Nye fakta om stjerner. De mest underholdende fakta om stjerner

Stjernene har alltid vært attraktive for mennesker. En gang i antikken var de et objekt for tilbedelse. Og moderne forskere, basert på studiet av disse himmellegemene, var i stand til å forutsi hvordan universet vil eksistere i fremtiden. Stjerner tiltrekker folk med sin skjønnhet og mystikk.

nærmeste stjerne

For tiden er et stort antall interessante fakta om stjernene allerede samlet. Kanskje vil enhver leser være nysgjerrig på å vite at det nærmeste himmellegemet i denne kategorien i forhold til Jorden er Solen. Stjernen er i en avstand på 150 millioner km fra oss. Solen er klassifisert av astronomer som en gul dverg, etter vitenskapelige standarder er den en middels stor stjerne. Forskere antyder at solbrensel vil vare ytterligere 7 milliarder år. Men når det tar slutt, vil stjernen vår raskt bli til en rød kjempe. Solens størrelse vil økes mange ganger. Den vil svelge de nærmeste planetene - Venus, Merkur og muligens Jorden.

Dannelsen av armaturene

Et annet interessant faktum om stjerner er at alle stjerner har samme kjemiske sammensetning. Alle stjerner inneholder de samme stoffene som utgjør hele universet. I stor grad er de laget av samme materiale. For eksempel består solen av 70 % hydrogen og 29 % helium. Nært forbundet med spørsmålet om sammensetningen av armaturene er hvordan stjerner blir født. Som regel begynner prosessen med utseendet til en stjerne i en gassky bestående av kaldt molekylært hydrogen.

Etter hvert begynner den å krympe mer og mer. Når kompresjonen skjer stykkevis, fragmentert, dannes stjerner fra disse brikkene. Materialet blir mer og mer komprimert, og samles til en ball. Samtidig fortsetter den å krympe, fordi kreftene til dens egen tyngdekraft virker på den. Denne prosessen fortsetter til temperaturen i sentrum er i stand til å starte prosessen med kjernefysisk fusjon. Den opprinnelige gassen som utgjør alle stjerner ble opprinnelig dannet under Big Bang. Det er 74% hydrogen og 29% helium.

Påvirkning av motsatte krefter i stjerner

Vi har vurdert hvordan stjerner blir født, men lovene som styrer livet deres er ikke mindre interessante. Hver av armaturene ser ut til å være i konflikt med seg selv. På den ene siden har de gigantiske masser, som et resultat av at stjernen konstant komprimeres under tyngdekraften. På den annen side, inne i armaturet er en varm gass, som utøver et enormt trykk. Kjernefusjonsprosesser genererer enorme mengder energi. Før de når overflaten til en stjerne, må fotoner passere gjennom alle lagene - noen ganger tar denne prosessen opptil 100 tusen år.

De som vil vite alt om stjernene, vil sikkert være interessert i hva som skjer med lyset i løpet av livet hans. Når det blir lysere, blir det gradvis til en rød kjempe. Når prosessene med kjernefysisk fusjon inne i stjernen stopper, kan ingenting holde tilbake trykket til de gasslagene som er nærmere overflaten. Stjernen blir ødelagt, forvandlet til en hvit dverg eller et svart hull. Det er ganske mulig at de lysene som vi har muligheten til å observere på nattehimmelen for lengst har sluttet å eksistere. Tross alt er de plassert veldig langt fra oss, og det tar milliarder av år før lyset når jorden.

Den største stjernen

Mange interessante fakta om stjerner kan læres ved å studere universets mystiske verden. Når man ser på nattehimmelen, strødd med lyse lyskilder, er det lett å føle seg liten. Den største stjernen ligger i Den heter UY Scutum. Helt fra øyeblikket av oppdagelsen har den blitt ansett som den største, og har overgått slike giganter som Betelgeuse, VY Stor hund. Størrelsen på radiusen er 1700 ganger større enn solen og er 1.321.450.000 miles.

Hvis du setter denne lyskilden i stedet for Solen, er det første den vil gjøre å ødelegge de fem nærmeste planetene og gå utover Jupiters bane. Dette faktum kan settes inn i sparegrisen av kunnskap av alle som ønsker å vite alt om stjernene. Det er astronomer som tror at UY Scutum til og med kan nå Saturn. Man kan bare være glad for at den ligger i en avstand på 9500 lysår fra solsystemet.

Binære stjernesystemer

Lysene på himmelen danner forskjellige klynger seg imellom. De kan være tykke eller omvendt spredt. En av de første fremskrittene innen astronomi som skjedde etter oppfinnelsen var oppdagelsen av dobbeltstjerner. Det viser seg at armaturene, i likhet med mennesker, foretrekker å danne par med hverandre. Den første av disse duettene var Mizar-paret i stjernebildet Store bjørn. Oppdagelsen tilhører den italienske astronomen Riccioli. I 1804 kompilerte astronomen W. Herschel en katalog som beskrev 700 dobbeltstjerner. Det antas at de fleste av disse armaturene er lokalisert i Melkeveien.

De som vil vite alt om stjernene kan være interessert i definisjonen av en dobbeltstjerne. Faktisk er dette to armaturer som sirkulerer i samme bane. De har samme massesenter, og disse stjernene henger sammen gravitasjonskrefter. Interessant nok, i tillegg til binære systemer, er det systemer med tre, fire, fem og til og med seks medlemmer i universet. Sistnevnte er svært sjeldne. Et eksempel er Castor, den viktigste Den består av 6 objekter. En dobbel satellitt går i bane rundt et par armaturer, som også er sammenkoblet.

Hvorfor er det nødvendig å gruppere armaturene i konstellasjoner

Vi fortsetter å vurdere de mest interessante fakta om stjernene. Alt er delt inn i spesielle seksjoner. De kalles konstellasjoner. I gamle tider kalte folk stjernebildene navnene på dyr - for eksempel Leo, Fish, Snake. Navnene på ulike mytologiske helter(Orion). For tiden bruker astronomer også disse navnene for å betegne en av de 88 delene av den enorme himmelen.

Konstellasjoner og stjerner på himmelen er nødvendig for å lette søket etter ulike objekter. Også på stjernebildekart er ekliptikken vanligvis indikert - en stiplet linje som indikerer solens bane. De 12 stjernebildene som er plassert langs denne linjen kalles Zodiac.

Den nærmeste stjernen til solsystemet

Den nærmeste stjernen til oss er Alpha Centauri. Denne stjernen veldig lyst, den ligner på vår sol. I størrelse er den litt dårligere enn ham, og lyset hennes har en litt oransje fargetone. Dette skyldes det faktum at temperaturen på overflaten er litt lavere - omtrent 4800 o C, mens temperaturen på stjernen vår når 5800 o C.

Andre armaturer-naboer

En annen av våre naboer er en stjerne som heter Barnard. Den ble oppkalt etter astronomen Edward Barnard, som ryktes å være den mest ivrige observatøren på jorden. Denne ydmyke armaturen befinner seg i stjernebildet Ophiuchus. I følge klassifiseringen er denne stjernen en rød dverg, en av de vanligste typene stjerner i verdensrommet. Det er også mange røde dverger ikke langt fra jorden, for eksempel Lalande 21 185, samt UV Ceti.

En annen stjerne ligger i nærheten av solsystemet - Wolf 359. Den ligger i stjernebildet Leo, forskere klassifiserer den som en rød gigant. Ikke langt fra solen ligger også den lyse Sirius, som noen ganger kalles "Hundestjernen" (den ligger i stjernebildet Canis Major). I 1862 oppdaget astronomer at Sirius er en dobbeltstjerne. Stjernene Sirius A og Sirius B roterer i forhold til hverandre med en periode på 50 år. Den gjennomsnittlige avstanden mellom armaturene er omtrent 20 ganger større enn avstanden fra jorden til solen.

Menneskeheten studerer intensivt alt som er rundt oss, spesielt i verdensrommet. Stjernene på himmelen tiltrekker seg med sin skjønnhet og mystikk, fordi de er så langt unna. Forskere og forskere har allerede samlet mye informasjon om stjerner, så i denne artikkelen vil jeg fremheve de mest interessante fakta om stjerner.

1. Hva er den nærmeste stjernen til jorden? Dette er Solen. Den ligger bare 150 millioner km fra jorden, og er etter romstandard en gjennomsnittlig stjerne. Som en gul dverg er G2 hovedsekvens klassifisert. Den har konvertert hydrogen til helium i 4,5 milliarder år nå, og vil sannsynligvis fortsette å gjøre det i ytterligere 7 milliarder år. Når solen går tom for drivstoff vil den bli en rød kjempestjerne, størrelsen på stjernen vil øke mange ganger. Når den utvider seg, vil den oppsluke Merkur, Venus og muligens til og med Jorden.

2. alle stjerner har samme sammensetning. Fødselen til en stjerne begynner i en sky av kaldt molekylært hydrogen, som begynner å trekke seg sammen gravitasjonsmessig. Når en sky av molekylært hydrogen krymper i fragmenter, vil mange av disse fragmentene dannes til individuelle stjerner. Materialet samles til en ball som fortsetter å trekke seg sammen under sin egen tyngdekraft til senteret når en temperatur som er i stand til å antenne kjernefysisk fusjon. Kildegassen ble dannet under big bang og består av 74 % hydrogen og 25 % helium. Over tid omdanner de noe av hydrogenet til helium. Dette er grunnen til at solen vår består av 70 % hydrogen og 29 % helium. Men i utgangspunktet består de av 3/4 hydrogen og 1/4 helium, med urenheter av andre sporstoffer.

3. Stjernene er i perfekt balanse. Enhver stjerne, som det var, er i konstant konflikt med seg selv. På den ene siden komprimerer hele stjernens masse den hele tiden med tyngdekraften. Men den varme gassen utøver et enormt trykk fra innsiden, og bryter dens gravitasjonskollaps. Kjernefysisk fusjon i kjernen genererer en enorm mengde energi. Fotoner, før de bryter ut, gjør en reise fra sentrum til overflaten, om omtrent 100 000 år. Når en stjerne blir lysere, utvider den seg og blir en rød kjempe. Når kjernefysisk fusjon i sentrum stopper, kan ingenting holde tilbake det økende trykket i de overliggende lagene, og den kollapser og blir til en hvit dverg, nøytronstjerne eller svart hull. Det er mulig at stjernene på himmelen som vi ser ikke lenger eksisterer, fordi de er veldig langt unna og lyset deres bruker milliarder av år på å nå jorden.

4. de fleste stjerner er røde dverger. Sammenligner man alle kjente stjerner, kan det hevdes at de fleste er røde dverger. De har mindre enn 50 % av solens masse, og røde dverger kan veie så mye som 7,5 %. Under denne massen vil ikke gravitasjonstrykket kunne komprimere gassen i sentrum for å starte kjernefysisk fusjon. De kalles brune dverger. Røde dverger frigjør mindre enn 1/10 000 av solens energi, og kan brenne i titalls milliarder år.

5. Massen er lik dens temperatur og farge. Fargen på stjernene kan variere fra rød til hvit eller blå. Rød farge tilsvarer den kaldeste med temperaturer under 3500 grader Kelvin. Vår armatur er gulhvit, med gjennomsnittstemperatur ca 6000 kelvin. De varmeste er blå, med overflatetemperaturer over 12 000 grader Kelvin. Temperatur og farge henger altså sammen. Massen bestemmer temperaturen. Jo større masse, jo større vil kjernen være, og jo mer aktiv kjernefusjon vil oppstå. Dette betyr at mer energi når overflaten og øker temperaturen. Men det er et unntak, dette er røde kjemper. En typisk rød kjempe kan ha massen til solen vår, og være en hvit stjerne i en mannsalder. Men når den nærmer seg slutten av levetiden, øker den og lysstyrken øker 1000 ganger og virker unaturlig lyssterk. Blå kjemper er bare store, massive, varme stjerner.

6. de fleste stjernene er binære. Mange stjerner er født i par. Dette er binære stjerner, der to lyskilder går i bane rundt et felles tyngdepunkt. Det finnes andre systemer med 3, 4 eller enda flere deltakere. Bare tenk hvilke vakre soloppganger du kan se på planeten i et firestjerners system.

7. Størrelsen på de største solene er lik Saturns bane. La oss snakke om røde kjemper, eller for å være mer presis, om røde superkjemper, som lyset vårt ser veldig lite ut mot. Den røde superkjempen er Betelgeuse, i stjernebildet Orion. Den er 20 ganger solens masse og samtidig 1000 ganger større. Den største kjente stjernen er VY Canis Major. Den er 1800 ganger større enn solen vår og vil passe inn i Saturns bane!

8. De mest massive armaturene har svært kort levetid. Som nevnt ovenfor kan en rød dverg med lav masse brenne i titalls milliarder år før den går tom for drivstoff. Det motsatte er også sant, for de mest massive vi vet om. Gigantiske armaturer kan være 150 ganger solens masse og frigjøre en enorm mengde energi. For eksempel er en av de mest massive stjernene vi vet om denne karinaen, som ligger omtrent 8000 lysår fra Jorden. Den frigjør 4 millioner ganger mer energi enn solen. Mens solen vår trygt kan brenne drivstoff i milliarder av år, kan denne kjølen bare skinne i noen få millioner år. Og astronomer forventer at denne kjølen vil eksplodere når som helst. Når den slukker, vil den bli den lyseste gjenstanden på himmelen.

9. Antall stjerner er enormt. Hvor mange stjerner er det i melkeveien? Du kan bli overrasket over å vite at det er i størrelsesorden 200-400 milliarder stykker i galaksen vår. Hver kan ha planeter, og på noen er liv mulig. Det er rundt 500 milliarder galakser i universet, som hver kan ha like mange eller enda flere enn Melkeveien. Multipliser disse to tallene sammen og du vil se hvor mange det er omtrent.

10. De er veldig, veldig langt unna. Den nærmeste jorden (unntatt solen) er Proxima Centauri, som ligger 4,2 lysår fra jorden. Det tar med andre ord selve lyset i over 4 år å fullføre reisen fra jorden. Hvis vi skyter opp det raskeste romfartøyet som noen gang er skutt opp fra jorden, vil det ta mer enn 70 år å nå det. I dag er det rett og slett ikke mulig å reise mellom stjernene.

Har du noen gang lurt på hvor mange stjerner det er på himmelen? Det er faktisk ikke mulig å beregne dette. Og hvorfor? Tross alt kan du bare se på nattehimmelens skjønnhet, og humøret ditt vil umiddelbart forbedres. I denne artikkelen har vi forberedt de mest interessante fakta om stjerner, og ikke om kjendiser, men om ekte stjerner.

1. Hvis du tror at solen er den mest massive stjernen, tar du dypt feil. Til dags dato har astronomer identifisert en stjerne som er mer enn 100 ganger solens masse. En av disse stjernene er stjernen Carina, som befinner seg i en avstand på 8000 lysår fra Jorden.

2. Avkjølte (døde) stjerner kalles hvite dverger. De overskrider ikke radiusen til planeten vår, men deres tetthet forblir den samme som for en stjerne under livet.

3. Svarte hull er også utdødde stjerner som hvite dverger, men i motsetning til dem dukker sorte hull opp fra veldig store stjerner.

4. Den nærmeste stjernen til oss (ikke medregnet solen, selvfølgelig) er Proxima Centauri. Den ligger i en avstand på 4,24 lysår fra oss, og solen i en avstand på 8,5 lysminutter.

I 1977 ble den raskeste autonome sonden skutt opp, med en hastighet på 17 km/s. Og i april 2014 dekket han en avstand på mindre enn 0,3 lysår. De. Dagen i dag er ikke nok menneskelig liv for å komme til den nærmeste stjernen til oss.

5. Alle stjerner består av hydrogen og helium (omtrent ¾ hydrogen og ¼ helium) pluss mindre blandinger av andre grunnstoffer.

6. Jo større og mer massiv stjernen er, jo kortere levetid, da den må bruke mer energi, noe som fører til at drivstoffet forbrukes raskere. For eksempel frigjør den nevnte Carina-stjernen flere millioner ganger mer energi enn Solen. Det vil bare ta et par millioner år før den eksploderer. Solen vil på den annen side stille eksistere i flere milliarder år til når energimengden frigjøres.

7. Bare i vår galakse (Melkeveien) er antallet stjerner i hundrevis av milliarder. Men foruten vår galakse, er det hundrevis av milliarder andre, hvor stjernene ikke er mindre tallrike. Derfor nøyaktig mengde(og til og med omtrentlig) er det nesten umulig å beregne.

8. Hvert år dukker det opp rundt 50 nye stjerner i galaksen vår.

9. De fleste stjernene på himmelen er faktisk doble, da de består av åndelegemer som jobber fra gjensidig tiltrekning til hverandre. Den berømte feltstjernen er generelt en trippelstjerne.

10. I motsetning til andre stjerner, endrer Nordstjernen praktisk talt ikke sin plassering, og det er derfor den kalles ledestjernen.

11. På grunn av det faktum at stjernene er langt fra oss, ser vi dem som de var en gang før. Solen er for eksempel 8,5 lysminutter unna oss, noe som betyr at når vi ser på solen, ser vi den slik den var for 8,5 minutter siden. Hvis vi tar den samme Proxima-Centauri, så ser vi den som den var for 4,24 år siden. Her er beregningene. Og dette betyr at mange av de stjernene vi ser på himmelen kanskje ikke lenger eksisterer i det hele tatt, siden vi kan se dem i den tilstanden de var for 1000-2000-5000 år siden.

Interessante fakta om stjernene på himmelen. Hvorfor er det nødvendig å gruppere armaturene i konstellasjoner

Vi fortsetter å vurdere de mest interessante fakta om stjernene. Hele kartet over stjernehimmelen er delt inn i spesielle seksjoner. De kalles konstellasjoner. I gamle tider kalte folk stjernebildene navnene på dyr - for eksempel Leo, Fish, Snake. Navnene på forskjellige mytologiske helter (Orion) var også vanlige. For tiden bruker astronomer også disse navnene for å betegne en av de 88 delene av den enorme himmelen.

Stjerners fødsel i enkle ord. Hvordan blir stjerner født?

Lyset og varmen som vi mottar hver dag kommer fra solen. Solen er uuttømmelig kilde energi, uten hvilken liv på jorden ikke ville vært mulig. Solen ikke bare varmer og skinner, men den holder også jorden i gravitasjonsfeltet, og sikrer dermed årstidene på jorden.

Men solen er en gjennomsnittlig stjerne, og umerkelig sammenlignet med de fleste stjerner. Det er mange milliarder stjerner i vår galakse, og mange milliarder galakser i universet. Hvis du tar like mange sandkorn som det er stjerner i den synlige delen av universet, så kan du dekke et land som Frankrike med et flere meter tykt lag med sand.

Stjerner er de største astronomiske objektene. De vises fra stoffet som fyller universet (interstellar materie). I kraft av loven om universell gravitasjon er alle legemer tiltrukket av hverandre. Og jo større massen av kropper er, jo sterkere tiltrekkes de. Derfor skjer dannelsen av en stjerne ved å tiltrekke partikler av interstellar gass til hverandre og deres påfølgende komprimering.

Massen til et slikt objekt vokser ved å hele tiden fylle det på med materie. Til syvende og sist når massen noen viss verdi. Hvis denne verdien ikke er veldig stor, blir dette objektet en asteroide eller en planet. Men hvis massen når en slik verdi at det dannes et enormt trykk inne, som stimulerer utbruddet av termonukleære reaksjoner, begynner objektet å avgi lys. Slik blir en stjerne født.

En stjerne er et enormt sfærisk objekt med kolossal masse, det er en konsentrert ansamling av materie. Solen inneholder mer enn 99 % av massen til hele solsystemet. Alle planetene i solsystemet kretser i samme retning rundt solen. Og selve solen roterer i samme retning rundt sin egen akse. Dette antyder at solen og planetene har felles historie utdanning. De ble dannet fra en enkelt protoplanetarisk sky.

Solen var i sentrum, og har derfor den største massen. Jupiter, mest stor planet solsystemet ville blitt en stjerne hvis massen var ti ganger større. Deretter ville termonukleære reaksjoner begynne inne på denne planeten. Men Jupiter, som alle gigantiske planeter, frigjør mer varme enn den mottar fra Solen, noe som indikerer et ganske stort trykk og temperatur i sentrum. Så stjernene må rett og slett ha en enorm masse for å starte "reaktoren" som er skjult i midten.

Universet består for det meste av hydrogen og helium (mest hydrogen). Derfor består stjernene, som inneholder det meste av stoffet i universet, av de samme elementene. Og disse stoffene er drivstoffet for kjernefysiske reaksjoner. Inne i sola blir hydrogen til helium og et kvantum av lys sendes ut. Hvert sekund, som et resultat av stråling, avtar solens masse med omtrent 4 millioner tonn. Temperaturen inne i solen når millioner av grader. Utenfor - ca 6 tusen.

"Atomreaktoren" inne i stjernene fungerer som en smie for fremveksten av nye kjemiske elementer. Tross alt besto universet i utgangspunktet av hydrogen og helium, og resten av det periodiske systemet, inkludert oksygen, dukket opp takket være stjernene. Det interstellare rommet ble beriket med nye elementer som et resultat av supernovaeksplosjoner.

Hvis massen av stjerner er mye større enn massen til solen, kan de bli til objekter som science fiction-forfattere ofte nevner i historiene sine - sorte hull. Stjernens masse vil nå en slik verdi at selv lys ikke vil være i stand til å overvinne den kolossale tyngdekraften til stjernen. Og stjernene vil ikke være synlige. Det er en teori om at det er et svart hull i sentrum av vår galakse Melkeveien.

Melding om stjernene og stjernebildene. Som først kom opp med stjernebildene

Vi vet at de gamle sumererne beskrev stjernebildene for 4000 år siden. Naturligvis så folk på himmelen det de ønsket å se. Jaktstammene så stjernemalerier av de ville dyrene de jaktet på. Europeiske navigatører fant konstellasjoner som lignet et kompass i form. Forskere tror faktisk at hovedbruken av stjernebildene var å lære å navigere i havet mens de seilte.

Legender og myter om stjernebilder

Det er en legende som forteller at kona til den egyptiske farao Berenice (Veronica) tilbød hennes luksuriøse hår som en gave til gudinnen Venus. Men håret ble stjålet fra Venus haller og kom inn i himmelen som et stjernebilde. Om sommeren kan stjernebildet Coma Berenices sees på den nordlige halvkule under håndtaket til store dipper.

Du kan bestemme posisjonen din ved å finne en bestemt konstellasjon på himmelen på et bestemt sted på himmelen. Valget av visse mønstre i massen av stjerner hjalp til med studiet av stjernehimmelen. Astronomene i den antikke verden delte himmelen inn i regioner. Hver region ble delt inn i grupper av stjerner kalt konstellasjoner. Konstellasjonene fikk navn, legender og myter ble dannet om dem.

Ulike folkeslag delte stjernene inn i konstellasjoner på forskjellige måter. Noen av historiene knyttet til dannelsen av stjernebildene var ekstremt bisarre. Her, for eksempel, hva slags bilde så de gamle egypterne i stjernebildet rundt Big Dipper Bucket. De så en okse som lå ved siden av ham, en mann dratt langs bakken av en flodhest, som gikk på to bein og bar en krokodille på ryggen.

Hvordan gikk det med den store bjørnen

Mange konstellasjonshistorier har sitt opphav i greske myter. Her er en av dem. Gudinnen Juno var sjalu på ektemannen Jupiter, hushjelpen Callisto. For å beskytte Callisto gjorde Jupiter henne til en bjørn. Men det skapte nytt problem. En dag gikk sønnen til Callisto på jakt og så moren sin. Han trodde det var en vanlig bjørn, løftet buen og siktet. Jupiter grep inn og gjorde den unge mannen om til en liten bjørnunge for å forhindre drapet. Så ifølge myten dukket det opp en stor bjørn og en liten bjørnunge på himmelen. Nå kalles disse konstellasjonene Big Dipper og Ursa Minor.

Du har sikkert hørt om bueskytteren Orion med stjernebeltet og stjernebildet Løven. Men det er mange andre bilder på himmelen: meisel, pumpe, staffeli, teleskop og mikroskop, det er klokker, kameleon, hval og sjiraff. Og søker du nøye, kan du finne veldig eksotiske navn, som Veronicas hår.

Interessante fakta om stjernebilder og stjerner. Interessante fakta om konstellasjoner

I moderne astronomi skiller 88 konstellasjoner seg ut. Noen av dem kan bare sees fra den nordlige halvkule, og noen - fra den sørlige.
Stjerner som visuelt er inkludert i det samme stjernebildet kan faktisk være plassert hundrevis og tusenvis av lysår fra hverandre, noen lenger, andre nærmere. Men fra jorden ser det ut til at de er i nærheten (se interessante fakta om stjernene).
48 av de ovennevnte 88 konstellasjonene ble beskrevet av Ptolemaios, den antikke greske vitenskapsmannen og filosofen, som kompilerte sitt atlas over stjernehimmelen for rundt 2200 år siden.
Konstellasjonen Fiskene inneholder den største spiralgalaksen med ansikt på.
Noen konstellasjoner, spesielt Ursa Major, er nevnt i diktene til Homer, skapt av ham på 800-tallet f.Kr.
Stjerner og galakser er på ingen måte stasjonære, så også stjernebildene endres og forvrenges gradvis. Men i livet til flere generasjoner av mennesker er dette umerkelig.
Stjernen Mesartim i stjernebildet Væren var en av de første dobbeltstjernene som ble oppdaget med et teleskop.
På stor mengde folkeslag skilte stjernebildet Orion seg spesielt ut. Så de gamle egypterne æret ham som inkarnasjonen av den øverste guden Osiris (se interessante fakta om det gamle Egypt).
Konstellasjonen Tyren inkluderer den berømte krabbetåken, som er restene av en eksploderende supernova, samt to hele stjernehoper - Hyades og Pleiader.
Avhengig av årstid kan vi observere forskjellige konstellasjoner på himmelen, ettersom jorden beveger seg rundt solen, og ikke står stille.
På nattehimmelen beveger stjernebildene seg omtrent 1 grad per dag.
Totalt skiller 12 konstellasjoner av dyrekretsen seg ut, og alle er synlige innenfor årlig omsetning planeten vår rundt solen.
Fra slutten av november til midten av desember er lyset vårt i stjernebildet Ophiuchus, men astrologer rangerer det vanligvis ikke blant dyrekretsen.
Noen konstellasjoner er inkludert i andre. Så, Hercules inkluderer 19 konstellasjoner, og Ursa Major - 10.
av de fleste stor konstellasjon Hydra er på nattehimmelen. Den opptar omtrent 3 % av den synlige plassen over hodet. Og den minste er det berømte Sørkorset, som opptar 0,165%.
I stjernebildet Aquarius er den kaldeste stjernen vi kjenner til, overflatetemperaturen er bare rundt 2700 grader. Den er atskilt fra solen med 900 lysår (se interessante fakta om solen).
De australske og New Zealand-flaggene har Southern Cross, mest lys konstellasjon sørlige halvkule.
Konstellasjonen Kreft inkluderer kun lyse stjerner, som gjør ham til den mest iøynefallende av alle stjernetegnene.
Stjernen Regulus i stjernebildet Løven stråler 160 ganger mer lys ut i verdensrommet enn vår sol.
Stjernebildet Tvillingene er interessant fordi det var takket være stjernene at astronomen Herschel på 1700-tallet klarte å oppdage planeten Uranus med et teleskop (se interessante fakta om Uranus).
Konstellasjonen Bøtte inkluderer ikke bare stjerner. De to lyse prikkene i sammensetningen er hele galakser, men de er så langt unna oss at de virkelig kan forveksles med stjerner.
Stjernetegnene i dyrekretsen ble skilt ut som en spesiell gruppe av gamle greske astronomer.
Høstjevndøgn ligger i stjernebildet Jomfruen.
Stjernebildet Vekten var tidligere en del av Skorpionen, men senere ble noen stjerner isolert fra den av astronomer.
Solen passerer stjernebildet Skorpionen raskere enn alle de andre - på bare en uke.
Sentrum av galaksen vår er i stjernebildet Skytten.
De gamle grekerne kalte stjernebildet Steinbukken for "fiskegeiten".
Vannmannen-stjernebildet inneholder en kulehop på rundt 150 000 stjerner.

Konstellasjoner har fulgt en person siden antikken: de ble guidet underveis, planlagte gjøremål, gjettet. I dag er folk mindre avhengige av himmellegemer, men studiet stopper ikke. Interessante fakta om stjernebildene fortsetter å dukke opp og forbløffer astronomielskere.

Tidligere ble konstellasjoner ansett som figurer som danner stjerner, men i dag er dette deler av himmelsfæren med betingede grenser og alle himmellegemer på deres territorium. I 1930 ble antallet stjernebilder fastsatt - 88, hvorav 47 ble beskrevet før vår tidsregning, men navnene og navnene som ble gitt til stjernefigurer i antikken brukes fortsatt.
Den sørlige siden av himmelhvelvet begynte å bli nøye studert med begynnelsen av den store geografiske funn, men den nordlige ble ikke stående uten oppmerksomhet. Til sent XVIIårhundre ble det publisert atlas over stjernehimmelen med beskrivelser av 22 nye konstellasjoner. En trekant, en indianer, en paradisfugl dukket opp på kartet over himmelen på den sørlige halvkule, en giraff, et skjold, en sekstant og andre figurer ble fremhevet over den nordlige siden. De siste figurene ble dannet over jordens sydpol, og navnene deres inneholder ofte navnene på forskjellige enheter - Klokke, Pumpe, Teleskop, Kompass, Kompass.
I listen over Claudius Ptolemaios, en astronom fra det 2. århundre f.Kr., er det 48 navn på konstellasjoner, 47 av dem har overlevd til i dag. Den tapte klyngen ble kalt skipet eller Argo (skipet til helten til Hellas Jason, som fikk det gylne skinn). På 1700-tallet ble Skipet delt inn i 4 mindre figurer - Stern, Kiel, Seil, Compass. På eldgamle stjernekart ble plassen til kompasset okkupert av en mast.
Stjernenes statiske natur er villedende - uten spesielle instrumenter er det umulig å oppdage deres bevegelse i forhold til hverandre. Endringer i plassering ville bli merkbare hvis en person hadde muligheten til å se stjernebildene etter minst 26 tusen år.
Det er vanligvis 12 stjernetegn - denne forskjellen skjedde for mer enn 4,5 tusen år siden i det gamle Egypt. I dag har astronomer regnet ut at i perioden fra 27. november til 17. desember stiger et annet stjernebilde, Ophiuchus, i horisonten.
Hydra regnes som den største av stjernefigurene, den opptar 3,16% av stjernehimmelen og strekker seg over en fjerdedel av himmelen i en lang stripe, som ligger på den nordlige og sørlige halvkule.
De lyseste stjernene på den nordlige halvkule tilhører Orion, 209 av dem er synlige for det blotte øye. De mest interessante romobjektene på denne delen av himmelen er "Orion-beltet" og Orion-tåken.
Den lyseste konstellasjonen på den sørlige himmelen og den minste av alle eksisterende klynger er Sørkorset. De fire stjernene ble brukt av sjømenn for orientering i flere tusen år, romerne kalte dem "keiserens trone", men som en uavhengig konstellasjon ble korset registrert først i 1589.
Det nærmeste stjernebildet til solsystemet er Pleiadene, bare 410 lysår unna. Pleiadene består av 3000 stjerner, hvorav 9 er spesielt lyse. Forskere finner bildene sine på gjenstander i forskjellige deler av verden, siden mange mennesker i eldgamle tider æret Pleiadene.
Konstellasjonen med lavest lysstyrke er Table Mountain. Den ligger langt i sør, i regionen Antarktis, og består av 24 stjerner, hvorav de lyseste når bare femte størrelsesorden.
Stjernen nærmest Solen, Proxima, befinner seg i stjernebildet Centaurus, men etter 9 tusen år vil den bli erstattet av Barnards stjerne fra stjernebildet Ophiuchus. Avstanden fra solen til Proxima er 4,2 lysår, fra Barnards stjerne - 6 lysår.
Det meste eldgammelt kart konstellasjoner dateres tilbake til det 2. århundre f.Kr. Laget av Hipparchus fra Nicaea, ble det grunnlaget for arbeidet til astronomer fra en senere tid.
Noen astronomer prøvde å dele store konstellasjoner for å få nye, gi dem sine egne navn, vanligvis assosiert med navnene på herskere og generaler, og bli berømte. Presteskapet prøvde å erstatte hedenske navn med navn på helgener. Men disse ideene slo ikke rot, og bortsett fra skjoldet, som tidligere ble kalt "Shield of Jan Sobieski", til ære for den polske sjefen, overlevde ingen av navnene.
FRA det gamle Russland den karakteristiske bøtten til Big Dipper ble assosiert med en hest. I gamle dager ble den kalt "Horse Laid Up", og Ursa Minor ble ikke ansett som et eget stjernebilde - stjernene dannet et "tau" som hesten ble "bundet" til polarstjerne- spøk.
Stjernefigurer pryder flaggene til New Zealand og Alaska. Det firestjerners Southern Cross ble adoptert som en del av Zeeland-flagget i 1902. Flaggene til Alaska er dekorert med Big Dipper og North Star.

1. Hva er den nærmeste stjernen til jorden? Dette er Solen. Den ligger bare 150 millioner km fra jorden, og er etter romstandard en gjennomsnittlig stjerne. Den er klassifisert som en G2 hovedsekvens gul dverg. Den har konvertert hydrogen til helium i 4,5 milliarder år, og vil sannsynligvis fortsette å gjøre det i ytterligere 7 milliarder år. Når solen går tom for drivstoff vil den bli en rød kjempestjerne, størrelsen på stjernen vil øke mange ganger. Når den utvider seg, vil den oppsluke Merkur, Venus og muligens til og med jorden.

2. Alle stjerner har samme sammensetning. Fødselen til en stjerne begynner i en sky av kaldt molekylært hydrogen, som begynner å trekke seg sammen gravitasjonsmessig. Når en sky av molekylært hydrogen krymper i fragmenter, vil mange av disse fragmentene dannes til individuelle stjerner. Materialet samles til en ball som fortsetter å trekke seg sammen under sin egen tyngdekraft til senteret når en temperatur som er i stand til å antenne kjernefysisk fusjon. Kildegassen ble dannet under Big Bang og består av 74 % hydrogen og 25 % helium. Over tid omdanner de noe av hydrogenet til helium. Dette er grunnen til at vår sol består av 70 % hydrogen og 29 % helium. Men i utgangspunktet består de av 3/4 hydrogen og 1/4 helium, med urenheter av andre sporstoffer.

3.Stjernene er i perfekt balanse. Enhver stjerne, som det var, er i konstant konflikt med seg selv. På den ene siden komprimerer hele stjernens masse den hele tiden med tyngdekraften. Men den varme gassen utøver et enormt trykk fra innsiden, og bryter dens gravitasjonskollaps. Kjernefysisk fusjon i kjernen genererer en enorm mengde energi. Fotoner, før de bryter ut, gjør en reise fra sentrum til overflaten, om omtrent 100 000 år. Når en stjerne blir lysere, utvider den seg og blir en rød kjempe. Når kjernefysisk fusjon i sentrum stopper, kan ingenting holde tilbake det økende trykket i de overliggende lagene, og den kollapser og blir til en hvit dverg, nøytronstjerne eller svart hull. Det er mulig at stjernene på himmelen som vi ser ikke lenger eksisterer, fordi de er veldig langt unna og lyset deres bruker milliarder av år på å nå jorden.

4. De fleste stjerner er røde dverger. Sammenligner man alle kjente stjerner, kan det hevdes at de fleste er røde dverger. De har mindre enn 50 % av solens masse, og røde dverger kan veie så mye som 7,5 %. Under denne massen vil ikke gravitasjonstrykket kunne komprimere gassen i sentrum for å starte kjernefysisk fusjon. De kalles brune dverger. Røde dverger frigjør mindre enn 1/10 000 av solens energi, og kan brenne i titalls milliarder år.

5. Massen er lik dens temperatur og farge. Fargen på stjernene kan variere fra rød til hvit eller blå. Rød farge tilsvarer den kaldeste med temperaturer under 3500 grader Kelvin. Stjernen vår er gulhvit, med en gjennomsnittstemperatur på rundt 6000 Kelvin. De varmeste er blå, med overflatetemperaturer over 12 000 grader Kelvin. Temperatur og farge henger altså sammen. Massen bestemmer temperaturen. Jo større masse, jo større vil kjernen være, og jo mer aktiv kjernefusjon vil oppstå. Dette betyr at mer energi når overflaten og øker temperaturen. Men det er et unntak, dette er røde kjemper. En typisk rød kjempe kan være like massiv som vår sol, og være en hvit stjerne hele livet. Men når den nærmer seg slutten av levetiden, øker den og lysstyrken øker 1000 ganger og virker unaturlig lyssterk. Blå kjemper er bare store, massive, varme stjerner.

6. De fleste stjernene er binære. Mange stjerner er født i par. Dette er binære stjerner, der to lyskilder går i bane rundt et felles tyngdepunkt. Det finnes andre systemer med 3, 4 eller enda flere deltakere. Bare tenk hvilke vakre soloppganger du kan se på en planet i et firestjerners system.

7. Størrelsen på de største solene er lik Saturns bane. La oss snakke om røde kjemper, eller for å være mer presis, om røde superkjemper, som lyset vårt ser veldig lite ut mot. Den røde superkjempen er Betelgeuse, i stjernebildet Orion. Den er 20 ganger solens masse og samtidig 1000 ganger større. Den største kjente stjernen er VY Canis Majoris. Den er 1800 ganger større enn vår sol og vil passe inn i Saturns bane!

8. De mest massive armaturene har svært kort levetid. Som nevnt ovenfor kan en rød dverg med lav masse brenne i titalls milliarder år før den går tom for drivstoff. Det motsatte er også sant, for de mest massive vi vet om. Gigantiske armaturer kan være 150 ganger solens masse og frigjøre en enorm mengde energi. For eksempel er en av de mest massive stjernene vi vet om Eta Carinae, som ligger omtrent 8000 lysår fra Jorden. Den frigjør 4 millioner ganger mer energi enn solen. Mens solen vår trygt kan brenne drivstoff i milliarder av år, kan Eta Carinae bare skinne i noen få millioner år. Og astronomer forventer at Eta Carina eksploderer når som helst. Når den slukker, vil den bli den lyseste gjenstanden på himmelen.

9. Antall stjerner er enormt. Hvor mange stjerner er det i Melkeveien? Du kan bli overrasket over å vite at det er i størrelsesorden 200-400 milliarder stykker i galaksen vår. Hver kan ha planeter, og på noen er liv mulig. Det er rundt 500 milliarder galakser i universet, som hver kan ha like mange eller enda flere enn Melkeveien. Multipliser disse to tallene sammen og du vil se hvor mange det er omtrent.

10. De er veldig, veldig langt unna. Nærmest jorden (unntatt solen) er Proxima Centauri, som ligger 4,2 lysår fra jorden. Det tar med andre ord over 4 år for selve lyset å fullføre reisen fra jorden. Hvis vi skyter opp det raskeste romfartøyet som noen gang er skutt opp fra jorden, vil det ta mer enn 70 000 år å nå det. I dag er det rett og slett ikke mulig å reise mellom stjernene.

I uminnelige tider har mennesket forsøkt å gi navn til gjenstandene og fenomenene som omringet ham. Dette gjelder også himmellegemer. Først ble navnene gitt til de lyseste, mest synlige stjernene, over tid - og andre.

Noen stjerner er navngitt i henhold til posisjonen de inntar i stjernebildet. For eksempel er stjernen Deneb (ordet oversettes som "hale") som ligger i stjernebildet Cygnus, faktisk stasjonert i denne delen av kroppen til en imaginær svane. Et eksempel til. Stjernen Omicron, bedre kjent som Mira, som oversettes fra latin som "fantastisk", ligger i stjernebildet Cetus. Mira har muligheten til å endre lysstyrken. I lange perioder forsvinner den vanligvis fra synsfeltet, altså observasjoner det blotte øye. Navnet på stjernen er forklart av dens spesifisitet. I utgangspunktet ble stjernene navngitt i antikken, så det er ikke overraskende at de fleste navnene har latinske, greske og senere arabiske røtter.

Oppdagelsen av stjerner hvis tilsynelatende lysstyrke endres over tid, har ført til spesielle betegnelser. De er merket med store bokstaver med latinske bokstaver, etterfulgt av navnet på stjernebildet i genitivkasus. Men den første variable stjernen som finnes i et stjernebilde er ikke merket med bokstaven A. Den regnes fra bokstaven R. Den neste stjernen er merket med bokstaven S, og så videre. Når alle bokstavene i alfabetet er oppbrukt, ny krets, det vil si at etter Z brukes igjen A. I dette tilfellet kan bokstaver dobles, for eksempel "RR". "R Leo" betyr at dette er den første variable stjernen som ble oppdaget i stjernebildet Leo.

HVORDAN EN STJERNE ER FØDT.

Stjerner blir født når en sky, hovedsakelig sammensatt av interstellar gass og støv, trekker seg sammen og kondenserer under sin egen tyngdekraft. Det antas at denne prosessen fører til dannelsen av stjerner. Ved hjelp av optiske teleskoper kan astronomer se disse sonene, de ser ut som mørke flekker på en lys bakgrunn. De kalles "gigantiske molekylære skykomplekser" fordi hydrogen er inkludert i deres sammensetning i form av molekyler. Disse kompleksene, eller systemene, sammen med kuleformede stjernehoper, er de største strukturene i galaksen, noen ganger når de 1300 lysår i diameter.

Yngre stjerner, kalt "stjernepopulasjon I", dannet fra restene som er et resultat av utbrudd av gamle stjerner, de kalles "stjernepopulasjon II". Et eksplosivt blits forårsaker en sjokkbølge som når den nærmeste tåken og provoserer dens kompresjon.

Bock kuler .

Så det er en kompresjon av en del av tåken. Samtidig med denne prosessen begynner dannelsen av tette mørke runde gass- og støvskyer. De kalles "Bock-kuler". Bock, en amerikansk astronom av nederlandsk opprinnelse (1906-1983), beskrev først kuler. Massen til kulene er omtrent 200 ganger massen til solen vår.

Når Bok-kulen fortsetter å kondensere, øker massen, og trekker stoff fra nærliggende områder på grunn av tyngdekraften. På grunn av det faktum at den indre delen av kulen tykner raskere enn den ytre, begynner kulen å varmes opp og rotere. Etter flere hundre tusen år, hvor kompresjon skjer, dannes en protostjerne.

Evolusjon av en protostjerne.

På grunn av økningen i masse tiltrekkes mer og mer materie til sentrum av protostjernen. Energien som frigjøres fra gassen som trekker seg sammen på innsiden, omdannes til varme. Trykket, tettheten og temperaturen til protostjernen øker. På grunn av temperaturøkningen begynner stjernen å lyse med et mørkerødt lys.

Protostjernen er veldig stor, og selv om den termiske energien er fordelt over hele overflaten, forblir den fortsatt relativt kald. I kjernen stiger temperaturen og når flere millioner grader Celsius. Rotasjon og rund form protostjerner er noe modifisert, det blir flatere. Denne prosessen tar millioner av år.

Det er vanskelig å se unge stjerner, siden de fortsatt er omgitt av en mørk støvsky, på grunn av hvilken glansen til stjernen er nesten usynlig. Men de kan sees ved hjelp av spesielle infrarøde teleskoper. Den varme kjernen til en protostjerne er omgitt av en roterende skive av materie, som har en stor tiltrekningskraft. Kjernen blir så varm at den begynner å støte ut stoff fra to poler, hvor motstanden er minimal. Når disse utkastene kolliderer med det interstellare mediet, bremser de ned og forsvinner på begge sider, og danner en dråpe- eller bueformet struktur kjent som Herbick-Haro-objektet.

Stjerne eller planet?

Temperaturen på protostjernen når flere tusen grader. Videreutvikling av arrangementer avhenger av dimensjonene i dette himmellegeme; hvis massen er liten og er mindre enn 10 % av solens masse, betyr dette at det ikke er noen betingelser for gjennomgang av kjernereaksjoner. En slik protostjerne vil ikke kunne bli til en ekte stjerne.

Forskere har beregnet at for transformasjon av et sammentrekkende himmellegeme til en stjerne, må minimumsmassen være minst 0,08 av massen til solen vår. En gassholdig sky av mindre størrelser, som tykner, vil gradvis avkjøles og bli til et overgangsobjekt, noe mellom en stjerne og en planet, dette er den såkalte "brune dvergen".

Planeten Jupiter er et himmelobjekt for lite til å bli en stjerne. Hvis den var større, ville kanskje kjernefysiske reaksjoner begynt i dypet, og sammen med solen ville den bidra til fremveksten av et system av dobbeltstjerner.

Kjernefysiske reaksjoner.

Hvis massen til protostjernen er stor, fortsetter den å kondensere under påvirkning av sin egen tyngdekraft. Trykket og temperaturen i kjernen stiger, temperaturen når gradvis 10 millioner grader. Dette er nok til å kombinere hydrogen- og heliumatomer.

Deretter aktiveres den kjernereaktor» protostjerne, og den blir til en vanlig stjerne. Deretter slippes en sterk vind, som sprer det omkringliggende skallet av støv. Etter det kan du se lyset som kommer fra den dannede stjernen. Dette stadiet kalles «T-Taurus-fasen» og kan vare i opptil 30 millioner år. Fra restene av gass og støv som omgir stjernen, er dannelsen av planeter mulig.

Fødselen av en ny stjerne kan forårsake en sjokkbølge. Etter å ha nådd tåken, provoserer den kondensering av ny materie, og prosessen med stjernedannelse vil fortsette gjennom gass- og støvskyer. Små stjerner er svake og kalde, mens store stjerner er varme og lyse. I det meste av sin eksistens balanserer stjernen i likevektsstadiet.

KARAKTERISTIKKER TIL STJERNENE.

Ved å observere himmelen selv med det blotte øye, kan man umiddelbart merke seg et slikt trekk ved stjernene som lysstyrke. Noen stjerner er veldig lyse, andre er svakere. Uten spesielle instrumenter, under ideelle siktforhold, kan rundt 6000 stjerner sees. Takket være en kikkert eller et teleskop økes mulighetene våre betraktelig, vi kan beundre millioner av stjerner i Melkeveien og ytre galakser.

Ptolemaios og Almagest.

Det første forsøket på å katalogisere stjernene, basert på prinsippet om deres grad av lysstyrke, ble gjort av den hellenske astronomen Hipparchus fra Nicaea i det 2. århundre f.Kr. Blant hans mange verk var Stjernekatalogen, som inneholder en beskrivelse av 850 stjerner klassifisert etter koordinater og lysstyrke. Dataene som ble samlet inn av Hipparchus, og han oppdaget i tillegg fenomenet presesjon, ble utarbeidet og mottatt videre utvikling takket være Claudius Ptolemaios av Alexandria på 200-tallet. AD Han skapte det grunnleggende opuset "Almagest" i tretten bøker. Ptolemaios samlet all den astronomiske kunnskapen fra den tiden, klassifiserte dem og presenterte dem i en tilgjengelig og forståelig form. Almagest inkluderte også Star Catalogue. Den var basert på observasjonene av Hipparchus for fire århundrer siden. Men Ptolemaios's Star Catalog inneholdt omtrent tusen flere stjerner.

Ptolemaios katalog ble brukt nesten overalt i et årtusen. Han delte stjernene inn i seks klasser i henhold til graden av lysstyrke: de lyseste ble tildelt den første klassen, de mindre lyssterke til den andre, og så videre.

Den sjette klassen inkluderer stjerner som knapt er synlige for det blotte øye. Begrepet "kraften fra himmellegemenes glød" brukes fortsatt i dag for å bestemme lysstyrken til himmellegemer, ikke bare stjerner, men også tåker, galakser og andre himmelfenomener.

Stjernestørrelse i moderne vitenskap.

I midten av XIX århundre. Den engelske astronomen Norman Pogson forbedret metoden for å klassifisere stjerner i henhold til prinsippet om lysstyrke, som hadde eksistert siden Hipparchus og Ptolemaios tid. Pogson tok i betraktning at forskjellen når det gjelder lysstyrke mellom de to klassene er 2,5. Pogson introduserte en ny skala, ifølge hvilken forskjellen mellom stjernene i første og sjette klasse er 100 AU. Det vil si at lysstyrkeforholdet til stjerner i første størrelsesorden er 100. Dette forholdet tilsvarer et intervall på 5 størrelsesordener.

Relativt og absolutt omfanget.

Størrelsen, målt ved hjelp av spesielle instrumenter montert i et teleskop, indikerer hvor mye lys fra en stjerne som når en observatør på jorden. Lys overvinner avstanden fra stjernen til oss, og følgelig, jo lenger stjernen er plassert, jo svakere virker den. Det vil si at når man bestemmer størrelsen, er det nødvendig å ta hensyn til avstanden til stjernen. I dette tilfellet snakker vi om relativ stjernestørrelse. Det kommer an på avstanden.

Det er veldig lyse og veldig svake stjerner. For å sammenligne lysstyrken til stjerner, uavhengig av deres avstand fra jorden, ble konseptet "absolutt størrelse" introdusert. Det karakteriserer lysstyrken til en stjerne i en viss avstand på 10 parsecs (10 parsecs = 3,26 lysår). For å bestemme den absolutte størrelsen, må du vite avstanden til stjernen.

Stjernefarge.

Den neste viktige egenskapen til en stjerne er fargen. Når du ser på stjernene selv med det blotte øye, kan du se at ikke alle er like.

Det er blå, gule, oransje, røde stjerner, ikke bare hvite. Fargen på stjernene forteller mye for astronomene, først og fremst avhenger det av temperaturen på stjernens overflate. Røde stjerner er de kaldeste, deres temperatur er omtrent 2000-3000 o C. Gule stjerner, som vår sol, har en gjennomsnittstemperatur på 5000-6000 o C. De varmeste er hvite og blå stjerner, temperaturen deres er 50000-60000 o C og høyere.

Mystiske linjer.

Hvis vi sender lyset til en stjerne gjennom et prisme, vil vi få det såkalte spekteret, det vil bli krysset av linjer. Disse linjene er et slags «identifikasjonskart» over stjernen, ettersom astronomer kan bruke dem til å bestemme den kjemiske sammensetningen av overflatelagene til stjerner. Linjene tilhører forskjellige kjemiske grunnstoffer.

Sammenligning av linjene i stjernespekteret med linjene laget i laboratorieforhold, kan du bestemme hvilke kjemiske grunnstoffer som er en del av stjernene. I spektrene er hovedlinjene hydrogen og helium, det er disse grunnstoffene som utgjør hoveddelen av stjernen. Men det er også elementer av metallgruppen - jern, kalsium, natrium, etc. I det lyse solspekteret er linjer av nesten alle kjemiske elementer synlige.

HERTZSHPRUNG-RESELL DIAGRAM.

Blant parameterne som karakteriserer en stjerne, er det to viktigste - disse er temperaturer og absolutt størrelse. Temperaturindikatorer er nært knyttet til stjernens farge, og den absolutte stjernestørrelsen er nært knyttet til spektraltypen. Dette refererer til klassifiseringen av stjerner i henhold til intensiteten til linjene i deres spektre. I henhold til klassifiseringen som brukes for øyeblikket, er stjerner delt inn i syv hovedspektralklasser i henhold til deres spektre. De er betegnet med latinske bokstaver O, B, A, F, G, K, M. Det er i denne sekvensen at temperaturen på stjerner synker fra flere titusenvis av grader O til 2000-3000 grader M stjerner.

Absolutt størrelse, dvs. et mål på glans som indikerer mengden energi som sendes ut av en stjerne. Det kan beregnes teoretisk ved å vite avstanden til stjernen.

Enestående idé.

Ideen om å koble sammen de to hovedparametrene til en stjerne kom opp med to forskere i 1913, og de jobbet uavhengig av hverandre.

Vi snakker om den nederlandske astronomen Einar Hertzsprung og den amerikanske astrofysikeren Henry Norris Ressell. Forskere jobbet i en avstand på tusenvis av kilometer fra hverandre. De tegnet en graf som bandt sammen de to hovedparametrene. Den horisontale aksen reflekterer temperaturen, den vertikale - den absolutte størrelsen. Resultatet ble et diagram som ble gitt navnene til to astronomer - Hertzsprung-Russell-diagrammet, eller, mer enkelt, GR-diagrammet.

Stjernen er kriteriet.

La oss se hvordan GR-diagrammet er kompilert. Først av alt er det nødvendig å velge en kriteriumstjerne. For dette er en stjerne egnet, avstanden som er kjent, eller en annen - med en allerede beregnet absolutt stjernestørrelse.

Det bør huskes at intensiteten til lysstyrken til enhver kilde, enten det er et stearinlys, en lyspære eller en stjerne, endres avhengig av avstanden. Matematisk uttrykkes dette som følger: lysstyrken "I" i en viss avstand "d" fra kilden er omvendt proporsjonal med "d2". I praksis betyr dette at dersom avstanden dobles, så synker lysstyrken med en faktor fire.

Deretter bør du bestemme temperaturen til de valgte stjernene. For å gjøre dette må de identifiseres. spektral type, farge og bestemme deretter temperaturen. For øyeblikket, i stedet for spektraltypen, brukes en annen ekvivalent indikator - "fargeindeksen".

Disse to parameterne er plottet på samme plan med temperaturen synkende fra venstre til høyre, på abscissen. Den absolutte lysstyrken er fast på ordinaten, økningen noteres fra bunn til topp.

Hovedsekvens.

På GR-diagrammet er stjernene ordnet langs en diagonal linje som går fra bunn til topp og fra venstre til høyre. Dette bandet kalles Main Sequence. Stjernene som utgjør den kalles stjernene i hovedsekvensen. Solen tilhører denne gruppen. Dette er en gruppe gule stjerner med en overflatetemperatur på omtrent 5600 grader. Stjernene i hovedsekvensen er i den mest "rolige fasen" av deres eksistens. I dypet av kjernene deres blandes hydrogenatomer, helium dannes. Hovedsekvensfasen er 90 % av levetiden til en stjerne. Av 100 stjerner er 90 i denne fasen, selv om de er fordelt i forskjellige posisjoner avhengig av temperatur og lysstyrke.

Hovedsekvensen er et «smalt område», noe som indikerer at stjerner sliter med å opprettholde en balanse mellom tiltrekningskraften, som trekker innover, og kraften som genereres som et resultat av kjernefysiske reaksjoner, som trekker til utsiden av sonen. En stjerne som Solen, lik 5600 grader, må ha en absolutt styrke på omtrent +4,7 for å opprettholde balansen. Dette følger av diagrammet til G-R.

Røde kjemper og hvite dverger.

Røde kjemper er i den øvre sonen til høyre, plassert på yttersiden av Main Sequence. Et karakteristisk trekk ved disse stjernene er en veldig lav temperatur (ca. 3000 grader), men samtidig er de lysere enn stjerner som har identiske temperaturer og befinner seg i hovedsekvensen.

Naturligvis oppstår spørsmålet: hvis energien som sendes ut av en stjerne avhenger av temperatur, hvorfor har stjerner med samme temperatur forskjellige grader av lysstyrke. Forklaringen må søkes i størrelsen på stjernene. Røde kjemper er lysere fordi deres utstrålende overflate er mye større enn hovedsekvensstjerner.

Det er ikke tilfeldig at denne typen stjerner kalles "kjemper". Faktisk kan deres diameter overstige solens diameter med 200 ganger, disse stjernene kan okkupere en plass på 300 millioner km, som er dobbelt så stor avstand fra jorden til solen! Ved hjelp av posisjonen på påvirkningen av størrelsen på en stjerne, vil vi prøve å forklare noen punkter i eksistensen av andre stjerner - hvite dverger. De er plassert nederst til venstre i HR-diagrammet.

Hvite dverger er veldig varme, men ikke veldig klare stjerner. Ved samme temperatur som store og varme blå-hvite hovedsekvensstjerner er hvite dverger mye mindre. Disse er veldig tette og kompakte stjerner, de er 100 ganger mindre enn solen, deres diameter er omtrent den samme som jordens. Et levende eksempel på den høye tettheten av hvite dverger kan gis - en kubikkcentimeter av stoffet de er sammensatt av bør veie omtrent ett tonn!

kuleformede stjernehoper.

Når man tegner G-R-diagrammer over kulestjernehoper, og de inneholder stort sett gamle stjerner, er det svært vanskelig å bestemme hovedrekkefølgen. Sporene registreres hovedsakelig i den nedre sonen, hvor kjøligere stjerner er konsentrert. Dette skyldes det faktum at varme og lyse stjerner allerede har passert den stabile fasen av deres eksistens og beveger seg til høyre, inn i sonen med røde kjemper, og hvis de har passert den, så inn i sonen med hvite dverger. Hvis folk var i stand til å følge alle evolusjonsstadiene til en stjerne i løpet av livet, ville de kunne se hvordan den endrer sine egenskaper.

For eksempel, når hydrogenet i kjernen av en stjerne slutter å brenne, synker temperaturen i det ytre laget av stjernen, og selve laget utvider seg. Stjernen går ut av hovedsekvensfasen og går mot høyre side diagrammer. Dette gjelder først og fremst stjerner med stor masse, de lyseste - det er denne typen som utvikler seg raskere.

Over tid flytter stjerner seg ut av hovedsekvensen. Et "vendepunkt" er festet på diagrammet, takket være det er det mulig å beregne alderen til klyngestjerner ganske nøyaktig. Jo høyere "vendepunktet" er på diagrammet, jo yngre er klyngen, og følgelig, jo lavere den er på diagrammet, desto eldre er stjernehopen.

Diagramverdi.

Hertzsprung-Russell-diagrammet er til stor hjelp for å studere utviklingen av stjerner gjennom hele deres eksistens. I løpet av denne tiden gjennomgår stjernene endringer, transformasjoner, i noen perioder er de veldig dype. Vi vet allerede at stjerner ikke er forskjellige i sine egne egenskaper, men i hvilke faser de befinner seg i på et eller annet tidspunkt.

Med dette diagrammet kan du beregne avstanden til stjernene. Du kan velge hvilken som helst stjerne som er i hovedsekvensen, med en temperatur som allerede er bestemt, og se fremdriften på diagrammet.

AVSTAND TIL STJERNENE.

Når vi ser på himmelen med det blotte øye, vises stjernene, selv de lyseste, for oss som strålende punkter som ligger i samme avstand fra oss. Himmelhvelvet spredte seg over oss som et teppe. Det er ingen tilfeldighet at stjernenes posisjoner uttrykkes i bare to koordinater (høyre oppstigning og deklinasjon), og ikke i tre, som om de befinner seg på overflaten, og ikke i tredimensjonalt rom. Med teleskoper kan vi ikke få all informasjon om stjernene, for eksempel fra fotografier av Hubble-romteleskopet, vi kan ikke fastslå nøyaktig hvor langt unna stjernene er.

Dybde av plass.

Det faktum at universet også har en tredje dimensjon – dybde – lærte folk relativt nylig. Bare på begynnelsen av 1800-tallet, takket være forbedringen av astronomisk utstyr og instrumenter, var forskere i stand til å måle avstanden til noen stjerner. Den første var stjernen 61 Cygnus. Astronom F.V. Bessel fant ut at den er i en avstand på 10 lysår. Bessel var en av de første astronomene som målte den "årlige parallaksen". Frem til nå er metoden med "årlig parallakse" grunnlaget for å måle avstanden til stjerner. Dette er en rent geometrisk metode - det er nok å måle vinkelen og beregne resultatet.

Men enkelheten til metoden samsvarer ikke alltid med effektiviteten. På grunn av den store avstanden til stjernene er vinklene svært små. De kan måles med teleskoper. Parallaksevinkelen til stjernen Proxima Centauri, den nærmeste av trippelsystemet Alpha Centauri, er liten (0,76 eksakt variant), men i denne vinkelen kan du se hundre lire-mynter i en avstand på titalls kilometer. Selvfølgelig, jo lengre avstand, jo mindre blir vinkelen.

uunngåelige unøyaktigheter.

Feil når det gjelder å bestemme parallakse er ganske mulig, og antallet øker når objektet beveger seg bort. Selv om det ved hjelp av moderne teleskoper er mulig å måle vinkler til nærmeste tusendel, vil det fortsatt være feil: i en avstand på 30 lysår vil de være omtrent 7 %, 150 lysår. år - 35%, og 350 St. år - opptil 70%. Selvfølgelig gjør store unøyaktigheter målinger ubrukelige. Ved å bruke "parallaksemetoden" er det mulig å lykkes med å bestemme avstandene til flere tusen stjerner som ligger i området rundt 100 lysår. Men i vår galakse er det mer enn 100 milliarder stjerner, hvis diameter er 100 000 lysår!

Det finnes flere varianter av metoden «årlig parallakse», for eksempel «sekulær parallakse». Metoden tar hensyn til Solens og hele solsystemets bevegelse i retning av stjernebildet Hercules, med en hastighet på 20 km/sek. Med en slik bevegelse har forskere muligheten til å samle den nødvendige databasen for en vellykket parallakseberegning. På ti år er det mottatt 40 ganger mer informasjon enn det som tidligere var mulig.

Deretter, ved hjelp av trigonometriske beregninger, bestemmes avstanden til en bestemt stjerne.

Avstand til stjernehoper.

Det er lettere å beregne avstanden til stjernehoper, spesielt åpne. Stjernene er plassert relativt nær hverandre, derfor kan du ved å beregne avstanden til en stjerne bestemme avstanden til hele stjernehopen.

Også i dette tilfellet kan du bruke statistiske metoder for å redusere antall unøyaktigheter. For eksempel metoden for "konvergerende punkter", den brukes ofte av astronomer. Det er basert på det faktum at langsiktig observasjon bak stjernene i en åpen klynge, som beveger seg mot et felles punkt, kalles det et konvergerende punkt. Ved å måle vinklene og radielle hastigheter (det vil si hastigheten på å nærme seg jorden og bevege seg bort fra den), kan man bestemme avstanden til stjernehopen. Ved å bruke denne metoden er 15 % unøyaktigheter mulig i en avstand på 1500 lysår. Den brukes også i avstander på 15 000 lysår, noe som er ganske egnet for himmellegemer i vår galakse.

Hoved Sekvens Tilpasning - etablering av hovedsekvensen.

For å bestemme avstanden til fjerne stjernehoper, for eksempel til Pleiadene, kan du fortsette som følger: bygg r-diagram, på vertikal akse legg merke til den tilsynelatende stjernestørrelsen (og ikke absolutt, fordi den avhenger av avstand), avhengig av temperatur.

Deretter bør du sammenligne det resulterende bildet med diagrammet til G.R. Jad, det har mange likheter når det gjelder hovedsekvenser. Ved å justere de to diagrammene så tett som mulig, kan man bestemme hovedsekvensen til stjernehopen som skal måles.

Da bør du bruke ligningen:

m-M=5log(d)-5, hvor

m er den tilsynelatende stjernestørrelsen;

M er den absolutte størrelsen;

d er avstanden.

På engelsk kalles denne metoden "Main Sequence Fitting". Den kan brukes til åpne stjernehoper som NGC 2362, Alpha Perseus, Cepheus III, NGC 6611. Astronomer har forsøkt å bestemme avstanden til den kjente doble åpne stjernehopen i stjernebildet Perseus ("h" og "chi") , hvor det er mange stjerner - supergiganter. Men dataene viste seg å være motstridende. Ved å bruke "Main Sequence Fitting"-metoden er det mulig å bestemme avstanden opp til 20000-25000 lysår, dette er den femte delen av vår galakse.

lysintensitet og avstand.

Jo lenger unna et himmellegeme befinner seg, jo svakere ser lyset ut til å være. Denne posisjonen er i samsvar med den optiske loven, ifølge hvilken intensiteten til lys "I" er omvendt proporsjonal med avstanden i kvadrat "d".

For eksempel, hvis en galakse er i en avstand på 10 millioner lysår, så har en annen galakse som ligger på 20 millioner lysår en lysstyrke som er fire ganger mindre enn den første. Det vil si at fra et matematisk synspunkt er forholdet mellom de to størrelsene "I" og "d" nøyaktig og målbart. På astrofysikkens språk er lysintensiteten den absolutte størrelsen på stjernestørrelsen M til ethvert himmelobjekt, hvor avstanden skal måles.

Ved å bruke ligningen m-M=5log(d)-5 (den gjenspeiler loven om endring i lysstyrke) og vite at m alltid kan bestemmes ved hjelp av et fotometer, og M er kjent, måles avstanden "d". Så å vite den absolutte stjernestørrelsen, er det ikke vanskelig å bestemme avstanden ved hjelp av beregninger.

Interstellar absorpsjon.

Et av hovedproblemene knyttet til avstandsmålemetoder er problemet med lysabsorpsjon. På sin vei til jorden reiser lyset enorme avstander, det passerer gjennom interstellart støv og gass. Følgelig blir en del av lyset adsorbert, og når det når teleskopene som er installert på jorden, har det allerede en ikke-opprinnelig kraft. Forskere kaller dette "utryddelse", svekkelse av lys. Det er svært viktig å beregne mengden av utryddelse når du bruker en rekke metoder, for eksempel candela. I dette tilfellet må de nøyaktige absolutte stjernestørrelsene være kjent.

Det er ikke vanskelig å bestemme utryddelsen for galaksen vår - det er nok å ta hensyn til støvet og gassen til Melkeveien. Det er vanskeligere å bestemme utryddelsen av lys fra et objekt fra en annen galakse. Til utryddelsen langs stien i galaksen vår må man også legge til en del av det absorberte lyset fra en annen.

EVOLUTION AV STJERNER.

Det indre livet til en stjerne reguleres av virkningen av to krefter: tiltrekningskraften, som motsetter stjernen, holder den, og kraften som frigjøres under kjernereaksjonene som finner sted i kjernen. Den har tvert imot en tendens til å "dytte" stjernen ut i det fjerne rommet. Under dannelsesstadiet er en tett og komprimert stjerne under sterk påvirkning av tyngdekraften. Som et resultat oppstår sterk oppvarming, temperaturen når 10-20 millioner grader. Dette er nok til å starte kjernefysiske reaksjoner, som et resultat av at hydrogen omdannes til helium.

Så, over en lang periode, balanserer de to kreftene hverandre, stjernen er i stabil tilstand. Når kjernebrenselet til kjernen gradvis tørker opp, går stjernen inn i en fase med ustabilitet, to krefter motsetter seg. Et kritisk øyeblikk kommer for en stjerne, en rekke faktorer spiller inn - temperatur, tetthet, kjemisk sammensetning. Stjernens masse kommer først, det er av den fremtiden til dette himmellegemet avhenger - enten blusser stjernen opp som en supernova, eller blir til en hvit dverg, en nøytronstjerne eller et svart hull.

Hvordan renner hydrogen ut?

Bare veldig store blant himmellegemer blir stjerner, mindre blir til planeter. Det finnes også kropper med middels masse, de er for store til å tilhøre klassen av planeter, og for små og kalde til at kjernereaksjoner som er karakteristiske for stjerner kan oppstå i dypet.

Så en stjerne er dannet av skyer som består av interstellar gass. Som allerede nevnt, forblir en stjerne i en balansert tilstand i ganske lang tid. Så kommer en periode med ustabilitet. Stjernens videre skjebne avhenger av ulike faktorer. Tenk på en hypotetisk liten stjerne med en masse mellom 0,1 og 4 solmasser. Et karakteristisk trekk ved stjerner med lav masse er fraværet av konveksjon i de indre lagene, dvs. stoffene som utgjør stjernen blander seg ikke, slik det skjer i stjerner med stor masse.

Dette betyr at når hydrogen i kjernen renner ut, er det ingen ny tilførsel av dette grunnstoffet i de ytre lagene. Hydrogen, brennende, blir til helium. Litt etter litt varmes kjernen opp, overflatelagene destabiliserer sin egen struktur, og stjernen, som man kan se av D-R-diagrammet, beveger seg sakte ut av hovedsekvensen. I den nye fasen øker tettheten av materie inne i stjernen, sammensetningen av kjernen "degenererer", som et resultat vises en spesiell konsistens. Det er annerledes enn vanlig materie.

Modifikasjon av materie.

Når materie endres, avhenger trykket kun av tettheten av gasser, og ikke av temperaturen.

I Hertzsprung-Russell-diagrammet skifter stjernen til høyre og deretter oppover, og nærmer seg det røde kjempeområdet. Dimensjonene øker betydelig, og på grunn av dette synker temperaturen på de ytre lagene. Diameteren til en rød kjempe kan nå hundrevis av millioner kilometer. Når solen vår går inn i denne fasen, vil den «svelge» både Merkur og Venus, og hvis den ikke kan fange jorden, vil den varme den opp i en slik grad at livet på planeten vår vil slutte å eksistere.

Under utviklingen av en stjerne stiger temperaturen i kjernen. Først oppstår kjernefysiske reaksjoner, deretter, når den optimale temperaturen er nådd, smelter heliumet. Når dette skjer, forårsaker den plutselige økningen i kjernetemperatur et utbrudd, og stjernen beveger seg raskt til venstre side av H-R-diagrammet. dette er den såkalte "helium flashen". På dette tidspunktet brenner den heliumholdige kjernen opp sammen med hydrogen, som er en del av skallet som omgir kjernen. På G-P-diagrammet fikseres dette stadiet ved å flytte til høyre langs den horisontale linjen.

De siste fasene av evolusjonen.

Under omdannelsen av helium til hydrokarboner blir kjernen modifisert. Temperaturen stiger til karbonet begynner å brenne. Det er et nytt utbrudd. I alle fall, i løpet av de siste fasene av utviklingen av en stjerne, noteres et betydelig tap av massen. Dette kan skje gradvis eller brått, under et utbrudd, når de ytre lagene av stjernen sprekker som en stor boble. PÅ siste tilfelle det dannes en planetarisk tåke - et sfærisk skall som forplanter seg i verdensrommet med en hastighet på flere titalls eller til og med hundrevis av kilometer i sekundet.

Den endelige skjebnen til en stjerne avhenger av massen som er igjen etter alt som skjer med den. Hvis den kastet ut mye materie under alle transformasjonene og utbruddene og massen ikke overstiger 1,44 solmasser, blir stjernen til en hvit dverg. Denne kalles Chandrasekhar-grensen, etter den pakistanske astrofysikeren Subrahmanyan Chandrasekhar. Dette er den maksimale massen til en stjerne der en katastrofal slutt kanskje ikke finner sted på grunn av elektrontrykket i kjernen.

Etter utbruddet av de ytre lagene forblir stjernens kjerne, og overflatetemperaturen er svært høy - omtrent 100 000 o K. Stjernen beveger seg til venstre kant av H-R-diagrammet og går ned. Lysstyrken avtar ettersom størrelsen minker.

Stjernen når sakte sonen med hvite dverger. Dette er stjerner med liten diameter, men preget av svært høy tetthet, halvannen million ganger vanntettheten.

En hvit dverg representerer det siste stadiet i utviklingen av en stjerne, uten bluss. Hun kjøler seg sakte ned. Forskere mener at slutten av den hvite dvergen går veldig sakte, i det minste siden begynnelsen av universets eksistens, ser det ut til at ikke en eneste hvit dverg har lidd av "termisk død".

Hvis stjernen er stor, og massen er større enn solen, vil den bryte ut som en supernova. Under et utbrudd kan en stjerne bli helt eller delvis ødelagt. I det første tilfellet vil det etterlate en sky av gass med reststoffene til stjernen. I den andre vil et himmellegeme med høyeste tetthet forbli - en nøytronstjerne eller et svart hull.

VARIABLE STJERNER.

I følge Aristoteles sitt konsept er universets himmellegemer evige og permanente. Men denne teorien har gjennomgått betydelige endringer med ankomsten av 1600-tallet. første kikkert. Observasjoner utført i løpet av de følgende århundrene har vist at i virkeligheten skyldes den tilsynelatende konstantheten til himmellegemer mangelen på teknologi for observasjon eller dens ufullkommenhet. Forskere har kommet til den konklusjon at variabilitet er en felles egenskap for alle typer stjerner. Under evolusjonen går en stjerne gjennom flere stadier, hvor dens hovedegenskaper - farge og lysstyrke - gjennomgår dype endringer. De oppstår under eksistensen av en stjerne, som er titalls eller hundrevis av millioner år, så en person kan ikke være øyenvitne til hva som skjer. For noen klasser av stjerner er de pågående endringene løst i korte perioder, for eksempel innen flere måneder, dager eller deler av en dag. De pågående endringene i stjernen, dens lysstrømmer kan måles gjentatte ganger i løpet av påfølgende netter.

Målinger.

Faktisk er dette problemet ikke så enkelt som det ser ut ved første øyekast. Ved målinger må det tas hensyn til atmosfæriske forhold, og de endres, noen ganger betydelig i løpet av en natt. I denne forbindelse varierer data om lysstrømmene til stjerner betydelig.

Det er veldig viktig å kunne skille reelle endringer i lysstrømmen, og de er direkte relatert til stjernens lysstyrke, fra tilsynelatende, de forklares av endringer i atmosfæriske forhold.

For å gjøre dette anbefales det å sammenligne lysstrømmene til den observerte stjernen med andre stjerner - landemerker som er synlige gjennom teleskopet. Hvis endringene er tydelige, dvs. forbundet med endringer i atmosfæriske forhold påvirker de alle observerbare stjerner.

Å få riktige data om tilstanden til en stjerne på et tidspunkt er det første trinnet. Neste steg er å tegne en "lyskurve" for å fange opp mulige endringer i lys. Det vil vise endringen i størrelsesorden.

variabler eller ikke.

Stjerner hvis størrelse ikke er konstant kalles variabler. For noen av dem er variasjonen bare tilsynelatende. I utgangspunktet er dette stjerner som tilhører det binære systemet. Dessuten, når baneplanet til systemet mer eller mindre sammenfaller med observatørens siktlinje, kan det virke for ham som om en av de to stjernene er helt eller delvis formørket av den andre og er mindre lyssterk. I disse tilfellene er endringene periodiske, periodene med endring i lysstyrken til de formørkende stjernene gjentas med intervaller som faller sammen med omløpsperioden til det binære stjernesystemet. Disse stjernene kalles "formørkende variabler".

Den neste klassen av variable stjerner er "interne variabler". Amplitudene til fluktuasjoner i lysstyrken til disse stjernene avhenger av stjernens fysiske parametere, for eksempel radius og temperatur. I mange år har astronomer observert variasjonen til variable stjerner. Det er 30 000 variable stjerner i galaksen vår alene. De ble delt inn i to grupper. Den første inkluderer "eruptive variable stjerner". De er preget av enkelt eller gjentatte utbrudd. Endringer i stjernestørrelser er episodiske. Klassen "eruptive variabler" eller eksplosive variabler inkluderer også novaer og supernovaer. Til den andre gruppen - alle resten.

Cepheider.

Det er variable stjerner hvis lysstyrke endres strengt periodisk. Endringer skjer med visse intervaller. Hvis du tegner en lyskurve, fanger den tydelig regelmessigheten av endringer, mens formen på kurven markerer maksimums- og minimumsegenskapene. Forskjellen mellom maksimale og minimale svingninger definerer et stort rom mellom de to egenskapene. Stjerner av denne typen omtales som "variable pulserende stjerner". Fra lyskurven kan vi konkludere med at stjernens lysstyrke øker raskere enn den minker.

Variable stjerner er delt inn i klasser. Stjerne-prototypen er tatt som kriteriet, det er hun som gir navnet til klassen. Et eksempel er Cepheidene. Dette navnet kommer fra stjernen Cepheus. Dette er det enkleste kriteriet. Det er en annen - stjernene er delt inn i spektre.

Variable stjerner kan deles inn i undergrupper iht ulike kriterier.

DOBBELT STJERNER.

Stjernene på himmelhvelvingen eksisterer i form av klynger, assosiasjoner og ikke som enkeltlegemer. Stjernehoper kan være besatt med stjerner som er veldig tette eller ikke.

Det kan være mer mellom stjernene nære relasjoner, vi snakker om binære systemer, som astronomer kaller dem. I et par stjerner påvirker utviklingen av den ene direkte den andre.

Åpning.

Oppdagelsen av binærstjerner, som de for tiden kalles, var en av de første oppdagelsene som ble gjort ved hjelp av astronomiske kikkerter. Det første paret av denne typen stjerner var Mizar fra stjernebildet Ursa Major. Oppdagelsen ble gjort av den italienske astronomen Riccioli. Gitt det enorme antallet stjerner i universet, kom forskerne til konklusjonen at Mizar ikke var det eneste binære systemet blant dem, og de viste seg å være riktige, observasjoner bekreftet snart denne hypotesen. I 1804 publiserte den berømte astronomen William Herschel, som viet 24 år med vitenskapelig observasjon, en katalog som inneholder beskrivelser av omtrent 700 binære stjerner. Til å begynne med visste ikke forskerne med sikkerhet om komponentene i det binære systemet var fysisk koblet til hverandre.

Noen lyse hoder mente at stjerneassosiasjonen som helhet virker på binære stjerner, spesielt siden lysstyrken til komponentene ikke var den samme i et par. I denne forbindelse så det ut til at de ikke var i nærheten. For å finne ut den sanne posisjonen til kroppene, var det nødvendig å måle de parallaktiske forskyvningene til stjernene. Dette er hva Herschel gjorde. Til den største overraskelsen ga den parallaktiske forskyvningen av en stjerne i forhold til en annen under målingen et uventet resultat. Herschel la merke til at i stedet for en symmetrisk slingring med en periode på 6 måneder, følger hver stjerne en kompleks ellipsoidal bane. I samsvar med himmelmekanikkens lover beveger to legemer forbundet med tyngdekraften seg i en elliptisk bane. Herschels observasjoner bekreftet tesen om at binære stjerner er forbundet fysisk, det vil si av gravitasjonskrefter.

Klassifisering av binære stjerner.

Det er tre hovedklasser av binære stjerner: visuelle binærer, fotometriske binærer og spektroskopiske binærer. Denne klassifiseringen reflekterer ikke fullt ut de interne forskjellene i klassene, men gir en ide om stjerneassosiasjonen.

Dualiteten til visuelle dobbeltstjerner er tydelig synlig gjennom et teleskop mens de beveger seg. For tiden er rundt 70 000 visuelle binærfiler identifisert, men bare 1% av dem har hatt en nøyaktig bane.

Dette tallet (1 %) burde ikke være overraskende. Faktum er at omløpsperioder kan være flere titalls år, om ikke hele århundrer. Og å bygge en bane i bane er et svært møysommelig arbeid som krever utallige beregninger og observasjoner fra forskjellige observatorier. Svært ofte har forskere bare fragmenter av bevegelsen langs banen, de gjenoppretter resten av banen ved å bruke den deduktive metoden ved å bruke tilgjengelige data. Det bør huskes at systemets baneplan kan vippes til siktelinjen. I dette tilfellet vil den rekonstruerte banen (synlig) avvike betydelig fra den sanne.

Hvis den sanne bane er bestemt, omdreiningsperioden og vinkelavstanden mellom de to stjernene er kjent, er det mulig, ved å anvende Keplers tredje lov, å bestemme summen av massene til systemkomponentene. Avstanden til dobbeltstjernen til oss må også være kjent.

Doble fotometriske stjerner.

Dualiteten til dette stjernesystemet kan bare bedømmes ut fra periodiske lysstyrkesvingninger. Når de beveger seg, blokkerer slike stjerner hverandre vekselvis. De kalles også "eclipsing binærer". For disse stjernene er banenes plan nær retningen til siktelinjen. Jo større området okkupert av formørkelsen, desto mer uttalt er glansen. Hvis vi analyserer lyskurven til binære fotometriske stjerner, kan vi bestemme helningen til orbitalplanet.

Lyskurven kan også brukes til å bestemme omløpsperioden til systemet. Hvis for eksempel to formørkelser er faste, vil lyskurven ha to fall (minimum). Tidsperioden hvor tre påfølgende reduksjoner langs lyskurven registreres, tilsvarer omløpsperioden.

Periodene for doble fotometriske stjerner er mye kortere enn periodene for visuelle binære stjerner og varer i flere timer eller flere dager.

Spektral-binære stjerner.

Ved hjelp av spektroskopi kan man merke splittelsen av spektrallinjer på grunn av Doppler-effekten. Hvis en av komponentene er en svak stjerne, så bare periodisk svingning posisjoner av enkeltlinjer. Denne metoden brukes når komponentene til en dobbeltstjerne er svært nær hverandre og det er vanskelig å identifisere dem med et teleskop som visuelle dobbeltstjerner. Binære stjerner, bestemt ved hjelp av et spektroskop og Doppler-effekten, kalles spektral binær. Ikke alle binære stjerner er spektrale. De to komponentene til binærstjerner kan trekke seg tilbake og nærme seg i radiell retning.

Observasjoner indikerer at dobbeltstjerner hovedsakelig finnes i galaksen vår. Det er vanskelig å bestemme prosentandelen av dobbelt- og enkeltstjerner. Hvis vi bruker subtraksjonsmetoden og trekker fra antall identifiserte dobbeltstjerner fra hele stjernepopulasjonen, kan vi konkludere med at de er en minoritet. Denne konklusjonen kan være feil. I astronomi er det begrepet "seleksjonseffekt". For å bestemme dualiteten til stjerner, er det nødvendig å identifisere hovedkarakteristikkene deres. Dette krever godt utstyr. Noen ganger er det vanskelig å identifisere binære stjerner. For eksempel kan visuelle binære stjerner ikke alltid sees i stor avstand fra observatøren. Noen ganger er vinkelavstanden mellom komponentene ikke fikset av teleskopet. For å fange fotometriske og spektroskopiske binære filer, må deres lysstyrke være sterk nok til å samle modulasjoner av lysfluksen og nøye måle bølgelengden i spektrallinjer.

Antall stjerner som på alle måter egner seg for forskning er ikke så stort. I følge den teoretiske utviklingen kan det antas at dobbeltstjerner utgjør fra 30 % til 70 % av stjernebefolkningen.

NYE STJERNER.

Eksplosive variable stjerner er sammensatt av en hvit dverg og en hovedsekvensstjerne som solen, eller en postsekvensstjerne som en rød kjempe. Begge stjernene følger en smal bane med en frekvens på flere timer. De er på nært hold fra hverandre, i forbindelse med hvilke de samhandler tett og forårsaker spektakulære fenomener.

Siden midten av 1800-tallet har forskere registrert overvekten av fiolett farge i det optiske båndet til variable eksplosive stjerner. Viss tid, faller dette fenomenet sammen med tilstedeværelsen av topper i lyskurven. Etter dette prinsippet ble stjernene delt inn i flere grupper.

Klassiske nye stjerner.

Klassiske novaer skiller seg fra eksplosive variabler ved at deres optiske utbrudd ikke er repeterende. Amplituden til lyskurven deres er mer uttalt, og stigningen til maksimumspunktet er mye raskere. Vanligvis når de sin maksimale lysstyrke i løpet av noen timer, i løpet av denne perioden får den nye stjernen en styrke på omtrent 12, det vil si at lysstrømmen øker med 60 000 enheter.

Jo langsommere stigningen til maksimum skjer, jo mindre merkbar er endringen i lysstyrke. Den nye stjernen forblir ikke i "maksimal" posisjon lenge, vanligvis tar denne perioden fra flere dager til flere måneder. Da begynner glansen å avta, først raskt, deretter saktere til det vanlige nivået. Varigheten av denne fasen avhenger av ulike omstendigheter, men dens varighet er minst flere år.

I nye klassiske stjerner er alle disse fenomenene ledsaget av ukontrollerte termonukleære reaksjoner som oppstår i overflatelagene til den hvite dvergen, det er der det "lånte" hydrogenet fra den andre komponenten av stjernen er lokalisert. Nye stjerner er alltid binære, en av komponentene er nødvendigvis en hvit dverg. Når massen til komponenten av stjernen strømmer til den hvite dvergen, begynner hydrogenlaget å krympe og varmes opp, henholdsvis temperaturen stiger, helium varmes opp. Alt dette skjer raskt, brått, noe som resulterer i et glimt. Den utstrålende overflaten øker, lysstyrken til stjernen blir lyssterk, og et utbrudd registreres på lyskurven.

Under aktiv fase utbrudd, når den nye stjernen sin maksimale lysstyrke. Den maksimale absolutte størrelsen er i størrelsesorden -6 til -9. for nye stjerner nås dette tallet langsommere, for variable eksplosive stjerner - raskere.

Nye stjerner finnes også i andre galakser. Men det vi observerer er bare deres tilsynelatende stjernestørrelse, den absolutte størrelsen kan ikke bestemmes, siden deres nøyaktige avstand til jorden er ukjent. Selv om du i prinsippet kan finne ut den absolutte stjernestørrelsen til en ny hvis den er så nær som mulig en annen ny stjerne, hvor avstanden er kjent. Den maksimale absolutte verdien beregnes av ligningen:

M=-10,9+2,3log(t).

t er tiden det tar før novaens lyskurve faller til 3 størrelser.

Dvergnovaer og tilbakevendende novaer.

De nærmeste slektningene til novaer er dvergnovaer, deres prototype "U Gemini". Deres optiske utbrudd er praktisk talt lik utbruddene til nye stjerner, men det er forskjeller i lyskurvene: deres amplituder er mindre. Forskjeller er også notert i frekvensen av utbrudd - de forekommer mer eller mindre regelmessig i nye dvergstjerner. I gjennomsnitt én gang hver 120. dag, men noen ganger etter flere år. De optiske blinkene til novaene varer fra flere timer til flere dager, hvoretter lysstyrken avtar over flere uker og til slutt når sitt vanlige nivå.

eksisterende forskjell kan forklares med ulike fysiske mekanismer som provoserer en optisk blits. Hos U Gemini skyldes utbruddene en plutselig endring i prosentandelen av materie på den hvite dvergen – en økning i materie. Resultatet er en enorm frigjøring av energi. Observasjoner av nye dvergstjerner i formørkelsesfasen, det vil si når den hvite dvergen og disken som omgir den er dekket av en stjerne - en komponent i systemet, indikerer tydelig at det er den hvite dvergen, eller rettere sagt, dens skive, som er lyskilden.

Tilbakevendende novaer er en krysning mellom klassiske novaer og dvergnovaer. Som navnet tilsier, gjentas deres optiske utbrudd regelmessig, noe som gjør dem lik nye dvergstjerner, men dette skjer etter flere tiår. Økningen i lysstyrke under utbruddet er mer uttalt og er omtrent 8 størrelser, denne funksjonen bringer dem nærmere klassiske nye stjerner.

Spredte stjernehoper.

Åpne stjernehoper er enkle å finne. De kalles galaksehoper. Vi snakker om formasjoner som inkluderer fra flere titalls til flere tusen stjerner, hvorav de fleste er synlige for det blotte øye. Stjernehoper fremstår for observatøren som en himmelflekk tett prikket med stjerner. Som regel er slike områder av konsentrasjonen av stjerner godt synlige på himmelen, men det skjer, og ganske sjelden, at klyngen nesten ikke kan skilles fra hverandre. For å finne ut om noen del av himmelen er en stjernehop eller om vi snakker om stjerner som rett og slett er nær hverandre, bør man studere bevegelsen deres og bestemme avstanden til jorden. Stjernene som utgjør hopene beveger seg i samme retning. I tillegg, hvis stjerner som ikke er langt fra hverandre befinner seg i samme avstand fra solsystemet, er de selvfølgelig forbundet med gravitasjonskrefter og danner en åpen klynge.

Klassifisering av stjernehoper.

Omfanget av disse stjernesystemene varierer fra 6 til 30 lysår, den gjennomsnittlige lengden er omtrent tolv lysår. Inne i stjernehoper er stjerner konsentrert kaotisk, usystematisk. Klyngen har ikke en tydelig definert form. Ved klassifisering av stjernehoper bør man ta hensyn til vinkelmål, omtrentlig Total stjerner, graden av deres konsentrasjon i klyngen og forskjellen i lysstyrke.

I 1930 foreslo den amerikanske astronomen Robert Trampler å klassifisere klynger iht følgende parametere. Alle klynger ble delt inn i fire klasser i henhold til prinsippet om stjernekonsentrasjon og ble betegnet med romertall fra I til IV. Hver av de fire klassene er delt inn i tre underklasser i henhold til ensartetheten i lysstyrken til stjerner. Den første underklassen inkluderer klynger der stjerner har omtrent samme grad av lysstyrke, og den tredje - med en betydelig forskjell i denne forbindelse. Så introduserte den amerikanske astronomen ytterligere tre kategorier for å klassifisere stjernehoper etter antall stjerner i klyngen. Den første kategorien "p" refererer til systemer der det er mindre enn 50 stjerner. Til den andre "m" - en klynge som har fra 50 til 100 stjerner. Til den tredje - å ha mer enn 100 stjerner. For eksempel, i samsvar med denne klassifiseringen, er stjernehopen, utpekt i katalogen som "I 3p", et system som består av mindre enn 50 stjerner, tett konsentrert på himmelen og med varierende lysstyrke.

Ensartethet av stjerner.

Alle stjerner som tilhører en åpen stjernehop har et karakteristisk trekk - ensartethet. Dette betyr at de ble dannet fra den samme gasskyen og har samme kjemiske sammensetning i begynnelsen av deres eksistens. I tillegg er det en antagelse om at de alle dukket opp samtidig, det vil si at de har samme alder. Forskjellene mellom dem kan forklares av det forskjellige utviklingsforløpet, og dette bestemmes av massen til stjernen fra det øyeblikket den ble dannet. Forskere vet at store stjerner har kortere levetid enn små stjerner. Store utvikler seg mye raskere. De fleste åpne stjernehoper er himmelske systemer sammensatt av relativt unge stjerner. Denne typen stjernehoper befinner seg hovedsakelig i spiralarmene til Melkeveien. Det er disse områdene som var aktive soner for stjernedannelse i den siste tiden. Unntakene er klyngene NGC 2244, NGC 2264 og NGC 6530, deres alder er lik flere titalls millioner år. Dette er kort tid for stjernene.

Alder og kjemisk sammensetning.

Stjernene i åpne stjernehoper er bundet sammen av tiltrekningskraften. Men på grunn av at denne forbindelsen ikke er sterk nok, kan åpne klynger bryte opp. Dette skjer over lang tid. Oppløsningsprosessen er assosiert med påvirkningen av tyngdekraften til enkeltstjerner i nærheten av klyngen.

Det er praktisk talt ingen gamle stjerner i åpne stjernehoper. Selv om det finnes unntak. Først og fremst gjelder dette store klynger, der forbindelsen mellom stjerner er mye sterkere. Følgelig er alderen til slike systemer høyere. Blant dem kan nevnes NGC 6791. Denne stjernehopen inkluderer omtrent 10 000 stjerner, dens alder er omtrent 10 milliarder år. Banene til store stjernehoper fører dem bort fra galaksens plan i lang tid. Følgelig har de færre muligheter til å møte store molekylære skyer, noe som kan føre til oppløsning av stjernehopen.

Stjernene i åpne stjernehoper ligner i kjemisk sammensetning på Solen og andre stjerner på den galaktiske skiven. Forskjellen i kjemisk sammensetning avhenger av avstanden fra sentrum av galaksen. Jo lenger fra sentrum en stjernehop er plassert, jo mindre elementer fra metallgruppen inneholder den. Den kjemiske sammensetningen avhenger også av stjernehopens alder. Dette gjelder også enkeltstjerner.

GLOBULÆRE KLYNGER.

Kuleformede stjernehoper, som teller hundretusenvis av stjerner, har et veldig uvanlig utseende: de har en sfærisk form, og stjernene er konsentrert i dem så tett at selv ved hjelp av de kraftigste teleskopene er det umulig å skille enkeltobjekter. Det er en sterk konsentrasjon av stjerner mot sentrum.

Studiet av kulehoper er av stor betydning i astrofysikk når det gjelder å studere utviklingen av stjerner, prosessen med dannelse av galakser, studere strukturen til galaksen vår og bestemme universets alder.

Formen på Melkeveien.

Forskere har fastslått at kulehoper dannet seg i det innledende stadiet av dannelsen av vår galakse - den protogaltiske gassen hadde en sfærisk form. Under gravitasjonsinteraksjonen frem til fullføringen av kompresjonen, som førte til dannelsen av skiven, viste det seg at klumper av materie, gass og støv var utenfor den. Det er fra dem kulestjernehoper ble dannet. Dessuten ble de dannet før disken dukket opp og forble på samme sted der de ble dannet. De har en sfærisk struktur, en halo, som galaksens plan senere satte seg rundt. Dette er grunnen til at kulehoper er utplassert symmetrisk i Melkeveien.

Studiet av problemet med plasseringen av kulehoper, så vel som målingene av avstanden fra dem til solen, gjorde det mulig å bestemme deres utstrekning av galaksen vår til sentrum - det er 30 000 lysår.

Kulestjernehoper er svært gamle i opprinnelsestiden. Deres alder er 10-20 milliarder år. De er det viktigste elementet i universet, og utvilsomt vil kunnskap om disse formasjonene være til stor hjelp for å forklare universets fenomener. Ifølge forskerne er alderen på disse stjernehopene identisk med alderen til vår galakse, og siden alle galakser ble dannet omtrent samtidig, betyr det at universets alder også kan bestemmes. For dette bør tiden fra universets opptreden til begynnelsen av dannelsen av galakser legges til alderen for kuleformede stjernehoper. Sammenlignet med alderen til kulestjernehoper, er dette en veldig liten tidsperiode.

Inne i kjernene til kulehoper.

De sentrale områdene i denne typen klynger er preget av en høy grad av konsentrasjon av stjerner, omtrent tusen ganger mer enn i sonene nærmest Solen. Først i det siste tiåret har det blitt mulig å vurdere kjernene til kuleformede stjernehoper, eller rettere sagt, de himmelobjektene som er i sentrum. Det har veldig viktig innen feltet for å studere dynamikken til stjerner som kommer inn i kjernen, når det gjelder å skaffe informasjon om systemene til himmellegemer forbundet med tiltrekningskrefter - stjernehoper tilhører denne kategorien - så vel som når det gjelder å studere samspillet mellom stjernene til klynger gjennom observasjoner eller databehandling på en datamaskin.

På grunn av den høye konsentrasjonsgraden av stjerner oppstår det virkelige kollisjoner, nye objekter dannes, for eksempel stjerner som har sine egne egenskaper. Binære systemer kan også dukke opp, dette skjer når kollisjonen av to stjerner ikke fører til deres ødeleggelse, men gjensidig fangst skjer på grunn av tyngdekraften.

Familier av kuleformede stjernehoper.

Kulestjernehoper i galaksen vår er heterogene formasjoner. Fire dynamiske familier skilles ut i henhold til prinsippet om avstand fra sentrum av galaksen og i henhold til den kjemiske sammensetningen. Noen kulehoper har flere kjemiske elementer av metallgruppen, andre har mindre. Graden av tilstedeværelse av metaller avhenger av den kjemiske sammensetningen av det interstellare mediet som himmellegemer ble dannet fra. Kulehoper med færre metaller er eldre, plassert i galaksens glorie. Større cast metall er karakteristisk for yngre stjerner, de dannet seg fra et medium som allerede er anriket på metaller som et resultat av supernova-utbrudd - denne familien inkluderer "diskklynger" som ligger på den galaktiske skiven.

Glorien inneholder "stjernehoper i den indre delen av glorien" og "stjernehoper i den ytre delen av glorien". Det er også "stjerneklynger av den perifere delen av haloen", avstanden til sentrum av galaksen er størst.

Innflytelse miljø.

Stjernehoper blir ikke studert og delt inn i familier for å klassifiseres som et mål i seg selv. Klassifisering spiller også en viktig rolle i studiet av påvirkningen av mediet rundt stjernehoper på utviklingen. I dette tilfellet snakker vi om galaksen vår.

Utvilsomt har gravitasjonsfeltet til galakseskiven en enorm innflytelse på stjernehopen. Kuleformede stjernehoper beveger seg rundt det galaktiske sentrum i elliptiske baner og krysser med jevne mellomrom galaksens skive. Dette skjer omtrent en gang hvert 100 millioner år.

Gravitasjonsfeltet og tidevannsfremspringene som kommer fra det galaktiske planet virker på stjernehopen så intenst at den gradvis begynner å gå i oppløsning. Forskere tror at noen av de gamle stjernene som for tiden er stasjonert i galaksen en gang var en del av kuleformede stjernehoper. Nå har de kollapset. Det antas at i løpet av en milliard år forfaller omtrent 5 stjernehoper. Dette er et eksempel på innflytelsen fra det galaktiske miljøet på den dynamiske utviklingen av en kuleformet stjernehop.

Under påvirkning gravitasjonspåvirkning fra den galaktiske skiven til en stjernehop, er det også en endring i utstrekningen av klyngen. Vi snakker om stjerner som ligger langt fra sentrum av klyngen, de er mer påvirket av tiltrekningskraften til den galaktiske skiven, og ikke av selve stjernehopen. Det er en "fordampning" av stjerner, størrelsen på klyngen avtar.

SUPERNYE STJERNER.

Stjerner blir også født, vokser og dør. Slutten deres kan være langsom og gradvis, eller brå og katastrofal. Dette er typisk for stjerner av veldig store størrelser, som avslutter sin eksistens med et blits, dette er supernovaer.

Oppdagelse av supernovaer.

I århundrer var naturen til supernovaer ukjent for forskere, men observasjoner av dem har blitt gjort i uminnelige tider. Mange supernovaer er så lyse at de kan sees med det blotte øye, noen ganger også om dagen. Den første omtalen av disse stjernene dukket opp i gamle kronikker i 185 e.Kr. Deretter ble de observert regelmessig og registrerte alle data nøye. For eksempel registrerte hoffastronomene til keiserne i det gamle Kina mange av de oppdagede supernovaene mange år senere.

Blant dem bør en supernova som brøt ut i 1054 e.Kr. bemerkes. i stjernebildet Tyren. Resten av denne supernovaen kalles Krabbetåken på grunn av dens karakteristiske form. Systematiske observasjoner av supernovaer Vestlige astronomer begynte å lede sent. Først mot slutten av 1500-tallet. det var omtale av dem i vitenskapelige dokumenter. De første observasjonene av supernovaer av europeiske astronomer går tilbake til 1575 og 1604. I 1885 ble den første supernovaen oppdaget i Andromeda-galaksen. Dette ble gjort av baronesse Berta de Podmanitskaya.

Fra 20-tallet av XX-tallet. takket være oppfinnelsen av fotografiske plater følger supernovafunn etter hverandre. Foreløpig er det opptil tusen av dem åpne. Jakten på supernovaer krever mye tålmodighet og konstant observasjon av himmelen. Stjernen skal ikke bare være veldig lys, dens oppførsel skal være uvanlig og uforutsigbar. Det er ikke så mange «jegere» etter supernovaer, drøyt ti astronomer kan skryte av å ha oppdaget mer enn 20 supernovaer i løpet av livet. Palmen i en så interessant klassifisering tilhører Fred Zwicky - siden 1936 har han identifisert 123 stjerner.

Hva er supernovaer?

Supernovaer er stjerner som plutselig bryter opp i flammer. Dette utbruddet er en katastrofal hendelse, slutten på utviklingen av store stjerner. Under fakler når strålingseffekten 1051 erg, som er sammenlignbar med energien som sendes ut av en stjerne gjennom hele livet. Mekanismene som forårsaker bluss i dobbeltstjerner og enkeltstjerner er forskjellige.

I det første tilfellet skjer utbruddet under forutsetning av at den andre stjernen i binærsystemet er en hvit dverg. Hvite dverger er relativt små stjerner, massen deres tilsvarer solens masse, på slutten av deres "livsvei" har de størrelsen på en planet. Den hvite dvergen samhandler med paret sitt i gravitasjonsmessige termer, den "stjeler" materie fra overflatelagene. Det "lånte" stoffet varmes opp, kjernefysiske reaksjoner begynner, et glimt oppstår.

I det andre tilfellet blusser selve stjernen opp, dette skjer når det ikke er flere forhold for termonukleære reaksjoner i dypet. På dette stadiet råder tyngdekraften og stjernen begynner å trekke seg sammen. hurtig. På grunn av den plutselige oppvarmingen som følge av kompresjon, begynner det å skje ukontrollerte kjernereaksjoner i kjernen av stjernen, energi frigjøres i form av et blitz, noe som forårsaker ødeleggelse av stjernen.

Etter blinket gjenstår en sky av gass, den sprer seg i verdensrommet. Dette er "rester av en supernova" - det som er igjen av overflatelagene til en eksplodert stjerne. Morfologien til supernova-rester er forskjellig og avhenger av forholdene der eksplosjonen av "forfedre"-stjernen skjedde, og av dens karakteristiske indre trekk. Spredningen av skyen skjer ulikt i forskjellige retninger, som er assosiert med interaksjon med interstellar gass, den kan endre skyens form betydelig over tusenvis av år.

egenskaper til supernovaer.

Supernovaer er en variant av eruptive variable stjerner. Som alle variabler er supernovaer preget av lyskurver og lett gjenkjennelige funksjoner. Først av alt er en supernova preget av en rask økning i lysstyrke, som varer i flere dager til den når et maksimum - denne perioden er omtrent ti dager. Så begynner glansen å avta - først tilfeldig, så sekvensielt. Ved å studere lyskurven kan man spore dynamikken i utbruddet og studere dens utvikling. En del av lyskurven fra begynnelsen av stigningen til det maksimale tilsvarer utbruddet av stjernen, den påfølgende nedstigningen betyr utvidelse og avkjøling gass konvolutt.

HVIT DVERG.

I «stjernezoo» er det et stort utvalg av stjerner, forskjellige i størrelse, farge og glans. Blant dem er "døde" stjerner spesielt imponerende, deres indre struktur skiller seg betydelig fra strukturen til vanlige stjerner. Døde stjerner inkluderer store stjerner, hvite dverger, nøytronstjerner og sorte hull. På grunn av den høye tettheten til disse stjernene er de klassifisert som "krise".

Åpning.

Til å begynne med var essensen av hvite dverger et fullstendig mysterium, det var bare kjent at de hadde en høy tetthet sammenlignet med vanlige stjerner.

Den første hvite dvergen som ble oppdaget og studert var Sirius B, et par Sirius, en veldig lys stjerne. Ved å anvende Keplers tredje lov, beregnet astronomer massen til Sirius B: 0,75-0,95 solmasser. På den annen side var lysstyrken mye lavere enn solens. Lysstyrken til en stjerne er relatert til kvadratet av radien. Etter å ha analysert tallene, kom astronomene til at størrelsen på Sirius er liten. I 1914 kompilerte de stjernespekteret til Sirius B, bestemte temperaturen. Når de visste temperaturen og lysstyrken, beregnet de radiusen - 18 800 kilometer.

Første forskning.

Resultatet markerte oppdagelsen av en ny klasse stjerner. I 1925 målte Adams bølgelengden til noen av utslippslinjene i spekteret til Sirius B og bestemte at de var lengre enn forventet. Rødforskyvning passer inn i rammen av relativitetsteorien, oppdaget av Einstein noen år før hendelsene. Ved å bruke relativitetsteorien var Adams i stand til å beregne radiusen til stjernen. Etter oppdagelsen av ytterligere to stjerner som ligner på Sirius B, konkluderte Arthur Eddington med at det er mange slike stjerner i universet.

Så eksistensen av dverger ble etablert, men deres natur var fortsatt et mysterium. Spesielt kunne forskerne ikke på noen måte forstå hvordan en masse som ligner på solen kunne passe inn i en så liten kropp. Eddington konkluderer med at "ved en så høy tetthet mister gassen sine egenskaper. Mest sannsynlig er hvite dverger sammensatt av degenerert gass."

Essensen av hvite dverger.

I august 1926 utviklet Enrico Fermi og Paul Dirac en teori som beskrev tilstanden til en gass under forhold med svært høy tetthet. Ved å bruke den fant Fowler samme år en forklaring stabil struktur hvite dverger. Etter hans mening, pga høy tetthet, er gassen i det indre av en hvit dverg i en degenerert tilstand, og gasstrykket er praktisk talt uavhengig av temperatur. Stabiliteten til en hvit dverg støttes av det faktum at tyngdekraften motvirkes av gasstrykket i dvergens tarm. Studiet av hvite dverger ble videreført av den indiske fysikeren Chandrasekhar.

I et av verkene hans, utgitt i 1931, lager han viktig oppdagelse- massen av hvite dverger kan ikke overskride en viss grense, dette er på grunn av deres kjemisk oppbygning. Denne grensen er 1,4 solmasser og kalles "Chandrasekhar-grensen" til ære for forskeren.

Nesten et tonn i cm3!

Som navnet tilsier, er hvite dverger små stjerner. Selv om massen deres er lik massen til solen, er de fortsatt like i størrelse som en planet som Jorden. Radiusen deres er omtrent 6000 km - 1/100 av solens radius. Gitt massen av hvite dverger og deres størrelse, kan bare én konklusjon trekkes - deres tetthet er veldig høy. En kubikkcentimeter hvit dvergstoff veier nesten et tonn etter jordstandarder.

En så høy tetthet fører til at gravitasjonsfeltet til stjernen er veldig sterkt - omtrent 100 ganger større enn solenergien, og med samme masse.

Hovedtrekk.

Selv om kjernen til hvite dverger ikke lenger gjennomgår kjernefysiske reaksjoner, er temperaturen veldig høy. Varme strømmer til overflaten av stjernen, og sprer seg deretter ut i verdensrommet. Selve stjernene kjøles sakte ned til de blir usynlige. Overflatetemperatur"unge" hvite dverger er ca 20 000-30 000 grader. Hvite dverger er ikke bare hvite, det finnes også gule. Til tross for den høye overflatetemperaturen, på grunn av den lille størrelsen, er lysstyrken lav, den absolutte størrelsen kan være 12-16. Hvite dverger avkjøles veldig sakte, og det er derfor vi ser dem i så stort antall. Forskere har muligheten til å studere deres hovedegenskaper. Hvite dverger er inkludert i GR-diagrammet, de tar liten plass under hovedsekvensen.

NØTRONSTJERNER OG PULSARS.

Navnet "pulsar" kommer fra Engelsk kombinasjon"pulserende stjerne" - "pulserende stjerne". karakteristisk trekk Pulsarer, i motsetning til andre stjerner, er ikke en konstant stråling, men en vanlig pulsert radiostråling. Pulsene er veldig raske, varigheten av en puls varer fra tusendeler av et sekund til maksimalt flere sekunder. Formen på pulsen og periodene til forskjellige pulsarer er ikke den samme. På grunn av den strenge periodisiteten til radioutslipp, kan pulsarer betraktes som romklokker. Over tid synker periodene til 10-14 s/s. Hvert sekund endres perioden med 10-14 sekunder, det vil si at nedgangen skjer ca. 3 millioner år.

Regelmessige signaler.

Historien om oppdagelsen av pulsarer er ganske interessant. Den første pulsaren, PSR 1919+21, ble oppdaget i 1967 av Bell og Anthony Husch fra University of Cambridge. Bell, en ung fysiker, utførte forskning innen radioastronomi for å bekrefte tesene som ble fremsatt av ham. Plutselig oppdaget han et radiosignal med moderat intensitet i et område nær det galaktiske planet. Det merkelige var at signalet var intermitterende – det forsvant og dukket opp igjen med jevne mellomrom på 1,377 sekunder. Det sies at Bell løp til professoren sin for å informere ham om funnet, men sistnevnte tok ikke behørig hensyn til dette, og trodde at det var et radiosignal fra jorden.

Likevel fortsatte signalet å vises uavhengig av terrestrisk radioaktivitet. Dette indikerte at kilden til dets utseende ennå ikke er fastslått. Så snart dataene om funnet ble publisert, var det mange forslag om at signalene kommer fra et spøkelsesaktig utenomjordisk sivilisasjon. Men forskere var i stand til å forstå essensen av pulsarer uten hjelp fra fremmede verdener.

Essensen av pulsarer.

Etter den første ble mange flere pulsarer oppdaget. Astronomer har kommet til den konklusjon at disse himmellegemene er kilder til pulserende stråling. De mest tallrike objektene i universet er stjerner, så forskere har bestemt at disse himmellegemene mest sannsynlig tilhører stjerneklassen.

Stjernens raske bevegelse rundt sin akse er mest sannsynlig årsaken til pulsasjonene. Forskere har målt periodene og forsøkt å bestemme essensen av disse himmellegemene. Hvis en kropp roterer med en hastighet større enn en viss toppfart, brytes det opp under påvirkning av sentrifugalkrefter. Dette betyr at det skal være en minimumsverdi av turnusperioden.

Det fulgte av beregningene at for at en stjerne skulle rotere med en periode målt i tusendeler av et sekund, burde dens tetthet være omtrent 1014 g/cm3, som atomkjernene. For klarhetens skyld kan vi gi et slikt eksempel - forestill deg en masse lik Everest, i volumet til en sukkerbit.

nøytronstjerner.

Siden trettiårene har forskere antatt at noe lignende eksisterer på himmelen. Nøytronstjerner er veldig små, supertette himmellegemer. Massen deres er omtrent lik 1,5 av solens masse, konsentrert i en radius på omtrent 10 km.

Nøytronstjerner er hovedsakelig sammensatt av nøytroner - partikler blottet for elektrisk ladning, som sammen med protoner utgjør kjernen til et atom. på grunn av høy temperatur i det indre av en stjerne er materie ionisert, elektroner eksisterer separat fra kjerner. Ved en så høy tetthet forfaller alle kjerner til sine nøytroner og protoner. Nøytronstjerner er sluttresultatet av utviklingen av en stor massestjerne. Etter å ha brukt opp kildene til termonukleær energi i innvollene, eksploderer den brått, som en supernova. De ytre lagene av stjernen blir kastet ut i verdensrommet, en gravitasjonskollaps skjer i kjernen, en varm nøytronstjerne dannes. Sammenbruddsprosessen tar en brøkdel av et sekund. Som et resultat av kollapsen begynner den å rotere veldig raskt, med perioder på tusendeler av et sekund, som er typisk for en pulsar.

Stråling av pulsasjoner.

Det er ingen kilder til termonukleære reaksjoner i en nøytronstjerne; de er inaktive. Strålingen av pulsasjoner kommer ikke fra det indre av stjernen, men fra utsiden, fra sonene som omgir stjernens overflate.

Magnetfeltet til nøytronstjerner er veldig sterkt, millioner av ganger større enn solens magnetfelt, det skjærer gjennom verdensrommet og skaper en magnetosfære.

En nøytronstjerne sender ut strømmer av elektroner og positroner inn i magnetosfæren, de roterer med en hastighet nær lysets hastighet. Magnetfeltet påvirker bevegelsen til disse elementærpartikler, beveger de seg med kraftlinjer, følger en spiralbane. Dermed frigjør de kinetisk energi i formen elektromagnetisk stråling.

Rotasjonsperioden øker på grunn av reduksjonen i rotasjonsenergi. Eldre pulsarer har en lengre periode med pulseringer. Forresten, perioden med pulsasjoner er ikke alltid strengt periodisk. Noen ganger bremses det dramatisk, dette skyldes fenomener som kalles "glitches" - dette er resultatet av "micro-starquakes".

SVARTE HULL.

Bilde himmelens hvelv slår med en rekke former og farger på himmellegemer. Hva er det i universet: stjerner i alle farger og størrelser, spiralgalakser, tåker med uvanlige former og fargevalg. Men i denne "romzooen" er det "eksemplarer" som vekker spesiell interesse. Dette er enda mer mystiske himmellegemer, siden de er vanskelige å observere. I tillegg er deres natur ikke fullt ut belyst. Blant dem Spesielt sted tilhører sorte hull.

Bevegelsesfart.

I dagligtale betyr uttrykket «svart hull» noe bunnløst, der tingen faller, og ingen vil noen gang få vite hva som har skjedd med den i fremtiden. Hva er egentlig sorte hull? For å forstå dette, la oss gå tilbake i historien for to århundrer siden. På 1700-tallet introduserte den franske matematikeren Pierre Simon de Laplace dette begrepet for første gang mens han studerte gravitasjonsteorien. Som du vet, har ethvert legeme som har en viss masse - Jorden, for eksempel - også et gravitasjonsfelt, det tiltrekker seg de omkringliggende kroppene.

Det er derfor en gjenstand som kastes opp faller til bakken. Hvis den samme gjenstanden kastes fremover med kraft, vil den overvinne jordens tyngdekraft en stund og fly et stykke. Den minste nødvendige hastigheten kalles "bevegelseshastigheten", på jorden er den 11 km / s. Bevegelseshastigheten avhenger av tettheten til himmellegemet, som skaper et gravitasjonsfelt. Jo større tetthet, jo større må hastigheten være. Følgelig kan man legge frem antagelsen, slik Laplace gjorde for to århundrer siden, at det i universet er kropper med så høy tetthet at deres bevegelseshastighet overstiger lysets hastighet, det vil si 300 000 km / s.

I dette tilfellet kan til og med lys gi etter for tiltrekningskraften til en slik kropp. En slik kropp kunne ikke sende ut lys, og derfor ville den forbli usynlig. Vi kan tenke oss det som et enormt hull, på bildet er det svart. Teorien formulert av Laplace bærer utvilsomt ikke tidens preg og ser ut til å være for forenklet. Men på Laplaces tid var kvanteteorien ennå ikke formulert, og fra et konseptuelt synspunkt virket betraktningen av lys som en materiell kropp nonsens. Helt på begynnelsen av 1900-tallet, med fremkomsten og utviklingen av kvantemekanikk det ble kjent at lys under visse forhold også fungerer som materiell stråling.

Denne posisjonen ble utviklet i relativitetsteorien av Albert Einstein, publisert i 1915, og i verkene til den tyske fysikeren Karl Schwarzschild i 1916 oppsummerte han det matematiske grunnlaget for teorien om sorte hull. Lys kan også være utsatt for tiltrekningskraften. For to århundrer siden berørte Laplace en svært viktig sak når det gjelder utviklingen av fysikk som vitenskap.

Hvordan oppstår sorte hull?

Fenomenene vi snakker om ble kalt «svarte hull» i 1967 takket være den amerikanske astrofysikeren John Wheeler. De er sluttresultatet av utviklingen av store stjerner med masse større enn fem solmasser. Når alle reservene av kjernebrensel er oppbrukt og reaksjoner ikke lenger oppstår, inntreffer stjernens død. Videre avhenger skjebnen av massen.

Hvis massen til en stjerne er mindre enn solens masse, fortsetter den å trekke seg sammen til den slukner. Hvis massen er betydelig, eksploderer stjernene, da snakker vi om supernova. En stjerne setter spor etter seg - når det skjer en gravitasjonskollaps i kjernen, samles hele massen til en ball av kompakt størrelse med svært høy tetthet - 10 000 ganger større enn kjernen til et atom.

relative effekter.

For forskere er sorte hull et utmerket naturlig laboratorium, som tillater eksperimenter på forskjellige hypoteser når det gjelder teoretisk fysikk. I følge Einsteins relativitetsteori påvirkes fysikkens lover av et lokalt attraksjonsfelt. I prinsippet flyter tiden annerledes ved siden av gravitasjonsfelt med ulik intensitet.

I tillegg påvirker et svart hull ikke bare tid, men også det omkringliggende rommet, og påvirker strukturen. I følge relativitetsteorien forvrenger tilstedeværelsen av et sterkt gravitasjonsfelt som oppstår fra et så kraftig himmellegeme som et sort hull strukturen til det omkringliggende rommet, og dets geometriske data endres. Dette betyr at nær et sort hull vil den korte avstanden som forbinder to punkter ikke være en rett linje, men en kurve.

Interessante fakta om stjerner, noen av dem vet du kanskje allerede, og noen av dem har du kanskje hørt for første gang.

1. Solen er nærmeste stjerne.

Solen, som ligger bare 150 millioner km fra jorden, er en gjennomsnittlig stjerne etter verdensrommets standarder. Den er klassifisert som en G2 hovedsekvens gul dverg. Den har konvertert hydrogen til helium i 4,5 milliarder år, og vil sannsynligvis fortsette å gjøre det i ytterligere 7 milliarder år. Når den går tom for drivstoff vil den bli en rød kjempe, hevelsen vil øke nåværende størrelse i mange ganger. Når den utvider seg, vil den oppsluke Merkur, Venus og muligens til og med jorden.

2. Alle armaturer består av samme materiale.

Dens fødsel begynner i en sky av kaldt molekylært hydrogen, som begynner å trekke seg sammen gravitasjonsmessig. Når en sky trekker seg sammen fragmentert, vil mange av brikkene formes til individuelle stjerner. Materialet samles til en ball som fortsetter å trekke seg sammen under sin egen tyngdekraft til senteret når en temperatur som er i stand til å antenne kjernefysisk fusjon. Kildegassen ble dannet under Big Bang og består av 74 % hydrogen og 25 % helium. Over tid omdanner de noe av hydrogenet til helium. Dette er grunnen til at vår sol består av 70 % hydrogen og 29 % helium. Men i utgangspunktet består de av 3/4 hydrogen og 1/4 helium, med urenheter av andre sporstoffer.

3. Stjerner er i perfekt balanse

Ethvert lys er så å si i konstant konflikt med seg selv. På den ene siden komprimerer hele massen med tyngdekraften den konstant. Men den varme gassen utøver et enormt trykk fra midten og utover, og skyver den bort fra gravitasjonskollaps. Kjernefysisk fusjon, i kjernen, genererer en enorm mengde energi. Fotoner, før de bryter ut, gjør en reise fra sentrum til overflaten, om omtrent 100 000 år. Når en stjerne blir lysere, utvider den seg og blir en rød kjempe. Når kjernefysisk fusjon i sentrum stopper, kan ingenting holde tilbake det økende trykket i de overliggende lagene, og den kollapser og blir til en hvit dverg, nøytronstjerne eller svart hull.

4. De fleste av dem er røde dverger

Hvis vi skulle samle dem alle sammen og legge dem i en haug, ville den desidert største haugen være med røde dverger. De har mindre enn 50 % av solens masse, og røde dverger kan veie så mye som 7,5 %. Under denne massen vil ikke gravitasjonstrykket kunne komprimere gassen i sentrum for å starte kjernefysisk fusjon. De kalles brune dverger. Røde dverger frigjør mindre enn 1/10 000 av solens energi, og kan brenne i titalls milliarder år.

5. Masse er lik dens temperatur og farge

Fargen på stjernene kan variere fra rød til hvit eller blå. Rød farge tilsvarer den kaldeste med temperaturer under 3500 grader Kelvin. Stjernen vår er gulhvit, med en gjennomsnittstemperatur på rundt 6000 Kelvin. De varmeste er blå, med overflatetemperaturer over 12 000 grader Kelvin. Temperatur og farge henger altså sammen. Massen bestemmer temperaturen. Jo større masse, jo større vil kjernen være, og jo mer aktiv kjernefusjon vil oppstå. Dette betyr at mer energi når overflaten og øker temperaturen. Men det er et unntak, dette er røde kjemper. En typisk rød kjempe kan være like massiv som vår sol, og være en hvit stjerne hele livet. Men når den nærmer seg slutten av levetiden, øker den og lysstyrken øker 1000 ganger og virker unaturlig lyssterk. Blå kjemper er bare store, massive, varme stjerner.

6. De fleste av dem er doble

Mange er født i par. Dette er binære stjerner, der to lyskilder går i bane rundt et felles tyngdepunkt. Det finnes andre systemer med 3, 4 eller enda flere deltakere. Bare tenk hvilke vakre soloppganger du kan se på en planet i et firestjerners system.

7. Størrelsen på de største solene er lik Saturns bane

La oss snakke om røde kjemper, eller for å være mer presis, om røde superkjemper, som lyset vårt ser veldig lite ut mot. Den røde superkjempen er Betelgeuse, i stjernebildet Orion. Den er 20 ganger solens masse og samtidig 1000 ganger større. Den største kjente stjernen er VY Canis Majoris. Den er 1800 ganger større enn vår sol og vil passe inn i Saturns bane!

8. De mest massive armaturene har svært kort levetid.

Som nevnt ovenfor kan en rød dverg med lav masse brenne i titalls milliarder år før den går tom for drivstoff. Det motsatte er også sant, for de mest massive vi vet om. Gigantiske armaturer kan være 150 ganger solens masse og frigjøre en enorm mengde energi. For eksempel er en av de mest massive stjernene vi vet om Eta Carinae, som ligger omtrent 8000 lysår fra Jorden. Den frigjør 4 millioner ganger mer energi enn solen. Mens solen vår trygt kan brenne drivstoff i milliarder av år, kan Eta Carinae bare skinne i noen få millioner år. Og astronomer forventer at Eta Carina eksploderer når som helst. Når den slukker, vil den bli den lyseste gjenstanden på himmelen.

9. Det er et stort antall stjerner

Hvor mange stjerner er det i Melkeveien? Du kan bli overrasket over å vite at det er i størrelsesorden 200-400 milliarder stykker i galaksen vår. Hver kan ha planeter, og på noen er liv mulig. Det er rundt 500 milliarder galakser i universet, som hver kan ha like mange eller enda flere enn Melkeveien. Multipliser disse to tallene sammen og du vil se hvor mange det er omtrent.