά μέσα στη ζωή πολλών γενεών ανθρώπων, αυτό είναι ανεπαίσθητο.
Το αστέρι Μεσαρτίμ στον αστερισμό του Κριού ήταν ένα από τα πρώτα διπλά αστέρια που ανακαλύφθηκαν με τηλεσκόπιο.
Στο τεράστιο πλήθοςλαών, ξεχώριζε ιδιαίτερα ο αστερισμός του Ωρίωνα. Έτσι, οι αρχαίοι Αιγύπτιοι τον τιμούσαν ως την ενσάρκωση του υπέρτατου θεού Όσιρι (δείτε ενδιαφέροντα στοιχεία για την Αρχαία Αίγυπτο).
Ο αστερισμός του Ταύρου περιλαμβάνει το περίφημο Νεφέλωμα του Καβουριού, το οποίο είναι τα απομεινάρια ενός εκρηκτικού σουπερνόβα, καθώς και δύο ολόκληρα αστρικά σμήνη - Υάδες και Πλειάδες.
Ανάλογα με την εποχή, μπορούμε να παρατηρήσουμε διαφορετικούς αστερισμούς στον ουρανό, καθώς η Γη κινείται γύρω από τον Ήλιο και δεν στέκεται ακίνητη.
Στον νυχτερινό ουρανό, οι αστερισμοί κινούνται περίπου 1 μοίρα την ημέρα.
Συνολικά, 12 αστερισμοί του ζωδιακού κύκλου ξεχωρίζουν και όλοι τους είναι ορατοί μέσα ετήσιος κύκλος εργασιώνο πλανήτης μας γύρω από τον ήλιο.
Από τα τέλη Νοεμβρίου έως τα μέσα Δεκεμβρίου, το φωτιστικό μας βρίσκεται στον αστερισμό Ophiuchus, αλλά οι αστρολόγοι συνήθως δεν το κατατάσσουν μεταξύ του ζωδιακού κύκλου.
Μερικοί αστερισμοί περιλαμβάνονται σε άλλους. Έτσι, ο Ηρακλής περιλαμβάνει 19 αστερισμούς και η Μεγάλη Άρκτος - 10.
κατά το πολύ μεγάλος αστερισμόςΗ Ύδρα είναι στον νυχτερινό ουρανό. Καταλαμβάνει περίπου το 3% του ορατού χώρου πάνω από το κεφάλι. Και ο μικρότερος είναι ο περίφημος Σταυρός του Νότου, που καταλαμβάνει 0,165%.
Στον αστερισμό του Υδροχόου είναι το πιο κρύο αστέρι που είναι γνωστό σε εμάς, η θερμοκρασία της επιφάνειάς του είναι μόνο περίπου 2700 μοίρες. Απέχει από τον Ήλιο κατά 900 έτη φωτός (δείτε ενδιαφέροντα στοιχεία για τον Ήλιο).
Οι σημαίες της Αυστραλίας και της Νέας Ζηλανδίας φέρουν τον Σταυρό του Νότου, τα περισσότερα φωτεινός αστερισμόςΝότιο ημισφαίριο.
Ο αστερισμός του Καρκίνου περιλαμβάνει μόνο φωτεινά αστέρια, που τον κάνει το πιο δυσδιάκριτο από όλα τα ζώδια.
Το αστέρι Regulus στον αστερισμό του Λέοντα εκπέμπει 160 φορές περισσότερο φως στο διάστημα από τον Ήλιο μας.
Ο αστερισμός των Διδύμων είναι ενδιαφέρον γιατί χάρη στα αστέρια του ο αστρονόμος Χέρσελ τον 18ο αιώνα κατάφερε να ανακαλύψει τον πλανήτη Ουρανό με τηλεσκόπιο (βλ. ενδιαφέροντα στοιχεία για τον Ουρανό).
Ο αστερισμός Bucket περιλαμβάνει όχι μόνο αστέρια. Οι δύο φωτεινές κουκκίδες στη σύνθεσή του είναι ολόκληροι γαλαξίες, αλλά είναι τόσο μακριά από εμάς που μπορούν πραγματικά να συγχέονται με αστέρια.
Οι ζωδιακοί αστερισμοί ξεχώρισαν ως ειδική ομάδα από αρχαίους Έλληνες αστρονόμους.
Η φθινοπωρινή ισημερία βρίσκεται στον αστερισμό της Παρθένου.
Ο αστερισμός του Ζυγού ήταν προηγουμένως μέρος του Σκορπιού, αλλά αργότερα μερικά αστέρια απομονώθηκαν από αυτόν από τους αστρονόμους.
Ο ήλιος περνά τον αστερισμό του Σκορπιού πιο γρήγορα από όλους τους άλλους - σε μόλις μια εβδομάδα.
Το κέντρο του γαλαξία μας βρίσκεται στον αστερισμό του Τοξότη.
Οι αρχαίοι Έλληνες αποκαλούσαν τον αστερισμό του Αιγόκερω «το ψάρι-κατσίκι».
Ο αστερισμός του Υδροχόου περιέχει ένα σφαιρικό σμήνος περίπου 150.000 αστέρων.

Οι αστερισμοί συνοδεύουν ένα άτομο από την αρχαιότητα: καθοδηγούνταν στην πορεία, σχεδίαζαν δουλειές, μαντεύονταν. Σήμερα, οι άνθρωποι εξαρτώνται λιγότερο από τα ουράνια σώματα, αλλά η μελέτη τους δεν σταματά. Ενδιαφέροντα γεγονότα για τους αστερισμούς συνεχίζουν να εμφανίζονται και να εκπλήσσουν τους λάτρεις της αστρονομίας.

Προηγουμένως, οι αστερισμοί θεωρούνταν μορφές που σχηματίζουν αστέρια, αλλά σήμερα πρόκειται για τμήματα της ουράνιας σφαίρας με όρια υπό όρους και όλα τα ουράνια σώματα στην επικράτειά τους. Το 1930, ο αριθμός των αστερισμών καθορίστηκε - 88, εκ των οποίων οι 47 είχαν περιγραφεί πριν από την εποχή μας, αλλά τα ονόματα και τα ονόματα που δόθηκαν σε φιγούρες αστέρων στην αρχαιότητα εξακολουθούν να χρησιμοποιούνται.
Η νότια πλευρά του στερεώματος άρχισε να μελετάται προσεκτικά με την έναρξη του Μεγάλου γεωγραφικές ανακαλύψεις, αλλά το βόρειο δεν έμεινε χωρίς προσοχή. Προς την τέλη XVIIαιώνα, δημοσιεύτηκαν άτλαντες του έναστρου ουρανού με περιγραφές 22 νέων αστερισμών. Ένα Τρίγωνο, ένας Ινδός, ένα Πουλί του Παραδείσου εμφανίστηκαν στον χάρτη του ουρανού του νότιου ημισφαιρίου, μια καμηλοπάρδαλη, μια ασπίδα, μια σεξάντα και άλλες φιγούρες τονίστηκαν πάνω από τη βόρεια πλευρά. Οι τελευταίες φιγούρες σχηματίστηκαν πάνω από τον Νότιο Πόλο της γης και τα ονόματά τους συχνά περιέχουν τα ονόματα διαφορετικών συσκευών - Ρολόι, Αντλία, Τηλεσκόπιο, Πυξίδα, Πυξίδα.
Στον κατάλογο του Κλαύδιου Πτολεμαίου, αστρονόμου του 2ου αιώνα π.Χ., υπάρχουν 48 ονόματα αστερισμών, 47 από αυτούς έχουν διασωθεί μέχρι σήμερα. Το χαμένο σύμπλεγμα ονομαζόταν Πλοίο ή Αργώ (το πλοίο του ήρωα της Ελλάδος Ιάσονα, που απέκτησε το Χρυσόμαλλο Δέρας). Τον 18ο αιώνα, το πλοίο χωρίστηκε σε 4 μικρότερες φιγούρες - Stern, Kiel, Sail, Compass. Στους αρχαίους χάρτες αστεριών, τη θέση της Πυξίδας καταλάμβανε ένας ιστός.
Η στατική φύση των αστεριών είναι παραπλανητική - χωρίς ειδικά όργανα είναι αδύνατο να ανιχνευθεί η κίνησή τους μεταξύ τους. Οι αλλαγές στη θέση θα γίνουν αισθητές αν κάποιος είχε την ευκαιρία να δει τους αστερισμούς μετά από τουλάχιστον 26 χιλιάδες χρόνια.
Υπάρχουν συνήθως 12 ζώδια - αυτή η διάκριση συνέβη πριν από περισσότερα από 4,5 χιλιάδες χρόνια στην αρχαία Αίγυπτο. Σήμερα, οι αστρονόμοι έχουν υπολογίσει ότι την περίοδο από τις 27 Νοεμβρίου έως τις 17 Δεκεμβρίου, ένας άλλος ζωδιακός αστερισμός, ο Οφιούχος, ανατέλλει στον ορίζοντα.
Η Ύδρα θεωρείται η μεγαλύτερη από τις αστρικές μορφές, καταλαμβάνει το 3,16% του έναστρου ουρανού και εκτείνεται στο ένα τέταρτο του ουρανού σε μια μακριά λωρίδα, που βρίσκεται στο βόρειο και νότιο ημισφαίριο.
Τα φωτεινότερα αστέρια στο βόρειο ημισφαίριο ανήκουν στον Ωρίωνα, 209 από τα οποία είναι ορατά με γυμνό μάτι. Τα πιο ενδιαφέροντα διαστημικά αντικείμενα αυτού του τμήματος του ουρανού είναι η «Ζώνη του Ωρίωνα» και το Νεφέλωμα του Ωρίωνα.
Ο φωτεινότερος αστερισμός στον νότιο ουρανό και το μικρότερο από όλα τα υπάρχοντα σμήνη είναι ο Σταυρός του Νότου. Τα τέσσερα αστέρια του χρησιμοποιήθηκαν από τους ναυτικούς για προσανατολισμό για αρκετές χιλιάδες χρόνια, οι Ρωμαίοι τα αποκαλούσαν «Θρόνο του Αυτοκράτορα», αλλά ως ανεξάρτητος αστερισμός ο Σταυρός καταγράφηκε μόνο το 1589.
Ο πλησιέστερος αστερισμός στο ηλιακό σύστημα είναι οι Πλειάδες, μόλις 410 έτη φωτός μακριά. Οι Πλειάδες αποτελούνται από 3000 αστέρια, μεταξύ των οποίων τα 9 είναι ιδιαίτερα φωτεινά. Οι επιστήμονες βρίσκουν τις εικόνες τους σε αντικείμενα σε διάφορα μέρη του κόσμου, αφού πολλοί λαοί στην αρχαιότητα τιμούσαν ένθερμα τις Πλειάδες.
Ο αστερισμός με τη χαμηλότερη φωτεινότητα είναι το Table Mountain. Βρίσκεται πολύ νότια, στην περιοχή της Ανταρκτικής, και αποτελείται από 24 αστέρια, τα φωτεινότερα από τα οποία φτάνουν μόνο το πέμπτο μέγεθος.
Το αστέρι που βρίσκεται πιο κοντά στον Ήλιο, το Proxima, βρίσκεται στον αστερισμό του Κενταύρου, αλλά μετά από 9 χιλιάδες χρόνια θα αντικατασταθεί από το αστέρι του Barnard από τον αστερισμό Ophiuchus. Η απόσταση από τον Ήλιο έως το Proxima είναι 4,2 έτη φωτός, από το αστέρι του Barnard - 6 έτη φωτός.
Το περισσότερο αρχαίος χάρτηςοι αστερισμοί χρονολογούνται στον 2ο αιώνα π.Χ. Δημιουργήθηκε από τον Ίππαρχο της Νίκαιας, έγινε η βάση για το έργο αστρονόμων μιας μεταγενέστερης εποχής.
Μερικοί αστρονόμοι προσπάθησαν να διαιρέσουν μεγάλους αστερισμούς για να αποκτήσουν νέους, να τους δώσουν τα δικά τους ονόματα, που συνήθως συνδέονται με ονόματα ηγεμόνων και στρατηγών και να γίνουν διάσημοι. Ο κλήρος προσπάθησε να αντικαταστήσει τα παγανιστικά ονόματα με τα ονόματα των αγίων. Όμως αυτές οι ιδέες δεν ρίζωσαν και εκτός από την Ασπίδα, που παλαιότερα ονομαζόταν «Ασπίδα του Γιαν Σομπιέσκι», προς τιμήν του Πολωνού διοικητή, κανένα από τα ονόματα δεν επέζησε.
ΑΠΟ αρχαία Ρωσίαο χαρακτηριστικός κουβάς της Μεγάλης Άρκτου συνδέθηκε με ένα άλογο. Τα παλιά χρόνια, ονομαζόταν "Horse Laid Up" και η Μικρή Άρκτος δεν θεωρούνταν ξεχωριστός αστερισμός - τα αστέρια του σχημάτιζαν ένα "σχοινί" με το οποίο το άλογο ήταν "δεμένο" πολικό αστέρι- αστείο.
Φιγούρες αστεριών κοσμούν τις σημαίες της Νέας Ζηλανδίας και της Αλάσκας. Ο σταυρός του νότου τεσσάρων αστέρων υιοθετήθηκε ως μέρος της σημαίας της Ζηλανδίας το 1902. Οι σημαίες της Αλάσκας είναι διακοσμημένες με τη Μεγάλη Άρκτος και το Βόρειο Αστέρι.

1. Ποιο είναι το πιο κοντινό αστέρι στη γη;Αυτός είναι ο Ήλιος. Βρίσκεται σε απόσταση μόλις 150 εκατομμυρίων χιλιομέτρων από τη Γη και σύμφωνα με τα διαστημικά πρότυπα είναι ένα μέσο αστέρι. Κατατάσσεται ως κίτρινος νάνος της κύριας ακολουθίας G2. Μετατρέπει το υδρογόνο σε ήλιο για 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια και πιθανότατα θα συνεχίσει να το κάνει για άλλα 7 δισεκατομμύρια χρόνια. Όταν ο ήλιος τελειώσει από καύσιμα, θα γίνει ένας κόκκινος γίγαντας αστέρας, το μέγεθος του αστεριού θα αυξηθεί πολλές φορές. Καθώς διαστέλλεται, θα καταπιεί τον Ερμή, την Αφροδίτη και πιθανώς ακόμη και τη Γη.

2. Όλα τα αστέρια έχουν την ίδια σύνθεση.Η γέννηση ενός αστεριού ξεκινά σε ένα σύννεφο ψυχρού μοριακού υδρογόνου, το οποίο αρχίζει να συστέλλεται βαρυτικά. Όταν ένα νέφος μοριακού υδρογόνου συρρικνώνεται τμηματικά, πολλά από αυτά τα θραύσματα θα σχηματιστούν μεμονωμένα αστέρια. Το υλικό συγκεντρώνεται σε μια μπάλα που συνεχίζει να συστέλλεται υπό τη δική της βαρύτητα έως ότου το κέντρο φτάσει σε μια θερμοκρασία ικανή να πυροδοτήσει πυρηνική σύντηξη. Το αέριο πηγής σχηματίστηκε κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης και αποτελείται από 74% υδρογόνο και 25% ήλιο. Με την πάροδο του χρόνου, μετατρέπουν μέρος του υδρογόνου σε ήλιο. Αυτός είναι ο λόγος που ο Ήλιος μας είναι 70% υδρογόνο και 29% ήλιο. Αρχικά όμως αποτελούνται από 3/4 υδρογόνο και 1/4 ήλιο, με ακαθαρσίες άλλων ιχνοστοιχείων.

3.Τα αστέρια βρίσκονται σε τέλεια ισορροπία.Οποιοδήποτε αστέρι, όπως λες, βρίσκεται σε διαρκή σύγκρουση με τον εαυτό του. Από τη μια πλευρά, ολόκληρη η μάζα του άστρου το συμπιέζει συνεχώς με τη βαρύτητα του. Όμως το καυτό αέριο ασκεί τεράστια πίεση από το εσωτερικό, σπάζοντας τη βαρυτική του κατάρρευση. Η πυρηνική σύντηξη στον πυρήνα παράγει τεράστια ποσότητα ενέργειας. Τα φωτόνια, πριν εκραγούν, κάνουν ένα ταξίδι από το κέντρο προς την επιφάνεια, σε περίπου 100.000 χρόνια. Καθώς ένα αστέρι γίνεται πιο φωτεινό, διαστέλλεται και γίνεται κόκκινος γίγαντας. Όταν η πυρηνική σύντηξη στο κέντρο σταματήσει, τίποτα δεν μπορεί να συγκρατήσει την αυξανόμενη πίεση των υπερκείμενων στρωμάτων και καταρρέει μετατρέποντας σε λευκό νάνο, αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα. Είναι πιθανό τα αστέρια στον ουρανό που βλέπουμε να μην υπάρχουν πλέον, γιατί είναι πολύ μακριά και το φως τους χρειάζεται δισεκατομμύρια χρόνια για να φτάσει στη γη.

4. Τα περισσότερα αστέρια είναι κόκκινοι νάνοι.Συγκρίνοντας όλα τα γνωστά αστέρια, μπορεί να υποστηριχθεί ότι τα περισσότερα είναι ερυθροί νάνοι. Έχουν λιγότερο από το 50% της μάζας του Ήλιου και οι κόκκινοι νάνοι μπορεί να ζυγίζουν έως και 7,5%. Κάτω από αυτή τη μάζα, η βαρυτική πίεση δεν θα είναι σε θέση να συμπιέσει το αέριο στο κέντρο για να ξεκινήσει η πυρηνική σύντηξη. Ονομάζονται καφέ νάνοι. Οι κόκκινοι νάνοι απελευθερώνουν λιγότερο από το 1/10.000 της ενέργειας του Ήλιου και μπορούν να καούν για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια.

5. Η μάζα είναι ίση με τη θερμοκρασία και το χρώμα του.Το χρώμα των αστεριών μπορεί να ποικίλλει από κόκκινο σε λευκό ή μπλε. Το κόκκινο χρώμα αντιστοιχεί στο πιο κρύο με θερμοκρασίες μικρότερες από 3500 βαθμούς Κέλβιν. Το αστέρι μας είναι κιτρινωπό λευκό, με μέση θερμοκρασία περίπου 6000 Kelvin. Τα πιο καυτά είναι τα μπλε, με επιφανειακές θερμοκρασίες πάνω από 12.000 βαθμούς Κέλβιν. Έτσι, η θερμοκρασία και το χρώμα σχετίζονται. Η μάζα καθορίζει τη θερμοκρασία. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα, τόσο μεγαλύτερος θα είναι ο πυρήνας και τόσο πιο ενεργή πυρηνική σύντηξη θα συμβεί. Αυτό σημαίνει ότι περισσότερη ενέργεια φτάνει στην επιφάνειά του και αυξάνει τη θερμοκρασία του. Αλλά υπάρχει μια εξαίρεση, αυτοί είναι κόκκινοι γίγαντες. Ένας τυπικός κόκκινος γίγαντας μπορεί να είναι τόσο ογκώδης όσο ο Ήλιος μας και να είναι ένα λευκό αστέρι για όλη του τη ζωή. Αλλά καθώς πλησιάζει στο τέλος της ζωής του, αυξάνεται και η φωτεινότητα αυξάνεται 1000 φορές και φαίνεται αφύσικα φωτεινή. Οι μπλε γίγαντες είναι απλά μεγάλα, ογκώδη, καυτά αστέρια.

6. Τα περισσότερα αστέρια είναι δυαδικά.Πολλά αστέρια γεννιούνται σε ζευγάρια. Πρόκειται για δυαδικά αστέρια, όπου δύο φωτιστικά σώματα περιφέρονται γύρω από ένα κοινό κέντρο βάρους. Υπάρχουν άλλα συστήματα με 3, 4 ή και περισσότερους συμμετέχοντες. Απλά σκεφτείτε τι όμορφες ανατολές μπορείτε να δείτε σε έναν πλανήτη σε ένα σύστημα τεσσάρων αστέρων.

7. Το μέγεθος των μεγαλύτερων Ήλιων είναι ίσο με την τροχιά του Κρόνου.Ας μιλήσουμε για κόκκινους γίγαντες, ή για να είμαστε πιο ακριβείς, για κόκκινους υπεργίγαντες, απέναντι στους οποίους το φωτιστικό μας φαίνεται πολύ μικρό. Ο κόκκινος υπεργίγαντας είναι ο Betelgeuse, στον αστερισμό του Ωρίωνα. Είναι 20 φορές η μάζα του Ήλιου και ταυτόχρονα 1000 φορές μεγαλύτερη. Το μεγαλύτερο γνωστό αστέρι είναι ο VY Canis Majoris. Είναι 1800 φορές μεγαλύτερος από τον Ήλιο μας και θα ταίριαζε στην τροχιά του Κρόνου!

8. Τα πιο ογκώδη φωτιστικά έχουν πολύ μικρή διάρκεια ζωής.Όπως αναφέρθηκε παραπάνω, ένας κόκκινος νάνος χαμηλής μάζας θα μπορούσε να καεί για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια πριν τελειώσει το καύσιμο. Το αντίστροφο ισχύει επίσης, για τις πιο μαζικές που γνωρίζουμε. Τα γιγάντια φωτιστικά σώματα μπορούν να έχουν μάζα 150 φορές τη μάζα του Ήλιου και να απελευθερώνουν τεράστια ποσότητα ενέργειας. Για παράδειγμα, ένα από τα πιο ογκώδη αστέρια που γνωρίζουμε είναι το Eta Carinae, που βρίσκεται περίπου 8.000 έτη φωτός από τη Γη. Απελευθερώνει 4 εκατομμύρια φορές περισσότερη ενέργεια από τον Ήλιο. Ενώ ο Ήλιος μας μπορεί να καίει με ασφάλεια καύσιμα για δισεκατομμύρια χρόνια, το Eta Carinae μπορεί να λάμπει μόνο για μερικά εκατομμύρια χρόνια. Και οι αστρονόμοι αναμένουν ότι η Eta Carina θα εκραγεί ανά πάσα στιγμή. Όταν σβήσει, θα γίνει το πιο φωτεινό αντικείμενο στον ουρανό.

9. Ο αριθμός των αστεριών είναι τεράστιος.Πόσα αστέρια υπάρχουν στον Γαλαξία; Ίσως εκπλαγείτε αν μάθετε ότι υπάρχουν 200-400 δισεκατομμύρια κομμάτια στον γαλαξία μας. Ο καθένας μπορεί να έχει πλανήτες και σε κάποιους η ζωή είναι δυνατή. Υπάρχουν περίπου 500 δισεκατομμύρια γαλαξίες στο Σύμπαν, καθένας από τους οποίους μπορεί να έχει τόσους ή και περισσότερους από τον Γαλαξία. Πολλαπλασιάστε αυτούς τους δύο αριθμούς και θα δείτε πόσοι είναι περίπου.

10. Είναι πολύ πολύ μακριά.Το πλησιέστερο στη Γη (με εξαίρεση τον Ήλιο) είναι το Proxima Centauri, που βρίσκεται 4,2 έτη φωτός από τη Γη. Με άλλα λόγια, χρειάζονται πάνω από 4 χρόνια για να ολοκληρώσει το ίδιο το φως το ταξίδι από τη Γη. Εάν εκτοξεύσουμε το ταχύτερο διαστημόπλοιο που εκτοξεύτηκε ποτέ από τη Γη, θα χρειαστούν περισσότερα από 70.000 χρόνια για να το φτάσει. Σήμερα, το ταξίδι ανάμεσα στα αστέρια απλά δεν είναι δυνατό.

Από αμνημονεύτων χρόνων, ο Άνθρωπος προσπάθησε να δώσει ένα όνομα στα αντικείμενα και τα φαινόμενα που τον περιέβαλλαν. Αυτό ισχύει και για τα ουράνια σώματα. Στην αρχή, τα ονόματα δόθηκαν στα φωτεινότερα, πιο ορατά αστέρια, με την πάροδο του χρόνου - και άλλα.

Μερικά αστέρια ονομάζονται ανάλογα με τη θέση που καταλαμβάνουν στον αστερισμό. Για παράδειγμα, το αστέρι Deneb (η λέξη μεταφράζεται ως "ουρά") που βρίσκεται στον αστερισμό του Κύκνου βρίσκεται στην πραγματικότητα σε αυτό το μέρος του σώματος ενός φανταστικού κύκνου. Ένα ακόμη παράδειγμα. Το αστέρι Omicron, περισσότερο γνωστό ως Mira, που από τα λατινικά μεταφράζεται ως "καταπληκτικό", βρίσκεται στον αστερισμό του Κήτου. Το Mira έχει τη δυνατότητα να αλλάζει τη φωτεινότητά του. Για μεγάλες περιόδους, γενικά εξαφανίζεται από το οπτικό πεδίο, δηλαδή παρατηρήσεις γυμνό μάτι. Το όνομα του αστεριού εξηγείται από την ιδιαιτερότητά του. Βασικά, τα αστέρια ονομάστηκαν στην εποχή της αρχαιότητας, επομένως δεν προκαλεί έκπληξη το γεγονός ότι τα περισσότερα από τα ονόματα έχουν λατινικές, ελληνικές και αργότερα αραβικές ρίζες.

Η ανακάλυψη αστεριών των οποίων η φαινομενική φωτεινότητα αλλάζει με την πάροδο του χρόνου οδήγησε σε ειδικούς χαρακτηρισμούς. Σημειώνονται με κεφαλαία γράμματα με λατινικά γράμματα, ακολουθούμενο από το όνομα του αστερισμού στο γενικό. Αλλά το πρώτο μεταβλητό αστέρι που βρίσκεται σε οποιονδήποτε αστερισμό δεν συμβολίζεται με το γράμμα A. Μετράται από το γράμμα R. Το επόμενο αστέρι συμβολίζεται με το γράμμα S, και ούτω καθεξής. Όταν όλα τα γράμματα του αλφαβήτου έχουν εξαντληθεί, νέος κύκλος, δηλαδή μετά το Ζ, χρησιμοποιείται ξανά το Α. Σε αυτήν την περίπτωση, τα γράμματα μπορούν να διπλασιαστούν, για παράδειγμα, "RR". Το "R Leo" σημαίνει ότι αυτό είναι το πρώτο μεταβλητό αστέρι που ανακαλύφθηκε στον αστερισμό του Λέοντα.

ΠΩΣ ΓΕΝΝΙΕΤΑΙ ΕΝΑ ΑΣΤΕΡΙ.

Τα αστέρια γεννιούνται όταν ένα σύννεφο, που αποτελείται κυρίως από διαστρικό αέριο και σκόνη, συστέλλεται και συμπυκνώνεται υπό τη δική του βαρύτητα. Πιστεύεται ότι αυτή η διαδικασία οδηγεί στο σχηματισμό των αστεριών. Με τη βοήθεια οπτικών τηλεσκοπίων, οι αστρονόμοι μπορούν να δουν αυτές τις ζώνες, μοιάζουν με σκοτεινά σημεία σε φωτεινό φόντο. Ονομάζονται «γίγαντα μοριακά συμπλέγματα νεφών» επειδή στη σύνθεσή τους περιλαμβάνεται υδρογόνο με τη μορφή μορίων. Αυτά τα συμπλέγματα, ή συστήματα, μαζί με τα σφαιρικά αστρικά σμήνη, είναι οι μεγαλύτερες δομές στον γαλαξία, που μερικές φορές φτάνουν τα 1.300 έτη φωτός σε διάμετρο.

Τα νεότερα αστέρια, που ονομάζονται «αστρικός πληθυσμός Ι», που σχηματίζονται από τα υπολείμματα που προκύπτουν από τις εκρήξεις παλαιών άστρων, ονομάζονται «αστρικός πληθυσμός ΙΙ». Μια εκρηκτική λάμψη προκαλεί ένα ωστικό κύμα που φτάνει στο κοντινότερο νεφέλωμα και προκαλεί τη συμπίεσή του.

Σφαιρίδια Bock .

Άρα, υπάρχει συμπίεση μέρους του νεφελώματος. Ταυτόχρονα με αυτή τη διαδικασία, αρχίζει ο σχηματισμός πυκνών σκούρων στρογγυλών νεφών αερίου και σκόνης. Ονομάζονται «Bock globules». Ο Bock, ένας Αμερικανός αστρονόμος Ολλανδικής καταγωγής (1906-1983), περιέγραψε για πρώτη φορά τα σφαιρίδια. Η μάζα των σφαιριδίων είναι περίπου 200 φορές η μάζα του Ήλιου μας.

Καθώς το σφαιρίδιο Bok συνεχίζει να συμπυκνώνεται, η μάζα του αυξάνεται, τραβώντας την ύλη από τις κοντινές περιοχές λόγω της βαρύτητας. Λόγω του γεγονότος ότι το εσωτερικό μέρος του σφαιριδίου παχαίνει πιο γρήγορα από το εξωτερικό, το σφαιρίδιο αρχίζει να θερμαίνεται και να περιστρέφεται. Μετά από αρκετές εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια, κατά τη διάρκεια των οποίων συμβαίνει συμπίεση, σχηματίζεται ένας πρωτοαστέρας.

Εξέλιξη ενός πρωτοαστέρα.

Λόγω της αύξησης της μάζας, όλο και περισσότερη ύλη έλκεται στο κέντρο του πρωτοάστρου. Η ενέργεια που απελευθερώνεται από το αέριο που συστέλλεται μέσα μετατρέπεται σε θερμότητα. Η πίεση, η πυκνότητα και η θερμοκρασία του πρωτοάστρου αυξάνονται. Λόγω της αύξησης της θερμοκρασίας, το αστέρι αρχίζει να λάμπει με ένα σκούρο κόκκινο φως.

Ο πρωτοάστρος είναι πολύ μεγάλος και παρόλο που η θερμική ενέργεια κατανέμεται σε ολόκληρη την επιφάνειά του, παραμένει σχετικά κρύος. Στον πυρήνα, η θερμοκρασία ανεβαίνει και φτάνει αρκετά εκατομμύρια βαθμούς Κελσίου. Περιστροφή και στρογγυλή μορφήτα πρωτάστρα είναι κάπως τροποποιημένα, γίνεται πιο επίπεδη. Αυτή η διαδικασία διαρκεί εκατομμύρια χρόνια.

Είναι δύσκολο να δεις νεαρά αστέρια, καθώς εξακολουθούν να περιβάλλονται από ένα σκοτεινό σύννεφο σκόνης, λόγω του οποίου η λάμψη του αστεριού είναι σχεδόν αόρατη. Αλλά μπορούν να φανούν με τη βοήθεια ειδικών υπέρυθρων τηλεσκοπίων. Ο θερμός πυρήνας ενός πρωτοάστρου περιβάλλεται από έναν περιστρεφόμενο δίσκο ύλης, ο οποίος έχει μεγάλη δύναμη έλξης. Ο πυρήνας θερμαίνεται τόσο πολύ που αρχίζει να εκτοξεύει ύλη από δύο πόλους, όπου η αντίσταση είναι ελάχιστη. Όταν αυτές οι εκτοξεύσεις συγκρούονται με το διαστρικό μέσο, επιβραδύνουν και διαλύονται και στις δύο πλευρές, σχηματίζοντας μια δάκρυ ή τοξοειδή δομή γνωστή ως αντικείμενο Herbick-Haro.

Αστέρι ή πλανήτης;

Η θερμοκρασία του πρωτοάστρου φτάνει πολλές χιλιάδες βαθμούς. Η περαιτέρω εξέλιξη των γεγονότων εξαρτάται από τις διαστάσεις αυτού ουράνιο σώμα; αν η μάζα είναι μικρή και είναι μικρότερη από το 10% της μάζας του Ήλιου, αυτό σημαίνει ότι δεν υπάρχουν προϋποθέσεις για τη διέλευση των πυρηνικών αντιδράσεων. Ένας τέτοιος πρωτοαστέρας δεν θα μπορέσει να μετατραπεί σε πραγματικό αστέρι.

Οι επιστήμονες έχουν υπολογίσει ότι για τη μετατροπή ενός ουράνιου σώματος που συστέλλεται σε αστέρι, η ελάχιστη μάζα του πρέπει να είναι τουλάχιστον 0,08 της μάζας του Ήλιου μας. Ένα σύννεφο μικρότερου μεγέθους που περιέχει αέριο, που θα πυκνώνει, θα κρυώσει σταδιακά και θα μετατραπεί σε ένα μεταβατικό αντικείμενο, κάτι ανάμεσα σε αστέρι και πλανήτη, αυτός είναι ο λεγόμενος «καφέ νάνος».

Ο πλανήτης Δίας είναι ένα ουράνιο αντικείμενο πολύ μικρό για να γίνει αστέρι. Αν ήταν μεγαλύτερο, ίσως, θα ξεκινούσαν πυρηνικές αντιδράσεις στα βάθη του και μαζί με τον Ήλιο θα συνέβαλλε στην ανάδυση ενός συστήματος δυαδικών αστεριών.

Πυρηνικές αντιδράσεις.

Εάν η μάζα του πρωτοάστρου είναι μεγάλη, συνεχίζει να συμπυκνώνεται υπό την επίδραση της δικής του βαρύτητας. Η πίεση και η θερμοκρασία στον πυρήνα αυξάνονται, η θερμοκρασία φτάνει σταδιακά τους 10 εκατομμύρια βαθμούς. Αυτό είναι αρκετό για να συνδυαστούν άτομα υδρογόνου και ηλίου.

Στη συνέχεια, ενεργοποιείται πυρηνικός αντιδραστήρας» protostar, και μετατρέπεται σε ένα συνηθισμένο αστέρι. Στη συνέχεια απελευθερώνεται ένας δυνατός άνεμος, ο οποίος διασκορπίζει το γύρω κέλυφος σκόνης. Μετά από αυτό, μπορείτε να δείτε το φως που εκπέμπεται από το σχηματισμένο αστέρι. Αυτό το στάδιο ονομάζεται «φάση Τ-Ταύρου» και μπορεί να διαρκέσει έως και 30 εκατομμύρια χρόνια. Από τα υπολείμματα αερίου και σκόνης που περιβάλλουν το αστέρι, είναι δυνατός ο σχηματισμός πλανητών.

Η γέννηση ενός νέου αστεριού μπορεί να προκαλέσει ωστικό κύμα. Έχοντας φτάσει στο νεφέλωμα, προκαλεί τη συμπύκνωση της νέας ύλης και η διαδικασία σχηματισμού αστεριών θα συνεχιστεί μέσα από σύννεφα αερίων και σκόνης. Τα μικρά αστέρια είναι αδύναμα και κρύα, ενώ τα μεγάλα αστέρια είναι ζεστά και φωτεινά. Για το μεγαλύτερο μέρος της ύπαρξής του, το αστέρι ισορροπεί στο στάδιο της ισορροπίας.

ΧΑΡΑΚΤΗΡΙΣΤΙΚΑ ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΩΝ.

Παρατηρώντας τον ουρανό ακόμη και με γυμνό μάτι, μπορεί κανείς να παρατηρήσει αμέσως ένα τέτοιο χαρακτηριστικό των αστεριών όπως η φωτεινότητα. Μερικά αστέρια είναι πολύ φωτεινά, άλλα είναι πιο αχνά. Χωρίς ειδικά όργανα, σε ιδανικές συνθήκες ορατότητας, φαίνονται περίπου 6.000 αστέρια. Χάρη στα κιάλια ή ένα τηλεσκόπιο, οι δυνατότητές μας είναι πολύ αυξημένες, μπορούμε να θαυμάσουμε τα εκατομμύρια αστέρια στον Γαλαξία μας και τους εξωτερικούς γαλαξίες.

Ο Πτολεμαίος και ο Αλμαγέστης.

Η πρώτη προσπάθεια καταλογογράφησης των άστρων, με βάση την αρχή του βαθμού φωτεινότητάς τους, έγινε από τον Έλληνα αστρονόμο Ίππαρχο από τη Νίκαια τον 2ο αιώνα π.Χ. Ανάμεσα στα πολυάριθμα έργα του ήταν ο Κατάλογος Αστέρων, που περιείχε μια περιγραφή 850 αστεριών ταξινομημένων με συντεταγμένες και φωτεινότητα. Τα δεδομένα που συνέλεξε ο Ίππαρχος και ο ίδιος, επιπλέον, ανακάλυψε το φαινόμενο της μετάπτωσης, επεξεργάστηκαν και ελήφθησαν περαιτέρω ανάπτυξηχάρη στον Κλαύδιο Πτολεμαίο Αλεξανδρείας τον 2ο αιώνα. ΕΝΑ Δ Δημιούργησε το θεμελιώδες έργο «Almagest» σε δεκατρία βιβλία. Ο Πτολεμαίος συγκέντρωσε όλες τις αστρονομικές γνώσεις εκείνης της εποχής, τις ταξινόμησε και τις παρουσίασε σε προσιτή και κατανοητή μορφή. Το Almagest περιελάμβανε επίσης τον Κατάλογο Αστέρων. Βασίστηκε στις παρατηρήσεις του Ίππαρχου πριν από τέσσερις αιώνες. Αλλά ο κατάλογος των αστεριών του Πτολεμαίου περιείχε περίπου χίλια άλλα αστέρια.

Ο κατάλογος του Πτολεμαίου χρησιμοποιήθηκε σχεδόν παντού για μια χιλιετία. Χώρισε τα αστέρια σε έξι τάξεις ανάλογα με το βαθμό φωτεινότητας: τα φωτεινότερα αποδίδονταν στην πρώτη τάξη, τα λιγότερο φωτεινά στη δεύτερη και ούτω καθεξής.

Η έκτη τάξη περιλαμβάνει αστέρια που είναι ελάχιστα ορατά με γυμνό μάτι. Ο όρος «η δύναμη της λάμψης των ουράνιων σωμάτων» χρησιμοποιείται ακόμα σήμερα για τον προσδιορισμό του μέτρου της φωτεινότητας των ουράνιων σωμάτων, όχι μόνο των αστεριών, αλλά και των νεφελωμάτων, των γαλαξιών και άλλων ουράνιων φαινομένων.

Μέγεθος αστεριών στη σύγχρονη επιστήμη.

Στα μέσα του XIX αιώνα. Ο Άγγλος αστρονόμος Norman Pogson βελτίωσε τη μέθοδο ταξινόμησης των άστρων σύμφωνα με την αρχή της φωτεινότητας, που υπήρχε από την εποχή του Ίππαρχου και του Πτολεμαίου. Ο Pogson έλαβε υπόψη ότι η διαφορά ως προς τη φωτεινότητα μεταξύ των δύο κατηγοριών είναι 2,5. Ο Pogson εισήγαγε μια νέα κλίμακα, σύμφωνα με την οποία η διαφορά μεταξύ των αστεριών της πρώτης και της έκτης τάξης είναι 100 AU. Δηλαδή, ο λόγος φωτεινότητας των αστεριών του πρώτου μεγέθους είναι 100. Ο λόγος αυτός αντιστοιχεί σε ένα διάστημα 5 μεγεθών.

Σχετικό και απόλυτο μέγεθος.

Το μέγεθος, που μετράται χρησιμοποιώντας ειδικά όργανα τοποθετημένα σε τηλεσκόπιο, δείχνει πόσο φως από ένα αστέρι φτάνει σε έναν παρατηρητή στη Γη. Το φως ξεπερνά την απόσταση από το αστέρι σε εμάς και, κατά συνέπεια, όσο πιο μακριά βρίσκεται το αστέρι, τόσο πιο αδύναμο φαίνεται. Δηλαδή, κατά τον προσδιορισμό του μεγέθους, είναι απαραίτητο να ληφθεί υπόψη η απόσταση από το αστέρι. Σε αυτή την περίπτωση, μιλάμε για σχετικό αστρικό μέγεθος. Εξαρτάται από την απόσταση.

Υπάρχουν πολύ φωτεινά και πολύ αχνά αστέρια. Για να συγκριθεί η φωτεινότητα των άστρων, ανεξάρτητα από την απόστασή τους από τη Γη, εισήχθη η έννοια του «απόλυτου μεγέθους». Χαρακτηρίζει τη φωτεινότητα ενός αστεριού σε μια ορισμένη απόσταση 10 parsecs (10 parsecs = 3,26 έτος φωτός). Για να προσδιορίσετε το απόλυτο μέγεθος, πρέπει να γνωρίζετε την απόσταση από το αστέρι.

Χρώμα αστεριού.

Το επόμενο σημαντικό χαρακτηριστικό ενός αστεριού είναι το χρώμα του. Κοιτάζοντας τα αστέρια ακόμα και με γυμνό μάτι, μπορείς να δεις ότι δεν είναι όλα ίδια.

Υπάρχουν μπλε, κίτρινα, πορτοκαλί, κόκκινα αστέρια, όχι μόνο λευκά. Το χρώμα των αστεριών λέει πολλά στους αστρονόμους, πρώτα απ 'όλα εξαρτάται από τη θερμοκρασία της επιφάνειας του άστρου. Τα κόκκινα αστέρια είναι τα πιο κρύα, η θερμοκρασία τους είναι περίπου 2000-3000 o C. Τα κίτρινα αστέρια, όπως ο Ήλιος μας, έχουν μέση θερμοκρασία 5000-6000 o C. Τα πιο καυτά είναι τα λευκά και τα μπλε αστέρια, η θερμοκρασία τους είναι 50000-60000 o C και ψηλότερα.

Μυστηριώδεις γραμμές.

Αν περάσουμε το φως ενός αστεριού από ένα πρίσμα, θα πάρουμε το λεγόμενο φάσμα, θα τέμνεται από γραμμές. Αυτές οι γραμμές είναι ένα είδος «χάρτη αναγνώρισης» του άστρου, καθώς οι αστρονόμοι μπορούν να τις χρησιμοποιήσουν για να προσδιορίσουν τη χημική σύσταση των επιφανειακών στρωμάτων των αστεριών. Οι γραμμές ανήκουν σε διαφορετικά χημικά στοιχεία.

Συγκρίνοντας τις γραμμές στο αστρικό φάσμα με τις γραμμές που γίνονται μέσα εργαστηριακές συνθήκες, μπορείτε να προσδιορίσετε ποια χημικά στοιχεία αποτελούν μέρος των αστεριών. Στα φάσματα, οι κύριες γραμμές είναι το υδρογόνο και το ήλιο, είναι αυτά τα στοιχεία που αποτελούν το κύριο μέρος του άστρου. Υπάρχουν όμως και στοιχεία της ομάδας μετάλλων - σίδηρος, ασβέστιο, νάτριο κ.λπ. Στο φωτεινό ηλιακό φάσμα, οι γραμμές σχεδόν όλων των χημικών στοιχείων είναι ορατές.

ΔΙΑΓΡΑΜΜΑ HERTZSHPRUNG-RESELL.

Μεταξύ των παραμέτρων που χαρακτηρίζουν ένα αστέρι, υπάρχουν δύο πιο σημαντικές - αυτές είναι οι θερμοκρασίες και το απόλυτο μέγεθος. Οι δείκτες θερμοκρασίας σχετίζονται στενά με το χρώμα του άστρου και το απόλυτο αστρικό μέγεθος σχετίζεται στενά με τη φασματική τάξη. Αυτό αναφέρεται στην ταξινόμηση των άστρων σύμφωνα με την ένταση των γραμμών στα φάσματα τους. Σύμφωνα με την τρέχουσα ταξινόμηση, τα αστέρια χωρίζονται σε επτά κύριες φασματικές κατηγορίες ανάλογα με τα φάσματα τους. Ονομάζονται με λατινικά γράμματα O, B, A, F, G, K, M. Είναι σε αυτή τη σειρά που η θερμοκρασία των αστεριών μειώνεται από αρκετές δεκάδες χιλιάδες βαθμούς Ο σε 2000-3000 βαθμούς M αστέρια.

Απόλυτο μέγεθος, δηλ. ένα μέτρο λαμπρότητας που δείχνει την ποσότητα ενέργειας που εκπέμπεται από ένα αστέρι. Μπορεί να υπολογιστεί θεωρητικά, γνωρίζοντας την απόσταση του αστεριού.

Εξαιρετική ιδέα.

Η ιδέα να συνδέσουν τις δύο κύριες παραμέτρους ενός αστεριού προέκυψε σε δύο επιστήμονες το 1913, και εργάστηκαν ανεξάρτητα ο ένας από τον άλλο.

Μιλάμε για τον Ολλανδό αστρονόμο Einar Hertzsprung και τον Αμερικανό αστροφυσικό Henry Norris Ressell. Οι επιστήμονες εργάστηκαν σε απόσταση χιλιάδων χιλιομέτρων ο ένας από τον άλλο. Κατάρτισαν ένα γράφημα που συνέδεε τις δύο κύριες παραμέτρους. Ο οριζόντιος άξονας αντανακλά τη θερμοκρασία, ο κατακόρυφος - το απόλυτο μέγεθος. Το αποτέλεσμα ήταν ένα διάγραμμα στο οποίο δόθηκαν τα ονόματα δύο αστρονόμων - το διάγραμμα Hertzsprung-Russell, ή, πιο απλά, το διάγραμμα G-R.

Το αστέρι είναι το κριτήριο.

Ας δούμε πώς συντάσσεται το διάγραμμα G-R. Πρώτα απ 'όλα, είναι απαραίτητο να επιλέξετε ένα αστέρι κριτηρίου. Για αυτό, είναι κατάλληλο ένα αστέρι, η απόσταση του οποίου είναι γνωστή, ή άλλο - με ήδη υπολογισμένο απόλυτο αστρικό μέγεθος.

Θα πρέπει να ληφθεί υπόψη ότι η ένταση της φωτεινότητας οποιασδήποτε πηγής, είτε είναι κερί, λαμπτήρας ή αστέρι, αλλάζει ανάλογα με την απόσταση. Μαθηματικά, αυτό εκφράζεται ως εξής: η ένταση φωτεινότητας "I" σε μια ορισμένη απόσταση "d" από την πηγή είναι αντιστρόφως ανάλογη με το "d2". Στην πράξη, αυτό σημαίνει ότι αν η απόσταση διπλασιαστεί, τότε η ένταση της φωτεινότητας μειώνεται κατά τέσσερις.

Στη συνέχεια, θα πρέπει να καθορίσετε τη θερμοκρασία των επιλεγμένων αστεριών. Για να γίνει αυτό, πρέπει να ταυτοποιηθούν. φασματικό τύπο, χρώμα και μετά προσδιορίστε τη θερμοκρασία. Επί του παρόντος, αντί για τον φασματικό τύπο, χρησιμοποιείται ένας άλλος ισοδύναμος δείκτης - ο "δείκτης χρώματος".

Αυτές οι δύο παράμετροι απεικονίζονται στο ίδιο επίπεδο με τη μείωση της θερμοκρασίας από αριστερά προς τα δεξιά, στην τετμημένη. Η απόλυτη φωτεινότητα είναι σταθερή στην τεταγμένη, η αύξηση σημειώνεται από κάτω προς τα πάνω.

Κύρια ακολουθία.

Στο διάγραμμα G-R, τα αστέρια είναι διατεταγμένα κατά μήκος μιας διαγώνιας γραμμής που πηγαίνει από κάτω προς τα πάνω και από αριστερά προς τα δεξιά. Αυτή η μπάντα ονομάζεται Main Sequence. Τα αστέρια που το αποτελούν ονομάζονται αστέρια της Κύριας Ακολουθίας. Ο ήλιος ανήκει σε αυτή την ομάδα. Πρόκειται για μια ομάδα κίτρινων αστεριών με θερμοκρασία επιφάνειας περίπου 5600 μοίρες. Τα αστέρια της Κύριας Ακολουθίας βρίσκονται στην πιο «ήρεμη φάση» της ύπαρξής τους. Στα βάθη των πυρήνων τους, τα άτομα υδρογόνου αναμειγνύονται, σχηματίζεται ήλιο. Η φάση της Κύριας Ακολουθίας είναι το 90% της διάρκειας ζωής ενός αστεριού. Από τα 100 αστέρια, τα 90 βρίσκονται σε αυτή τη φάση, αν και κατανέμονται σε διαφορετικές θέσεις ανάλογα με τη θερμοκρασία και τη φωτεινότητα.

Η Κύρια Ακολουθία είναι μια «στενή περιοχή», η οποία δείχνει ότι τα αστέρια αγωνίζονται να διατηρήσουν μια ισορροπία μεταξύ της δύναμης έλξης, που έλκει προς τα μέσα, και της δύναμης που δημιουργείται ως αποτέλεσμα των πυρηνικών αντιδράσεων, η οποία έλκει προς το εξωτερικό της ζώνης. Ένα αστέρι σαν τον Ήλιο, ίσο με 5600 μοίρες, πρέπει να έχει απόλυτο μέγεθος περίπου +4,7 για να διατηρεί την ισορροπία. Αυτό προκύπτει από το διάγραμμα του G-R.

Κόκκινοι γίγαντες και λευκοί νάνοι.

Οι κόκκινοι γίγαντες βρίσκονται στην επάνω ζώνη στα δεξιά, που βρίσκονται στην εξωτερική πλευρά της Κύριας Ακολουθίας. Χαρακτηριστικό γνώρισμα αυτών των αστεριών είναι η πολύ χαμηλή θερμοκρασία (περίπου 3000 μοίρες), αλλά ταυτόχρονα είναι φωτεινότερα από αστέρια που έχουν ίδιες θερμοκρασίες και βρίσκονται στην Κύρια Ακολουθία.

Φυσικά, τίθεται το ερώτημα: εάν η ενέργεια που εκπέμπεται από ένα αστέρι εξαρτάται από τη θερμοκρασία, τότε γιατί τα αστέρια με την ίδια θερμοκρασία έχουν διαφορετικούς βαθμούς φωτεινότητας. Η εξήγηση πρέπει να αναζητηθεί στο μέγεθος των αστεριών. Οι κόκκινοι γίγαντες είναι πιο φωτεινοί επειδή η επιφάνειά τους που ακτινοβολούν είναι πολύ μεγαλύτερη από αυτή των αστεριών της Κύριας Ακολουθίας.

Δεν είναι τυχαίο ότι αυτού του είδους τα αστέρια ονομάζονται «γίγαντες». Πράγματι, η διάμετρός τους μπορεί να ξεπεράσει τη διάμετρο του Ήλιου κατά 200 φορές, αυτά τα αστέρια μπορούν να καταλάβουν ένα χώρο 300 εκατομμυρίων χιλιομέτρων, που είναι διπλάσια από την απόσταση από τη Γη στον Ήλιο! Με τη βοήθεια της θέσης για την επίδραση του μεγέθους ενός άστρου, θα προσπαθήσουμε να εξηγήσουμε ορισμένα σημεία στην ύπαρξη άλλων άστρων - λευκών νάνων. Βρίσκονται στο κάτω αριστερό μέρος του διαγράμματος HR.

Οι λευκοί νάνοι είναι πολύ καυτά, αλλά όχι πολύ φωτεινά αστέρια. Στην ίδια θερμοκρασία με τα μεγάλα και καυτά μπλε-λευκά αστέρια της Κύριας Ακολουθίας, οι λευκοί νάνοι είναι πολύ μικρότεροι. Αυτά είναι πολύ πυκνά και συμπαγή αστέρια, είναι 100 φορές μικρότερα από τον Ήλιο, η διάμετρός τους είναι περίπου ίδια με αυτή της γης. Ένα ζωντανό παράδειγμα της υψηλής πυκνότητας των λευκών νάνων μπορεί να δοθεί - ένα κυβικό εκατοστό της ύλης από την οποία αποτελούνται θα πρέπει να ζυγίζει περίπου έναν τόνο!

σφαιρωτά αστρικά σμήνη.

Όταν σχεδιάζουμε διαγράμματα G-R σφαιρικών αστρικών σμηνών, και περιέχουν κυρίως παλιά αστέρια, είναι πολύ δύσκολο να προσδιοριστεί η Κύρια Ακολουθία. Τα ίχνη του καταγράφονται κυρίως στην κάτω ζώνη, όπου συγκεντρώνονται ψυχρότερα αστέρια. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι τα καυτά και φωτεινά αστέρια έχουν ήδη περάσει τη σταθερή φάση της ύπαρξής τους και κινούνται προς τα δεξιά, στη ζώνη των ερυθρών γιγάντων, και αν την έχουν περάσει, τότε στη ζώνη των λευκών νάνων. Εάν οι άνθρωποι ήταν σε θέση να παρακολουθήσουν όλα τα εξελικτικά στάδια ενός αστεριού κατά τη διάρκεια της ζωής τους, θα μπορούσαν να δουν πώς αλλάζει τα χαρακτηριστικά του.

Για παράδειγμα, όταν το υδρογόνο στον πυρήνα ενός άστρου σταματά να καίγεται, η θερμοκρασία στο εξωτερικό στρώμα του άστρου πέφτει και το ίδιο το στρώμα διαστέλλεται. Το αστέρι εξέρχεται από τη φάση της Κύριας Ακολουθίας και κατευθύνεται προς σωστη πλευραδιαγράμματα. Αυτό ισχύει κυρίως για αστέρια μεγάλης μάζας, τα φωτεινότερα - είναι αυτός ο τύπος που εξελίσσεται πιο γρήγορα.

Με την πάροδο του χρόνου, τα αστέρια απομακρύνονται από την Κύρια Ακολουθία. Ένα "σημείο καμπής" έχει καθοριστεί στο διάγραμμα, χάρη σε αυτό, είναι δυνατός ο υπολογισμός της ηλικίας των αστεριών του σμήνου με μεγάλη ακρίβεια. Όσο υψηλότερο είναι το "σημείο καμπής" στο διάγραμμα, τόσο νεότερο είναι το σμήνος και, κατά συνέπεια, όσο χαμηλότερο είναι στο διάγραμμα, τόσο μεγαλύτερο είναι το αστρικό σμήνος.

Τιμή γραφήματος.

Το διάγραμμα Hertzsprung-Russell βοηθάει πολύ στη μελέτη της εξέλιξης των άστρων σε όλη την ύπαρξή τους. Σε αυτό το διάστημα, τα αστέρια υφίστανται αλλαγές, μεταμορφώσεις, σε ορισμένες περιόδους είναι πολύ βαθιά. Γνωρίζουμε ήδη ότι τα αστέρια δεν διαφέρουν ως προς τα δικά τους χαρακτηριστικά, αλλά στους τύπους των φάσεων στις οποίες βρίσκονται κάποια στιγμή.

Με αυτό το διάγραμμα, μπορείτε να υπολογίσετε την απόσταση από τα αστέρια. Μπορείτε να επιλέξετε οποιοδήποτε αστέρι που βρίσκεται στην Κύρια Ακολουθία, με μια ήδη καθορισμένη θερμοκρασία, και να δείτε την πρόοδό του στο διάγραμμα.

ΑΠΟΣΤΑΣΗ ΑΠΟ ΤΑ ΑΣΤΕΡΙΑ.

Όταν κοιτάμε τον ουρανό με γυμνό μάτι, τα αστέρια, ακόμα και τα πιο λαμπερά, μας φαίνονται σαν λαμπρά σημεία που βρίσκονται στην ίδια απόσταση από εμάς. Το θησαυροφυλάκιο του ουρανού απλώθηκε από πάνω μας σαν χαλί. Δεν είναι τυχαίο ότι οι θέσεις των άστρων εκφράζονται μόνο σε δύο συντεταγμένες (δεξιά ανάληψη και απόκλιση) και όχι σε τρεις, σαν να βρίσκονται στην επιφάνεια, και όχι σε τρισδιάστατο χώρο. Με τα τηλεσκόπια, δεν μπορούμε να πάρουμε όλες τις πληροφορίες για τα αστέρια, για παράδειγμα, από φωτογραφίες του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble, δεν μπορούμε να προσδιορίσουμε ακριβώς πόσο μακριά βρίσκονται τα αστέρια.

Βάθος χώρου.

Το ότι το Σύμπαν έχει και μια τρίτη διάσταση - βάθος - οι άνθρωποι το έμαθαν σχετικά πρόσφατα. Μόνο στις αρχές του 19ου αιώνα, χάρη στη βελτίωση του αστρονομικού εξοπλισμού και των οργάνων, οι επιστήμονες μπόρεσαν να μετρήσουν την απόσταση από ορισμένα αστέρια. Το πρώτο ήταν το αστέρι 61 Cygnus. Ο αστρονόμος F.V. Ο Bessel διαπίστωσε ότι βρίσκεται σε απόσταση 10 ετών φωτός. Ο Μπέσελ ήταν ένας από τους πρώτους αστρονόμους που μέτρησαν την «ετήσια παράλλαξη». Μέχρι τώρα, η μέθοδος της «ετήσιας παράλλαξης» είναι η βάση για τη μέτρηση της απόστασης από τα αστέρια. Αυτή είναι μια καθαρά γεωμετρική μέθοδος - αρκεί να μετρήσετε τη γωνία και να υπολογίσετε το αποτέλεσμα.

Αλλά η απλότητα της μεθόδου δεν αντιστοιχεί πάντα στην αποτελεσματικότητα. Λόγω της μεγάλης απόστασης των αστεριών, οι γωνίες είναι πολύ μικρές. Μπορούν να μετρηθούν με τηλεσκόπια. Η γωνία παράλλαξης του αστέρα Proxima Centauri, του πλησιέστερου του τριπλού συστήματος Alpha Centauri, είναι μικρή (0,76 ακριβής παραλλαγή), αλλά σε αυτή τη γωνία μπορείτε να δείτε νόμισμα εκατό λιρών σε απόσταση δεκάδων χιλιομέτρων. Φυσικά, όσο μεγαλύτερη είναι η απόσταση, τόσο μικρότερη γίνεται η γωνία.

αναπόφευκτες ανακρίβειες.

Τα σφάλματα ως προς τον προσδιορισμό της παράλλαξης είναι αρκετά πιθανά και ο αριθμός τους αυξάνεται καθώς το αντικείμενο απομακρύνεται. Αν και, με τη βοήθεια των σύγχρονων τηλεσκοπίων, είναι δυνατό να μετρηθούν οι γωνίες στο πλησιέστερο χιλιοστό, θα εξακολουθούν να υπάρχουν σφάλματα: σε απόσταση 30 ετών φωτός, θα είναι περίπου 7%, 150 έτη φωτός. έτη - 35%, και 350 St. χρόνια - έως και 70%. Φυσικά, οι μεγάλες ανακρίβειες κάνουν τις μετρήσεις άχρηστες. Χρησιμοποιώντας τη «μέθοδο παράλλαξης», είναι δυνατός ο επιτυχής προσδιορισμός των αποστάσεων από αρκετές χιλιάδες αστέρια που βρίσκονται στην περιοχή περίπου 100 ετών φωτός. Όμως στον γαλαξία μας υπάρχουν περισσότερα από 100 δισεκατομμύρια αστέρια, η διάμετρος των οποίων είναι 100.000 έτη φωτός!

Υπάρχουν διάφορες παραλλαγές της μεθόδου «ετήσια παράλλαξη», όπως η «κοσμική παράλλαξη». Η μέθοδος λαμβάνει υπόψη την κίνηση του Ήλιου και ολόκληρου του ηλιακού συστήματος προς την κατεύθυνση του αστερισμού του Ηρακλή, με ταχύτητα 20 km/sec. Με μια τέτοια κίνηση, οι επιστήμονες έχουν την ευκαιρία να συλλέξουν την απαραίτητη βάση δεδομένων για έναν επιτυχημένο υπολογισμό παράλλαξης. Μέσα σε δέκα χρόνια, ελήφθησαν 40 φορές περισσότερες πληροφορίες από ό,τι ήταν προηγουμένως δυνατό.

Στη συνέχεια, χρησιμοποιώντας τριγωνομετρικούς υπολογισμούς, προσδιορίζεται η απόσταση από ένα συγκεκριμένο αστέρι.

Απόσταση από αστρικά σμήνη.

Είναι ευκολότερο να υπολογίσετε την απόσταση από τα αστρικά σμήνη, ειδικά τα ανοιχτά. Τα αστέρια βρίσκονται σχετικά κοντά το ένα στο άλλο, επομένως, υπολογίζοντας την απόσταση από ένα αστέρι, μπορείτε να προσδιορίσετε την απόσταση από ολόκληρο το αστρικό σμήνος.

Επίσης, σε αυτή την περίπτωση, μπορείτε να χρησιμοποιήσετε Στατιστικές μέθοδοιγια να μειωθεί ο αριθμός των ανακριβειών. Για παράδειγμα, η μέθοδος των «σημείων σύγκλισης», χρησιμοποιείται συχνά από τους αστρονόμους. Βασίζεται στο γεγονός ότι μακροπρόθεσμη παρατήρησηπίσω από τα αστέρια ενός ανοιχτού σμήνος, που κινείται προς ένα κοινό σημείο, ονομάζεται σημείο σύγκλισης. Μετρώντας τις γωνίες και τις ακτινικές ταχύτητες (δηλαδή την ταχύτητα προσέγγισης της Γης και απομάκρυνσης από αυτήν), μπορεί κανείς να προσδιορίσει την απόσταση από το αστρικό σμήνος. Χρησιμοποιώντας αυτή τη μέθοδο, είναι πιθανές ανακρίβειες 15% σε απόσταση 1500 ετών φωτός. Χρησιμοποιείται επίσης σε αποστάσεις 15.000 ετών φωτός, κάτι που είναι αρκετά κατάλληλο για ουράνια σώματα στον γαλαξία μας.

Κύριος Αλληλουχία Προσαρμογή - καθιέρωση της κύριας ακολουθίας.

Για να προσδιορίσετε την απόσταση από μακρινά αστρικά σμήνη, για παράδειγμα, από τις Πλειάδες, μπορείτε να προχωρήσετε ως εξής: κατασκευή r-διάγραμμα, στο κάθετος άξοναςσημειώστε το φαινομενικό αστρικό μέγεθος (και όχι απόλυτο, γιατί εξαρτάται από την απόσταση), ανάλογα με τη θερμοκρασία.

Στη συνέχεια, θα πρέπει να συγκρίνετε την εικόνα που προκύπτει με το διάγραμμα του G.R. Jad, έχει πολλές ομοιότητες όσον αφορά τις κύριες ακολουθίες. Ευθυγραμμίζοντας τα δύο διαγράμματα όσο το δυνατόν πιο κοντά, μπορεί κανείς να προσδιορίσει την Κύρια Ακολουθία του αστρικού σμήνους που θα μετρηθεί.

Τότε θα πρέπει να χρησιμοποιήσετε την εξίσωση:

m-M=5log(d)-5, όπου

m είναι το φαινομενικό αστρικό μέγεθος.

Το M είναι το απόλυτο μέγεθος.

d είναι η απόσταση.

Στα αγγλικά, αυτή η μέθοδος ονομάζεται "Main Sequence Fitting". Μπορεί να χρησιμοποιηθεί για ανοιχτά αστρικά σμήνη όπως NGC 2362, Alpha Perseus, Cepheus III, NGC 6611. Οι αστρονόμοι προσπαθούν να προσδιορίσουν την απόσταση από το γνωστό διπλό ανοιχτό αστρικό σμήνος στον αστερισμό του Περσέα ("h" και "chi") , όπου υπάρχουν πολλά αστέρια - υπεργίγαντες. Όμως τα στοιχεία αποδείχτηκαν αντιφατικά. Χρησιμοποιώντας τη μέθοδο "Main Sequence Fitting", είναι δυνατός ο προσδιορισμός της απόστασης έως και 20000-25000 έτη φωτός, αυτό είναι το πέμπτο μέρος του Γαλαξία μας.

ένταση και απόσταση φωτός.

Όσο πιο μακριά βρίσκεται ένα ουράνιο σώμα, τόσο πιο αδύναμο φαίνεται να είναι το φως του. Αυτή η θέση είναι συνεπής με τον οπτικό νόμο, σύμφωνα με τον οποίο η ένταση του φωτός "I" είναι αντιστρόφως ανάλογη με την απόσταση στο τετράγωνο "d".

Για παράδειγμα, εάν ένας γαλαξίας βρίσκεται σε απόσταση 10 εκατομμυρίων ετών φωτός, τότε ένας άλλος γαλαξίας που βρίσκεται στα 20 εκατομμύρια έτη φωτός έχει φωτεινότητα τέσσερις φορές μικρότερη από τον πρώτο. Δηλαδή, από μαθηματική άποψη, η σχέση μεταξύ των δύο μεγεθών «Ι» και «δ» είναι ακριβής και μετρήσιμη. Στη γλώσσα της αστροφυσικής, η ένταση του φωτός είναι το απόλυτο μέγεθος του αστρικού μεγέθους M οποιουδήποτε ουράνιου αντικειμένου, η απόσταση από το οποίο πρέπει να μετρηθεί.

Χρησιμοποιώντας την εξίσωση m-M=5log(d)-5 (αντανακλά τον νόμο της αλλαγής της φωτεινότητας) και γνωρίζοντας ότι το m μπορεί πάντα να προσδιοριστεί χρησιμοποιώντας ένα φωτόμετρο, και το M είναι γνωστό, μετράται η απόσταση "d". Έτσι, γνωρίζοντας το απόλυτο αστρικό μέγεθος, δεν είναι δύσκολο να προσδιοριστεί η απόσταση χρησιμοποιώντας υπολογισμούς.

Διαστρική απορρόφηση.

Ένα από τα κύρια προβλήματα που σχετίζονται με τις μεθόδους μέτρησης απόστασης είναι το πρόβλημα της απορρόφησης φωτός. Στο δρόμο του προς τη Γη, το φως διανύει τεράστιες αποστάσεις, περνά μέσα από διαστρική σκόνη και αέριο. Αντίστοιχα, μέρος του φωτός προσροφάται και όταν φτάσει στα τηλεσκόπια που είναι εγκατεστημένα στη Γη, έχει ήδη μια μη αρχική δύναμη. Οι επιστήμονες αποκαλούν αυτό «εξαφάνιση», την εξασθένηση του φωτός. Είναι πολύ σημαντικό να υπολογίσετε την ποσότητα της εξαφάνισης όταν χρησιμοποιείτε μια σειρά από μεθόδους, όπως το candela. Σε αυτή την περίπτωση, πρέπει να είναι γνωστά τα ακριβή απόλυτα μεγέθη των άστρων.

Δεν είναι δύσκολο να προσδιορίσουμε την εξαφάνιση για τον Γαλαξία μας - αρκεί να λάβουμε υπόψη τη σκόνη και το αέριο του Γαλαξία μας. Είναι πιο δύσκολο να προσδιοριστεί η εξαφάνιση του φωτός από ένα αντικείμενο από άλλο γαλαξία. Στην εξαφάνιση κατά μήκος της διαδρομής στον Γαλαξία μας, πρέπει να προσθέσουμε ένα μέρος του απορροφημένου φωτός από ένα άλλο.

ΕΞΕΛΙΞΗ ΤΩΝ ΑΣΤΡΩΝ.

Η εσωτερική ζωή ενός άστρου ρυθμίζεται από τη δράση δύο δυνάμεων: της δύναμης έλξης, που αντιτίθεται στο αστέρι, το συγκρατεί και της δύναμης που απελευθερώνεται κατά τις πυρηνικές αντιδράσεις που λαμβάνουν χώρα στον πυρήνα. Αντίθετα, τείνει να «σπρώξει» το αστέρι στο μακρινό διάστημα. Κατά το στάδιο του σχηματισμού, ένα πυκνό και συμπιεσμένο αστέρι βρίσκεται υπό ισχυρή επίδραση της βαρύτητας. Ως αποτέλεσμα, εμφανίζεται ισχυρή θέρμανση, η θερμοκρασία φτάνει τους 10-20 εκατομμύρια βαθμούς. Αυτό είναι αρκετό για να ξεκινήσουν πυρηνικές αντιδράσεις, με αποτέλεσμα το υδρογόνο να μετατρέπεται σε ήλιο.

Στη συνέχεια, για μεγάλο χρονικό διάστημα, οι δύο δυνάμεις ισορροπούν η μία την άλλη, το αστέρι βρίσκεται σε σταθερή κατάσταση. Όταν το πυρηνικό καύσιμο του πυρήνα σταδιακά στεγνώνει, το αστέρι μπαίνει σε μια φάση αστάθειας, δύο δυνάμεις αντιτίθενται. Έρχεται μια κρίσιμη στιγμή για ένα αστέρι, παίζουν διάφοροι παράγοντες - θερμοκρασία, πυκνότητα, χημική σύνθεση. Η μάζα του άστρου έρχεται πρώτη, από αυτό εξαρτάται το μέλλον αυτού του ουράνιου σώματος - είτε το αστέρι φουντώνει σαν σουπερνόβα, είτε μετατρέπεται σε λευκό νάνο, αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα.

Πώς εξαντλείται το υδρογόνο;

Μόνο τα πολύ μεγάλα ανάμεσα στα ουράνια σώματα γίνονται αστέρια, τα μικρότερα γίνονται πλανήτες. Υπάρχουν επίσης σώματα μέσης μάζας, είναι πολύ μεγάλα για να ανήκουν στην κατηγορία των πλανητών και πολύ μικρά και ψυχρά για να συμβούν πυρηνικές αντιδράσεις χαρακτηριστικές των αστεριών στα βάθη.

Έτσι, ένα αστέρι σχηματίζεται από σύννεφα που αποτελούνται από διαστρικό αέριο. Όπως έχει ήδη σημειωθεί, ένα αστέρι παραμένει σε ισορροπημένη κατάσταση για αρκετό καιρό. Μετά έρχεται μια περίοδος αστάθειας. Η περαιτέρω μοίρα του αστεριού εξαρτάται από διάφορους παράγοντες. Θεωρήστε ένα υποθετικό μικρό αστέρι με μάζα μεταξύ 0,1 και 4 ηλιακών μαζών. Χαρακτηριστικό γνώρισμα των αστεριών χαμηλής μάζας είναι η απουσία συναγωγής στα εσωτερικά στρώματα, δηλ. οι ουσίες που αποτελούν το αστέρι δεν αναμειγνύονται, όπως συμβαίνει σε αστέρια με μεγάλη μάζα.

Αυτό σημαίνει ότι όταν τελειώσει το υδρογόνο στον πυρήνα, δεν υπάρχει νέα παροχή αυτού του στοιχείου στα εξωτερικά στρώματα. Το υδρογόνο, καίγοντας, μετατρέπεται σε ήλιο. Σιγά σιγά, ο πυρήνας θερμαίνεται, τα επιφανειακά στρώματα αποσταθεροποιούν τη δική τους δομή και το αστέρι, όπως φαίνεται από το διάγραμμα D-R, απομακρύνεται αργά από την Κύρια Ακολουθία. Στη νέα φάση, η πυκνότητα της ύλης μέσα στο αστέρι αυξάνεται, η σύνθεση του πυρήνα «εκφυλίζεται», με αποτέλεσμα να εμφανίζεται μια ιδιαίτερη συνοχή. Είναι διαφορετικό από την κανονική ύλη.

Τροποποίηση της ύλης.

Όταν η ύλη αλλάζει, η πίεση εξαρτάται μόνο από την πυκνότητα των αερίων και όχι από τη θερμοκρασία.

Στο διάγραμμα Hertzsprung-Russell, το αστέρι μετατοπίζεται προς τα δεξιά και μετά προς τα πάνω, πλησιάζοντας την περιοχή του κόκκινου γίγαντα. Οι διαστάσεις του αυξάνονται σημαντικά, και εξαιτίας αυτού, η θερμοκρασία των εξωτερικών στρωμάτων πέφτει. Η διάμετρος ενός κόκκινου γίγαντα μπορεί να φτάσει εκατοντάδες εκατομμύρια χιλιόμετρα. Όταν ο ήλιος μας εισέλθει σε αυτή τη φάση, θα «καταπιεί» και τον Ερμή και την Αφροδίτη και αν δεν μπορεί να συλλάβει τη Γη, θα τη θερμάνει σε τέτοιο βαθμό που η ζωή στον πλανήτη μας θα πάψει να υπάρχει.

Κατά την εξέλιξη ενός άστρου, η θερμοκρασία του πυρήνα του αυξάνεται. Πρώτον, συμβαίνουν πυρηνικές αντιδράσεις, στη συνέχεια, όταν επιτευχθεί η βέλτιστη θερμοκρασία, το ήλιο λιώνει. Όταν συμβεί αυτό, η ξαφνική αύξηση της θερμοκρασίας του πυρήνα προκαλεί ένα ξέσπασμα και το αστέρι μετακινείται γρήγορα στην αριστερή πλευρά του διαγράμματος H-R. αυτό είναι το λεγόμενο «φλας ηλίου». Αυτή τη στιγμή, ο πυρήνας που περιέχει ήλιο καίγεται μαζί με το υδρογόνο, το οποίο είναι μέρος του κελύφους που περιβάλλει τον πυρήνα. Στο διάγραμμα G-P, αυτό το στάδιο διορθώνεται μετακινώντας προς τα δεξιά κατά μήκος της οριζόντιας γραμμής.

Οι τελευταίες φάσεις της εξέλιξης.

Κατά τη μετατροπή του ηλίου σε υδρογονάνθρακες, ο πυρήνας τροποποιείται. Η θερμοκρασία του αυξάνεται μέχρι να αρχίσει να καίγεται ο άνθρακας. Υπάρχει νέο ξέσπασμα. Σε κάθε περίπτωση, κατά τις τελευταίες φάσεις της εξέλιξης ενός άστρου, σημειώνεται σημαντική απώλεια της μάζας του. Αυτό μπορεί να συμβεί σταδιακά ή απότομα, κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης, όταν τα εξωτερικά στρώματα του άστρου σκάνε σαν μια μεγάλη φούσκα. ΣΤΟ τελευταία περίπτωσησχηματίζεται ένα πλανητικό νεφέλωμα - ένα σφαιρικό κέλυφος που διαδίδεται στο διάστημα με ταχύτητα αρκετών δεκάδων ή και εκατοντάδων χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο.

Η τελική μοίρα ενός αστεριού εξαρτάται από τη μάζα που απομένει μετά από όλα όσα του συμβαίνουν. Αν εκτίναξε πολλή ύλη κατά τη διάρκεια όλων των μετασχηματισμών και των εκρήξεων και η μάζα του δεν ξεπερνά τις 1,44 ηλιακές μάζες, το αστέρι μετατρέπεται σε λευκό νάνο. Αυτό ονομάζεται όριο Chandrasekhar, από το όνομα του Πακιστανού αστροφυσικού Subrahmanyan Chandrasekhar. Αυτή είναι η μέγιστη μάζα ενός άστρου στο οποίο μπορεί να μην λάβει χώρα ένα καταστροφικό άκρο λόγω της πίεσης των ηλεκτρονίων στον πυρήνα.

Μετά το ξέσπασμα των εξωτερικών στρωμάτων, ο πυρήνας του άστρου παραμένει, και η θερμοκρασία της επιφάνειάς του είναι πολύ υψηλή - περίπου 100.000 o K. Το αστέρι μετακινείται στο αριστερό άκρο του διαγράμματος H-R και κατεβαίνει. Η φωτεινότητά του μειώνεται όσο μειώνεται το μέγεθός του.

Το αστέρι φτάνει αργά στη ζώνη των λευκών νάνων. Πρόκειται για αστέρια μικρής διαμέτρου, αλλά χαρακτηρίζονται από πολύ υψηλή πυκνότητα, ενάμισι εκατομμύριο φορές μεγαλύτερη από την πυκνότητα του νερού.

Ένας λευκός νάνος αντιπροσωπεύει το τελικό στάδιο στην εξέλιξη ενός άστρου, χωρίς εκλάμψεις. Σιγά σιγά κρυώνει. Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι το τέλος του λευκού νάνου περνάει πολύ αργά, τουλάχιστον από την αρχή της ύπαρξης του σύμπαντος, φαίνεται ότι ούτε ένας λευκός νάνος δεν έχει υποστεί «θερμικό θάνατο».

Εάν το αστέρι είναι μεγάλο και η μάζα του είναι μεγαλύτερη από τον Ήλιο, θα εκραγεί σαν σουπερνόβα. Κατά τη διάρκεια μιας έκρηξης, ένα αστέρι μπορεί να καταστραφεί πλήρως ή μερικώς. Στην πρώτη περίπτωση, θα αφήσει ένα νέφος αερίου με τις υπολειμματικές ουσίες του αστεριού. Στο δεύτερο, θα παραμείνει ένα ουράνιο σώμα με τη μεγαλύτερη πυκνότητα - ένα αστέρι νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα.

ΜΕΤΑΒΛΗΤΑ ΑΣΤΕΡΙΑ.

Σύμφωνα με την αντίληψη του Αριστοτέλη, τα ουράνια σώματα του σύμπαντος είναι αιώνια και μόνιμα. Όμως αυτή η θεωρία έχει υποστεί σημαντικές αλλαγές με την έλευση του 17ου αιώνα. τα πρώτα κιάλια. Οι παρατηρήσεις που πραγματοποιήθηκαν τους επόμενους αιώνες έδειξαν ότι στην πραγματικότητα η φαινομενική σταθερότητα των ουράνιων σωμάτων οφείλεται στην έλλειψη τεχνολογίας παρατήρησης ή στην ατέλεια της. Οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι η μεταβλητότητα είναι ένα κοινό χαρακτηριστικό όλων των τύπων άστρων. Κατά τη διάρκεια της εξέλιξης, ένα αστέρι περνά από διάφορα στάδια, κατά τα οποία τα κύρια χαρακτηριστικά του - το χρώμα και η φωτεινότητα - υφίστανται βαθιές αλλαγές. Εμφανίζονται κατά τη διάρκεια της ύπαρξης ενός αστεριού, που είναι δεκάδες ή εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια, επομένως ένα άτομο δεν μπορεί να είναι αυτόπτης μάρτυρας αυτού που συμβαίνει. Για ορισμένες κατηγορίες αστεριών, οι συνεχιζόμενες αλλαγές διορθώνονται σε σύντομες χρονικές περιόδους, για παράδειγμα, εντός αρκετών μηνών, ημερών ή μέρους της ημέρας. Οι συνεχείς αλλαγές στο αστέρι, οι φωτεινές ροές του μπορούν να μετρηθούν επανειλημμένα κατά τις επόμενες νύχτες.

Μετρήσεις.

Στην πραγματικότητα, αυτό το πρόβλημα δεν είναι τόσο απλό όσο φαίνεται με την πρώτη ματιά. Κατά την πραγματοποίηση μετρήσεων, πρέπει να λαμβάνονται υπόψη οι ατμοσφαιρικές συνθήκες, οι οποίες αλλάζουν, μερικές φορές σημαντικά κατά τη διάρκεια μιας νύχτας. Από αυτή την άποψη, τα δεδομένα για τις φωτεινές ροές των αστεριών ποικίλλουν σημαντικά.

Είναι πολύ σημαντικό να μπορούμε να διακρίνουμε πραγματικές αλλαγές στη φωτεινή ροή και σχετίζονται άμεσα με τη φωτεινότητα του άστρου, από τις φαινομενικές, εξηγούνται από αλλαγές στις ατμοσφαιρικές συνθήκες.

Για να γίνει αυτό, συνιστάται η σύγκριση των φωτεινών ροών του παρατηρούμενου αστεριού με άλλα αστέρια - ορόσημα ορατά μέσω του τηλεσκοπίου. Εάν οι αλλαγές είναι εμφανείς, π.χ. συνδέονται με αλλαγές στις ατμοσφαιρικές συνθήκες, επηρεάζουν όλα τα παρατηρήσιμα αστέρια.

Η λήψη σωστών δεδομένων σχετικά με την κατάσταση ενός αστεριού σε κάποιο στάδιο είναι το πρώτο βήμα. Το επόμενο βήμα είναι να σχεδιάσετε μια «καμπύλη φωτός» για να καταγράψετε πιθανές αλλαγές στο φως. Θα δείξει την αλλαγή στο μέγεθος.

μεταβλητές ή όχι.

Τα αστέρια των οποίων το μέγεθος δεν είναι σταθερό ονομάζονται μεταβλητές. Για ορισμένους από αυτούς, η μεταβλητότητα είναι μόνο εμφανής. Βασικά, πρόκειται για αστέρια που ανήκουν στο δυαδικό σύστημα. Επιπλέον, όταν το τροχιακό επίπεδο του συστήματος συμπίπτει λίγο πολύ με τη γραμμή όρασης του παρατηρητή, μπορεί να του φαίνεται ότι το ένα από τα δύο αστέρια επισκιάζεται πλήρως ή μερικώς από το άλλο και είναι λιγότερο φωτεινό. Σε αυτές τις περιπτώσεις, οι αλλαγές είναι περιοδικές, οι περίοδοι μεταβολής της φωτεινότητας των αστεριών που εκλείπουν επαναλαμβάνονται σε διαστήματα που συμπίπτουν με την περίοδο τροχιάς του δυαδικού συστήματος των αστεριών. Αυτά τα αστέρια ονομάζονται «μεταβλητές έκλειψης».

Η επόμενη κατηγορία μεταβλητών αστεριών είναι οι "εσωτερικές μεταβλητές". Τα πλάτη των διακυμάνσεων στη φωτεινότητα αυτών των αστεριών εξαρτώνται από τις φυσικές παραμέτρους του αστεριού, για παράδειγμα, από την ακτίνα και τη θερμοκρασία. Για πολλά χρόνια, οι αστρονόμοι παρατηρούν τη μεταβλητότητα των μεταβλητών αστεριών. Υπάρχουν 30.000 μεταβλητά αστέρια μόνο στον γαλαξία μας. Χωρίστηκαν σε δύο ομάδες. Το πρώτο περιλαμβάνει "εκρηκτικά μεταβλητά αστέρια". Χαρακτηρίζονται από μεμονωμένες ή επαναλαμβανόμενες εστίες. Οι αλλαγές στα αστρικά μεγέθη είναι επεισοδιακές. Η κατηγορία των «εκρηκτικών μεταβλητών» ή των εκρηκτικών μεταβλητών περιλαμβάνει επίσης τους νέους και τους σουπερνόβα. Στη δεύτερη ομάδα - όλα τα υπόλοιπα.

Κηφείδες.

Υπάρχουν μεταβλητά αστέρια των οποίων η φωτεινότητα αλλάζει αυστηρά περιοδικά. Οι αλλαγές συμβαίνουν σε συγκεκριμένα χρονικά διαστήματα. Εάν σχεδιάσετε μια καμπύλη φωτός, αποτυπώνει ξεκάθαρα την κανονικότητα των αλλαγών, ενώ το σχήμα της καμπύλης σηματοδοτεί τα μέγιστα και τα ελάχιστα χαρακτηριστικά. Η διαφορά μεταξύ των μέγιστων και ελάχιστων διακυμάνσεων ορίζει ένα μεγάλο διάστημα μεταξύ των δύο χαρακτηριστικών. Τα αστέρια αυτού του τύπου αναφέρονται ως "μεταβλητά παλλόμενα αστέρια". Από την καμπύλη φωτός, μπορούμε να συμπεράνουμε ότι η φωτεινότητα του αστεριού αυξάνεται πιο γρήγορα από ότι μειώνεται.

Τα μεταβλητά αστέρια χωρίζονται σε κατηγορίες. Το αστέρι-πρωτότυπο λαμβάνεται ως κριτήριο, είναι αυτή που δίνει το όνομα στην τάξη. Ένα παράδειγμα είναι οι Κηφείδες. Αυτό το όνομα προέρχεται από το αστέρι Κηφέας. Αυτό είναι το απλούστερο κριτήριο. Υπάρχει ένα άλλο - τα αστέρια χωρίζονται σε φάσματα.

Τα μεταβλητά αστέρια μπορούν να χωριστούν σε υποομάδες ανάλογα με διαφορετικά κριτήρια.

ΔΙΠΛΑ ΑΣΤΕΡΙΑ.

Τα αστέρια στο στερέωμα υπάρχουν με τη μορφή σμήνων, συσχετισμών και όχι ως μεμονωμένα σώματα. Τα αστρικά σμήνη μπορούν να είναι γεμάτα με αστέρια πολύ πυκνά ή όχι.

Μπορεί να υπάρχουν περισσότερα μεταξύ των αστεριών στενές σχέσεις, μιλάμε για δυαδικά συστήματα, όπως τα αποκαλούν οι αστρονόμοι. Σε ένα ζευγάρι αστέρια, η εξέλιξη του ενός επηρεάζει άμεσα το άλλο.

Ανοιγμα.

Η ανακάλυψη των δυαδικών αστεριών, όπως ονομάζονται σήμερα, ήταν μια από τις πρώτες ανακαλύψεις που έγιναν με τη βοήθεια αστρονομικών διόπτρων. Το πρώτο ζευγάρι αυτού του τύπου αστεριών ήταν ο Μιζάρ από τον αστερισμό της Μεγάλης Άρκτου. Η ανακάλυψη έγινε από τον Ιταλό αστρονόμο Riccioli. Δεδομένου του τεράστιου αριθμού αστεριών στο Σύμπαν, οι επιστήμονες κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι το Mizar δεν ήταν το μόνο δυαδικό σύστημα μεταξύ τους και αποδείχτηκε ότι είχαν δίκιο, οι παρατηρήσεις σύντομα επιβεβαίωσαν αυτήν την υπόθεση. Το 1804, ο διάσημος αστρονόμος William Herschel, ο οποίος αφιέρωσε 24 χρόνια επιστημονικής παρατήρησης, δημοσίευσε έναν κατάλογο που περιείχε περιγραφές περίπου 700 δυαδικών αστεριών. Στην αρχή, οι επιστήμονες δεν γνώριζαν με βεβαιότητα εάν τα στοιχεία του δυαδικού συστήματος ήταν φυσικά συνδεδεμένα μεταξύ τους.

Μερικά λαμπερά μυαλά πίστευαν ότι η αστρική ένωση ως σύνολο δρα σε δυαδικά αστέρια, ειδικά επειδή η φωτεινότητα των συστατικών δεν ήταν η ίδια σε ένα ζευγάρι. Από αυτή την άποψη, φαινόταν ότι δεν ήταν κοντά. Για να διαπιστωθεί η πραγματική θέση των σωμάτων, ήταν απαραίτητο να μετρηθούν οι παραλλακτικές μετατοπίσεις των αστεριών. Αυτό έκανε ο Χέρσελ. Προς μεγαλύτερη έκπληξη, η παραλλακτική μετατόπιση ενός αστεριού σε σχέση με ένα άλλο κατά τη διάρκεια της μέτρησης έδωσε ένα απροσδόκητο αποτέλεσμα. Ο Χέρσελ παρατήρησε ότι αντί για μια συμμετρική ταλάντευση με περίοδο 6 μηνών, κάθε αστέρι ακολουθεί μια πολύπλοκη ελλειψοειδή διαδρομή. Σύμφωνα με τους νόμους της ουράνιας μηχανικής, δύο σώματα που συνδέονται με τη βαρύτητα κινούνται σε μια ελλειπτική τροχιά. Οι παρατηρήσεις του Herschel επιβεβαίωσαν τη θέση ότι τα δυαδικά αστέρια συνδέονται φυσικά, δηλαδή με βαρυτικές δυνάμεις.

Ταξινόμηση δυαδικών αστεριών.

Υπάρχουν τρεις κύριες κατηγορίες δυαδικών αστέρων: οπτικά δυαδικά, φωτομετρικά δυαδικά και φασματοσκοπικά δυαδικά. Αυτή η ταξινόμηση δεν αντικατοπτρίζει πλήρως τις εσωτερικές διαφορές των τάξεων, αλλά δίνει μια ιδέα για τον αστρικό συσχετισμό.

Η δυαδικότητα των οπτικών διπλών αστεριών είναι καθαρά ορατή μέσω ενός τηλεσκοπίου καθώς κινούνται. Επί του παρόντος, έχουν εντοπιστεί περίπου 70.000 οπτικά δυαδικά αρχεία, αλλά μόνο το 1% από αυτά είχαν ακριβή τροχιά.

Αυτό το ποσοστό (1%) δεν πρέπει να προκαλεί έκπληξη. Το γεγονός είναι ότι οι τροχιακές περίοδοι μπορεί να είναι αρκετές δεκάδες χρόνια, αν όχι ολόκληροι αιώνες. Και η κατασκευή ενός μονοπατιού σε τροχιά είναι μια πολύ επίπονη δουλειά που απαιτεί πολυάριθμους υπολογισμούς και παρατηρήσεις από διαφορετικά παρατηρητήρια. Πολύ συχνά, οι επιστήμονες έχουν μόνο θραύσματα της κίνησης κατά μήκος της τροχιάς, αποκαθιστούν το υπόλοιπο μονοπάτι χρησιμοποιώντας την απαγωγική μέθοδο, χρησιμοποιώντας τα διαθέσιμα δεδομένα. Θα πρέπει να ληφθεί υπόψη ότι το τροχιακό επίπεδο του συστήματος μπορεί να έχει κλίση στη γραμμή όρασης. Σε αυτή την περίπτωση, η ανακατασκευασμένη τροχιά (ορατή) θα διαφέρει σημαντικά από την αληθινή.

Εάν προσδιοριστεί η αληθινή τροχιά, είναι γνωστή η περίοδος περιστροφής και η γωνιακή απόσταση μεταξύ των δύο αστεριών, είναι δυνατό, εφαρμόζοντας τον τρίτο νόμο του Κέπλερ, να προσδιοριστεί το άθροισμα των μαζών των συστατικών του συστήματος. Πρέπει επίσης να είναι γνωστή η απόσταση του διπλού αστέρα από εμάς.

Διπλά φωτομετρικά αστέρια.

Η δυαδικότητα αυτού του συστήματος αστεριών μπορεί να κριθεί μόνο από τις περιοδικές διακυμάνσεις της φωτεινότητας. Όταν κινούνται, τέτοια αστέρια μπλοκάρουν εναλλάξ το ένα το άλλο. Ονομάζονται επίσης «δυαδικά αρχεία έκλειψης». Για αυτά τα αστέρια, τα επίπεδα των τροχιών είναι κοντά στην κατεύθυνση της γραμμής όρασης. Όσο μεγαλύτερη είναι η περιοχή που καταλαμβάνει η έκλειψη, τόσο πιο έντονη είναι η λάμψη. Αν αναλύσουμε την καμπύλη φωτός των δυαδικών φωτομετρικών αστέρων, μπορούμε να προσδιορίσουμε την κλίση του τροχιακού επιπέδου.

Η καμπύλη φωτός μπορεί επίσης να χρησιμοποιηθεί για τον προσδιορισμό της τροχιακής περιόδου του συστήματος. Εάν, για παράδειγμα, είναι σταθερές δύο εκλείψεις, η καμπύλη φωτός θα έχει δύο μειώσεις (ελάχιστη). Η χρονική περίοδος κατά την οποία καταγράφονται τρεις διαδοχικές μειώσεις κατά μήκος της καμπύλης φωτός αντιστοιχεί στην τροχιακή περίοδο.

Οι περίοδοι των διπλών φωτομετρικών αστεριών είναι πολύ μικρότερες από τις περιόδους των οπτικών δυαδικών αστεριών και διαρκούν αρκετές ώρες ή αρκετές ημέρες.

Φασματικά-δυαδικά αστέρια.

Με τη βοήθεια της φασματοσκοπίας, μπορεί κανείς να παρατηρήσει τη διάσπαση των φασματικών γραμμών λόγω του φαινομένου Doppler. Εάν ένα από τα συστατικά είναι ένα αχνό αστέρι, τότε μόνο περιοδική ταλάντωσηθέσεις μεμονωμένων γραμμών. Αυτή η μέθοδος χρησιμοποιείται όταν τα συστατικά ενός δυαδικού αστέρα είναι πολύ κοντά το ένα στο άλλο και είναι δύσκολο να τα αναγνωρίσουμε με ένα τηλεσκόπιο ως οπτικά διπλά αστέρια. Τα δυαδικά αστέρια, που προσδιορίζονται με χρήση φασματοσκοπίου και του φαινομένου Doppler, ονομάζονται φασματικά δυαδικά. Δεν είναι όλα τα δυαδικά αστέρια φασματικά. Τα δύο συστατικά των δυαδικών αστεριών μπορούν να υποχωρήσουν και να πλησιάσουν στην ακτινική κατεύθυνση.

Οι παρατηρήσεις δείχνουν ότι διπλά αστέρια βρίσκονται κυρίως στον Γαλαξία μας. Είναι δύσκολο να προσδιοριστεί το ποσοστό διπλών και μονών αστεριών. Αν χρησιμοποιήσουμε τη μέθοδο της αφαίρεσης και αφαιρέσουμε τον αριθμό των ταυτοποιημένων δυαδικών αστεριών από ολόκληρο τον αστρικό πληθυσμό, μπορούμε να συμπεράνουμε ότι είναι μειοψηφία. Αυτό το συμπέρασμα μπορεί να είναι λάθος. Στην αστρονομία υπάρχει η έννοια του «φαινόμενου επιλογής». Για να προσδιοριστεί η δυαδικότητα των αστεριών, είναι απαραίτητο να προσδιοριστούν τα κύρια χαρακτηριστικά τους. Αυτό απαιτεί καλό εξοπλισμό. Μερικές φορές είναι δύσκολο να αναγνωρίσουμε δυαδικά αστέρια. Για παράδειγμα, τα οπτικά δυαδικά αστέρια δεν μπορούν πάντα να φαίνονται σε μεγάλη απόσταση από τον παρατηρητή. Μερικές φορές η γωνιακή απόσταση μεταξύ των εξαρτημάτων δεν καθορίζεται από το τηλεσκόπιο. Προκειμένου να συλληφθούν φωτομετρικά και φασματοσκοπικά δυαδικά, η φωτεινότητά τους πρέπει να είναι αρκετά ισχυρή ώστε να συλλέγει διαμορφώσεις της φωτεινής ροής και να μετράει προσεκτικά το μήκος κύματος σε φασματικές γραμμές.

Ο αριθμός των αστεριών που είναι κατάλληλοι από κάθε άποψη για έρευνα δεν είναι τόσο μεγάλος. Σύμφωνα με τις θεωρητικές εξελίξεις, μπορεί να υποτεθεί ότι τα δυαδικά αστέρια αποτελούν από 30% έως 70% του αστρικού πληθυσμού.

ΝΕΑ ΑΣΤΕΡΙΑ.

Τα εκρηκτικά μεταβλητά αστέρια αποτελούνται από έναν λευκό νάνο και ένα αστέρι της Κύριας Ακολουθίας όπως ο Ήλιος, ή ένα αστέρι μετά την ακολουθία όπως ένας κόκκινος γίγαντας. Και τα δύο αστέρια ακολουθούν μια στενή τροχιά με συχνότητα αρκετών ωρών. Είναι ενεργοποιημένοι κοντινή απόστασητο ένα από το άλλο, σε σχέση με το οποίο αλληλεπιδρούν στενά και προκαλούν θεαματικά φαινόμενα.

Από τα μέσα του 19ου αιώνα, οι επιστήμονες καταγράφουν την κυριαρχία του βιολετί χρώματος στην οπτική ζώνη των μεταβλητών εκρηκτικών αστεριών. συγκεκριμένη ώρα, αυτό το φαινόμενο συμπίπτει με την παρουσία κορυφών στην καμπύλη φωτός. Σύμφωνα με αυτή την αρχή, τα αστέρια χωρίστηκαν σε διάφορες ομάδες.

Κλασικά νέα αστέρια.

Οι κλασικοί νέοι διαφέρουν από τις εκρηκτικές μεταβλητές στο ότι οι οπτικές εκρήξεις τους δεν είναι επαναλαμβανόμενες. Το πλάτος της καμπύλης φωτός τους είναι πιο έντονο και η άνοδος στο μέγιστο σημείο είναι πολύ πιο γρήγορη. Συνήθως φτάνουν τη μέγιστη φωτεινότητά τους σε λίγες ώρες, κατά τη διάρκεια αυτής της χρονικής περιόδου το νέο αστέρι αποκτά μέγεθος περίπου 12, δηλαδή η φωτεινή ροή αυξάνεται κατά 60.000 μονάδες.

Όσο πιο αργή συμβαίνει η άνοδος στο μέγιστο, τόσο λιγότερο αισθητή είναι η αλλαγή στη φωτεινότητα. Το νέο αστέρι δεν παραμένει στη θέση «μέγιστη» για πολύ, συνήθως αυτή η περίοδος διαρκεί από αρκετές ημέρες έως αρκετούς μήνες. Στη συνέχεια, η γυαλάδα αρχίζει να μειώνεται, στην αρχή γρήγορα, μετά πιο αργά στο συνηθισμένο επίπεδο. Η διάρκεια αυτής της φάσης εξαρτάται από διάφορες περιστάσεις, αλλά η διάρκειά της είναι τουλάχιστον αρκετά χρόνια.

Στα νέα κλασικά αστέρια, όλα αυτά τα φαινόμενα συνοδεύονται από ανεξέλεγκτες θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που συμβαίνουν στα επιφανειακά στρώματα του λευκού νάνου, εκεί βρίσκεται το «δανεισμένο» υδρογόνο από το δεύτερο συστατικό του άστρου. Τα νέα αστέρια είναι πάντα δυαδικά, ένα από τα συστατικά είναι απαραίτητα ένας λευκός νάνος. Όταν η μάζα του συστατικού του άστρου ρέει στον λευκό νάνο, το στρώμα υδρογόνου αρχίζει να συρρικνώνεται και θερμαίνεται, αντίστοιχα, η θερμοκρασία αυξάνεται, το ήλιο θερμαίνεται. Όλα αυτά γίνονται γρήγορα, απότομα, με αποτέλεσμα να αναβοσβήνει. Η επιφάνεια ακτινοβολίας αυξάνεται, η φωτεινότητα του αστεριού γίνεται φωτεινή και καταγράφεται μια έκρηξη στην καμπύλη φωτός.

Στη διάρκεια ενεργή φάσηξέσπασμα, το νέο αστέρι φτάνει στη μέγιστη φωτεινότητά του. Το μέγιστο απόλυτο μέγεθος είναι της τάξης από -6 έως -9. για νέα αστέρια, αυτός ο αριθμός επιτυγχάνεται πιο αργά, για μεταβλητά εκρηκτικά αστέρια - πιο γρήγορα.

Νέα αστέρια υπάρχουν και σε άλλους γαλαξίες. Αλλά αυτό που παρατηρούμε είναι μόνο το φαινομενικό αστρικό τους μέγεθος, το απόλυτο μέγεθος δεν μπορεί να προσδιοριστεί, αφού η ακριβής απόστασή τους από τη Γη είναι άγνωστη. Αν και, κατ 'αρχήν, μπορείτε να μάθετε το απόλυτο αστρικό μέγεθος ενός νέου, εάν είναι όσο το δυνατόν πιο κοντά σε ένα άλλο νέο αστέρι, η απόσταση του οποίου είναι γνωστή. Η μέγιστη απόλυτη τιμή υπολογίζεται από την εξίσωση:

Μ=-10,9+2,3log(t).

t είναι ο χρόνος που χρειάζεται για να πέσει η καμπύλη φωτός του nova στα 3 μεγέθη.

Νάνοι νέοι και επαναλαμβανόμενοι νέοι.

Οι πιο στενοί συγγενείς των novae είναι οι νάνοι novae, το πρωτότυπό τους "U Gemini". Οι οπτικές εκρήξεις τους είναι πρακτικά παρόμοιες με τις εκρήξεις νέων αστεριών, αλλά υπάρχουν διαφορές στις καμπύλες φωτός: τα πλάτη τους είναι μικρότερα. Διαφορές σημειώνονται επίσης στη συχνότητα των εκρήξεων - συμβαίνουν λίγο πολύ τακτικά σε νέους νάνους αστέρες. Κατά μέσο όρο, μία φορά κάθε 120 ημέρες, αλλά μερικές φορές μετά από αρκετά χρόνια. Οι οπτικές λάμψεις των novae διαρκούν από αρκετές ώρες έως αρκετές ημέρες, μετά τις οποίες η φωτεινότητα μειώνεται σε αρκετές εβδομάδες και τελικά φτάνει στο συνηθισμένο της επίπεδο.

υπάρχουσα διαφοράμπορεί να εξηγηθεί από διάφορους φυσικούς μηχανισμούς που προκαλούν ένα οπτικό φλας. Στο U Gemini, τα ξεσπάσματα οφείλονται σε μια ξαφνική αλλαγή στο ποσοστό της ύλης στον λευκό νάνο - αύξηση της ύλης. Το αποτέλεσμα είναι μια τεράστια απελευθέρωση ενέργειας. Οι παρατηρήσεις νέων νάνων αστεριών στη φάση της έκλειψης, δηλαδή όταν ο λευκός νάνος και ο δίσκος που τον περιβάλλει καλύπτονται από ένα αστέρι - στοιχείο του συστήματος, δείχνουν ξεκάθαρα ότι είναι ο λευκός νάνος, ή μάλλον ο δίσκος του. είναι η πηγή του φωτός.

Οι επαναλαμβανόμενοι νέοι είναι μια διασταύρωση μεταξύ κλασικών καινοφανών και νάνων νέων. Όπως υποδηλώνει το όνομα, οι οπτικές εκρήξεις τους επαναλαμβάνονται τακτικά, γεγονός που τους κάνει να μοιάζουν με τους νέους νάνους αστέρες, αλλά αυτό συμβαίνει μετά από αρκετές δεκαετίες. Η αύξηση της φωτεινότητας κατά την έκρηξη είναι πιο έντονη και είναι περίπου 8 μεγέθη, αυτό το χαρακτηριστικό τους φέρνει πιο κοντά στα κλασικά νέα αστέρια.

Διάσπαρτα αστρικά σμήνη.

Τα ανοιχτά αστρικά σμήνη είναι εύκολο να βρεθούν. Ονομάζονται σμήνη γαλαξιών. Μιλάμε για σχηματισμούς που περιλαμβάνουν από αρκετές δεκάδες έως αρκετές χιλιάδες αστέρια, τα περισσότερα από τα οποία είναι ορατά με γυμνό μάτι. Τα αστρικά σμήνη φαίνονται στον παρατηρητή ως ένα κομμάτι ουρανού πυκνά διάστικτο με αστέρια. Κατά κανόνα, τέτοιες περιοχές της συγκέντρωσης των αστεριών είναι καθαρά ορατές στον ουρανό, αλλά συμβαίνει, και πολύ σπάνια, το σμήνος να είναι σχεδόν αδιάκριτο. Για να διαπιστωθεί αν κάποιο μέρος του ουρανού είναι αστρικό σμήνος ή μιλάμε για αστέρια που είναι απλά κοντά το ένα στο άλλο, θα πρέπει να μελετήσει κανείς την κίνησή τους και να καθορίσει την απόσταση από τη Γη. Τα αστέρια που αποτελούν τα σμήνη κινούνται προς την ίδια κατεύθυνση. Επιπλέον, εάν τα αστέρια που δεν απέχουν το ένα από το άλλο βρίσκονται στην ίδια απόσταση από το ηλιακό σύστημα, φυσικά συνδέονται με βαρυτικές δυνάμεις και σχηματίζουν ένα ανοιχτό σμήνος.

Ταξινόμηση αστρικών σμηνών.

Η έκταση αυτών των αστρικών συστημάτων κυμαίνεται από 6 έως 30 έτη φωτός, το μέσο μήκος είναι περίπου δώδεκα έτη φωτός. Μέσα σε αστρικά σμήνη, τα αστέρια συγκεντρώνονται χαοτικά, μη συστηματικά. Το σύμπλεγμα δεν έχει σαφώς καθορισμένο σχήμα. Κατά την ταξινόμηση των αστρικών σμηνών, θα πρέπει να ληφθούν υπόψη οι γωνιακές μετρήσεις, κατά προσέγγιση σύνολοαστέρια, ο βαθμός συγκέντρωσής τους στο σμήνος και η διαφορά στη φωτεινότητα.

Το 1930, ο Αμερικανός αστρονόμος Ρόμπερτ Τράμπλερ πρότεινε να ταξινομηθούν τα σμήνη σύμφωνα με τις ακόλουθες παραμέτρους. Όλα τα σμήνη χωρίστηκαν σε τέσσερις κατηγορίες σύμφωνα με την αρχή της συγκέντρωσης αστεριών και ονομάστηκαν με λατινικούς αριθμούς από το I έως το IV. Κάθε μία από τις τέσσερις κατηγορίες χωρίζεται σε τρεις υποκατηγορίες ανάλογα με την ομοιομορφία της φωτεινότητας των αστεριών. Η πρώτη υποκατηγορία περιλαμβάνει σμήνη στα οποία τα αστέρια έχουν περίπου τον ίδιο βαθμό φωτεινότητας και η τρίτη - με σημαντική διαφορά από αυτή την άποψη. Στη συνέχεια, ο Αμερικανός αστρονόμος εισήγαγε τρεις ακόμη κατηγορίες για την ταξινόμηση των αστρικών σμηνών σύμφωνα με τον αριθμό των αστεριών στο σμήνος. Η πρώτη κατηγορία "p" αναφέρεται σε συστήματα στα οποία υπάρχουν λιγότερα από 50 αστέρια. Στο δεύτερο "m" - ένα σύμπλεγμα που έχει από 50 έως 100 αστέρια. Στο τρίτο - έχοντας περισσότερα από 100 αστέρια. Για παράδειγμα, σύμφωνα με αυτήν την ταξινόμηση, το αστρικό σμήνος, που ορίζεται στον κατάλογο ως "I 3p", είναι ένα σύστημα που αποτελείται από λιγότερα από 50 αστέρια, πυκνά συγκεντρωμένα στον ουρανό και με διάφορους βαθμούς φωτεινότητας.

Ομοιομορφία των αστεριών.

Όλα τα αστέρια που ανήκουν σε οποιοδήποτε ανοιχτό αστρικό σμήνος έχουν ένα χαρακτηριστικό γνώρισμα - την ομοιομορφία. Αυτό σημαίνει ότι σχηματίστηκαν από το ίδιο νέφος αερίων και έχουν την ίδια χημική σύσταση στην αρχή της ύπαρξής τους. Επιπλέον, υπάρχει η υπόθεση ότι εμφανίστηκαν όλοι ταυτόχρονα, δηλαδή έχουν την ίδια ηλικία. Οι διαφορές μεταξύ τους μπορούν να εξηγηθούν από τη διαφορετική πορεία ανάπτυξης, και αυτό καθορίζεται από τη μάζα του άστρου από τη στιγμή του σχηματισμού του. Οι επιστήμονες γνωρίζουν ότι τα μεγάλα αστέρια έχουν μικρότερη διάρκεια ζωής από τα μικρά αστέρια. Τα μεγάλα εξελίσσονται πολύ πιο γρήγορα. Τα περισσότερα ανοιχτά αστρικά σμήνη είναι ουράνια συστήματαπου αποτελείται από σχετικά νεαρά αστέρια. Αυτός ο τύπος αστρικών σμηνών εντοπίζεται κυρίως στους σπειροειδείς βραχίονες του Γαλαξία. Αυτές οι περιοχές ήταν ενεργές ζώνες σχηματισμού άστρων στο πρόσφατο παρελθόν. Εξαιρούνται τα σμήνη NGC 2244, NGC 2264 και NGC 6530, η ηλικία τους είναι ίση με αρκετές δεκάδες εκατομμύρια χρόνια. Είναι λίγος χρόνος για τα αστέρια.

Ηλικία και χημική σύνθεση.

Τα αστέρια των ανοιχτών αστρικών σμηνών συνδέονται μεταξύ τους με τη δύναμη της έλξης. Αλλά λόγω του γεγονότος ότι αυτή η σύνδεση δεν είναι αρκετά ισχυρή, τα ανοιχτά συμπλέγματα μπορούν να διαλυθούν. Αυτό συμβαίνει για μεγάλο χρονικό διάστημα. Η διαδικασία διάλυσης σχετίζεται με την επίδραση της βαρύτητας των μεμονωμένων αστέρων που βρίσκονται κοντά στο σμήνος.

Πρακτικά δεν υπάρχουν παλιά αστέρια σε ανοιχτά αστρικά σμήνη. Αν και υπάρχουν εξαιρέσεις. Πρώτα απ 'όλα, αυτό ισχύει για μεγάλα σμήνη, στα οποία η σύνδεση μεταξύ των αστεριών είναι πολύ ισχυρότερη. Αντίστοιχα, η ηλικία τέτοιων συστημάτων είναι μεγαλύτερη. Μεταξύ αυτών, μπορεί να σημειωθεί το NGC 6791. Αυτό το αστρικό σμήνος περιλαμβάνει περίπου 10.000 αστέρια, η ηλικία του είναι περίπου 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Οι τροχιές μεγάλων αστρικών σμηνών τα μεταφέρουν μακριά από το επίπεδο του γαλαξία για μεγάλο χρονικό διάστημα. Αντίστοιχα, έχουν λιγότερες ευκαιρίες να συναντήσουν μεγάλα μοριακά νέφη, τα οποία θα μπορούσαν να οδηγήσουν στη διάλυση του αστρικού σμήνος.

Τα αστέρια των ανοιχτών αστρικών σμηνών είναι παρόμοια σε χημική σύνθεση με τον Ήλιο και άλλα αστέρια του γαλαξιακού δίσκου. Η διαφορά στη χημική σύνθεση εξαρτάται από την απόσταση από το κέντρο του Γαλαξία. Όσο πιο μακριά από το κέντρο βρίσκεται ένα αστρικό σμήνος, τόσο λιγότερα στοιχεία από την ομάδα μετάλλων που περιέχει. Η χημική σύνθεση εξαρτάται επίσης από την ηλικία του αστρικού σμήνους. Αυτό ισχύει και για τα single stars.

ΣΦΑΙΡΕΣ ΣΥΜΠΗΝΕΣ.

Τα σφαιρικά αστρικά σμήνη, που αριθμούν εκατοντάδες χιλιάδες αστέρια, έχουν μια πολύ ασυνήθιστη εμφάνιση: έχουν σφαιρικό σχήμα και τα αστέρια είναι συγκεντρωμένα σε αυτά τόσο πυκνά που ακόμη και με τη βοήθεια των πιο ισχυρών τηλεσκοπίων είναι αδύνατο να διακριθούν μεμονωμένα αντικείμενα. Υπάρχει έντονη συγκέντρωση αστεριών προς το κέντρο.

Η μελέτη των σφαιρικών σμηνών έχει μεγάλη σημασία στην αστροφυσική όσον αφορά τη μελέτη της εξέλιξης των άστρων, τη διαδικασία σχηματισμού των γαλαξιών, τη μελέτη της δομής του Γαλαξία μας και τον προσδιορισμό της ηλικίας του Σύμπαντος.

Το σχήμα του Γαλαξία.

Οι επιστήμονες έχουν διαπιστώσει ότι τα σφαιρικά σμήνη σχηματίστηκαν στο αρχικό στάδιο του σχηματισμού του Γαλαξία μας - το πρωτογαλαξιακό αέριο είχε σφαιρικό σχήμα. Κατά τη διάρκεια της βαρυτικής αλληλεπίδρασης μέχρι την ολοκλήρωση της συμπίεσης, η οποία οδήγησε στο σχηματισμό του δίσκου, αποδείχθηκαν ότι συσσωματώματα ύλης, αερίου και σκόνης ήταν έξω από αυτόν. Από αυτά σχηματίστηκαν σφαιρικά αστρικά σμήνη. Επιπλέον, σχηματίστηκαν πριν από την εμφάνιση του δίσκου και παρέμειναν στο ίδιο σημείο όπου σχηματίστηκαν. Έχουν μια σφαιρική δομή, ένα φωτοστέφανο, γύρω από το οποίο αργότερα εγκαταστάθηκε το επίπεδο του γαλαξία. Αυτός είναι ο λόγος για τον οποίο τα σφαιρικά σμήνη αναπτύσσονται συμμετρικά στον Γαλαξία μας.

Η μελέτη του προβλήματος της θέσης των σφαιρικών σμηνών, καθώς και οι μετρήσεις της απόστασης από αυτά στον Ήλιο, κατέστησαν δυνατό να προσδιοριστεί η έκταση του Γαλαξία μας στο κέντρο - είναι 30.000 έτη φωτός.

Τα σφαιρικά αστρικά σμήνη είναι πολύ παλιά ως προς τον χρόνο προέλευσης. Η ηλικία τους είναι 10-20 δισεκατομμύρια χρόνια. Είναι το πιο σημαντικό στοιχείο του Σύμπαντος και, αναμφίβολα, η γνώση για αυτούς τους σχηματισμούς θα βοηθήσει πολύ στην εξήγηση των φαινομένων του Σύμπαντος. Σύμφωνα με τους επιστήμονες, η ηλικία αυτών των αστρικών σμηνών είναι ίδια με την ηλικία του Γαλαξία μας και δεδομένου ότι όλοι οι γαλαξίες σχηματίστηκαν περίπου την ίδια στιγμή, σημαίνει ότι μπορεί επίσης να προσδιοριστεί η ηλικία του Σύμπαντος. Για αυτό, ο χρόνος από την εμφάνιση του Σύμπαντος έως την αρχή του σχηματισμού των γαλαξιών θα πρέπει να προστεθεί στην ηλικία των σφαιρωτικών αστρικών σμηνών. Σε σύγκριση με την ηλικία των σφαιρικών αστρικών σμηνών, αυτή είναι μια πολύ μικρή χρονική περίοδος.

Μέσα στους πυρήνες των σφαιρικών σμηνών.

Οι κεντρικές περιοχές αυτού του τύπου σμηνών χαρακτηρίζονται από υψηλό βαθμό συγκέντρωσης αστεριών, περίπου χίλιες φορές περισσότερο από ό,τι στις ζώνες που βρίσκονται πιο κοντά στον Ήλιο. Μόνο την τελευταία δεκαετία κατέστη δυνατό να εξεταστούν οι πυρήνες των σφαιρικών αστρικών σμηνών, ή μάλλον, εκείνα τα ουράνια αντικείμενα που βρίσκονται στο ίδιο το κέντρο. Εχει μεγάλης σημασίαςστον τομέα της μελέτης της δυναμικής των άστρων που εισέρχονται στον πυρήνα, όσον αφορά τη λήψη πληροφοριών για τα συστήματα ουράνιων σωμάτων που συνδέονται με δυνάμεις έλξης - τα αστρικά σμήνη ανήκουν σε αυτήν την κατηγορία - καθώς και ως προς τη μελέτη της αλληλεπίδρασης μεταξύ των αστεριών συμπλέγματα μέσω παρατηρήσεων ή επεξεργασίας δεδομένων σε υπολογιστή.

Λόγω του υψηλού βαθμού συγκέντρωσης των αστεριών, συμβαίνουν πραγματικές συγκρούσεις, σχηματίζονται νέα αντικείμενα, για παράδειγμα, αστέρια που έχουν τα δικά τους χαρακτηριστικά. Μπορούν επίσης να εμφανιστούν δυαδικά συστήματα, αυτό συμβαίνει όταν η σύγκρουση δύο αστεριών δεν οδηγεί στην καταστροφή τους, αλλά η αμοιβαία σύλληψη συμβαίνει λόγω της βαρύτητας.

Οικογένειες σφαιρικών αστρικών σμηνών.

Τα σφαιρικά αστρικά σμήνη στον Γαλαξία μας είναι ετερογενείς σχηματισμοί. Τέσσερις δυναμικές οικογένειες διακρίνονται σύμφωνα με την αρχή της απόστασης από το κέντρο του Γαλαξία και σύμφωνα με τη χημική σύσταση. Ορισμένα σφαιρικά σμήνη έχουν περισσότερα χημικά στοιχεία της ομάδας μετάλλων, άλλα έχουν λιγότερα. Ο βαθμός παρουσίας των μετάλλων εξαρτάται από τη χημική σύσταση του διαστρικού μέσου από το οποίο σχηματίστηκαν τα ουράνια αντικείμενα. Τα σφαιρικά σμήνη με λιγότερα μέταλλα είναι παλαιότερα, που βρίσκονται στο φωτοστέφανο του Γαλαξία. Μεγαλύτερο καστΤο μέταλλο είναι χαρακτηριστικό των νεότερων αστεριών, σχηματίστηκαν από ένα μέσο ήδη εμπλουτισμένο σε μέταλλα ως αποτέλεσμα εκρήξεων σουπερνόβα - αυτή η οικογένεια περιλαμβάνει "σμήνη δίσκων" που βρίσκονται στον γαλαξιακό δίσκο.

Το φωτοστέφανο περιέχει "σμήνη αστεριών στο εσωτερικό μέρος του φωτοστέφανου" και "σμήνη αστεριών στο εξωτερικό μέρος του φωτοστέφανου". Υπάρχουν επίσης «αστρικά σμήνη του περιφερειακού τμήματος του φωτοστέφανου», η απόσταση από τα οποία μέχρι το κέντρο του Γαλαξία είναι η μεγαλύτερη.

Επιρροή περιβάλλον.

Τα αστρικά σμήνη δεν μελετώνται και δεν υποδιαιρούνται σε οικογένειες για λόγους ταξινόμησης ως αυτοσκοπού. Η ταξινόμηση παίζει επίσης σημαντικό ρόλο στη μελέτη της επίδρασης του μέσου που περιβάλλει τα αστρικά σμήνη στην εξέλιξή του. Σε αυτή την περίπτωση, μιλάμε για τον γαλαξία μας.

Αναμφίβολα, το βαρυτικό πεδίο του δίσκου του Γαλαξία ασκεί τεράστια επιρροή στο αστρικό σμήνος. Σφαιρικά αστρικά σμήνη κινούνται γύρω από το γαλαξιακό κέντρο σε ελλειπτικές τροχιές και περιοδικά διασχίζουν το δίσκο του Γαλαξία. Αυτό συμβαίνει περίπου μία φορά κάθε 100 εκατομμύρια χρόνια.

Το βαρυτικό πεδίο και οι παλιρροϊκές προεξοχές που προέρχονται από το γαλαξιακό επίπεδο δρουν στο αστρικό σμήνος τόσο έντονα που σταδιακά αρχίζει να αποσυντίθεται. Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι μερικά από τα παλιά αστέρια που βρίσκονται επί του παρόντος στον γαλαξία ήταν κάποτε μέρος σφαιρωτικών αστρικών σμηνών. Τώρα έχουν καταρρεύσει. Πιστεύεται ότι σε ένα δισεκατομμύριο χρόνια περίπου 5 αστρικά σμήνη αποσυντίθενται. Αυτό είναι ένα παράδειγμα της επίδρασης του γαλαξιακού περιβάλλοντος στη δυναμική εξέλιξη ενός σφαιρικού αστρικού σμήνους.

Υπό την επίδραση βαρυτική επιρροήαπό τον γαλαξιακό δίσκο σε ένα αστρικό σμήνος, υπάρχει επίσης μια αλλαγή στην έκταση του σμήνος. Μιλάμε για αστέρια που βρίσκονται μακριά από το κέντρο του σμήνος, επηρεάζονται περισσότερο από τη δύναμη έλξης του γαλαξιακού δίσκου και όχι από το ίδιο το αστρικό σμήνος. Υπάρχει μια «εξάτμιση» των αστεριών, το μέγεθος του σμήνος μειώνεται.

ΥΠΕΡΝΕΑ ΑΣΤΕΡΙΑ.

Τα αστέρια επίσης γεννιούνται, μεγαλώνουν και πεθαίνουν. Το τέλος τους μπορεί να είναι αργό και σταδιακό, ή απότομο και καταστροφικό. Αυτό είναι χαρακτηριστικό για αστέρια πολύ μεγάλων μεγεθών, που τελειώνουν την ύπαρξή τους με μια λάμψη, αυτά είναι σουπερνόβα.

Ανακάλυψη σουπερνόβα.

Για αιώνες, η φύση των σουπερνόβα ήταν άγνωστη στους επιστήμονες, αλλά οι παρατηρήσεις τους έγιναν από αμνημονεύτων χρόνων. Πολλές σουπερνόβα είναι τόσο φωτεινές που μπορούν να φανούν με γυμνό μάτι, μερικές φορές ακόμη και κατά τη διάρκεια της ημέρας. Η πρώτη αναφορά αυτών των αστεριών εμφανίστηκε στα αρχαία χρονικά το 185 μ.Χ. Στη συνέχεια, παρακολουθήθηκαν τακτικά και καταγράφηκαν σχολαστικά όλα τα δεδομένα. Για παράδειγμα, οι αστρονόμοι της αυλής των αυτοκρατόρων της αρχαίας Κίνας κατέγραψαν πολλούς από τους σουπερνόβα που ανακαλύφθηκαν πολλά χρόνια αργότερα.

Μεταξύ αυτών, πρέπει να σημειωθεί ένας σουπερνόβα που εξερράγη το 1054 μ.Χ. στον αστερισμό του Ταύρου. Το απομεινάρι αυτού του σουπερνόβα ονομάζεται Νεφέλωμα του Καβουριού λόγω του χαρακτηριστικού του σχήματος. Συστηματικές παρατηρήσεις των σουπερνόβαΟι δυτικοί αστρονόμοι άρχισαν να ηγούνται αργά. Μόνο προς τα τέλη του 16ου αιώνα. υπήρχαν αναφορές σε αυτά σε επιστημονικά έγγραφα. Οι πρώτες παρατηρήσεις υπερκαινοφανών από Ευρωπαίους αστρονόμους χρονολογούνται από το 1575 και το 1604. Το 1885 ανακαλύφθηκε η πρώτη σουπερνόβα στον γαλαξία της Ανδρομέδας. Αυτό έγινε από τη βαρόνη Berta de Podmanitskaya.

Από τη δεκαετία του 20 του ΧΧ αιώνα. χάρη στην εφεύρεση των φωτογραφικών πλακών, οι ανακαλύψεις σουπερνόβα διαδέχονται η μία την άλλη. Επί του παρόντος, υπάρχουν έως και χίλια από αυτά ανοιχτά. Η αναζήτηση σουπερνόβα απαιτεί πολλή υπομονή και συνεχή παρατήρηση του ουρανού. Το αστέρι δεν πρέπει απλώς να είναι πολύ φωτεινό, η συμπεριφορά του πρέπει να είναι ασυνήθιστη και απρόβλεπτη. Δεν υπάρχουν τόσοι πολλοί «κυνηγοί» για σουπερνόβα, λίγο περισσότεροι από δέκα αστρονόμοι μπορούν να καυχηθούν ότι ανακάλυψαν περισσότερες από 20 σουπερνόβα στη διάρκεια της ζωής τους. Η παλάμη σε μια τόσο ενδιαφέρουσα ταξινόμηση ανήκει στον Fred Zwicky - από το 1936 έχει αναγνωρίσει 123 αστέρια.

Τι είναι οι σουπερνόβα;

Οι σουπερνόβα είναι αστέρια που ξαφνικά τυλίγονται στις φλόγες. Αυτό το ξέσπασμα είναι ένα καταστροφικό γεγονός, το τέλος της εξέλιξης των μεγάλων άστρων. Κατά τη διάρκεια των εκλάμψεων, η ισχύς της ακτινοβολίας φτάνει τα 1051 erg, η οποία είναι συγκρίσιμη με την ενέργεια που εκπέμπεται από ένα αστέρι σε όλη τη διάρκεια της ζωής του. Οι μηχανισμοί που προκαλούν εκλάμψεις σε δυαδικά και μεμονωμένα αστέρια είναι διαφορετικοί.

Στην πρώτη περίπτωση, το ξέσπασμα συμβαίνει υπό την προϋπόθεση ότι το δεύτερο αστέρι στο δυαδικό σύστημα είναι ένας λευκός νάνος. Οι λευκοί νάνοι είναι σχετικά μικρά αστέρια, η μάζα τους αντιστοιχεί στη μάζα του Ήλιου, στο τέλος της «διαδρομής ζωής» τους έχουν το μέγεθος ενός πλανήτη. Ο λευκός νάνος αλληλεπιδρά με το ζευγάρι του με όρους βαρύτητας, «κλέβει» ύλη από τα επιφανειακά του στρώματα. Η «δανεισμένη» ουσία θερμαίνεται, αρχίζουν οι πυρηνικές αντιδράσεις, εμφανίζεται μια αναλαμπή.

Στη δεύτερη περίπτωση, το ίδιο το αστέρι φουντώνει, αυτό συμβαίνει όταν δεν υπάρχουν πλέον συνθήκες για θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στα βάθη του. Σε αυτό το στάδιο, επικρατεί η βαρύτητα και το αστέρι αρχίζει να συστέλλεται. ταχέως. Λόγω της ξαφνικής θέρμανσης ως αποτέλεσμα της συμπίεσης, αρχίζουν να συμβαίνουν ανεξέλεγκτες πυρηνικές αντιδράσεις στον πυρήνα του άστρου, η ενέργεια απελευθερώνεται με τη μορφή λάμψης, προκαλώντας την καταστροφή του αστεριού.

Μετά το φλας, ένα σύννεφο αερίου παραμένει, εξαπλώνεται στο διάστημα. Αυτά είναι "απομεινάρια ενός σουπερνόβα" - ό,τι απομένει από τα επιφανειακά στρώματα ενός αστέρα που εξερράγη. Η μορφολογία των υπολειμμάτων σουπερνόβα είναι διαφορετική και εξαρτάται από τις συνθήκες υπό τις οποίες συνέβη η έκρηξη του «προγονικού» αστέρα και από τα χαρακτηριστικά εσωτερικά του χαρακτηριστικά. Η εξάπλωση του νέφους συμβαίνει άνισα σε διαφορετικές κατευθύνσεις, γεγονός που σχετίζεται με την αλληλεπίδραση με το διαστρικό αέριο, μπορεί να αλλάξει σημαντικά το σχήμα του νέφους για χιλιάδες χρόνια.

χαρακτηριστικά των σουπερνόβα.

Οι σουπερνόβα είναι μια παραλλαγή των εκρηκτικών μεταβλητών αστέρων. Όπως όλες οι μεταβλητές, οι σουπερνόβα χαρακτηρίζονται από καμπύλες φωτός και εύκολα αναγνωρίσιμα χαρακτηριστικά. Πρώτα απ 'όλα, ένα σουπερνόβα χαρακτηρίζεται από μια ταχεία αύξηση της φωτεινότητας, η οποία διαρκεί για αρκετές ημέρες μέχρι να φτάσει στο μέγιστο - αυτή η περίοδος είναι περίπου δέκα ημέρες. Στη συνέχεια, η λάμψη αρχίζει να μειώνεται - στην αρχή τυχαία, στη συνέχεια διαδοχικά. Μελετώντας την καμπύλη φωτός, μπορεί κανείς να εντοπίσει τη δυναμική του ξεσπάσματος και να μελετήσει την εξέλιξή του. Μέρος της καμπύλης φωτός από την αρχή της ανάβασης στο μέγιστο αντιστοιχεί στο ξέσπασμα του άστρου, η επακόλουθη κάθοδος σημαίνει διαστολή και ψύξη φάκελος αερίου.

ΑΣΠΡΟΣ ΝΑΝΟΣ.

Στον «σταρ ζωολογικό κήπο» υπάρχει μεγάλη ποικιλία από αστέρια, διαφορετικά σε μέγεθος, χρώμα και λάμψη. Ανάμεσά τους, τα «νεκρά» αστέρια είναι ιδιαίτερα εντυπωσιακά, η εσωτερική τους δομή διαφέρει σημαντικά από τη δομή των συνηθισμένων αστεριών. Τα νεκρά αστέρια περιλαμβάνουν μεγάλα αστέρια, λευκούς νάνους, αστέρια νετρονίων και μαύρες τρύπες. Λόγω της υψηλής πυκνότητας αυτών των άστρων, ταξινομούνται ως «κρίση».

Ανοιγμα.

Αρχικά, η ουσία των λευκών νάνων ήταν ένα πλήρες μυστήριο, ήταν γνωστό μόνο ότι είχαν υψηλή πυκνότητα σε σύγκριση με τα συνηθισμένα αστέρια.

Ο πρώτος λευκός νάνος που ανακαλύφθηκε και μελετήθηκε ήταν ο Σείριος Β, ένα ζευγάρι Σείριου, ένα πολύ φωτεινό αστέρι. Εφαρμόζοντας τον τρίτο νόμο του Κέπλερ, οι αστρονόμοι υπολόγισαν τη μάζα του Σείριου Β: 0,75-0,95 ηλιακές μάζες. Από την άλλη, η φωτεινότητά του ήταν πολύ μικρότερη από αυτή του ήλιου. Η φωτεινότητα ενός αστεριού σχετίζεται με το τετράγωνο της ακτίνας. Αφού ανέλυσαν τους αριθμούς, οι αστρονόμοι κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι το μέγεθος του Σείριου είναι μικρό. Το 1914, συνέταξαν το αστρικό φάσμα του Sirius B, προσδιόρισαν τη θερμοκρασία. Γνωρίζοντας τη θερμοκρασία και τη φωτεινότητα, υπολόγισαν την ακτίνα - 18.800 χιλιόμετρα.

Πρώτη έρευνα.

Το αποτέλεσμα σηματοδότησε την ανακάλυψη μιας νέας κατηγορίας αστεριών. Το 1925, ο Adams μέτρησε το μήκος κύματος ορισμένων από τις γραμμές εκπομπής στο φάσμα του Sirius B και διαπίστωσε ότι ήταν μεγαλύτερες από το αναμενόμενο. Το Redshift εντάσσεται στο πλαίσιο της θεωρίας της σχετικότητας, που ανακαλύφθηκε από τον Αϊνστάιν λίγα χρόνια πριν από τα γεγονότα. Εφαρμόζοντας τη θεωρία της σχετικότητας, ο Άνταμς μπόρεσε να υπολογίσει την ακτίνα του άστρου. Μετά την ανακάλυψη δύο ακόμη αστεριών παρόμοιων με τον Σείριο Β, ο Άρθουρ Έντινγκτον κατέληξε στο συμπέρασμα ότι υπάρχουν πολλά τέτοια αστέρια στο Σύμπαν.

Έτσι, διαπιστώθηκε η ύπαρξη νάνων, αλλά η φύση τους ήταν ακόμα ένα μυστήριο. Συγκεκριμένα, οι επιστήμονες δεν μπορούσαν να καταλάβουν με κανέναν τρόπο πώς μια μάζα παρόμοια με τον ήλιο θα μπορούσε να χωρέσει σε ένα τόσο μικρό σώμα. Ο Έντινγκτον καταλήγει στο συμπέρασμα ότι «σε τόσο υψηλή πυκνότητα, το αέριο χάνει τις ιδιότητές του. Πιθανότατα, οι λευκοί νάνοι αποτελούνται από εκφυλισμένο αέριο».

Η ουσία των λευκών νάνων.

Τον Αύγουστο του 1926, ο Enrico Fermi και ο Paul Dirac ανέπτυξαν μια θεωρία που περιγράφει την κατάσταση ενός αερίου υπό συνθήκες πολύ υψηλής πυκνότητας. Χρησιμοποιώντας το, ο Φάουλερ την ίδια χρονιά βρήκε μια εξήγηση σταθερή δομήλευκοί νάνοι. Κατά τη γνώμη του, λόγω υψηλής πυκνότητας, το αέριο στο εσωτερικό ενός λευκού νάνου είναι σε εκφυλισμένη κατάσταση και η πίεση του αερίου είναι πρακτικά ανεξάρτητη από τη θερμοκρασία. Η σταθερότητα ενός λευκού νάνου υποστηρίζεται από το γεγονός ότι η δύναμη της βαρύτητας αντιτίθεται από την πίεση του αερίου στα έντερα του νάνου. Η μελέτη των λευκών νάνων συνεχίστηκε από τον Ινδό φυσικό Chandrasekhar.

Σε ένα από τα έργα του, που δημοσιεύτηκε το 1931, κάνει σημαντική ανακάλυψη- η μάζα των λευκών νάνων δεν μπορεί να υπερβεί ένα ορισμένο όριο, αυτό οφείλεται σε αυτούς χημική σύνθεση. Αυτό το όριο είναι 1,4 ηλιακές μάζες και ονομάζεται «όριο Chandrasekhar» προς τιμήν του επιστήμονα.

Σχεδόν ένας τόνος σε cm3!

Όπως υποδηλώνει το όνομα, οι λευκοί νάνοι είναι μικρά αστέρια. Ακόμα κι αν η μάζα τους είναι ίση με τη μάζα του Ήλιου, εξακολουθούν να είναι παρόμοια σε μέγεθος με έναν πλανήτη σαν τη Γη. Η ακτίνα τους είναι περίπου 6000 km - 1/100 της ακτίνας του Ήλιου. Δεδομένης της μάζας των λευκών νάνων και του μεγέθους τους, μόνο ένα συμπέρασμα μπορεί να εξαχθεί - η πυκνότητά τους είναι πολύ υψηλή. Ένα κυβικό εκατοστό ύλης λευκού νάνου ζυγίζει σχεδόν έναν τόνο σύμφωνα με τα πρότυπα της Γης.

Μια τέτοια υψηλή πυκνότητα οδηγεί στο γεγονός ότι το βαρυτικό πεδίο του άστρου είναι πολύ ισχυρό - περίπου 100 φορές μεγαλύτερο από το ηλιακό και με την ίδια μάζα.

Τα κύρια χαρακτηριστικά.

Αν και ο πυρήνας των λευκών νάνων δεν υφίσταται πλέον πυρηνικές αντιδράσεις, η θερμοκρασία του είναι πολύ υψηλή. Η θερμότητα ορμάει στην επιφάνεια του αστεριού και στη συνέχεια εξαπλώνεται στο διάστημα. Τα ίδια τα αστέρια κρυώνουν σιγά σιγά μέχρι να γίνουν αόρατα. Θερμοκρασία επιφάνειαςΟι "νέοι" λευκοί νάνοι είναι περίπου 20.000-30.000 μοίρες. Οι λευκοί νάνοι δεν είναι μόνο λευκοί, υπάρχουν και κίτρινοι. Παρά την υψηλή θερμοκρασία επιφάνειας, λόγω του μικρού μεγέθους, η φωτεινότητα είναι χαμηλή, το απόλυτο μέγεθος μπορεί να είναι 12-16. Οι λευκοί νάνοι κρυώνουν πολύ αργά, γι' αυτό και τους βλέπουμε σε τόσο μεγάλους αριθμούς. Οι επιστήμονες έχουν την ευκαιρία να μελετήσουν τα κύρια χαρακτηριστικά τους. Οι λευκοί νάνοι περιλαμβάνονται στο διάγραμμα G-R, καταλαμβάνουν λίγο χώρο κάτω από την Κύρια Ακολουθία.

ΑΣΤΕΡΙΑ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ ΚΑΙ ΠΑΛΣΑΡ.

Το όνομα "pulsar" προέρχεται από Αγγλικός συνδυασμός"παλμικό αστέρι" - "παλμικό αστέρι". χαρακτηριστικό στοιχείοΤα πάλσαρ, σε αντίθεση με άλλα αστέρια, δεν είναι μια σταθερή ακτινοβολία, αλλά μια κανονική παλμική ραδιοεκπομπή. Οι παλμοί είναι πολύ γρήγοροι, η διάρκεια ενός παλμού διαρκεί από τα χιλιοστά του δευτερολέπτου έως, το πολύ, αρκετά δευτερόλεπτα. Το σχήμα του παλμού και οι περίοδοι διαφορετικών πάλσαρ δεν είναι το ίδιο. Λόγω της αυστηρής περιοδικότητας της ραδιοεκπομπής, τα πάλσαρ μπορούν να θεωρηθούν ως διαστημικά ρολόγια. Με την πάροδο του χρόνου, οι περίοδοι μειώνονται σε 10-14 s/s. Κάθε δευτερόλεπτο, η περίοδος αλλάζει κατά 10-14 δευτερόλεπτα, δηλαδή η μείωση συμβαίνει περίπου 3 εκατομμύρια χρόνια.

Τακτικά σήματα.

Η ιστορία της ανακάλυψης των πάλσαρ είναι αρκετά ενδιαφέρουσα. Το πρώτο πάλσαρ, PSR 1919+21, εντοπίστηκε το 1967 από τους Bell και Anthony Husch του Πανεπιστημίου του Cambridge. Ο Bell, ένας νεαρός φυσικός, διεξήγαγε έρευνα στον τομέα της ραδιοαστρονομίας για να επιβεβαιώσει τις θέσεις που διατύπωσε ο ίδιος. Ξαφνικά, εντόπισε ένα ραδιοσήμα μέτριας έντασης σε μια περιοχή κοντά στο γαλαξιακό επίπεδο. Το περίεργο ήταν ότι το σήμα ήταν διακοπτόμενο - εξαφανιζόταν και επανεμφανιζόταν σε τακτά χρονικά διαστήματα 1.377 δευτερολέπτων. Λέγεται ότι ο Μπελ έτρεξε στον καθηγητή του για να τον ενημερώσει για την ανακάλυψη, αλλά ο τελευταίος δεν έδωσε τη δέουσα σημασία σε αυτό, πιστεύοντας ότι επρόκειτο για ραδιοφωνικό σήμα από τη Γη.

Ωστόσο, το σήμα συνέχισε να εμφανίζεται ανεξάρτητα από την επίγεια ραδιενέργεια. Αυτό έδειξε ότι η πηγή της εμφάνισής του δεν έχει ακόμη εξακριβωθεί. Μόλις δημοσιεύτηκαν τα δεδομένα για την ανακάλυψη, υπήρξαν πολλές προτάσεις ότι τα σήματα προέρχονται από ένα φάντασμα εξωγήινος πολιτισμός. Αλλά οι επιστήμονες μπόρεσαν να κατανοήσουν την ουσία των πάλσαρ χωρίς τη βοήθεια εξωγήινων κόσμων.

Η ουσία των πάλσαρ.

Μετά το πρώτο, ανακαλύφθηκαν πολλά ακόμη πάλσαρ. Οι αστρονόμοι έχουν καταλήξει στο συμπέρασμα ότι αυτά τα ουράνια σώματα είναι πηγές παλμικής ακτινοβολίας. Τα πιο πολυάριθμα αντικείμενα στο σύμπαν είναι αστέρια, έτσι οι επιστήμονες αποφάσισαν ότι αυτά τα ουράνια σώματα ανήκουν πιθανότατα στην κατηγορία των αστεριών.

Η γρήγορη κίνηση του άστρου γύρω από τον άξονά του είναι πιθανότατα η αιτία των παλμών. Οι επιστήμονες έχουν μετρήσει τις περιόδους και προσπάθησαν να προσδιορίσουν την ουσία αυτών των ουράνιων σωμάτων. Αν ένα σώμα περιστρέφεται με ταχύτητα μεγαλύτερη από μια ορισμένη μέγιστη ταχύτητα, διασπάται υπό την επίδραση φυγόκεντρων δυνάμεων. Αυτό σημαίνει ότι πρέπει να υπάρχει μια ελάχιστη τιμή της περιόδου περιστροφής.

Από τους υπολογισμούς προέκυψε ότι για να περιστρέφεται ένα αστέρι με περίοδο μετρημένη σε χιλιοστά του δευτερολέπτου, η πυκνότητά του πρέπει να είναι περίπου 1014 g/cm3, όπως οι πυρήνες των ατόμων. Για λόγους σαφήνειας, μπορούμε να δώσουμε ένα τέτοιο παράδειγμα - φανταστείτε μια μάζα ίση με το Έβερεστ, στον όγκο ενός κύβου ζάχαρης.

αστέρια νετρονίων.

Από τη δεκαετία του '30, οι επιστήμονες υπέθεσαν ότι κάτι παρόμοιο υπάρχει στον ουρανό. Τα αστέρια νετρονίων είναι πολύ μικρά, υπερπυκνά ουράνια σώματα. Η μάζα τους είναι περίπου ίση με το 1,5 της μάζας του Ήλιου, συγκεντρωμένη σε ακτίνα περίπου 10 km.

Τα αστέρια νετρονίων αποτελούνται κυρίως από νετρόνια - σωματίδια χωρίς ηλεκτρικό φορτίο, τα οποία, μαζί με τα πρωτόνια, αποτελούν τον πυρήνα ενός ατόμου. εξαιτίας υψηλή θερμοκρασίαστο εσωτερικό ενός αστέρα, η ύλη ιονίζεται, τα ηλεκτρόνια υπάρχουν χωριστά από τους πυρήνες. Σε τέτοια υψηλή πυκνότητα, όλοι οι πυρήνες διασπώνται σε νετρόνια και πρωτόνια που αποτελούν τα συστατικά τους. Τα αστέρια νετρονίων είναι το τελικό αποτέλεσμα της εξέλιξης ενός αστέρα μεγάλης μάζας. Αφού εξαντλήσει τις πηγές θερμοπυρηνικής ενέργειας στα έντερά του, εκρήγνυται απότομα, σαν σουπερνόβα. Τα εξωτερικά στρώματα του άστρου ρίχνονται στο διάστημα, εμφανίζεται μια βαρυτική κατάρρευση στον πυρήνα, σχηματίζεται ένα καυτό αστέρι νετρονίων. Η διαδικασία κατάρρευσης διαρκεί ένα κλάσμα του δευτερολέπτου. Ως αποτέλεσμα της κατάρρευσης, αρχίζει να περιστρέφεται πολύ γρήγορα, με περιόδους χιλιοστών του δευτερολέπτου, κάτι που είναι χαρακτηριστικό για ένα πάλσαρ.

Ακτινοβολία παλμών.

Δεν υπάρχουν πηγές θερμοπυρηνικών αντιδράσεων σε ένα αστέρι νετρονίων. είναι ανενεργοί. Η ακτινοβολία των παλμών δεν προέρχεται από το εσωτερικό του άστρου, αλλά από το εξωτερικό, από τις ζώνες που περιβάλλουν την επιφάνεια του άστρου.

Το μαγνητικό πεδίο των άστρων νετρονίων είναι πολύ ισχυρό, εκατομμύρια φορές μεγαλύτερο από το μαγνητικό πεδίο του Ήλιου, διασχίζει το διάστημα, δημιουργώντας μια μαγνητόσφαιρα.

Ένα αστέρι νετρονίων εκπέμπει ρεύματα ηλεκτρονίων και ποζιτρονίων στη μαγνητόσφαιρα, περιστρέφονται με ταχύτητα κοντά στην ταχύτητα του φωτός. Το μαγνητικό πεδίο επηρεάζει την κίνηση αυτών στοιχειώδη σωματίδια, προχωρούν γραμμές δύναμης, ακολουθώντας μια σπειροειδή διαδρομή. Έτσι, απελευθερώνουν κινητική ενέργεια στη μορφή ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία.

Η περίοδος περιστροφής αυξάνεται λόγω της μείωσης της περιστροφικής ενέργειας. Τα παλαιότερα πάλσαρ έχουν μεγαλύτερη περίοδο παλμών. Παρεμπιπτόντως, η περίοδος των παλμών δεν είναι πάντα αυστηρά περιοδική. Μερικές φορές επιβραδύνεται δραματικά, αυτό οφείλεται σε φαινόμενα που ονομάζονται «δυσλειτουργίες» - αυτό είναι το αποτέλεσμα των «μικρο-αστέρων».

ΜΑΥΡΕΣ ΤΡΥΠΕΣ.

Εικόνα θόλος του ουρανούχτυπά με μια ποικιλία σχημάτων και χρωμάτων των ουράνιων σωμάτων. Τι υπάρχει στο Σύμπαν: αστέρια οποιουδήποτε χρώματος και μεγέθους, σπειροειδείς γαλαξίες, νεφελώματα ασυνήθιστων σχημάτων και χρωματικούς συνδυασμούς. Όμως σε αυτόν τον «διαστημικό ζωολογικό κήπο» υπάρχουν «δείγματα» που προκαλούν ιδιαίτερο ενδιαφέρον. Πρόκειται για ακόμη πιο μυστηριώδη ουράνια σώματα, καθώς είναι δύσκολο να παρατηρηθούν. Επιπλέον, η φύση τους δεν έχει αποσαφηνιστεί πλήρως. Ανάμεσα τους ξεχωριστή θέσηανήκει στις μαύρες τρύπες.

Ταχύτητα κίνησης.

Στην καθημερινή ομιλία, η έκφραση «μαύρη τρύπα» σημαίνει κάτι απύθμενο, που πέφτει το πράγμα και κανείς δεν θα μάθει ποτέ τι του συνέβη στο μέλλον. Τι είναι πραγματικά οι μαύρες τρύπες; Για να το καταλάβουμε αυτό, ας πάμε πίσω στην ιστορία δύο αιώνες πριν. Τον 18ο αιώνα, ο Γάλλος μαθηματικός Pierre Simon de Laplace εισήγαγε αυτόν τον όρο για πρώτη φορά μελετώντας τη θεωρία της βαρύτητας. Όπως γνωρίζετε, κάθε σώμα που έχει μια συγκεκριμένη μάζα - η Γη, για παράδειγμα - έχει επίσης βαρυτικό πεδίο, έλκει τα γύρω σώματα.

Αυτός είναι ο λόγος που ένα αντικείμενο που πετάχτηκε πέφτει στο έδαφος. Εάν το ίδιο αντικείμενο πεταχτεί προς τα εμπρός με δύναμη, θα ξεπεράσει τη βαρύτητα της Γης για κάποιο χρονικό διάστημα και θα πετάξει κάποια απόσταση. Η ελάχιστη απαιτούμενη ταχύτητα ονομάζεται "ταχύτητα κίνησης", στη Γη είναι 11 km / s. Η ταχύτητα κίνησης εξαρτάται από την πυκνότητα του ουράνιου σώματος, το οποίο δημιουργεί ένα βαρυτικό πεδίο. Όσο μεγαλύτερη είναι η πυκνότητα, τόσο μεγαλύτερη πρέπει να είναι η ταχύτητα. Κατά συνέπεια, μπορεί κανείς να υποθέσει την υπόθεση, όπως έκανε ο Laplace πριν από δύο αιώνες, ότι στο Σύμπαν υπάρχουν σώματα με τόσο υψηλή πυκνότητα που η ταχύτητα κίνησής τους υπερβαίνει την ταχύτητα του φωτός, δηλαδή 300.000 km / s.

Σε αυτή την περίπτωση, ακόμη και το φως θα μπορούσε να υποκύψει στη δύναμη έλξης ενός τέτοιου σώματος. Ένα τέτοιο σώμα δεν θα μπορούσε να εκπέμπει φως, και επομένως θα παρέμενε αόρατο. Μπορούμε να το φανταστούμε σαν μια τεράστια τρύπα, στην εικόνα είναι μαύρη. Αναμφίβολα, η θεωρία που διατύπωσε ο Laplace δεν φέρει το αποτύπωμα της εποχής και φαίνεται υπερβολικά απλοποιημένη. Ωστόσο, την εποχή του Laplace, η κβαντική θεωρία δεν είχε ακόμη διατυπωθεί και από εννοιολογική άποψη, η θεώρηση του φωτός ως υλικού σώματος φαινόταν ανοησία. Στις αρχές κιόλας του 20ου αιώνα, με την έλευση και την ανάπτυξη του κβαντική μηχανικήέγινε γνωστό ότι το φως υπό ορισμένες συνθήκες δρα και ως υλική ακτινοβολία.

Αυτή η θέση αναπτύχθηκε στη θεωρία της σχετικότητας από τον Albert Einstein, που δημοσιεύτηκε το 1915, και στα έργα του Γερμανού φυσικού Karl Schwarzschild το 1916, συνόψισε τη μαθηματική βάση για τη θεωρία των μαύρων τρυπών. Το φως μπορεί επίσης να υπόκειται στη δύναμη της βαρύτητας. Πριν από δύο αιώνες, ο Laplace έθιξε ένα πολύ σημαντικό θέμαως προς την ανάπτυξη της φυσικής ως επιστήμης.

Πώς εμφανίζονται οι μαύρες τρύπες;

Τα φαινόμενα για τα οποία μιλάμε ονομάστηκαν «μαύρες τρύπες» το 1967 χάρη στον Αμερικανό αστροφυσικό John Wheeler. Είναι το τελικό αποτέλεσμα της εξέλιξης μεγάλων άστρων με μάζες μεγαλύτερες από πέντε ηλιακές μάζες. Όταν όλα τα αποθέματα πυρηνικού καυσίμου εξαντληθούν και δεν συμβαίνουν πλέον αντιδράσεις, επέρχεται ο θάνατος του άστρου. Επιπλέον, η μοίρα του εξαρτάται από τη μάζα του.

Εάν η μάζα ενός αστεριού είναι μικρότερη από τη μάζα του ήλιου, συνεχίζει να συστέλλεται μέχρι να σβήσει. Αν η μάζα είναι σημαντική, τα αστέρια εκρήγνυνται, τότε μιλάμε για σουπερνόβα. Ένα αστέρι αφήνει ίχνη πίσω του - όταν συμβαίνει μια βαρυτική κατάρρευση στον πυρήνα, ολόκληρη η μάζα συγκεντρώνεται σε μια σφαίρα συμπαγούς μεγέθους με πολύ υψηλή πυκνότητα - 10.000 φορές μεγαλύτερη από αυτή του πυρήνα ενός ατόμου.

σχετικές επιπτώσεις.

Για τους επιστήμονες, οι μαύρες τρύπες είναι ένα εξαιρετικό φυσικό εργαστήριο, που επιτρέπει πειράματα σε διάφορες υποθέσεις όσον αφορά τη θεωρητική φυσική. Σύμφωνα με τη θεωρία της σχετικότητας του Αϊνστάιν, οι νόμοι της φυσικής επηρεάζονται από ένα τοπικό πεδίο έλξης. Κατ' αρχήν, ο χρόνος κυλά διαφορετικά δίπλα σε βαρυτικά πεδία διαφορετικής έντασης.

Επιπλέον, μια μαύρη τρύπα επηρεάζει όχι μόνο τον χρόνο, αλλά και τον περιβάλλοντα χώρο, επηρεάζοντας τη δομή της. Σύμφωνα με τη θεωρία της σχετικότητας, η παρουσία ενός ισχυρού βαρυτικού πεδίου που προκύπτει από ένα τόσο ισχυρό ουράνιο σώμα όπως μια μαύρη τρύπα παραμορφώνει τη δομή του περιβάλλοντος χώρου και τα γεωμετρικά δεδομένα του αλλάζουν. Αυτό σημαίνει ότι κοντά σε μια μαύρη τρύπα, η μικρή απόσταση που συνδέει δύο σημεία δεν θα είναι μια ευθεία γραμμή, αλλά μια καμπύλη.

Ενδιαφέροντα γεγονότα για τα αστέρια, μερικά από αυτά μπορεί να τα γνωρίζετε ήδη και μερικά από αυτά μπορεί να τα έχετε ακούσει για πρώτη φορά.

1. Ο ήλιος είναι το πλησιέστερο αστέρι.

Ο Ήλιος, που βρίσκεται μόλις 150 εκατομμύρια χιλιόμετρα από τη Γη, είναι ένα μέσο αστέρι για τα πρότυπα του διαστήματος. Κατατάσσεται ως κίτρινος νάνος της κύριας ακολουθίας G2. Μετατρέπει το υδρογόνο σε ήλιο για 4,5 δισεκατομμύρια χρόνια και πιθανότατα θα συνεχίσει να το κάνει για άλλα 7 δισεκατομμύρια χρόνια. Όταν τελειώσει το καύσιμο, θα γίνει κόκκινος γίγαντας, το πρήξιμο θα αυξηθεί τρέχον μέγεθοςσε πολλές φορές. Καθώς διαστέλλεται, θα καταπιεί τον Ερμή, την Αφροδίτη και πιθανώς ακόμη και τη Γη.

2. Όλα τα φωτιστικά αποτελούνται από το ίδιο υλικό.

Η γέννησή του ξεκινά σε ένα σύννεφο ψυχρού μοριακού υδρογόνου, το οποίο αρχίζει να συστέλλεται βαρυτικά. Όταν ένα σύννεφο συστέλλεται κατακερματισμένο, πολλά από τα κομμάτια θα σχηματιστούν μεμονωμένα αστέρια. Το υλικό συγκεντρώνεται σε μια μπάλα που συνεχίζει να συστέλλεται υπό τη δική της βαρύτητα έως ότου το κέντρο φτάσει σε μια θερμοκρασία ικανή να πυροδοτήσει πυρηνική σύντηξη. Το αέριο πηγής σχηματίστηκε κατά τη διάρκεια της Μεγάλης Έκρηξης και αποτελείται από 74% υδρογόνο και 25% ήλιο. Με την πάροδο του χρόνου, μετατρέπουν μέρος του υδρογόνου σε ήλιο. Αυτός είναι ο λόγος που ο Ήλιος μας είναι 70% υδρογόνο και 29% ήλιο. Αρχικά όμως αποτελούνται από 3/4 υδρογόνο και 1/4 ήλιο, με ακαθαρσίες άλλων ιχνοστοιχείων.

3. Τα αστέρια βρίσκονται σε τέλεια ισορροπία

Οποιοσδήποτε φωτιστικός, όπως λες, βρίσκεται σε διαρκή σύγκρουση με τον εαυτό του. Από τη μια, ολόκληρη η μάζα με τη βαρύτητα της τη συμπιέζει συνεχώς. Αλλά το καυτό αέριο ασκεί τρομερή πίεση από το κέντρο προς τα έξω, ωθώντας το μακριά από βαρυτική κατάρρευση. Η πυρηνική σύντηξη, στον πυρήνα, παράγει τεράστια ποσότητα ενέργειας. Τα φωτόνια, πριν εκραγούν, κάνουν ένα ταξίδι από το κέντρο προς την επιφάνεια, σε περίπου 100.000 χρόνια. Καθώς ένα αστέρι γίνεται πιο φωτεινό, διαστέλλεται και γίνεται κόκκινος γίγαντας. Όταν η πυρηνική σύντηξη στο κέντρο σταματήσει, τίποτα δεν μπορεί να συγκρατήσει την αυξανόμενη πίεση των υπερκείμενων στρωμάτων και καταρρέει μετατρέποντας σε λευκό νάνο, αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα.

4. Οι περισσότεροι από αυτούς είναι κόκκινοι νάνοι

Αν τα μαζεύαμε όλα μαζί και τα βάζαμε σε ένα σωρό, τότε ο μεγαλύτερος σωρός, μακράν, θα ήταν με κόκκινους νάνους. Έχουν λιγότερο από το 50% της μάζας του Ήλιου και οι κόκκινοι νάνοι μπορεί να ζυγίζουν έως και 7,5%. Κάτω από αυτή τη μάζα, η βαρυτική πίεση δεν θα είναι σε θέση να συμπιέσει το αέριο στο κέντρο για να ξεκινήσει η πυρηνική σύντηξη. Ονομάζονται καφέ νάνοι. Οι κόκκινοι νάνοι απελευθερώνουν λιγότερο από το 1/10.000 της ενέργειας του Ήλιου και μπορούν να καούν για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια.

5. Η μάζα ισούται με τη θερμοκρασία και το χρώμα της

Το χρώμα των αστεριών μπορεί να ποικίλλει από κόκκινο σε λευκό ή μπλε. Το κόκκινο χρώμα αντιστοιχεί στο πιο κρύο με θερμοκρασίες μικρότερες από 3500 βαθμούς Κέλβιν. Το αστέρι μας είναι κιτρινωπό λευκό, με μέση θερμοκρασία περίπου 6000 Kelvin. Τα πιο καυτά είναι τα μπλε, με επιφανειακές θερμοκρασίες πάνω από 12.000 βαθμούς Κέλβιν. Έτσι, η θερμοκρασία και το χρώμα σχετίζονται. Η μάζα καθορίζει τη θερμοκρασία. Όσο μεγαλύτερη είναι η μάζα, τόσο μεγαλύτερος θα είναι ο πυρήνας και τόσο πιο ενεργή πυρηνική σύντηξη θα συμβεί. Αυτό σημαίνει ότι περισσότερη ενέργεια φτάνει στην επιφάνειά του και αυξάνει τη θερμοκρασία του. Αλλά υπάρχει μια εξαίρεση, αυτοί είναι κόκκινοι γίγαντες. Ένας τυπικός κόκκινος γίγαντας μπορεί να είναι τόσο ογκώδης όσο ο Ήλιος μας και να είναι ένα λευκό αστέρι για όλη του τη ζωή. Αλλά καθώς πλησιάζει στο τέλος της ζωής του, αυξάνεται και η φωτεινότητα αυξάνεται 1000 φορές και φαίνεται αφύσικα φωτεινή. Οι μπλε γίγαντες είναι απλά μεγάλα, ογκώδη, καυτά αστέρια.

6. Τα περισσότερα είναι διπλά

Πολλοί γεννιούνται σε ζευγάρια. Πρόκειται για δυαδικά αστέρια, όπου δύο φωτιστικά σώματα περιφέρονται γύρω από ένα κοινό κέντρο βάρους. Υπάρχουν άλλα συστήματα με 3, 4 ή και περισσότερους συμμετέχοντες. Απλά σκεφτείτε τι όμορφες ανατολές μπορείτε να δείτε σε έναν πλανήτη σε ένα σύστημα τεσσάρων αστέρων.

7. Το μέγεθος των μεγαλύτερων Ήλιων είναι ίσο με την τροχιά του Κρόνου

Ας μιλήσουμε για κόκκινους γίγαντες, ή για να είμαστε πιο ακριβείς, για κόκκινους υπεργίγαντες, απέναντι στους οποίους το φωτιστικό μας φαίνεται πολύ μικρό. Ο κόκκινος υπεργίγαντας είναι ο Betelgeuse, στον αστερισμό του Ωρίωνα. Είναι 20 φορές η μάζα του Ήλιου και ταυτόχρονα 1000 φορές μεγαλύτερη. Το μεγαλύτερο γνωστό αστέρι είναι ο VY Canis Majoris. Είναι 1800 φορές μεγαλύτερος από τον Ήλιο μας και θα ταίριαζε στην τροχιά του Κρόνου!

8. Τα πιο ογκώδη φωτιστικά έχουν πολύ μικρή διάρκεια ζωής.

Όπως αναφέρθηκε παραπάνω, ένας κόκκινος νάνος χαμηλής μάζας θα μπορούσε να καεί για δεκάδες δισεκατομμύρια χρόνια πριν τελειώσει το καύσιμο. Το αντίστροφο ισχύει επίσης, για τις πιο μαζικές που γνωρίζουμε. Τα γιγάντια φωτιστικά σώματα μπορούν να έχουν μάζα 150 φορές τη μάζα του Ήλιου και να απελευθερώνουν τεράστια ποσότητα ενέργειας. Για παράδειγμα, ένα από τα πιο ογκώδη αστέρια που γνωρίζουμε είναι το Eta Carinae, που βρίσκεται περίπου 8.000 έτη φωτός από τη Γη. Απελευθερώνει 4 εκατομμύρια φορές περισσότερη ενέργεια από τον Ήλιο. Ενώ ο Ήλιος μας μπορεί να καίει με ασφάλεια καύσιμα για δισεκατομμύρια χρόνια, το Eta Carinae μπορεί να λάμπει μόνο για μερικά εκατομμύρια χρόνια. Και οι αστρονόμοι αναμένουν ότι η Eta Carina θα εκραγεί ανά πάσα στιγμή. Όταν σβήσει, θα γίνει το πιο φωτεινό αντικείμενο στον ουρανό.

9. Υπάρχει ένας τεράστιος αριθμός αστεριών

Πόσα αστέρια υπάρχουν στον Γαλαξία; Ίσως εκπλαγείτε αν μάθετε ότι υπάρχουν 200-400 δισεκατομμύρια κομμάτια στον γαλαξία μας. Ο καθένας μπορεί να έχει πλανήτες και σε κάποιους η ζωή είναι δυνατή. Υπάρχουν περίπου 500 δισεκατομμύρια γαλαξίες στο Σύμπαν, καθένας από τους οποίους μπορεί να έχει τόσους ή και περισσότερους από τον Γαλαξία. Πολλαπλασιάστε αυτούς τους δύο αριθμούς και θα δείτε πόσοι είναι περίπου.