Архивы for Солнце и звезды category
Posted Авг 04, 2009 under Солнце и звезды |
Существуют различные причины, но которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногда изменяется па много световых величин, а иногда — так незначительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным. Другие — неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходить циклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды.
Чтобы попять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом она меняется. График изменения звездной величины переменной
звезды называется кривой блеска. Чтобы начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерения звездных величин профессиональные астрономы используют прибор, называемый фотометром, однако многочисленные наблюдения переменных звезд производятся астрономами-любителями. С помощью специально подготовленной карты и после некоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине переменной звезды прямо на глаз, если сравнивать се с постоянными звездами, расположенными рядом.
Графики блеска переменных звезд показывают, что некоторые звезды меняются регулярным (правильным) образом — участок их графика па отрезке времени определенной длины (периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо. К правильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможных явлений. Обе звезды могут оказаться па линии нашего зрения, так как, двигаясь но своим орбитам, они могут проходить прямо одна перед другой. Подобные системы называются затмепно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода — звезда Ал голь в созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.
Posted Авг 04, 2009 under Солнце и звезды |
Наше Солнце светит одинаково ярко изо дня в день,
однако в Галактике имеются звезды, блеск которых
меняется. Те из них, что изменяются предсказуемым
образом, помогают вычислить всевозможные
расстояния в нашей Галактике и за ее пределами.
В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617). обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды.
Эта звезда получила название Мира — «чудесная». За период времени в 332 дня Мира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не столь драматично, как Мира.
Posted Авг 04, 2009 under Солнце и звезды |
В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых гам насчитываются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены 1ак iyrro, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы видеть п ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. Размер типичного шарового скопления от 20 до 400 световых лет.
В плотно набитых центрах :етих скоплений звезды находятся в такой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактные двойные звезды. Иногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя па прямое обозрение центральное ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.
Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из которого была создана Галактика, разделились па более мелкие фрагменты. Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.
Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг пашей Галактики, по и вокруг других галактик любого сорта. Самос яркое шаровое скопление, легко видимое невооруженным глазом, jto Омега Кентавра в южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширным из всех известных скоплений: его диаметр - 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом, по все же можно различить невооруженным глазом.
Posted Авг 04, 2009 under Солнце и звезды |
Наверное, самим знаменитым открытым звездным скоплением являются Плеяды, или Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря на такое название, большинство людей может разглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд. Общее количество звезд в этом скоплении где-то между 300 и 500, и все они находятся па участке размером в 30 световых лег в поперечнике и на расстоянии 400 световых лет от нас Возраст этого скопления всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся звезды, которые не успели еще превратиться и гигант Ы- Плеяды это типичное открытое звездное скопление", обычно в такое скопление входит от нескольких со ген до нескольких тысяч звезд.
Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лег. Считается, чго скорость, с которой они образуются, с течением времени не меняется.Дело в том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с основным множеством звезд тех самых, тысячи которых предстают перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некоторой степени удерживает открытые скопления вместе, они все же довольно непрочны, и тяттснис другого объекта, например большого межзвездного облака, может их разорвать.
Некоторые звездные группы настолько слабо удерживаются вместе, что их называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они существуют не очень долго и обычно состоят из очень молодых звезд вблизи межзвездных облаков, из которых они возникли. В звездную ассоциацию входит от 10 до 100 звезд, разбросанных в области размером в несколько сотен световых лет.
Облака, в которых образуются звезды, сконцентрированы в диске пашей Галактики, и именно там обнаруживают открытые звездные скопления. Если учесть, как mhoio облаков содержится в Млечном Пути и какое огромней- количество пыли находится в межзвездном пространстве4, то станет очевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должны составлять лишь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000.
Posted Авг 04, 2009 under Солнце и звезды |
По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по отделыюсти. Поэтому нет ничего удивительного в том, что звездные скопления вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления, потому что им известно, что все звезды, входящие в скопление, образовались примерно в одно и то же время и приблизительно па одинаковом расстоянии от пас. Любые заметные различия в блеске между такими звездами являются истинными различиями. Какие бы сильные изменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно изучение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств от массы ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, гак что отличаются они друг от друга только своей массой. Звездные скопления ишереспы не только для научного изучения они исключительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Есть два типа звездных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, они распределены па некотором участке неба более или менее равномерно. А
шаровые скопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.
Posted Авг 04, 2009 under Солнце и звезды |
Маленькие звезды тусклые и красные. Большие звезды — яркие, бело-голубые. Наше желтое Солнце находится в промежутке между ними. Если выбрать на небе некоторое количество звезд и для каждой нанести па график точку, откладывая но одной оси цвет, а но другой — светимость, то окажется, что большинство точек располагается вдоль диагональной прямой. Ее называют главной последовательностью. Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью, а соответствующие белым карликам под ней. Теперь нам известно, что звезды, лежащие на главной последовательности, — это нормальные звезды, вроде Солнца, в ядрах которых происходит сгорание водорода.
Posted Авг 04, 2009 under Солнце и звезды |
Обычная звезда, такая, как Солнце, выделяет энергию за счет превращения водорода в гелий в ядерной печи, находящейся в самой се сердцевине. Солнце содержит огромное количество водорода, однако запасы его не бесконечны. За последние 5 миллиардов лет Со-лнпс уже израсходовало половину водородного топлива и сможет поддерживать свое существование в течение еще 5 миллиардов лет, прежде чем запасы водорода в его ядре иссякнут. А что потом?
После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, разбухает. В результате размер самой звезды резко возрастает, а температура ее поверхности надает. Именно этот процесс и порождает красных гигантов и сверх-гигантов. Он является частью той последовательности изменений, которая называется «звездной эволюцией» и которую проходят все звезды.
В конечном итоге все звезды стареют и умирают, но продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивные звезды проносятся через спой жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом. Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются, превращаясь в исключительно плотные белые карлики. После чего они просто угасают.
В процессе превращения из красного гиганта в белый карлик звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую газовую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения покинутой звезды, температура которой па поверхности может достигать 100 000"С. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарными туманностями, поскольку они часто выглядят как круги тина планетного диска, если пользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, не имеют с планетами нечего общего.
Posted Авг 04, 2009 under Солнце и звезды |
Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры, эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что все их запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет. В противоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цвет их красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лег.
Однако среди очень ярких звезд в пашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятся и Альдебараи — глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в Скорпионе. Как же могут эти холодные звезды со слабо светящимися поверхностями соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги?
Ответ состоит в том, что эти звезды очень сильно расширились и теперь по размеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами, или даже сверхгигантами.
Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то что температура их поверхности значительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта — например, Бетсльгейзс в Орионе в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера Солнца. По контрасту с гигантами их называют «карликами». Гигантами и карликами звезды бывают па разных стадиях своей жизни, и ыгапт может в конце концов превратиться в карлика, достигнув «пожилого возраста».
Posted Авг 04, 2009 under Солнце и звезды |
Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце это огромные шары очень горячего светящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. Самос явное различие — это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые.
Кроме того, звезды различаются и по яркости, и но блеску. Насколько яркой выглядит звезда в небе, зависит не только от се истинной светимости, по также и от расстояния, отделяющего се от нас. С учетом расстоянии, яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости более чем миллиона Солнц. Подавляющее большинство звезд, как оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое во многих отношениях является типичной звездой, обладает гораздо большей светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженным глазом можно увидеть очень небольшое количество слабых по своей природе звезд. В созвездиях нашего неба главное внимание привлекают к себе «сигнальные огни» необычных звезд, тех, что обладают очень большой светимостью.
Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, тут все зависит от массы звезды Количсстпо вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени. Минимальная величина массы, необходимая, чтобы звезда была звездой, составляет около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то центр никогда не станет достаточно горячим, чтобы поддерживать протекание ядерных реакций. Объекты, масса которых находится в промежутке между одной сотой и одной двенадцатой массы Солнца, называются «коричневыми карликами»; они в течение короткого времени вырабатывают некоторое количество энергии, по стать настоящими зиездами не могут. Поскольку коричневые карлики не излучают спета, обнаружить их чрезвычайно сложно.
Что касается другого конца шкалы, то астрономам пока неясно, насколько тяжелы самые массивные звезды. Возможно, что лишь очень немногие из них превосходят Солнце по массе более, чем в 60 раз; вероятно, пи одна звезда не превосходит сто более, чем в 100 раз.
Posted Авг 04, 2009 under Солнце и звезды |
Наблюдая образующиеся в настоящее время звезды, мы можем получить некоторое представление о том, как возникло когда-то паше Солнце. Каким образом обзавелось оно целым семейством планет и имеются ли планетные системы у других звезд?
Когда протозпсзда сжимается, она образует диск из вещества, окружающий звезду. Часть вещества этого диска падает обратно на звезду, повинуясь силе тяготения. Газ и пыль, что остаются в диске, постепенно охлаждаются. Когда температура опускается достаточно низко, вещество диска начинает собираться в небольшие сгустки — точно так же, как при охлаждении водяной пар конденсируется из влажного воздуха в дождевые капли. Так возникают «пла-петезимали», строительные кирпичики планет.
В процессе формирования Солнечной системы часть плаигтсзималей разрушилась в результате столкновений, а другие объединились, чтобы образовать планеты. В наружной части Солнечной системы образовались большие планетные ядра, которые способны были удержать па себе некоторое количество газа в виде первичного облака. Так было положено начало образованию «газовых гигантов» Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна. У них, по всей вероятности, возникли собственные мини-диски из газа и пыли, из которых в конце концов образовались луны и кольца.
Пока что нам не представилось возможности наблюдать планеты вокруг других звезд, поскольку наши телескопы просто недостаточно мощны для этого. Мы не смогли бы разглядеть даже самую большую планету, Юпитер, если бы она двигалась по орбите вокруг одной из ближайших к Солнцу звезд. Можно только искать «колебания» в движении звезд по небу, которые могли бы означать наличие планет, по никаких убедительных доказательств этого пока не найдено. При помощи космического телескопа «Хаббл» и новых наземных телескопов, находящихся сейчас в стадии разработки, нам, по-видимому, удастся все же увидеть, есть ли планеты у ближайших к нам звезд.