План:

1. ВСТУП
2. ВІДКРИТТЯ ГАЛАКТИКИ
3. СПІВДРУЖНОСТІ ЗІРОК
4. Зоряні скупчення
5. МІЖ ЗІРКАМИ
6. АСОЦІАЦІЇ і підсистеми
7. Місцеві СИСТЕМА
8. ВИСНОВКИ

ВСТУП


Астрономія - це наука про Всесвіт, що вивчає рух, будову, походження і розвиток небесних тіл і їх систем. Як і все на світі, астрономія має тривалу історію, чи не більшу, ніж будь-яка інша наука.
По ходу знайомства з навколишньою Всесвіту виникали нові галузі пізнання. Народжувалися окремі напрямки досліджень, поступово складалися в самостійні наукові дисципліни. Всі вони, зрозуміло, об'єднувалися спільними інтересами астрономії, але порівняно вузька спеціалізація усередині астрономії все більше і більше давала себе знати.
У сучасній астрономії чітко виділилися наступні розділи:
I. Астрометрія - найдавніший розділ астрономії, що вивчає положення на небі небесних тіл в певні моменти часу. Де і коли - такий по суті основне питання, на який відповідає астрометрія. Очевидно, для відповіді потрібно знати ту систему координат, відносно якої визначають положення тіла, і вміти вимірювати проміжки часу за допомогою рівномірного руху.
Породжена потребами практики, астрометрія до цих пір залишається найбільш «практичної», галуззю прикладної астрономії. Вимірювання часу і місця розташування потрібні у всіх справах людських, і тому важко вказати обставини, де астрометрія прямо чи побічно не знаходила б собі застосування.
II. Небесна механіка виникла лише в XVII ст. коли стало можливим вивчати сили, що керують рухом небесних тіл. Головною з цих сил, як відомо, є гравітаційна сила, тобто сила тяжіння, або, інакше кажучи, сила взаємного притягання небесних тіл. Хоча природа гравітації до цих пір не зрозуміла, теорія руху небесних тіл під дією тяжіння розроблено дуже докладно, як, втім, і теорія фігур рівноваги небесних тіл, які визначаються гравітацією і обертанням. Обидві ці теорії, і складають головне, чим займається небесна механіка.
III. Майже одночасно з небесною механікою розвивалася і астрофізика - та галузь астрономії, що вивчає фізичну природу небесних тіл. А це стало можливим завдяки винаходу телескопа, який зробив далеке близьким і дозволив розглянути дивовижні подробиці на небі і небесних тілах. Особливо бурхливий розвиток астрофізика зазнала з відкриттям спектрального аналізу в XIX ст. Стрімке зростання астрофізичних знань, небачено швидке розширення засобів дослідження фізики космосу продовжується і в наш час.
IV. Зоряна астрономія вивчає будову і розвиток зоряних систем. Цей розділ виник на межі XVIII і XIX ст. з класичних робіт Вільяма та галактика. Подальші кроки у пізнанні зоряних систем показали, що зоряна астрономія немислима без астрофізики. Подібно до того, як в сучасній астрономії астрометрія все тісніше зближується з небесною механікою, астрофізичні методи дослідження набувають дедалі більшого значення в дослідженні зоряних систем.
V. Конкретні дані, що видобуваються перерахованими вище галузями астрономії, узагальнюються космогонією, яка вивчає походження і розвиток небесних тіл. Так як еволюція небесних тіл відбувається, як правило, за терміни, незрівнянно більші, ніж час существованіячеловека, рішення космогонічних проблем - справа дуже важка. Правда, в якійсь мірі воно полегшується деякими бистропротекающімі космічними процесами типу вибухів, яких останнім часом відкривають все більше і більше. Проте розгадати їх еволюційний сенс далеко не завжди просто.
VI. Космологія займається найбільш загальними питаннями будови і еволюції всього, світу в цілому. Космологи намагаються розглядати Всесвіт у цілому, не забуваючи, звичайно, про те, що людині завжди доступна лише обмежена частина нескінченного та невичерпного в усіх відношеннях Світу. Тому космологічні "моделі" всього Всесвіту, тобто теоретичні схеми «Світу в цілому», неминуче страждають спрощенство і лише більшою чи меншою мірою відображають реальність. Космологія завжди була і залишається сферою ідеологічної боротьби ідеалістичного та матеріалістичного світогляду.
Дана робота присвячена одній з основних частин зоряної астрономії - нашій Галактиці.
Планета Земля належить Сонячній системі, яка складається з єдиної зірки - Сонця і дев'яти планет з їхніми супутниками, тисяч астероїдів, комет, незліченних частинок пилу, і все це обертається навколо Сонця. Поперечник Сонячної системи складає приблизно 13 109 км.
Сонце і Сонячна система розташовані в одному з гігантських спіральних рукавів Галактики, званої Чумацьким Шляхом. Наша Галактика містить понад 100 млрд. зірок, міжзоряний газ і пил, і все це обертається навколо її центру. Поперечник Галактики складає приблизно 100 000 світлових років (один мільярд мільярдів кілометрів).
Далі буде розглянута історія вивчення і будову нашої Галактики.

ВІДКРИТТЯ ГАЛАКТИКИ

3вездная астрономія, тобто розділ астрономії, що вивчає будову зоряних систем, виникла порівняно недавно, лише два століття тому. Раніше вона не могла виникнути, тому що оптичні засоби дослідження Всесвіту були ще вкрай недосконалі. Правда, висловлювалися різні умоглядні ідеї про будову зоряного світу, часом геніальні. Так, давньогрецький філософ Демокріт (460-370 р. до н.е.) вважав Чумацький Шлях скопищем слабосветящіхся зірок. Німецький учений XVIII ст. Йоганн Ламберт (1728-1777) вважав, що зоряний світ має ступеневу, ієрархічну будову: менші системи зірок утворюють великі, ті, у свою чергу, ще більші і т. д., на зразок відомої іграшкової «матрьошки». І ця «сходи систем», за Ламберту, не має кінця, тобто така «структурна» Всесвіт нескінченний. Але, на жаль, всі такі ідеї не підкріплювалися фактів, і зоряна астрономія як наука зародилася лише в працях Вільяма Гершеля (1738-1822), великого спостерігача і дослідника зоряної Всесвіту.
За своє довге життя він відшліфував для телескопів близько 430 телескопічних дзеркал, і серед них величезне дзеркало діаметром 122 см і фокусною відстанню 12 м. Гершеля стало доступна величезна безліч дуже слабких зірок, що відразу розширило горизонти пізнання. Вдалося вийти в глибини зоряного світу.
Ще в 683 р. н.е. китайський астроном І. Синь виміряв координати 28 зірок і помітив їх зміни в порівнянні з більш давніми визначеннями. Це змусило його висловити здогад про власний рух зірок у просторі. В 1718 р. Едмунд Галлей на підставі спостережень Сіріуса, Альдебарана і Арктур підтвердив цю гіпотезу. До кінця ХVIII ст. стали відомі власні рухи всього 13 зірок. Але навіть за такими вкрай бідних даними Гершеля вдалося виявити рух нашого Сонця в просторі.
Ідея методу Гершеля проста. Коли йдеш по густому лісі, здається, що дерева попереду розступаються, а ззаду, навпаки, сходяться. Так і на небі - в тій його частині, куди летить Сонце разом з Сонячною системою (сузір'я Геркулеса), зірки будуть здаватися «розбігаються» в сторони від апекса - точки неба, куди спрямований вектор швидкості Сонця. Навпаки, в протилежній точці неба (антіапексе) зірки повинні здаватися що сходяться. Ці ефекти і були виявлені Гершелем, але через упокоренні даних швидкість руху Сонця він визначив неточно.
Гершель відкрив безлічі подвійних, потрійних і взагалі кратних зірок і знайшов у них рух компонентів. Це доводило, що кратні зірки - фізичні системи, що підкоряються закону тяжіння. Але головна заслуга Вільяма Гершеля полягає в його дослідженні загального будови зоряного світу.
Завдання було важким. На той час (кінець ХУШ ст.) Ні до однієї з зірок не було відомо відстань. Довелося тому ввести ряд спрощують припущень. Так, Гершель припустив, що всі зірки розподілені в просторі рівномірно. Там же, де спостерігаються згущення зірок, в тому напрямку зоряна система має велику протяжність. Довелося також припустити, що всі зірки випромінюють однакову кількість світла, а їх видима зоряна величина залежить тільки від відстані. І, нарешті, світовий простір Гершель вважав абсолютно прозорим. Всі ці три допущення були, як ми тепер знаємо, помилковими, але нічого кращого за часів Гершеля придумати було неможливо. На зоряному небі Гершель виділив 1083 майданчики і на кожній з них підраховував число зірок даної зоряної величини. Припустивши потім, що найяскравіші зірки найбільш близькі до Землі, Гершель прийняв їх відстань від Землі за одиницю і в цих відносних масштабах побудував схему нашої зоряної системи. При цьому Гершель вважав, що його телескопи дозволяють бачити найбільш віддалені зірки Галактики.
Схема будови Галактики по Гершель, звичайно, була далекою від дійсності. Виходило, що поперечник Галактики дорівнює 5800 св. років, а її товщина 11ОО св. років, причому Сонячна система знаходиться недалеко від галактичного центру. Хоча в цій роботі справжні розміри нашої зоряної системи зменшені по крайней мере в 15 разів і положення Сонця оцінений невірно, не слід применшувати значення відкриття Гершеля. Саме він вперше дослідним шляхом довів структурність зоряної Всесвіту, спростувавши популярні на той час погляди про рівномірний розподіл зірок у нескінченному просторі.
Наступний, весьмаважний внесок у вивчення Галактики внесли російські вчені. Вихованець Дерптського (Тартуського) університету Василь Якович Струве був перший астрономом, який у 1837 р. виміряв відстань до зірок. За його вимірах відстань до Веги одно 26 св. років, що дуже близька до сучасних результатів. Незалежно від Струве в 1838. Ф. Бессель (1784 - 1846) зміряв відстань до зірки 61 Лебедя (11,1 св. Років), а потім Т Гендерсон (1798-1844) в 1839г. вдалося відшукати найближчу до намзвездуАльфуЦентавра (4,3 св. року). Пізніше відстані до цілого ряду зірок були виміряні Пулковської обсерваторії X. Петерсом (1806-1880).
Як тоді писали, «лот, закинути в глибину світобудови, дістав дно». Стали відомі масштаби зоряних відстаней. Треба було продовжити роботи Гершеля на більш високому рівні знань. Цим і зайнявся В.Я. Струве.
Теоретично підрахувавши, скільки зірок повинні бути видимі в телескопи Гершеля і скільки він бачив насправді, В. Я Струве прийшов до фундаментального відкриття. Міжзоряний простір наповнений речовиною, що поглинає світло зірок. Без урахування цього міжзоряного поглинання з'ясувати будову Галактики неможливо. До речі можу, оцінка величини поглинання світла, підрахована Струве, близька до сучасних оцінками.
На відміну від Гершеля, Струве не вважав світність зірок однаковою. Але зірок з відомим до них відстанню було ще дуже мало, і тому врахувати світність зірок Струве міг тільки наближено.
У 1847 р. вийшов у світ узагальнюючий працю В.Я. Струве «Етюди зоряної астрономії». У ньому автор приходить до висновку, що згущення зірок у площині Чумацького Шляху - реальне явище, і, отже, Галактика повинна мати форму плоского диска. За дослідженнями Струве, Сонце розташоване не в центрі Галактики, а на значній відстані від нього. Розміри Галактики (з урахуванням поглинання світла) вийшли більшими, ніж вважав Гершель. Межі нашої зоряної система виявилися недоступними для зондування, і тому оцінити параметри Галактики в цілому В. Я Струве не зміг.
У середині минулого століття деякі астрономи вважали, що в центрі Галактики знаходиться велетенське «центральна Сонце», що змушує своїм тяжінням всі зірки рухатися навколо себе. Професор Казанського університету М.А. Ковальський (1821-1884) довів, що існування «центрального Сонця" зовсім не обов'язково і зірки Галактики можуть рухатися навколо динамічного центру, тобто геометричної точки, що є центром ваги всієї зоряної системи. Формули Ковальського дозволили по власних рухів зірок знайти напрям на центр Галактики.
У 1927 р. голландський астроном Ян Оорт остаточно довів, що всі зірки Галактики обертаються навколо її центру. При цьому Галактика в цілому не обертається як тверде тіло. У внутрішніх областях Галактики (приблизно до Сонця) кутові швидкості зірок майже однакові. Проте далі до країв Галактики вони поступово зменшуються, але трохи повільніше, ніж належить за третім законом Кеплера. Орбітальна швидкість Сонця складає 250 км/с, причому Сонце завершує повний оберт навколо центру Галактики приблизно за 200 млн. років.
Тільки в 1934 р. були впевнено визначені наступні параметри нашої зіркової системи: відстань від Сонця до центру - 32 000 св. років; діаметр Галактики 100 000 св. років; товщі галактичного «диска» 10 000 св. років; маса 165 млрд. сонячних мас.
Загальна схема будови Галактики сучасними даними представлена на малюнку.
У Галактиці розрізняють три головні частини - диск, гало і корону. Центральне згущення диска називається балджа. У диску зосереджені зірки, які породжують явище Чумацького Шляху. Тут же присутні численні хмари пилу і газу. Діаметр диска близький до 100 000 св. років, найбільший і найменший поперечники балджа відповідно близькі до 20 000 і 30 000 св. років.
Гало за формою нагадує злегка сплюснений еліпсоїд з найбільшим діаметром, трохи перевершує поперечник диска. Цю частину нашої зоряної системи населяють головним чином старі і слабосветящіеся зірки, а газ і пил там практично відсутні. Маса гало і диска приблизно однакова. Обидві ці частини Галактики занурені у величезну сферичну корону, діаметр якої в 5-10 разів більше діаметру диска. Можливо, що корона містить головну масу Галактики у формі невидимої поки речовини ( «прихованої маси»). За деякий оцінками ця «прихована маса» приблизно раз у 10 більша за масу всіх звичайних зірок Галактики, зосереджених в диску і гало.
Така загальна картина. Важливі й деталі. Всередині Галактики існують різні за масштабами зоряні системи - від подвійних зірок до скупчень з десятків тисяч зірок. Розрізняють і більші підсистеми в нашій зоряній системі. Істотний елемент структури Галактики - міжзоряне середу, пилові та газові туманнос-ти. З усім цим більш докладно ми зараз і ознайомимося.

СПІВДРУЖНОСТІ ЗІРОК

Дуже багато зірок «воліють» мандрувати не поодинці, а парами. Цілком природно вважати, що близькість компонентів в системі подвійної зірки має глибші причини. Дві зірки об'єдналися в одну систему не при випадковій зустрічі в безкрайніх просторах космосу (що дуже малоймовірно), а виникли спільно. В останньому випадку їх фізичні властивості повинні, мабуть, бути схожими, хоча відомі й такі пари зірок, де компоненти не мають між собою майже нічого спільного. Наведемо приклади.
Поруч із Сиріусом є чудова зірочка - це відкритий в 1862 р. перший «білий карлик». Останнім часом за супутником Сіріуса ( «Песьей зіркою» древніх єгиптян) вкоренилося навіть власне ім'я - Щенок. Щенок лише вдвічі поступається по масі Сиріусу, а за обсягом-в 103 разів. Ясно тому, що щільність речовини супутника Сіріуса дуже велика. Якби можна було цим речовиною наповнити волейбольний м'яч, останній придбав би вельми солідну масу-близько 160 т!
Сіріус і Щенок-система з двох сонць, подвійна зірка. Але як вони не схожі один на одного. Утім, астрономам відомі й інші, куди більш дивні співдружності.
У сузір'ї Цефея є подвійна зірка, що позначається символом VV. Головна зірка - колосальний холодний надгігант, за діаметром в 1200 разів перевищує Сонце. Його супутник-звичайна і гаряча зірка, мабуть, з обширною, «товстої» атмосферою. Головна зірка перевищує свій супутник за обсягом майже в 2 000 разів.
Країнах Співдружності в світі зірок дуже багато. Їх походження залишається поки нез'ясованим. Справедливість вимагає, однак, помітити, що є чимало й таких систем, в яких зірки як дві краплі води схожі один на одного.
Ось, наприклад, система чотирьох зірок із сузір'я Ліри, яку астрономи позначають буквою «епсилон». Всі чотири зірки дуже схожі один на одного. Вони більше, масивніший і яскравіше Сонця, і кожна з них, швидше нагадує Сіріус.
Особливо чудова пара зірок-гігантів, що зливається для неозброєного ока в одну зірку - Капелу. Вони схожі, як близнюки, і їх тісна, в буквальному сенсі слова, співтовариство (расстоян?? е між ними - мільйони кілометрів) змушує обидві зірки звертатися навколо спільного центру мас майже за три місяці.
Коли дві зірки знаходяться один від одного на відстані, порівнянному з їх поперечника, вони неминуче втрачають свою сферичну форму. Взаємне тяжіння виявляється настільки потужним, що обидві зірки під дією приливних сил витягуються в напрямку один до одного. Замість кулі кожна зірка стає тривісні еліпсоїдом, причому найбільші осі еліпсоїдів завжди співпадають з прямою, що сполучає центри обох зірок.
Одним з типових представників цього класу зірок є зірка W з сузір'я Великої Ведмедиці. У цій системі з двох динеобразних заїзд рух, як зазвичай, відбувається навколо спільного центру мас. Воно дуже стрімко: зірки так близькі один до одного, що через вісім годин кожна з них знову повертається в початкове положення. Цікаво, що обидві «зоряні дині» як дві краплі води схожі між собою. Завдяки рівності мас центр ваги лежить в точності посередині між зірками, і обидві вони, по суті, звертаються за однією загальною круговій орбіті.
При спостереженні із Землі обидва компоненти цієї системи невиразні окремо навіть у найсильніші телескопи. Всі відомості про природу зірки W Великої Ведмедиці були отримані виключно за спостереженнями зміни її видимої зоряної величини. Неважко здогадатися, що, звертаючись навколо спільного центру тяжіння, динеобразние світила повертаються до нас то більш широкої, ті більш вузької своєю частиною. З цієї причини зірка W Великої Ведмедиці належить до числа змінних зір, т е. зірок, потік випромінювання від яких змінюється. Ретельний аналіз кривої зміни потоку від W Великої Ведмедиці і розкрив перед астрономами всі дивовижні властивості цієї подвійної системи.
Іноді динеооразнимі можуть бути самі великі, масивні з зірок. Прикладом може служити унікальна система АТ Кассіопеї, порівняно з якою попередня пара виглядають досить мініатюрної.
Обидві, зірки в системі АТ Кассіопеї-гарячі гіганти, температура атмосфери яких близько 25000 К. Кожен з гігантів майже в 30 разів масивніше Сонця і в 200-300 тис. разів перевершує його по світності.
Розрахунки показують, що відстань між центрами цих гарячих гігантів становить лише 25 млн. км., А витягнутість їх така, що обидві велетенські «дині» стосуються один одного! І вся ця система швидко обертається з періодом всього в декілька годин!
Зірку? Ліри можна без жодних вагань назвати чудовою. Як і зірка W Великої Ведмедиці,? Ліри складається з двох динеобразних зірок, що обертаються навколо спільного центру тяжіння. Більша з них-гаряча гігантська зірка, атмосфера якої нагріта до 15000 К. Менша зірка вдвічі холодніше, і її випромінювання абсолютно губиться в потоках світла, випромінюваних головною зіркою.
На? Ліри вперше звернули увагу в кінці ХVШ в., Але, незважаючи на ретельні дослідження протягом майже двох століть цієї яскравої зірки, її природа до недавнього часу, здавалася загадковою. Особливо складними і незрозумілими були спектр зірки і ті зміни, які в ньому спостерігалися. Зараз ці світлові «іяеро-гліфи» розшифровані, і результати проведеного дослідження схематично представлені на малюнку.
Від головної зірки В9 до її супутнику F безперервно викидаються потоки газової речовини. Вони огинають супутник і повертаються до головної зірку, створюючи, таким чином, безперервну циркуляцію газу. Але інертність газу і обертання супутника навколо головної зірки призводять до того, що частина газу, що знаходиться за супутником, на боці, протилежному напрямку на головну зірку, випаровується у зовнішній простір. При цьому газ, віддаляючись від зірки, утворює величезне газове кільце. Щось подібне можна іноді побачити за феєрверки, коли особливі вертушки викидають у повітря світяться спіралі.
Кільцеподібний газовий шлейф? Ліри - освіта динамічне. Воно безперервно розсіюється в просторі, і його позірна стабільність пояснюється безперервним поповненням газової речовини що йде від обертається зіркової пари.
Доступна нашим спостереженням газова спіраль має майже такий же розмір, як наша планетна система. Луч зору лежить саме в її площині, і тільки завдяки цьому випадковому обставині вдалося виявити її існування. Кільце вуалюють спектр головної зірки, і саме цим визванистранниеособенності спектра? Ліри. Якщо б систему? Ліри ми спостерігали «зверху» або «знизу», вона здалася б нам звичайнісінької зіркою.
На зимовому небі в сузір'ї Близнюків виділяються дві зірки, подібні по яскравості одна з одною. Верхня з них називається Кастор, а нижня - Поллуксрм. Обидва ці імені міфологічного походження. Згідно з переказами стародавніх греків, так звали двох близнят, народжених красунею Лєдою від всемогутнього Зевса.
Ще в 1718 р. англійський астроном Д. Брадлей (1693-1762) відкрив, що Кастор-подвійна зірка, що складається з двох гарячих і великих сонць. Незабаром вдалося помітити, що обидві зірки дуже повільно обертаються навколо загального центру. На жаль, до цих пір період обертання в цій системі не може вважатися впевнено визначеним. Найбільш надійним його значенням вважається 341 рік.
  Труднощі, з якими доводиться стикатися астрономам, стануть більш зрозумілими, якщо усвідомити, що видимий рух в системах подвійних зірок не є рух щире. Справа в тому, що площина, в якій супутник здійснює обертання навколо головної зірки, звичайно нахилена під деяким кутом до променя зору. Тому астрономи бачать не справжню орбіту зірки і не істинне її рух, а тільки проекцію того й іншого на площину, перпендикулярну до променя зору.
Все це сильно ускладнює дослідження. Звідси випливає і та неточність результатів, з якими ми зараз зіткнулися.
Кастор А і Кастор В (як позначають астрономи компоненти, що цікавить нас пари) відстоять один від одного приблизно в 76 разів далі, ніж Земля від Сонця. Інакше кажучи, обидві зірки розділяє відстань, яка майже вдвічі перевищує середню відстань Плутона від Сонця.
Близько півтора століття тому поблизу від Кастора була помічена слабосветящаясязвездочка9-ї зоряної величини, що супроводжує Кастор А і Кастор В у їх польоті навколо центру Галактики. Якщо зірки видно на небі поблизу один від одного і рухаються в одному напрямку і з однією швидкістю - це вірна ознака того, що зірки фізично пов'язані між собою. Тому вже з початку століття Кастор вважається не подвійний, а потрійний зіркою.
Кастор З - третій компонент в розглянутій системі сонць - повна протилежність Кастор А і Кастор В. Це карликова червонувата зірочка. Відстань між нею та головними зірками системи в усякому разі не менше ніж 960 а. тобто Зауважимо, що виміряний відстань є проекція на небосхил істинного відстані.
При значній віддаленості від головних зірок Кастор З обертається навколо них з періодом в десятки тисяч років! Не дивно, що за півтора століття спостереження Кастор С не зрушив зі свого місця на скільки-небудь відчутну величину.
Найцікавішим, що кожна з трьох зірок, з якими ми зараз познайомилися, у свою чергу, являє собою настільки тісний пару зірок, що «розділити» їх вдається тільки методами спектрального аналізу.
Кастор А і Кастор В розпадаються на дві пари близнят, відстані між якими складають близько 10000000 км! Це в п'ять разів менше, ніж відстань від Меркурія до Сонця. Цілком можливо, що всі чотири зірки під дією взаємного тяжіння придбали динеобразную форму тривісних еліпсоїдів,
Що стосується Кастора С, то і ця зірка складається з двох близнюків-карликів, віддалених один від одного на 2700000 км, що є лише вдвічі перевищує діаметр Сонця.
За випадковим збігом обставин площину, в якій звертаються обидва двійника Кастор С, проходить через промінь зору земного спостерігача. Завдяки цьому один звездаперіодіческізакривает частина іншої, через що загальний потік випромінювання від системи зменшується. Застосовуючи астрономічну термінологію, можна сказати, що Кастор С є затемнення-змінною зіркою.
Перед нами розкрилася дивна картина - система із шести зірок, пов'язаних між собою узами взаємного тяжіння: дві пари гарячих величезних зірок і пара холодних червонуватих карликів, безперервно що беруть участь, в складному русі. Двійники Кастор А здійснюють оборот навколо спільного центру мас всього за 9 днів. Двійники Кастор В, кілька ближчі один до одного, мають ще менший період обертання-тільки .3 дня. І вже зовсім запаморочливим здається обертання карликів, які примудряються обернутися навколо центру мас усього за 19 год! Від 19 год до десятків тисяч років - така різноманітність періодів звернення до цієї дивної системі зірок.
Долгоевремяшестікратная система Кастор вважалася унікальною. Однак в 1964 р. виявили, що добре відома подвійна зірка Міцар (середня в ручці ковша Великої Ведмедиці) також, мабуть, повинна бути віднесена до шестиразовим системам. Справді, вже неозброєний око легко виявляє поряд з Міцар зірочку п'ятого зоряної величини, названу Алькор. Обидві зірки мають загальний рух у просторі і тому, мабуть, утворюють фізичну пару зірок. У невеликий телескоп Міцар розпадається на два компоненти - Міцар А і Міцар В. За спостереженнями спектра Міцар А давно встановлено, що ця зірка, у свою чергу, складається з двох компонентів з періодом обертання навколо спільного центру тяжіння, рівним двадцяти з половиною земній добі. І ось, нарешті, у 1964 р. з'ясувалося, що Міцар В, здавався до тих пір одиночної зіркою, насправді складається з трьох зірок. Дві з них близькі один до одного і обертаються навколо загального центру мас за 182 діб. Третій же, далеко віддалений від них компонент має значно великим періодом обертання, що дорівнює 1 350 на добу.
В даний час відомі десятки тисяч подвійних зірок, так що співдружності зірок - явище дуже часте. Можливо, більше половини всіх зірок є подвійними.
 
Зоряні скупчення

Перше знайомство завжди буває зовнішнім. Тому ми перш за все звернемо увагу на фотопортрет типового шарового зоряного скупчення. Кожне кульове скупчення-це своєрідний велетенський шар з зірок, або, застосовуючи більш спеціальну термінологію, типова сферична зоряна система. Впадає в очі в загальному рівномірна по всіх напрямах концентрація зірок до центра скупчення. У серцевині кульових скупчень зірок так багато і вони так щільно розташовані в просторі, що на фотографіях видно лише суцільне сяйво.
Відомо більше 130 кульових зоряних скупчень, хоча загальна їх кількість в нашій Галактиці повинно бути разів у десять більшим. Поперечники їх досить різні. У найменших вони близькі до 5-10 св. років, у найбільших вимірюються 500-600 св. років. Різна і маса скупчень - від кількох десятків тисяч до сотень тисяч сонячних мас. Так як різниця в масі у окремих зірок невеликі, можна вважати, що кульові зоряні скупчення містять десятки, сотні тисяч, а іноді й мільйони зірок!
На фотознімках кульових скупчень ми бачимо не дійсне розподіл зірок у скупченні, а лише проекцій цього розподілу на площину. Виведено формули, які дозволяють перейти від видимої картини до істинної. Виявилося, що просторовий розподіл зірок у кульових зоряних скупченнях вельми складно. У найзагальніших рисах кульові зоряні скупчення складаються з щільної центрального ядра і корони навколишнього його, в межах якої щільність змінюється порівняно мало.
Помічено, що у різних скупчень збільшення концентрації до центру різно-у одних воно мало, в інших висловлено дуже різко. І ще один цікавий факт - деякі «шари з зірок» помітно сплюснений. Викликано це їх обертанням або іншими причинами, поки невідомо.
Для Плеяд, типового розсіяного, з неправильними обрисами зоряного скупчення, характерна велика кількість дуже гарячих гігантських зірок. У кульових скупченнях, навпаки, такі зірки рідкісні або зовсім відсутні. Відомо близько 1200 розсіяних зоряних скупчень,. Кожне з них включає в себе від декількох десятків до декількох тисяч зірок, в основному належить до головної послідовності.
Гарячі білі та блакитні зірки-гіганти - освіти дуже молоді, що існують не більше декількох десятків мільйонів років (для зірок цей термін все одно, що для людини кілька днів). Раз їх немає у кульових зоряних скупченнях, значить, самі ці скупчення мабуть, мають дуже поважний вік.
Про те ж свідчить і інший факт-в кульових зоряних скупченнях, за дуже рідкісним винятком, немає газових або пилових туманностей. Міжзоряний простір там майже ідеально прозоро. Так могло статися, якщо, наприклад, кульові зоряні скупчення зробили багато обертів навколо ядра Галактики і кожен раз проходячи через багату оком і пилом серединну площину нашої зоряної системи, вони залишали там свої гази і пил. Цей грандіозний очисний «фільтр" діяв, безвідмовно і, можливо, дякуй, йому кулі із зірок так очищені від міжзоряного «сміття».
Зауважимо, що у кульових скупченнях знайдені сотні змінних зір і джерела рентгенівського випромінювання.

МІЖ ЗІРКАМИ

У сузір'ї Оріона темними зимовими ночами можна розглянути слабо світиться туманне цятка. Його вперше помітили ще в 1618 р., і з тих пір протягом трьох з половиною століть туманність Оріона є предметом ретельного дослідження.
Неозброєному віч туманність Оріона здається розміром з Місяць. На фотознімках, отриманих за допомогою потужних телескопів, вона займає, все сузір'я! Це неймовірно велике і дуже складне за своєю структурою міжзоряний хмара космічних газів перебуває від Землі на відстані 1800 св. років.
Туманність Оріона - типовий представник першої групи міжзоряних об'єктів - газових туманностей.
Друга, не менш численна група міжзоряних утворень представлена в тому ж сузір'ї. Це знаменита темна туманність, благодарясвоімпрічудлівим зовнішніх контурах названа кінської голови. Найбільший поперечник «голо-ви», в 20800 разів перевищує відстань від Землі до Сонця.
Кінська голова складається з найменшої твердої космічної пилі.Облако пилу затримує світло розташованих за ним зірок, і тому на тлі зоряного неба деякі з пилових туманностей мають вигляд зловісних чорних плям. З утворень подібного роду найбільш помітна розвилка Чумацького Шляху. У темні серпневі ночі, коли сузір'я Лебедя в наших широтах близько до зеніту. Чумацький Шлях, починаючи від Денеб - самої яскравої зірки в Лебедя, двома блискучими потоками спадає до горизонту. Поділ Чумацького Шляху тільки здається. Воно викликане колосальними і порівняно близькими до нас хмарами космічного пилу, яка і створює ефект розвилки.
Темні і світлі туманності, подібні описаним вище, легко доступні для спостереження. Набагато складніше знайти надзвичайно розріджену і майже зовсім прозору газове середовище, яка називається міжзоряним газом.
Відомо, що міжзоряний газ насправді являє собою суміш, головним чином, водню та гелію. Безперервної серпанком заповнюють ці гази міжзоряний простір нашої Галактики, і немає напрямку, в якому б спектрограф не виявляв присутності розрідженої міжзоряного середовища.
Крім газу і пилу є й інші форми матерії, які зовсім не залишають місця для порожнечі.
Сонце і зірки, особливо деяких типів і на певних етапах своєї еволюції, викидають в простір безліч дрібних часток - корпускул. Серед них переважають протони й альфа-частинки, що являють собою ядра найбільш легких хімічних елементів - водню й гелію. Немає сумніву в тому, що міжзоряний простір пронизує корпускулярним потоками, або, як кажуть, корпускулярним випромінюванням зірок.
До цього додаються потоки електромагнітного випромінювання, що випускається не тільки зірками, а й самої міжзоряним середовищем. Частина цього випромінювання людське око сприймає у вигляді світла, інші електромагнітні хвилі, наприклад радіохвилі, можуть бути схоплені за допомогою тих чи інших приймачів. Вся ця промениста енергія суцільно заповнює космос, по крайней мере в що спостерігається нами його частини. Не можна вказати жодної точки просторіва, куди б не доходило в тій чи іншій формі електромагнітне випромінювання.
Із закону всесвітнього тяжіння випливає, що притягання кожного предмета може бути виявлено на будь-якому як завгодно великій відстані. Прояв сил даної природи в просторі називається полем цих сил. Отже, довжина поля тяжіння будь-якого тіла, строго кажучи, безмежна. Воно, якщо завгодно, може вважатися своєрідним «продовженням» будь-якого тіла.
Поле хоча і нематеріальне (тобто не перебуває з елементарних частинок речовини - електронів, протонів, нейтронів і т. п.), проте цілком матеріально. Адже під матерією розуміється будь-яка об'єктивна реальність, тобто все те, що існує незалежно від нас і, впливаючи на наші органи чуття, породжує в нас відчуття.
Два тіла, що складаються з речовини, що не можуть одночасно займати один і той же обсяг простору. Для полів тяжіння такого обмеження немає. Вони абсолютно безперешкодно перекривають один одного, і в даному обсязі простору можуть діяти спільно багато полів і навіть різної природи (електричні, магнітні і т.д.).
Все сказане про гравітаційне поле в повній мірі відноситься до полів електромагнітним, наявність яких в космосі так само можна вважати твердо встановленим.
Повертаючись до речовини між зірками, зауважимо, що в навколишньому нас земної обстановці немає нічого, що хоча б у віддаленій мірою нагадувало сверхразреженную міжзоряну середу. Найлегшим речовиною звичайно прийнято вважати повітря. Однак у порівнянні з будь-якою міжзоряного + EN повітря виглядає освітою надзвичайно щільним. Кубічний сантиметр кімнатного повітря має масу, близьку до 1 мг; плотностьтуманностіОріона в 100 000 000 000 000 000 (1017) разів менше. Прочитати це число нелегко. Але ще важче наочно уявити собі таку велику ступінь розрідженості речовини.
Щільність міжзоряних газових туманностей (10-17 кг/м 3) так мізерно мала, що масою в 1 мг буде володіти газова хмара об'ємом в 100 км3!
У техніці прагнуть у деяких випадках отримати вакуум - вельми розріджений стан газів. Шляхом досить складних хитрощів вдається зменшити щільність кімнатного повітря в 10 млрд. разів. Але і така «технічна порожнеча» все ж таки опиняється в мільйон разів більш щільною, ніж будь-яка газова туманність!
Може здатися дивним, чому настільки розріджена середу на фотографіях здається суцільним і навіть щільним світиться хмарою, тоді як повітря настільки прозорий, що майже не спотворює що спостерігається крізь нього картину Всесвіту. Причина полягає, звичайно, у розмірах туманностей. Вони так грандіозні, що уявити собі обсяг, ними займаний, анітрохи не легше, ніж незначну їх щільність
У середньому туманності мають поперечники, що вимірюються світловими роками або навіть десятками світлових років. Це означає, що якщо Землю зменшити до розмірів шпилькової головки, то в такому масштабі туманність Оріона повинна бути зображена хмара розміром з земну кулю! Тому, незважаючи на незначну щільність сост