Споконвіку Людина намагався дати назву предметів і явищ, якійого оточували. Це відноситься і до небесних тіл. Спочатку назви отрималинайяскравіші, добре видимі зірки, з часом - і інші.
Деякі зірки отримали назви відповідно до положення, якевони займають у сузір'ї. Наприклад, що знаходиться в сузір'ї Лебедя зірка
Денеб (слово перекладається як «хвіст») дійсно дислокується в ційчастини тіла уявного лебедя. Ще один приклад. Зірка Омікрон, вонабільше відома під назвою Миру, що перекладається з латинської як
«Дивна», знаходиться в сузір'ї Кита. Миру має здатністьзмінювати свою яскравість. На тривалі періоди вона взагалі зникає з полязору, маються на увазі спостереження неозброєним оком. Назва зірки іпояснюється її специфікою. В основному зірки отримали назви в епохуантичності, тому немає нічого дивного в тому, що більшістьназв має латинські, грецькі, а пізніше і арабські коріння.
Відкриття зірок, видимий блиск яких з часом змінюється, призвело доспеціальним позначенням. Вони позначаються великими латинськими літерами,за якими слід назва сузір'я в родовому відмінку. Але першиймінлива зірка, виявлена в якомусь сузір'ї, позначається небуквою A. Відлік ведеться від букви R. Наступна зірка позначається буквою Sі так далі. Коли всі букви алфавіту вичерпані, починається нове коло, тоТобто після Z знову використовується A. При цьому літери можуть подвоюватися,наприклад «RR». «R Лева» означає, що це перша відкрита мінлива зіркав сузір'ї Лева.
ЯК народжуються зірки.
Зірки народжуються, коли хмара, що складається в основному з міжзоряного газуі пилу, стискається й ущільнюється під дією власної гравітації.
Вважається, що саме цей процес призводить до утворення зірок. За допомогоюоптичних телескопів астрономи можуть побачити ці зони, вони схожі натемні плями на яскравому фоні. Їх називають «гігантськими комплексамимолекулярних хмар », тому що водень входить до їх складу у формімолекул. Ці комплекси, або системи, поряд з кульовими зорянимискупченнями, являють собою найбільші структури в галактиці, їхдіаметр іноді досягає 1300 світлових років.
Більш молоді зірки, їх називають «зоряне населення I», утворилисязалишків, що вийшов у результаті спалахів старих зірок, їх називають
«Зоряне населення II». Спалах вибухового характеру викликає ударнухвилю, яка доходить до найближчої туманності і провокує її стиснення.
глобули Бока.
Отже, відбувається стиснення частини туманності. Одночасно з цим процесомпочинається утворення щільних темних газопилових хмар круглої форми. Їхназивають «глобули Бока». Бок - американський астроном голландськогопоходження (1906-1983) - вперше описав глобули. Маса глобул приблизно в
200 разів перевищує масу нашого Сонця.
У міру того як глобул Бока продовжує згущатися, її масазбільшується, притягаючи до себе завдяки гравітації матерію із сусідніхобластей. У зв'язку з тим, що внутрішня частина глобули згущується швидше,ніж зовнішня, глобул починає розігріватися і обертатися. Через кількасотень тисяч років, під час яких відбувається стиснення, утворюєтьсяпротозірок.
Еволюція протозірок.
Завдяки збільшенню маси до центру протозірок притягується все більшематерії. Енергія, що вивільнилися з стискає всередині газу,трансформується в тепло. Тиск, щільність і температура протозірокпідвищуються. Через підвищення температури зірка починає світитися темно -червоним світлом.
протозірок має дуже великі розміри, і, хоча теплова енергіярозподіляється по всій її поверхні, вона все одно залишається відноснохолодною. У ядрі температура зростає і досягає декількох мільйонівградусів за Цельсієм. Обертання і кругла форма протозірок кількавидозмінюються, вона стає більш плоскою. Цей процес триває мільйонироків.
Побачити молоді зірки важко, тому що вони ще оточені темним пиловимхмара, через яку практично не видно блиск зірки. Але їх можнарозглянути за допомогою спеціальних інфрачервоних телескопів. Гаряче ядропротозірок оточене обертовим диском з матерії, що володіє великоюсилою тяжіння. Ядро настільки розігрівається, що починає викидатиматерію з двох полюсів, де опірність мінімальна. Коли ці викидистикаються з міжзоряним середовищем, вони сповільнюють рух і розсіюються пообом сторонам, утворюючи краплеподібну або аркообразную структуру, відомупід назвою «об'єкт Хербіка-Харо».
Зірка або планета?
Температура протозірок доходить до декількох тисяч градусів. Подальшерозвиток подій залежить від габаритів цього небесного тіла, якщо масаневелика і складає менше 10% від маси Сонця, це означає, що немаєумов для проходження ядерних реакцій. Така протозірок не зможеперетворитися на справжню зірку.
Учені розрахували, що для перетворення стискуваної небесного тіла взірку його мінімальна маса повинна складати не менше 0,08 від масиза наше Сонце. Газосодержащее хмара менших розмірів, Згущаючи, будепоступово охолоджуватися і перетвориться в перехідний об'єкт, щось середнєміж зіркою і планетою, це так званий «коричневий карлик».
Планета Юпітер представляє собою небесний об'єкт занадто малих розмірів,щоб стати зіркою. Якщо б він був більше, можливо, в його надрах почалисяб ядерні реакції, і він разом із Сонцем сприяв би появісистеми подвійних зірок.
Ядерні реакції.
Якщо маса протозірок велика, вона продовжує згущатися під дієювласної гравітації. Тиск і температура в ядрі ростуть, температурапоступово доходить до 10 мільйонів градусів. Цього достатньо дляз'єднання атомів водню й гелію.
Далі активізується «ядерний реактор» протозірок, і вона перетворюється назвичайну зірку. Потім виділяється сильний вітер, який розганяєнавколишнє оболонку з пилу. Після цього можна бачити світло, що виходить зутворилася зірки. Ця стадія називається «фаза Т-Тельці», вона можетривати 30 мільйонів років. Із залишків газу і пилу, що оточують зірку,можливе утворення планет.
Народження нової зірки може викликати ударну хвилю. Дійшовши до туманності,вона провокує конденсацію нової матерії, і процес зіркоутворенняпродовжиться за допомогою газопилових хмар. Невеликі за розміром зіркислабкі і холодні, великі ж - гарячі та яскраві. Більшу частину свогоіснування зірка балансує в стадії рівноваги.
ХАРАКТЕРИСТИКА ЗІРОК.
Спостерігаючи за небом навіть неозброєним оком, можна відразу відзначити такуособливість зірок, як яскравість. Одні зірки дуже яскраві, інші - більшслабкі. Без спеціальних приладів в ідеальних умовах видимості можнарозглянути близько 6000 зірок. Завдяки бінокля або телескопа нашіможливості значно зростають, ми можемо милуватися мільйонами зірок
Чумацького шляху і зовнішніх галактик.
Птолемей і «Альмагест».
Першу спробу скласти каталог зірок, грунтуючись на принципі ступеняїх світності, зробив еллінський астроном Гіппарх з Нікеї в II столітті дон.е. Серед його численних праць фігурував і «Зоряний каталог»,що містить опис 850 зірок, класифікованих за координатами ісвітності. Дані, зібрані Гіппарх, а він, крім цього, відкрив іявище прецесії, була опрацьована і отримали подальший розвитокзавдяки Клавдію Птолемею з Олександрії в II ст. н.е. Він створивфундаментальний опус «Альмагест» в тринадцяти книгах. Птолемей зібрав усіастрономічні знання того часу, класифікував їх і виклав удоступній та зрозумілій формі. У «Альмагест» увійшов і «Зоряний каталог». У йогооснову були покладені спостереження Гіппарха, зроблені чотири століття тому.
Але «Зоряний каталог» Птолемея містив приблизно на тисячі зірок більше.
Каталогом Птолемея користувалися практично скрізь протягом тисячоліття.
Він розділив зірки на шість класів за ступенем світності: найяскравіші буливіднесені до першого класу, менш яскраві - до другого і так далі.
До шостого класу належать зірки, ледь помітні неозброєним оком.
Термін «сила світіння небесних тіл», використовується і в даний час длявизначення міри блиску небесних тіл, причому не лише зірок, але такожтуманностей, галактик та інших небесних явищ.
Зоряна величина в сучасній науці.
У середині XIX ст. англійський астроном Норман Погсон удосконаливметод класифікації зірок за принципом світності, що існував з часів
Гіппарха і Птолемея. Погсон врахував, що різниця в плані світності міждвома класами 2,5. Погсон ввів нову шкалу, за якою різниця міжзірками першого та шостого класів складає 100 а.е. Тобто ставленняблиску зірок першої зоряної величини становить 100. Це відношеннявідповідає інтервалу в 5 зоряних величин.
Відносна і абсолютна зоряна величина.
Зоряна величина, вимірювана за допомогою спеціальних приладів,вмонтованих в телескоп, вказує, яка кількість світла зірки доходитьдо спостерігача на Землі. Світло долає відстань від зірки до нас, і,відповідно, чим далі розташована зірка, тим слабшою воназдається. Тобто при визначенні зоряної величини необхідно брати доувагу відстань до зірки. У даному випадку мова йде про відноснузоряною величиною. Вона залежить від відстані.
Є зірки дуже яскраві і дуже слабкі. Для порівняння яскравості зірокнезалежно від їх відстані ідо Землі було введено поняття «абсолютназоряна величина ». Вона характеризує блиск зірки на певномувідстані в 10 парсек (10 парсек = 3,26 світлового року). Для визначенняабсолютної зоряної величини необхідно знати відстань до зірки.
Колір зірок.
Наступною важливою характеристикою зорі є її колір. Розглядаючизірки навіть неозброєним оком, можна помітити, що не всі вони однакові.
Є блакитні, жовті, помаранчеві, червоні зірки, а не тільки білі. Колірзірок багато що говорить астрономам, перш за все він залежить від температуриповерхні зірки. Червоні зірки - самі холодні, їх температураскладає приблизно 2000-3000 оС. Жовті зірки, як наше Сонце, маютьсередню температуру 5000-6000 оС. Найгарячіші - білі та блакитні зірки,їх температура становить 50000-60000 оС і вище.
Загадкові лінії.
Якщо пропустити світло зірки через призму, ми отримаємо так званийспектр, він буде перетинатися лініями. Ці лінії є свого роду
«Ідентифікаційної карткою» зірки, тому що по них астрономи можутьвизначити хімічний склад поверхневих шарів зірок. Лінії належатьрізних хімічних елементів.
Порівнюючи лінії в зоряному спектрі з лініями, виконаними в лабораторнихумовах, можна визначити, які хімічні елементи входять до складузірок. У спектрах основними є лінії водню й гелію, саме ціелементи складають основну частину зірки. Але зустрічаються і елементи групиметалів - залізо, кальцій, натрій і ін У яскравому сонячному спектрі виднолінії майже всіх хімічних елементів.
ДІАГРАМА Герцшпрунга-РЕССЕЛЛА.
Серед параметрів, що характеризують зірку, існують два найголовніших --це температури і абсолютна зоряна величина. Температурні показникитісно пов'язані з кольором зірки, а абсолютна зоряна величина - зспектральним класом. Мається на увазі класифікація зірок за інтенсивністюліній у їх спектрах. Згідно використовуваної в даний час класифікації,зірки відповідно до їх спектрами поділяються на сім основних спектральнихкласів. Вони позначені латинськими літерами O, B, A, F, G, K, M. Саме вцієї послідовності температура зірок знижується від декількох десятківтисяч градусів класу O до 2000-3000 градусів зірок типу M.
Абсолютна зоряна величина, тобто міра блиску, вказує кількістьенергії, що випромінюють зіркою. Її можна обчислити теоретично, знаючивідстань зірки.
Видатна ідея.
Ідея зв'язати між собою два основних параметри зірки прийшла в головудвом ученим в 1913 році, причому вони вели роботи незалежно один від одного.
Мова йде про голландському астронома Ейнар Герцшпрунга та американськомуастрофізиці Генрі Норріса Ресселле. Учені творили на відстані тисячкілометрів один від одного. Вони склали графік, що зв'язав воєдино дваосновних параметри. Горизонтальна вісь відображає температуру, вертикальна --абсолютну зоряну величину. У результаті вийшла діаграма, якійбули присвоєні імена двох астрономів - діаграма Герцшпрунга-Ресселла, або,простіше, діаграма Г-Р.
Зірка - критерій.
Подивимося, як складається діаграма Г-Р. Перш за все, необхідновибрати зірку-критерій. Для цього підходить зірка, відстань до якоївідомо, чи інша - з уже обчисленої абсолютною зоряною величиною.
Слід мати на увазі, що інтенсивність світності будь-якого джерела, будьто свічка, лампочка або зірка, змінюється в залежності від відстані.
Математично це виражається так: інтенсивність світності «I» напевній відстані «d» від джерела обернено пропорційна «d2».
Практично це означає, що якщо відстань збільшується вдвічі, тоінтенсивність світності зменшується в чотири рази.
Потім слід визначити температуру вибраних зірок. Для цього требаідентифікувати їх спектральний клас, колір і після цього визначититемпературу. В даний час замість спектрального типу використовуєтьсяінший еквівалентний йому показник - «індекс кольору».
Далі треба виміряти зоряну величину зірки з двома різними по довжиніхвилями (наприклад, використовувати два фільтри, що пропускають тільки синій іжовтий кольори). Підрахувати різницю.
Ці два параметри наносяться на одну площину з температурою,що знижується зліва направо, на абсцис. Абсолютна світність фіксуєтьсяна ординат, підвищення відзначається знизу вгору.
Головна послідовність.
На діаграмі Г-Р зірки розташовуються уздовж діагональної лінії, що йдезнизу догори і зліва направо. Ця смуга називається Головнапослідовність. Зірки, що входять до її складу, називаються зірками
Головною послідовності. Сонце відноситься саме до цієї групи. Цегрупа жовтих зірок з поверхневою температурою приблизно 5600 градусів.
Зірки Головної послідовності знаходяться в найбільш «спокійною фазі»свого існування. У надрах їх ядер атоми водню перемішуються,утворюється гелій. Фаза Головної послідовності становить 90% часуіснування зірки. З 100 зірок 90 знаходяться саме в цій фазі, хочарозподіляються по різних позиціях в залежності від температури ісвітності.
Головна послідовність являє собою «вузьку область», цесвідчить про те, що зірки з працею зберігають баланс між силоютяжіння, що тягне всередину, і силою, що утвориться в результатіядерних реакцій, вона тягне до зовнішньої сторони зони. Зірка, подібна Сонцю,дорівнює 5600 градусів, для підтримки балансу повинна мати абсолютнузоряну величину порядку 4,7. Це випливає з діаграми Г-Р.
Червоні гіганти і білі карлики.
Червоні гіганти знаходяться у верхній зоні праворуч, розташованої з зовнішньоїбоку Головної послідовності. Характерною рисою цих зірок єдуже низька температура (приблизно 3000 градусів), але при цьому вони яскравішезірок, що мають ідентичну температуру і розташованих у Головнійпослідовності.
Природно, виникає питання: якщо енергія, яку випромінює зіркою, залежитьвід температури, то чому ж зірки з однаковою температурою мають різнуступінь світності. Пояснення слід шукати в розмірі зірок. Червонігіганти більш яскраві тому, що їх випромінює поверхню набагато більше,ніж у зірок з Головної послідовності.
Невипадково цей тип зірок отримав назву «гіганти». Дійсно, їхдіаметр може перевищувати діаметр Сонця в 200 разів, ці зірки можуть займатипростір в 300 мільйонів км, що вдвічі більше відстані від Землі до
Сонця! За допомогою положення про вплив розміру зірки спробуємо пояснитидеякі моменти в існуванні інших зірок - білих карликів. Вонирозташовані внизу ліворуч у діаграмі Г-Р.
Білі карлики - дуже гарячі, але зовсім неяскраві зірки. При однаковійтемпературі з великими і гарячими біло-блакитними зірками Головноюпослідовності білі карлики набагато менше за розмірами. Це дужещільні і компактні зірки, вони в 100 разів менше Сонця, їх діаметрприблизно такий же, як земний. Можна навести яскравий приклад високоїщільності білих карликів - одинкубічний сантиметр матерії, з якоївони складаються, має важити близько однієї тонни!
Кульові зоряні скупчення.
При складанні діаграм Г-Р кульових зоряних скупчень, а в нихзнаходяться в основному старі зірки, дуже складно визначити Головнупослідовність. Її сліди фіксуються в основному в нижній зоні, деконцентруються більш холодні зірки. Це пов'язано з тим, що гарячі іяскраві зірки вже пройшли стабільну фазу свого існування і переміщуютьсявправо, в зону червоних гігантів, а якщо минули її, то в зону білихкарликів. Якщо б люди були в змозі простежити за своє життя всееволюційні стадії зірки, вони змогли б побачити, як вона змінює своїхарактеристики.
Наприклад, коли водень в ядрі зірки припиняє горіти, температура узовнішньому шарі зірки знижується, сам шар розширюється. Зірка виходить зфази Головної послідовності і спрямовується в праву частину діаграми.
Це стосується в першу чергу великих за масою зірок, найбільш яскравих, --саме цей тип еволюціонує швидше.
З часом зірки виходять з Головної послідовності. Надіаграмі фіксується «turning point» - «поворотна точка», завдяки їй,можливо, досить точно обчислити вік зірок скупчень. Чим вище надіаграмі знаходиться «поворотна точка», тим молодше скупчення, і,відповідно, чим нижче на діаграмі вона знаходиться, тим старше за вікомзоряне скупчення.
Значення діаграми.
Діаграма Герцшпрунга-Ресселла надає велику допомогу у вивченніеволюції зірок протягом їхнього існування. За цей час зіркизазнають змін, трансформації, в якісь періоди вони дужеглибокі. Нам вже відомо, що зірки відрізняються не за власнимхарактеристиками, а за типами фаз, у яких вони перебувають в той чи іншийчас.
За допомогою цієї діаграми можна обчислити відстань до зірок. Можнавибрати будь-яку зірку, що знаходиться у Головній послідовності, з ужепевною температурою і подивитися її просування на діаграмі.
РАССОЯНІЕ ДО ЗІРОК.
Коли ми дивимося на небо неозброєним оком, зірки, навіть найбільш яскраві,здаються нам блискучими точками, розташованими на однаковій від насвідстані. Небесний звід розкинувся над нами як килим. Невипадково позиціїзірок виражені тільки у двох координатах (пряме сходження і схилення),а не в трьох, ніби вони розташовані на поверхні, а не тривимірномупросторі. За допомогою телескопів ми не можемо отримати всю інформацію прозірок, наприклад за фотографіями космічного телескопа «Хаббл» ми не можемоточно визначити, на якій відстані знаходяться зірки.
Глибина простору.
Про те, що Всесвіт має і третій вимір - глибину, - люди дізналисявідносно недавно. Тільки на початку XIX століття завдяки вдосконаленнюастрономічного обладнання та інструментів вчені змогли вимірятивідстань до деяких зірок. Першою була зірка 61 Лебедя. Астрономом
Ф.В. Бессель встановив, що вона знаходиться на відстані 10 світлових років.
Бессель був одним з перших астрономів, виміряли «річний паралакс». Дотеперішнього часу метод «річного паралакса» лежить в основі вимірюваннявідстані до зірок. Це чисто геометричний метод - досить вимірятикут і обчислити результат.
Але простота методу не завжди відповідає результативності. Черезвелику віддаленість зірок кути дуже маленькі. Їх можна виміряти за допомогоютелескопів. Кут паралакса зірки Проксіма Центавра, найближчої з потрійнийсистеми Альфа Центавра, маленький (0.76 точний варіант), але під таким кутомможна розглянути монету в сто лір на відстані десятка кілометрів.
Зрозуміло, чим далі відстань, тим меншим стає кут.
Неминучі неточності.
Помилки в плані визначення паралакса цілком можливі, причому їх числозбільшується в міру видалення об'єкту. Хоч, за допомогою сучаснихтелескопів, можна виміряти кути з точністю до тисячної, помилки все однобудуть: на відстані 30 світлових років вони складуть приблизно 7%, 150 св. років
- 35%, а 350 св. років - до 70%. Зрозуміло, великі неточності роблятьвиміру марними. Використовуючи «метод паралакса», можна успішновизначити відстані до декількох тисяч зірок, розташованих в районіприблизно 100 світлових років. Але в нашій галактиці знаходяться більше 100мільярдів зірок, діаметр яких складає 100 000 світлових років!
Існує кілька варіантів методу «річного паралакса», наприклад
«Віковий паралакс». Метод враховує рух Сонця і всієї Сонячноїсистеми в напрямку сузір'я Геракла, зі швидкістю 20км/сек. При такомурусі вчені мають можливість зібрати потрібну базу даних для проведенняуспішного розрахунку паралакса. За десять років отримано інформації в 40 разівбільше, ніж це було можливо раніше.
Потім за допомогою тригонометричних обчислень визначається відстань допевної зірки.
Відстань до зоряних скупчень.
Простіше обчислити відстань до зоряних скупчень, особливо розсіяних.
Зірки розташовані відносно близько один від одного, тому, обчислившивідстань до однієї зірки, можна визначити і відстань до всьогозоряного скупчення.
Крім того, в цьому випадку можна використовувати статистичні методи,що дозволяють скоротити число неточностей. Наприклад, метод «сходятьсяточок », він часто застосовується астрономами. Він грунтується на тому, що притривалому спостереженні за зірками розсіяного скупчення виділяютьсярухаються до загальної точки, вона і називається збіжної точкою. Вимірявши, кутиі радіальні швидкості (тобто швидкості наближення до Землі і віддалення віднеї), можна визначити відстань до зоряного скупчення. При використанніцього методу можливо 15% неточностей при відстані в 1500 світлових років.
Він використовується і при відстанях в 15 000 світлових років, що цілкомпідходить для небесних тіл в нашій Галактиці.
Main Sequence Fitting - встановлення Головної послідовності.
Для визначення відстані до далеких зоряних скупчень, наприклад до
Плеяд, можна діяти в такий спосіб: побудувати діаграму Г-Р, навертикальної осі відзначити видиму зоряну величину (а не абсолютну, тому щовона залежить від відстані), що залежить від температури.
Потім слід порівняти отриману картину з діаграмою Г-Р ІАД, у неїбагато спільних рис у плані Головних послідовностей. Поєднавши двідіаграми як можна щільніше, можна визначити Головну послідовністьзоряного скупчення, відстань до якого треба виміряти.
Потім слід використовувати рівняння: mM = 5log (d) -5, де m - видима зоряна величина;
M - абсолютна зоряна величина; d - відстань.
По-англійському цей метод називається «Main Sequence Fitting». Його можнавикористовувати до таких розсіяним зоряним скупченням, як NGC 2362, Альфа
Персея, III Цефея, NGC 6611.астрономи робили спроби визначитивідстань до відомого подвійного розсіяного зоряного скупчення всузір'ї Персея ( «h» і «chi»), де знаходиться багато зірок-надгігантів. Аледані вийшли суперечливі. За допомогою методу «Main Sequence Fitting»можливо визначити відстань до 20000-25000 світлових років, це п'ята частинанашої Галактики.
Інтенсивність світла і відстань.
Чим далі розташоване яке-небудь небесне тіло, тим його світло здаєтьсяслабкіше. Це положення узгоджується з оптичним законом, відповідно дояким інтенсивність світла «I» обернено пропорційна відстані,зведеному в квадрат «d».
[I ~ 1/d2]
Наприклад, якщо яка-небудь галактика знаходиться на відстані 10 мільйонівсвітлових років, то інша галактика, розташована в 20 мільйонах світловихроків, має блиск в чотири рази менший порівняно з першим. Тобто зматематичної точки зору зв'язок між двома величинами «I» і «d» точна івимірюється. Говорячи мовою астрофізики, інтенсивність світла єабсолютною величиною зоряною величиною М будь-якого небесного об'єкта,відстань до якого слід виміряти.
Використовуючи рівняння mM = 5log (d) -5 (воно відображає закон про змінублиску) і знаючи, що m завжди можна визначити за допомогою фотометра, а Мвідома, вимірюється відстань «d». Отже, знаючи абсолютну зорянувеличину, за допомогою розрахунків визначити відстань не складно.
міжзоряного поглинання.
Одна з головних проблем, пов'язаних з методами вимірювання відстані --проблема поглинання світла. По дорозі на Землю світло долає величезнівідстані, він проходить через міжзоряну пил і газ. Відповідно частинасвітла адсорбується, і коли він доходить до встановлених на Землітелескопів, вже має непервоначальную силу. Вчені називають це
«Екстинкції», ослабленням світла. Дуже важливо обчислити кількістьекстинкції при використанні ряду методів, наприклад, кандела. При цьомуповинні бути відомі точно абсолютні зоряні величини.
Неважко визначити екстинкції для нашої Галактики - достатньо прийнятидо уваги пил і газ Чумацького Шляху. Важче визначити екстинкції світлавід об'єкта з іншої галактики. До екстинкції по шляху проходження в нашій
Галактиці треба додасть і частина поглиненого світла з іншої.
ЕВОЛЮЦІЯ ЗІРОК.
Внутрішнє життя зірки регулюється впливом двох сил: силитяжіння, яка протидіє зірку, утримує її, і сили,звільняється при відбуваються в ядрі ядерних реакціях. Вона, навпаки,прагне «виштовхнути» зірку в далеке простір. Під час стадіїформування щільна і стисла зірка знаходиться під сильним впливомгравітації. У результаті відбувається сильне нагрівання, температурадосягає 10-20 мільйонів градусів. Цього достатньо для початку ядернихреакцій, в результаті яких водень перетворюється на гелій.
Потім протягом тривалого періоду дві сили врівноважують один одного,зірка знаходиться в стабільному стані. Коли ядерне пальне ядрапотроху вичерпується, зірка вступає у фазу нестабільності, дві силипротиборствують. Для зірки наступає критичний момент, в діювступають самі різні фактори - температура, щільність, хімічний склад.
На перше місце виступає маса зірки, саме від неї залежить майбутнє цьогонебесного тіла - або зірка спалахне, як наднова, або перетвориться набілого карлика, нейтронну зірку або в чорну дірку.
Як вичерпується водень.
Тільки дуже великі серед небесних тіл стають зірками, меншістають планетами. Є й тіла середньої маси, вони занадто великі, щобставитися до класу планет, і занадто малі і холодні для того, щобв з надрах відбувалися ядерні реакції, характерні для зірок.
Отже, зірка формується з хмар, що складаються з міжзоряного газу. Якми вже відзначали, досить тривалий час зірка перебуває в урівноваженомустані. Потім настає період нестабільності. Подальша доля зіркизалежить від різних факторів. Розглянемо гіпотетичну зірку невеликогорозміру, маса якої становить від 0,1 до 4 сонячних мас. Характерноюрисою зірок, що мають малу масу, є відсутність конвекції увнутрішніх шарах, тобто речовини, що входять до складу зірки, не змішуються,як це відбувається у зірок, що володіють великою масою.
Це означає, що, коли водень в ядрі закінчується, нових запасівцього елемента в зовнішніх шарах ні. Водень, згораючи, перетворюється на гелій.
Потроху ядро розігрівається, поверхневі шари дестабілізуютьвласну структуру, і зірка, як можна бачити по діаграмі Г-Р,поволі виходить з Головної послідовності. У новій фазі щільністьматерії всередині зірки підвищується, склад ядра «дегенерують», в результатіз'являється особлива консистенція. Вона відрізняється від нормальної матерії.
Видозміна матерії.
Коли матерія видозмінюється, тиск залежить тільки від щільності газів,а не від температури.
На діаграмі Герцшпрунга-Ресселла зірка зсувається вправо, а потімвгору, наближаючись до області червоних гігантів. Її розміри значнозбільшуються, і через це температура зовнішніх шарів падає. Діаметрчервоного гіганта може досягати сотні мільйонів кілометрів. Коли нашесонце ввійде в цю фазу, воно «проковтне» і Меркурій і Венеру, а якщо незможе захопити і Землю, то розігріє її до такого ступеня, що життя нанашій планеті перестане існувати.
За час еволюції зірки температура її ядра підвищується. Спочаткувідбуваються ядерні реакції, потім після досягнення оптимальної температурипочинається плавлення гелію. Коли це відбувається, раптове підвищеннятемператури ядра викликає спалах, і зірка швидко переміщається в лівучастина діаграми Г-Р. це так званий «helium flash». В цей час ядро,що містить гелій, згорає разом з воднем, який входить до складуоболонки, що оточує ядро. На діаграмі Г-Р ця стадія фіксуєтьсяпросуванням вправо по горизонтальній лінії.
Останні фази еволюції.
При трансформації гелію в вуглеводень ядро видозмінюється. Йоготемпература підвищується до тих пір, поки вуглець не почне горіти.
Відбувається новий спалах. У будь-якому випадку під час останніх фаз еволюціїзірки відзначається значна втрата її маси. Це може відбуватисяпоступово або різко, під час спалаху, коли зовнішні шари зірки лопаються,як великий міхур. В останньому випадку утворюється планетарна туманність --оболонка сферичної форми, що розповсюджується в космічному просторізі швидкістю в кілька десятків або навіть сотень км/сек.
Кінцева доля зірки залежить від маси, що залишилася після всьогощо відбувається з нею. Якщо вона під час усіх перетворень і спалахів викинулабагато матерії і її маса не перевищує 1,44 сонячної маси, зіркаперетворюється на білого карлика. Ця носить назву «ліміт Чандрасекара» вчесть пакистанського астрофізика Субрахманьяна Чандрасекара. Цемаксимальна маса зірки, при якій катастрофічний кінець може невідбудуться через тиск електронів у ядрі.
Після спалаху зовнішніх шарів ядро зірки залишається, і його поверхневатемпература дуже висока - близько 100 000 ОК. Зірка рухається до лівогокраю діаграми Г-Р і спускається вниз. Її світність зменшується, тому щозменшуються розміри.
Зірка повільно доходить до зони білих карликів. Це зірки невеликогодіаметру, але відрізняються дуже високої щільності, у півтора мільйони разівбільше щільності води.
Білий карлик являє собою кінцеву стадію еволюції зірки, безспалахів. Вона потроху вщухає. Вчені вважають, що кінець білого карликапроходить дуже повільно, у всякому разі, з початку існування
Всесвіту, схоже, жоден білий карлик не постраждав від «термічноїсмерті ».
Якщо ж зірка велика, і її маса більше Сонця, вона спалахне, якнаднова. Під час спалаху зірка може зруйнуватися повністю абочастково. У першому випадку від неї залишиться хмара газу з залишковимиречовинами зірки. У другому - залишиться небесне тіло найвищої щільності
- Нейтронна зірка або чорна діра.
ЗМІННІ ЗІРКИ.
Згідно з концепцією Аристотеля, небесні тіла Всесвіту є вічними іпостійними. Але ця теорія зазнала значних змін з появою в
XVII ст. перший біноклів. Спостереження, що проводилися протягом наступнихстоліть, продемонстрували, що насправді здається сталістьнебесних тіл пояснюється відсутністю техніки для спостереження або їїнедосконалістю. Вчені дійшли висновку, що мінливість є спільноюхарактеристикою всіх видів зірок. Протягом еволюції зірка проходитькілька стадій, під час яких її основні характеристики - колір ісвітність - зазнають глибокі зміни. Вони відбуваються протягоміснування зірки, а це десятки або сотні мільйонів років, томулюдина не може бути очевидцем того, що відбувається. У деяких класів зіроквідбуваються зміни фіксуються в короткі проміжки часу, наприкладпротягом декількох місяців, днів або частини доби. Відбуваються змінизірки, її світлові потоки можна багаторазово виміряти протягом наступнихночей.
Вимірювання.
Насправді ця проблема не така проста, як здається на перший погляд.
При проведенні вимірювань необхідно враховувати атмосферні умови, а вонизмінюються, причому іноді значно протягом однієї ночі. У зв'язку з цимдані про світлових потоках зірок істотно різняться.
Дуже важливо вміти відрізнити справжні зміни світлового потоку, а вонибезпосередньо пов'язані з блиском зірки, від здаються, вони пояснюютьсязміною атмосферних умов.
Для цього рекомендується провести порівняння світлових потоків, що спостерігаєтьсязірки з іншими зірками - орієнтирами, видимими в телескоп. Якщозміни здаються, тобто пов'язані зі зміною атмосферних умов, воникіснуться всіх спостережуваних зірок.
Отримати вірні дані про стан зірки на коком-то етапі - це першийступінь. Далі слід скласти «криву блиску» для фіксування можливихзмін блиску. Вона буде показувати зміна зоряної величини.
Змінні чи ні.
Зірки, зоряна величина яких непостійна, називають змінними. Удеяких з них мінливість лише удавана. В основному це зірки,що відносяться до системи подвійних. При цьому, коли орбітальна площинусистеми більш-менш збігається з променем зору спостерігача, йому можездаватися, що одна з двох зірок повністю або частково затьмарюється іншийі є менш яскравою. У цих випадках зміни періодичності, періодизміни блиску затемнених зірок повторюються з інтервалом, що збігається зорбітальним періодом подвійної системи зірок. Ці зірки називаються
«Затемнення змінні».
Наступний клас змінних зір - «внутрішні змінні». Амплітудиколивань блиску цих зірок залежать від фізичних параметрів зірки,наприклад від радіуса і температури. Протягом довгих років астрономи велиспостереження за мінливістю змінних зір. Тільки в нашій Галактицізафіксовано 30000 змінних зір. Їх розділили на дві групи. До першоївідносяться «еруптивні змінні зорі». Їм властиві одноразові абоповторюються спалаху. Зміни зоряних величин епізодичні. До класу
«Еруптивних змінних», або вибухових, належать також нові та найновіші.
До другої групи - всі інші.
цефеїд.
Існують змінні зірки, блиск яких змінюється строго періодично.
Зміни відбуваються через певні проміжки часу. Якщо скластикриву блиску, вона чітко зафіксує регулярність змін, при цьому формакривий відзначить максимальні і мінімальні характеристики. Різниця міжмаксимальним і мінімальним коливаннями визначає великий простірміж двома характеристиками. Зірки такого типу відносяться до «зміннимпульсуючим ». За кривої блиску можна зробити висновок, що блиск зіркизростає швидше, ніж зменшується.
Змінні зірки поділяються на класи. За критерій береться зірка -прототип, саме вона дає назву класу. Як приклад можнапривести цефеїд. Ця назва походить від зірки Цефея. Це найбільшпростий критерій. Є й інший - зірки поділяються за спектрами.
Змінні зірки можна розділити на підгрупи за різними критеріями.
Галактики.
Зірки на небосхилі існують у вигляді скупчень, асоціація, а неяк поодинокі тіла. Зоряні скупчення можуть бути засіяні зірками дужегусто чи ні.
Між зірками можуть існувати й більш тісні зв'язки, мова йде проподвійних системах, як їх називають астрономи. У парі зірок еволюція однієїбезпосередньо впливає і на другу.
Відкриття.
Відкриття подвійних зірок, в даний час їх саме так називають, сталоодним з перших відкриттів, здійснених за допомогою астрономічногобінокля. Першою парою цього типу зірок стала Міцар з сузір'я Великої
Ведмедиці. Від
