Un scurt mesaj despre stele. Fapte interesante despre vedete. Cum se nasc vedetele? Constelații și stele pe cer

Întrebarea câte stele există pe cer a îngrijorat mintea oamenilor de îndată ce prima stea a fost observată de ei pe cer (și încă rezolvă această problemă). Astronomii au făcut totuși câteva calcule, stabilind că cu ochiul liber se pot vedea aproximativ 4,5 mii de corpuri cerești pe cer, iar galaxia noastră Calea Lactee include aproximativ 150 de miliarde de stele. Având în vedere că Universul conține câteva trilioane de galaxii, numărul total de stele și constelații a căror lumină ajunge la suprafața Pământului este egal cu septillion - iar această estimare este doar aproximativă.

O stea este o minge imensă de gaz care emite lumină și căldură (aceasta este principala sa diferență față de planete, care, fiind corpuri complet întunecate, nu pot reflecta decât razele de lumină care cad asupra lor). Energia generează lumină și căldură, rezultată din reacțiile termonucleare care au loc în interiorul nucleului: spre deosebire de planete, care conțin atât elemente solide, cât și ușoare, corpurile cerești conțin particule luminoase cu un ușor amestec de solide (de exemplu, Soarele este format din aproape 74% hidrogen și 25% heliu).

Temperatura corpurilor cerești este extrem de caldă: ca urmare a unui număr mare de reacții termonucleare, indicatorii de temperatură ai suprafețelor stelare variază de la 2 la 22 de mii de grade Celsius.

Deoarece greutatea chiar și a celei mai mici stele depășește semnificativ masa celor mai mari planete, corpurile cerești au suficientă gravitație pentru a ține în jurul lor toate obiectele mai mici care încep să se rotească în jurul lor, formând un sistem planetar (în cazul nostru, sistemul Solar).

Lumini intermitente

Este interesant că în astronomie există „stele noi” - și nu vorbim despre apariția unor corpuri cerești noi: de-a lungul existenței lor, corpurile cerești fierbinți de luminozitate moderată ard periodic puternic și încep să stea în picioare. atât de puternic pe cer, încât oamenii în vremurile trecute se credea că se nasc stele noi.

De fapt, analiza datelor a arătat că aceste corpuri cerești au existat înainte, dar din cauza umflării suprafeței (fotosferei gazoase), ele au devenit brusc deosebit de strălucitoare, mărindu-și strălucirea de zeci de mii de ori, rezultând impresia că stele noi au avut a apărut pe cer. Revenind la nivelul inițial de luminozitate, stelele noi își pot schimba luminozitatea de până la 400 de mii de ori (în același timp, dacă focarul în sine durează doar câteva zile, revenirea lor la starea anterioară durează adesea ani de zile).

Viața trupurilor cerești

Astronomii susțin că stelele și constelațiile încă se formează: conform ultimelor date științifice, aproximativ patruzeci de corpuri cerești noi apar anual numai în galaxia noastră.

Să începem cu începutul stadiul inițial La formarea sa, o nouă stea este un nor rece, rarefiat de gaz interstelar care se rotește în jurul galaxiei sale. Impulsul pentru ca reacțiile să înceapă să apară în nor, stimulând formarea unui corp ceresc, poate fi o supernova care explodează în apropiere (o explozie a unui corp ceresc în urma căreia este complet distrus după ceva timp).

De asemenea, destul motive probabile poate fi o coliziune cu un alt nor, sau procesul poate fi influențat de ciocnirea galaxiilor între ele, într-un cuvânt, tot ceea ce poate influența norul interstelar de gaz și îl poate face să se prăbușească într-o minge sub influența propriei gravitații.

În timpul compresiei, energia gravitațională este transformată în căldură, ceea ce face ca bila de gaz să devină extrem de fierbinte. Când temperatura din interiorul mingii crește la 15-20 K, încep să apară reacții termonucleare în urma cărora compresia se oprește. Mingea se transformă într-un corp ceresc cu drepturi depline și, pe o perioadă lungă de timp, hidrogenul este transformat în heliu în interiorul miezului său.

Când aprovizionarea cu hidrogen se epuizează, reacțiile se opresc, se formează un miez de heliu și structura corpului ceresc începe treptat să se schimbe: devine mai strălucitoare, iar straturile sale exterioare se extind. După ce greutatea miezului de heliu atinge maximul, corpul ceresc începe să scadă și temperatura crește.

Când temperaturile ajung la 100 milioane K, procesele termonucleare se reiau în interiorul miezului, în timpul cărora heliul este transformat în metale solide: heliu - carbon - oxigen - siliciu - fier (când miezul devine fier, toate reacțiile se opresc complet). Drept urmare, steaua strălucitoare, crescând de o sută de ori, se transformă într-un Gigant Roșu.

Cât timp exact va trăi o anumită stea depinde în mare măsură de dimensiunea sa: corpurile cerești mici ard rezervele de hidrogen foarte lent și sunt destul de capabile să existe de miliarde de ani. Din cauza masei lor insuficiente, reacțiile care implică heliu nu au loc în ele, iar după răcire continuă să emită o cantitate mică de spectru electromagnetic.

Viața luminilor cu parametri medii, inclusiv Soarele, este de aproximativ 10 miliarde. După această perioadă, straturile lor de suprafață se transformă de obicei într-o nebuloasă cu un nucleu absolut lipsit de viață în interior. Acest nucleu ceva timp mai târziu se transformă într-o pitică albă de heliu, cu un diametru nu prea mare mai mult decât Pământul, apoi se întunecă și devine invizibil.

Dacă un corp ceresc de dimensiuni medii era destul de mare, mai întâi se transformă într-o gaură neagră, iar apoi izbucnește o supernova în locul său.

Dar durata de viață a luminilor supermasive (de exemplu, Steaua Polară) durează doar câteva milioane de ani: în corpurile cerești fierbinți și mari, hidrogenul arde extrem de rapid. După ce un imens corp ceresc își încheie existența, în locul lui are loc o explozie extrem de puternică - și apare o supernova.

Explozii în Univers

Astronomii numesc o supernova o explozie a unei stele în timpul căreia un obiect este aproape complet distrus. După câțiva ani, volumul supernovei crește atât de mult încât devine translucid și foarte rarefiat – iar aceste rămășițe pot fi văzute încă câteva mii de ani, după care se întunecă și se transformă într-un corp format în întregime din neutroni. Interesant este că acest fenomen nu este neobișnuit și are loc în galaxie o dată la treizeci de ani.

Clasificare

Majoritatea corpurilor cerești vizibile pentru noi sunt clasificate ca stele de secvență principală, adică corpuri cerești în cadrul cărora au loc procese termonucleare, care determină conversia hidrogenului în heliu. Astronomii le împart, în funcție de indicatorii lor de culoare și temperatură, în următoarele clase de stele:

• Albastru, temperatura: 22 mii de grade Celsius (clasa O);
• Alb-albastru, temperatura: 14 mii de grade Celsius (clasa B);
• Alb, temperatura: 10 mii de grade Celsius (clasa A);
• Alb-galben, temperatura: 6,7 mii grade Celsius (clasa F);
• Galben, temperatura: 5,5 mii grade Celsius (clasa G);
• Galben-portocaliu, temperatura: 3,8 mii grade Celsius (clasa K);
• Roșu, temperatură: 1,8 mii de grade Celsius (clasa M).

În plus față de luminarii secvenței principale, oamenii de știință disting următoarele tipuri de corpuri cerești:

• Piticile brune sunt corpuri cerești prea mici pentru ca procesul de transformare a hidrogenului în heliu să înceapă în interiorul nucleului, deci nu sunt stele cu drepturi depline. Ei înșiși sunt extrem de slabi, iar oamenii de știință au aflat despre existența lor doar din radiația infraroșie pe care o emit.
• Giganți roșii și supergiganți - în ciuda temperaturii lor scăzute (de la 2,7 la 4,7 mii de grade Celsius), aceasta este o stea extrem de strălucitoare, a cărei radiație infraroșie atinge maximul.
• Radiația de tip Wolf-Rayet se distinge prin faptul că conține heliu ionizat, hidrogen, carbon, oxigen și azot. Aceasta este o stea foarte fierbinte și strălucitoare, care sunt rămășițele de heliu ale corpurilor cerești uriașe, care la un anumit stadiu de dezvoltare și-au pierdut masa.
• Tipul T Tauri - aparțin clasei de stele variabile, precum și unor clase precum F, G, K, M, . Au o rază mare și luminozitate mare. Puteți vedea aceste corpuri de iluminat lângă norii moleculari.
• Variabilele albastre strălucitoare (cunoscute și ca variabile S doradus) sunt hipergiganți extrem de strălucitori, pulsatori, care pot fi de până la un milion de ori mai strălucitoare decât Soarele și de 150 de ori mai grele. Se crede că un corp ceresc de acest tip este cea mai strălucitoare stea din Univers (este, totuși, foarte rar).
• Piticile albe sunt corpuri cerești pe moarte în care sunt transformate corpuri de lumină de dimensiuni medii;
• Stelele neutronice se referă, de asemenea, la corpurile cerești pe moarte, care după moarte formează corpuri de iluminat mai mari decât Soarele. Nucleul din ele se micșorează până când este transformat în neutroni.

Fir de ghidare pentru marinari

Unul dintre cele mai cunoscute corpuri cerești de pe cerul nostru este Steaua Polară din constelația Ursa Mică, care aproape niciodată nu își schimbă poziția pe cer în raport cu o anumită latitudine. În orice moment al anului, arată spre nord, motiv pentru care și-a primit al doilea nume - Steaua Polară.

Desigur, legenda că Steaua Polară nu se mișcă este departe de adevăr: ca orice alt corp ceresc, se rotește. Steaua Polară este unică prin faptul că este cea mai apropiată de Polul Nord - la o distanță de aproximativ un grad. Prin urmare, datorită unghiului de înclinare, Steaua Polară pare nemișcată și timp de multe milenii a servit ca un punct de reper excelent pentru marinari, ciobani și călători.

Trebuie remarcat faptul că Steaua Polară se va mișca dacă observatorul își schimbă locația, deoarece Steaua Polară își schimbă înălțimea în funcție de latitudine geografică. Această caracteristică a făcut posibil ca marinarilor să-și determine locația atunci când măsoară unghiul de înclinare dintre orizont și Steaua Polară.

În realitate, Steaua Polară este formată din trei obiecte: nu departe de ea există două stele satelit, care sunt conectate la ea prin forțe de atracție reciprocă. În același timp, Steaua Polară în sine este un gigant: raza sa este de aproape 50 de ori mai mare decât raza Soarelui, iar luminozitatea sa este de 2,5 mii de ori mai mare. Aceasta înseamnă că Steaua Polară va avea o viață extrem de scurtă și, prin urmare, în ciuda vârstei sale relativ fragede (nu mai mult de 70 de milioane de ani), Steaua Polară este considerată bătrână.

Interesant este că în lista celor mai strălucitoare stele, Steaua Nordică se află pe locul 46 - motiv pentru care în oraș pe cerul nopții, iluminat lămpile stradale, Steaua polară nu este aproape niciodată vizibilă.

Lumini în cădere

Uneori, privind spre cer, poți vedea o stea căzută, un punct luminos strălucitor, care se repezi pe cer - uneori una, alteori mai multe. Se pare că o stea a căzut, dar legenda care îți vine imediat în minte este că atunci când o stea căzută îți atrage atenția, trebuie să-ți pui o dorință - și cu siguranță se va împlini.

Puțini oameni cred că, în realitate, aceștia sunt meteoriți care zboară spre planeta noastră din spațiu, care, după ce s-au ciocnit cu atmosfera Pământului, s-au dovedit a fi atât de fierbinți încât au început să ardă și să semene cu o stea zburătoare strălucitoare, care a primit conceptul de „ stea căzută”. Destul de ciudat, acest fenomen nu este neobișnuit: dacă monitorizezi constant cerul, poți vedea o stea căzând aproape în fiecare noapte - pe parcursul unei zile, aproximativ o sută de milioane de meteori și aproximativ o sută de tone de particule foarte mici de praf ard. în atmosfera planetei noastre.

În unii ani, o stea căzută apare pe cer mult mai des decât de obicei, iar dacă nu este singur, pământenii au ocazia să observe ploaia de meteoriți - în ciuda faptului că pare că steaua a căzut pe suprafața noastră. planetă, aproape toate corpurile cerești ale dușului ard în atmosferă.

Ele apar în astfel de număr atunci când cometa se apropie de Soare, se încălzește și se prăbușește parțial, eliberând un anumit număr de pietre în spațiu. Dacă urmăriți traiectoria meteoriților, aveți impresia înșelătoare că toți zboară dintr-un punct: se mișcă pe traiectorii paralele și fiecare stea căzută are propria sa.

Este interesant că multe dintre aceste ploi de meteori au loc în aceeași perioadă a anului, iar pământenii au ocazia să vadă căderea unei stele pentru o perioadă destul de lungă - de la câteva ore la câteva săptămâni.

Și numai meteoriții de dimensiuni mari, cu o masă suficientă, sunt capabili să ajungă la suprafața pământului, și dacă la acel moment o astfel de stea a căzut nu departe de aşezare, de exemplu, acest lucru s-a întâmplat în urmă cu câțiva ani în Chelyabinsk, acest lucru poate provoca consecințe extrem de distructive. Uneori pot exista mai multe stele căzute, care se numește ploaie de meteoriți.

13.04.2014

Stelele au fost subiecte fascinante de studiu de-a lungul istoriei. De la grecii antici până la astronomii noștri moderni, oamenii caută constant stele noi, alte planete și galaxii. ȘI fapte interesante despre stele ne intrigă mereu. Universul este în continuă expansiune și, de asemenea, în schimbare, așa că de fiecare dată când un astronom se uită printr-un telescop, poate vedea ceva care nu era acolo cu o zi înainte! Și în acest loc, atât de plin de mirare și atât de necunoscut, există o mulțime de fapte despre stele. Dorim să vă prezentăm topul nostru de top 10 cele mai interesante fapte despre stele.

Nr. 10. Pitici roșii:

Cele mai comune stele din univers sunt piticele roșii. Acest lucru se datorează în mare măsură masei lor scăzute, care le permite să trăiască foarte mult timp înainte de a deveni pitici albe.

Nr. 9. Compoziția chimică a stelelor:

Aproape toate stelele din univers au aceeași compoziție chimică și reacția de fuziune nucleară are loc în fiecare stea și este aproape identică, determinată doar de cantitatea de combustibil.

Nr. 8. Stele neutronice:

După cum știm, ca o pitică albă, stelele neutronice sunt unul dintre procesele finale ale evoluției stelelor, apărute în mare parte după explozia unei supernove. Anterior, era adesea dificil să distingem o pitică albă de o stea neutronică, dar acum oamenii de știință folosesc
telescoapele au găsit diferențe în ele. O stea neutronică adună mai multă lumină în jurul ei și acest lucru este ușor de văzut cu telescoapele în infraroșu. Locul opt printre fapte interesante despre stele.

Nr. 7. Gaură neagră:

Datorită masei sale incredibile, conform teorie generală Conform relativității lui Einstein, o gaură neagră este de fapt o cotitură în spațiu, astfel încât totul din câmpul său gravitațional este împins spre ea. Câmpul gravitațional al unei găuri negre este atât de puternic încât nici măcar lumina nu poate scăpa de el.

Nr. 6. Steaua masivă:

Din câte știm, atunci când o stea rămâne fără combustibil, steaua poate crește în dimensiune de peste 1000 de ori, apoi se transformă într-o pitică albă și, datorită vitezei reacției, explodează. Această reacție este mai bine cunoscută ca o supernovă. Oamenii de știință sugerează că din această cauză proces lungși astfel se formează găuri negre misterioase.

Nr. 5. Confluența stelelor pe cer:

Multe dintre stelele pe care le vedem pe cerul nopții pot apărea ca o singură privire de lumină. Cu toate acestea, acest lucru nu este întotdeauna cazul. Majoritatea stelelor pe care le vedem pe cer sunt de fapt două sisteme stelare, sau sisteme binare de stele. Sunt pur și simplu inimaginabil de departe și ni se pare că vedem doar un fir de lumină.

Nr. 4. Durata de viață a stelelor:

Stelele care au cea mai scurtă durată de viață sunt cele mai masive. Ele reprezintă o masă mare substanțe chimiceși de obicei își arde combustibilul mult mai repede.

Nr. 3. Stele sclipitoare:

În ciuda faptului că uneori ni se pare că Soarele și stelele sclipesc, de fapt nu este așa. Efectul de pâlpâire este doar lumina stelei, care în acest moment trece prin atmosfera Pământului, dar nu a ajuns încă în ochii noștri. Locul trei printre cele mai interesante fapte despre stele.

Nr. 2. Distanțe uriașe până la stele:

Distanțele implicate în estimarea cât de departe este o stea sunt inimaginabil de mari. Să luăm în considerare un exemplu: cea mai apropiată stea de pământ se află la aproximativ 4,2 ani lumină distanță și pentru a ajunge la ea, chiar și pe cea mai rapidă navă a noastră, va dura aproximativ 70.000 de ani.

Nr. 1. Temperatura stelelor:

Cea mai tare stea cunoscută este pitica maro CFBDSIR 1458+10B, care are o temperatură de numai aproximativ 100 °C.
Cea mai fierbinte stea cunoscută, o supergigantă albastră din Calea Lactee numită Zeta Puppis, are o temperatură de peste 42.000 °C.

Constelațiile au însoțit oamenii din cele mai vechi timpuri: erau folosite pentru a naviga pe drum, a planifica lucrările casnice și a spune averi. Astăzi oamenii depind mai puțin de corpurile cerești, dar studiul lor nu se oprește. continuă să apară și să uimească iubitorii de astronomie.

1. Anterior, constelațiile erau considerate figuri care formează stele, dar astăzi sunt zone ale sferei cerești cu limite convenționale și toate corpurile cerești de pe teritoriul lor. În 1930, numărul de constelații a fost fixat la 88, dintre care 47 au fost descrise înainte de epoca noastră, dar numele și titlurile date figurilor stelare din antichitate sunt încă folosite și astăzi.
2. Partea de sud a cerului a început să fie atent studiată odată cu începutul Marilor Descoperiri Geografice, dar nici partea nordică nu a fost ignorată. Până la sfârșitul secolului al XVII-lea, au fost publicate atlase ale cerului înstelat cu descrieri a 22 de constelații noi. Pe harta cerului emisferei sudice au apărut Triunghiul, Indianul, Pasărea Paradisului, iar deasupra laturii nordice erau evidențiate Girafa, Scutul, Sextantul și alte figuri. Ultimele figuri care se formau erau mai sus polul Sud pământul și numele lor conțin adesea numele diferitelor dispozitive - ceas, pompă, telescop, busolă, busolă.

   

3. În lista lui Claudius Ptolemeu, un astronom al secolului al II-lea î.Hr., există 48 de nume de constelații, 47 dintre ele au supraviețuit până în prezent. Grupul pierdut a fost numit Ship sau Argo (nava eroului Hellas Jason, care a obținut Lâna de Aur). În secolul al XVIII-lea, nava a fost împărțită în 4 figuri mai mici - pupa, chilă, velă, busolă. Pe hărțile antice stelare, locul Busolei era luat de un catarg.

   

4. Natura statică a stelelor este înșelătoare - fără instrumente speciale este imposibil să se detecteze mișcarea lor una față de alta. Schimbările de locație ar deveni vizibile dacă o persoană ar avea ocazia să vadă constelațiile după cel puțin 26 de mii de ani.

   

5. Există de obicei 12 semne zodiacale - această distincție a avut loc acum mai bine de 4,5 mii de ani în Egiptul Antic. Astăzi, astronomii au calculat că în perioada 27 noiembrie – 17 decembrie, o altă constelație zodiacală, Ophiuchus, se ridică la orizont.

   

6. Hidra este considerată cea mai mare dintre figurile stelare, ocupă 3,16% din cerul înstelat și se întinde într-o fâșie lungă pe un sfert din cer, situată în emisferele nordice și sudice.

   

7. Cele mai strălucitoare stele din emisfera nordică îi aparțin lui Orion, 209 dintre ele sunt vizibile cu ochiul liber. Cele mai interesante obiecte spațiale din această parte a cerului sunt „Centura Orion” și Nebuloasa Orion.

   

8. Cea mai strălucitoare constelație de pe cerul sudic și cea mai mică dintre toate clusterele existente este Crucea de Sud.. Cele patru stele ale sale au fost folosite de marinari pentru orientare timp de câteva mii de ani; romanii le-au numit „Tronul Împăratului”, dar Crucea a fost înregistrată ca constelație independentă abia în 1589.

   

9. Cea mai apropiată constelație de sistemul solar este Pleiadele, zborul către el este de doar 410 de ani lumină. Pleiadele sunt formate din 3000 de stele, dintre care 9 sunt deosebit de strălucitoare. Oamenii de știință își găsesc imaginile pe obiecte din diferite părți ale lumii, deoarece multe popoare din antichitate veneau cu fervoare Pleiadele.

   

10. Cea mai puțin strălucitoare constelație este Table Mountain. Este situat departe în sud, în regiunea Antarcticii, și este format din 24 de stele, dintre care cele mai strălucitoare ating doar a cincea magnitudine.

    

11. Cea mai apropiată stea de Soare, Proxima, se află în constelația Centaurus, dar după 9 mii de ani va fi înlocuită cu steaua lui Barnard din constelația Ophiuchus. Distanța de la Soare la Proxima este de 4,2 ani lumină, de la steaua lui Barnard - 6 ani lumină.

    

12. Cea mai veche hartă a constelațiilor datează din secolul al II-lea î.Hr. Creat de Hiparh din Niceea, a devenit baza muncii astronomilor din vremurile de mai târziu.

    

13. Unii astronomi au încercat să împartă constelații mari pentru a obține altele noi, să le dea propriile nume, asociate de obicei cu numele conducătorilor și ale generalilor, și să devină celebri. Clerul a încercat să înlocuiască numele păgânilor cu nume de sfinți. Dar aceste idei nu au prins rădăcini și, cu excepția Scutului, care a fost numit anterior „Scutul lui Jan Sobieski”, în onoarea liderului militar polonez, niciunul dintre nume nu a supraviețuit.

    

14. Din vechea Rus', carul caracteristic al Carului Mare a fost asociat cu un cal. Pe vremuri se numea „Un cal la un salt”, iar Ursa Mică nu era considerată o constelație separată - stelele sale formau o „frânghie” cu care calul era „legat” de Steaua Polară - o glumă.

    

15. Figuri de stele împodobesc steagurile Noii Zeelande și Alaska. Crucea de Sud de patru stele a fost adoptată ca parte a drapelului Zeelandei în 1902. Steagulele Alaska prezintă Carul Mare și Steaua Nordului.

    

Nu există nicio persoană care să nu fi admirat niciodată stelele în timp ce privea cerul strălucitor al nopții. Le poți admira pentru totdeauna, sunt misterioase și atractive. În acest subiect vă veți familiariza fapte neobișnuite despre stele și învață o mulțime de lucruri noi

Știați că majoritatea stelelor pe care le vedeți noaptea sunt stele duble? Două stele orbitează una în jurul celeilalte, creând un punct de gravitație, sau o stea mai mică orbitează una mai mare.” steaua principala" Uneori, aceste stele majore atrag materie din cele mai mici pe măsură ce se apropie una de cealaltă. Există o limită a masei pe care o planetă o poate suporta fără a provoca o reacție nucleară. Dacă Jupiter ar fi fost mare, s-ar fi putut transforma într-o pitică maro, un fel de semi-stea, cu multe luni în urmă

Asemenea procese apar adesea în alte sisteme solare, așa cum demonstrează lipsa planetelor din acestea. Cea mai mare parte a materiei care se află în câmpul gravitațional al stelei principale se adună într-un singur loc, formând în cele din urmă o nouă stea și un sistem binar. Pot exista mai mult de două stele într-un sistem, dar totuși sistemele de numere binare sunt mai răspândite

Pitici albe, așa-numitele „stele moarte”. După faza de gigantă roșie, propria noastră stea, Soarele, va deveni și o pitică albă. Piticile albe au raza unei planete (ca Pământul, nu ca Jupiter), dar densitatea unei stele. Aceste gravitații specifice sunt posibile prin separarea electronilor de nucleele atomice pe care le înconjoară. Ca urmare, cantitatea de spațiu pe care o ocupă acești atomi crește și se creează o masă mare cu o rază mică

Dacă ai putea ține nucleul unui atom în mână, electronul s-ar înconjura în jurul tău la o distanță de 100 de metri sau mai mult. În cazul degenerării electronice, acest spațiu rămâne liber. Drept urmare, Pitica Albă se răcește și nu mai emite lumină. Aceste corpuri masive nu pot fi văzute și nimeni nu știe câte dintre ele sunt în univers.

Dacă steaua este suficient de mare pentru a evita faza finală de pitică albă, dar prea mică pentru a evita să devină o gaură neagră, se va forma un tip exotic de stea cunoscut sub numele de stea neutronică. Procesul de formare a stelelor neutronice este oarecum asemănător cu Piticele Albe, prin aceea că ele se degradează treptat - dar într-un mod diferit. Stelele neutronice se formează din materie aflată în deteriorare, numită neutron, atunci când toți electronii și protonii încărcați pozitiv sunt eliminați și numai neutronii formează miezul stelei. Densitatea unei stele neutronice este comparabilă cu densitatea nucleelor ​​atomice.

Stelele neutronice pot avea o masă similară cu Soarele nostru sau puțin mai mare, dar raza lor este mai mică de 50 de kilometri: de obicei 10-20. O linguriță din acest neutron este de 900 de ori masa Marii Piramide din Giza. Dacă ar fi să observați o stea neutronică direct, ați vedea ambii poli, deoarece steaua neutronică acționează ca o lentilă gravitațională, curbând lumina în jurul ei datorită gravitației sale puternice. Un caz special al unei stele neutronice este un pulsar. Pulsarii se pot învârti cu 700 de rotații pe secundă, emitând radiații intermitente - de unde și numele lor

Eta Carinae este una dintre cele mai mari stele descoperite până acum. Este de 100 de ori mai greu decât Soarele nostru și are aproximativ aceeași rază. Eta Carinae poate străluci de un milion de ori mai strălucitor decât Soarele. Aceste stele hipermasive durează de obicei doar o perioadă scurtă de timp, deoarece literalmente se ard singure, motiv pentru care sunt numite Supernove. Oamenii de știință cred că limita este de 120 de ori masa Soarelui - mai mult decât poate cântări orice stea.

Steaua Pistol este o stea hipergigant similară cu Eta Carinae, care nu are cum să se răcească. Steaua este atât de fierbinte încât abia este ținută împreună de gravitația sa

Drept urmare, steaua Pistol emite ceea ce se numește „vânt solar” (particule de înaltă energie care, de exemplu, creează aurora boreală). Strălucește de 10 miliarde de ori mai puternic decât Soarele nostru. Datorită nivelurilor masive de radiații, este imposibil să ne imaginăm că viața ar putea exista vreodată în acest sistem stelar.

În acest subiect am prezentat cele mai interesante fapte despre vedete pe care le-am putut găsi. Sper că l-ai găsit interesant

Din timpuri imemoriale, Omul a încercat să dea nume obiectelor și fenomenelor care l-au înconjurat. Acest lucru este valabil și pentru corpurile cerești. În primul rând, stelele cele mai strălucitoare și vizibile au primit nume, iar de-a lungul timpului, altora au primit nume.

Unele stele sunt numite în funcție de poziția pe care o ocupă în constelație. De exemplu, steaua Deneb (cuvântul se traduce prin „coadă”) situată în constelația Cygnus se află de fapt în această parte a corpului unei lebede imaginare. Încă un exemplu. Steaua Omicron, mai cunoscută sub numele de Mira, care se traduce din latină prin „uimitor”, este situată în constelația Cetus. Mira are capacitatea de a-și schimba luminozitatea. Pe perioade lungi dispare complet din vedere, adica observatii cu ochiul liber. Numele stelei se explică prin specificul ei. Practic, stelele au primit nume în epoca antichității, așa că nu este de mirare că majoritatea numelor au rădăcini latine, grecești și, mai târziu, arabe.

Descoperirea stelelor a căror luminozitate aparentă se modifică în timp a dus la desemnări speciale. Ele sunt desemnate cu majuscule latine, urmate de numele constelației în cazul genitiv. Dar prima stea variabilă descoperită într-o anumită constelație nu este desemnată cu litera A. Se numără din litera R. Următoarea stea notat cu litera S și așa mai departe. Când toate literele alfabetului sunt epuizate, începe un nou cerc, adică după ce este folosit din nou Z, A. În acest caz, literele pot fi dublate, de exemplu „RR”. „R Leo” înseamnă că este prima stea variabilă descoperită în constelația Leului.

CUM SE NASTE O STEA.

Stelele se nasc atunci când un nor de gaz interstelar și praf este comprimat și compactat de propria sa gravitație. Se crede că acest proces duce la formarea stelelor. Folosind telescoape optice, astronomii pot vedea aceste zone; ele arată ca pete întunecate pe un fundal luminos. Ele sunt numite „complexe de nor moleculare gigantice” deoarece hidrogenul este prezent sub formă moleculară. Aceste complexe, sau sisteme, împreună cu grupurile de stele globulare, sunt cele mai mari structuri din galaxie, atingând uneori 1.300 de ani lumină în diametru.

Stelele mai tinere, numite „populația stelară I”, s-au format din rămășițele rezultate din izbucnirile stelelor mai vechi, ele fiind numite „populația stelară II”. O erupție explozivă provoacă o undă de șoc care ajunge la cea mai apropiată nebuloasă și provoacă compresia acesteia.

globule Bock .

Deci, o parte a nebuloasei este comprimată. Concomitent cu acest proces, începe formarea de gaze rotunde și întunecate dense și nori de praf. Se numesc „globule Bock”. Bok, un astronom american de origine olandeză (1906-1983), a fost primul care a descris globulele. Masa globulelor este de aproximativ 200 de ori masa Soarelui nostru.

Pe măsură ce globulul Bok continuă să se condenseze, masa sa crește, atrăgând materie din regiunile învecinate datorită gravitației. Din cauza partea interioară Globulul se condensează mai repede decât cel exterior, globulul începe să se încălzească și să se rotească. După câteva sute de mii de ani, în timpul cărora are loc compresia, se formează o protostea.

Evoluția unei protostele.

Datorită creșterii masei, din ce în ce mai multă materie este atrasă în centrul protostelei. Energia eliberată din gazul comprimat în interior este transformată în căldură. Presiunea, densitatea și temperatura protostelei cresc. Datorită creșterii temperaturii, steaua începe să strălucească în roșu închis.

Protostarul are o foarte dimensiuni mari, și deși energie termală distribuită pe toată suprafața sa, rămâne relativ rece. În miez, temperatura crește și atinge câteva milioane de grade Celsius. Rotire și formă rotundă protostelele se schimbă oarecum, devine mai plată. Acest proces durează milioane de ani.

Este dificil să vezi stele tinere, deoarece acestea sunt încă înconjurate de un nor de praf întunecat, datorită căruia luminozitatea stelei este practic invizibilă. Dar ele pot fi vizualizate folosind telescoape speciale în infraroșu. Miezul fierbinte al unei protostele este înconjurat de un disc rotativ de materie cu o forță gravitațională puternică. Miezul devine atât de fierbinte încât începe să ejecteze materie din cei doi poli, unde rezistența este minimă. Când aceste emisii se ciocnesc cu mediul interstelar, ele încetinesc și se dispersează pe ambele părți, formând o structură în formă de lacrimă sau arcuită cunoscută sub numele de obiect Herbic-Haro.

Steaua sau planeta?

Temperatura unei protostele atinge câteva mii de grade. Evoluțiile ulterioare depind de dimensiunile acestui corp ceresc; dacă masa este mică și este mai mică de 10% din masa Soarelui, aceasta înseamnă că nu există condiții pentru ca reacțiile nucleare să aibă loc. O astfel de protostar nu se va putea transforma într-o stea adevărată.

Oamenii de știință au calculat că pentru ca un corp ceresc care se contractă să se transforme într-o stea, masa sa minimă trebuie să fie de cel puțin 0,08 din masa Soarelui nostru. Un nor de dimensiuni mai mici care conține gaze, care se condensează, se va răci treptat și se va transforma într-un obiect de tranziție, ceva între o stea și o planetă, aceasta este așa-numita „pitică maro”.

Planeta Jupiter este un obiect ceresc prea mic pentru a deveni o stea. Dacă ar fi mai mare, poate că reacțiile nucleare ar începe în adâncurile sale și, împreună cu Soarele, ar contribui la apariția unui sistem de stele duble.

Reacții nucleare.

Dacă masa unei protostele este mare, aceasta continuă să se condenseze sub influența propriei gravitații. Presiunea și temperatura din miez cresc, temperatura ajunge treptat la 10 milioane de grade. Acest lucru este suficient pentru a combina atomii de hidrogen și heliu.

Următorul, " reactor nuclear"protostar și se transformă într-o stea obișnuită. Se eliberează apoi un vânt puternic, care împrăștie învelișul de praf din jur. Lumina poate fi apoi văzută emanând din steaua rezultată. Această etapă se numește „faza T-Taur” și poate dura 30 de milioane de ani. Formarea planetelor este posibilă din rămășițele de gaz și praf din jurul stelei.

Nașterea unei noi stele poate provoca o undă de șoc. Ajunsă în nebuloasă, provoacă condensarea materiei noi, iar procesul de formare a stelelor va continua prin nori de gaz și praf. Stelele mici sunt slabe și reci, în timp ce stelele mari sunt fierbinți și strălucitoare. Pentru cea mai mare parte a existenței sale, steaua se echilibrează în stadiul de echilibru.

CARACTERISTICILE STELELOR.

Observând cerul chiar și cu ochiul liber, puteți observa imediat o astfel de caracteristică a stelelor precum luminozitatea. Unele stele sunt foarte strălucitoare, altele sunt mai slabe. Fără instrumente speciale, în condiții ideale de vizibilitate, pot fi văzute aproximativ 6.000 de stele. Datorită binoclului sau telescopului, capacitățile noastre cresc semnificativ; putem admira milioane de stele din Calea Lactee și galaxiile exterioare.

Ptolemeu și Almagestul.

Prima încercare de a întocmi un catalog de stele, bazat pe principiul gradului lor de luminozitate, a fost făcută de astronomul elen Hiparh din Niceea în secolul al II-lea î.Hr. Printre numeroasele sale lucrări a fost Catalogul Stelelor, care conține o descriere a 850 de stele clasificate după coordonate și luminozitate. Datele culese de Hiparh, care, în plus, a descoperit fenomenul precesiunii, au fost elaborate și dezvoltate în continuare datorită lui Claudius Ptolemeu din Alexandria în secolul al II-lea. ANUNȚ El a creat opera fundamentală „Almagest” în treisprezece cărți. Ptolemeu a adunat toate cunoștințele astronomice ale acelei vremuri, le-a clasificat și le-a prezentat într-o formă accesibilă și de înțeles. Almagest a inclus și Catalogul Star. S-a bazat pe observațiile făcute de Hiparh cu patru secole în urmă. Dar Catalogul de stele al lui Ptolemeu mai conținea aproximativ o mie de stele.

Catalogul lui Ptolemeu a fost folosit aproape peste tot timp de un mileniu. El a împărțit stelele în șase clase în funcție de gradul de luminozitate: cele mai strălucitoare au fost atribuite primei clase, cele mai puțin strălucitoare celei de-a doua și așa mai departe.

Clasa a șasea include stele care abia sunt vizibile cu ochiul liber. Termenul „luminozitatea corpurilor cerești” este folosit și astăzi pentru a determina măsura strălucirii corpurilor cerești, nu numai a stelelor, ci și a nebuloaselor, galaxiilor și a altor fenomene cerești.

Amploarea în știința modernă.

La mijlocul secolului al XIX-lea. Astronomul englez Norman Pogson a îmbunătățit metoda de clasificare a stelelor pe baza principiului luminozității, care exista încă din vremea lui Hipparchus și Ptolemeu. Pogson a ținut cont de faptul că diferența de luminozitate dintre cele două clase este de 2,5. Pogson a introdus o nouă scară conform căreia diferența dintre stelele din prima și a șasea clasă este de 100 UA. Adică, raportul de luminozitate al stelelor de prima magnitudine este 100. Acest raport corespunde unui interval de 5 magnitudini.

Mărimea relativă și absolută.

Magnitudinea, măsurată cu instrumente speciale montate într-un telescop, indică cât de multă lumină de la o stea ajunge la un observator de pe Pământ. Lumina parcurge distanța de la stea până la noi și, în consecință, cu cât steaua este mai departe, cu atât apare mai slabă. Adică, atunci când se determină magnitudinea stelelor, este necesar să se țină cont de distanța până la stea. ÎN în acest caz, Vorbim despre magnitudinea stelară relativă. Depinde de distanta.

Sunt stele foarte strălucitoare și foarte slabe. Pentru a compara luminozitatea stelelor, indiferent de distanța lor de Pământ, a fost introdus conceptul de „magnitudine stelară absolută”. Caracterizează luminozitatea unei stele la o anumită distanță de 10 parsecs (10 parsecs = 3,26 ani lumină). Pentru a determina magnitudinea absolută, trebuie să cunoașteți distanța până la stea.

Culoarea stelelor.

Următoarea caracteristică importantă a unei stele este culoarea acesteia. Privind stelele chiar și cu ochiul liber, poți vedea că nu sunt toate la fel.

Există stele albastre, galbene, portocalii, roșii, nu doar albe. Culoarea stelelor spune multe astronomilor, în primul rând în funcție de temperatura suprafeței stelei. Stelele roșii sunt cele mai reci, temperatura lor este de aproximativ 2000-3000 o C. Stelele galbene, precum Soarele nostru, au o temperatură medie de 5000-6000 o C. Cele mai fierbinți sunt stelele albe și albastre, temperatura lor este de 50000-60000 o C. si mai sus.

Linii misterioase.

Dacă trecem lumina stelelor printr-o prismă, obținem un așa-numit spectru; acesta va fi intersectat de linii. Aceste linii sunt un fel de „carte de identificare” a stelei, deoarece astronomii le pot folosi pentru a determina compoziția chimică a straturilor de suprafață ale stelelor. Liniile aparțin unor elemente chimice diferite.

Comparând liniile din spectrul stelar cu liniile realizate în laborator, este posibil să se determine ce elemente chimice sunt incluse în compoziția stelelor. În spectre, liniile principale sunt hidrogenul și heliul; aceste elemente sunt cele care alcătuiesc partea principală a stelei. Dar există și elemente din grupa metalelor - fier, calciu, sodiu etc. În spectrul solar luminos, sunt vizibile linii ale aproape tuturor elementelor chimice.

DIAGRAMA HERZSPRUNG-RUSSELL.

Printre parametrii care caracterizează o stea, există doi cei mai importanți: temperatura și magnitudinea absolută. Indicatorii de temperatură sunt strâns legați de culoarea stelei, iar magnitudinea absolută este strâns legată de clasa spectrală. Aceasta se referă la clasificarea stelelor în funcție de intensitatea liniilor din spectrele lor. Conform clasificării utilizate în prezent, stelele sunt împărțite în șapte clase spectrale principale în funcție de spectrele lor. Ele sunt desemnate prin literele latine O, B, A, F, G, K, M. În această secvență temperatura stelelor scade de la câteva zeci de mii de grade din clasa O la 2000-3000 de grade de tip M. stele.

Mărimea absolută, adică O măsură a luminozității care indică cantitatea de energie emisă de o stea. Se poate calcula teoretic, cunoscând distanța stelei.

Idee extraordinară.

Ideea de a conecta cei doi parametri principali ai unei stele a venit în mintea a doi oameni de știință în 1913, care au lucrat independent unul de celălalt.

Vorbim despre astronomul olandez Einar Hertzsprung și despre astrofizicianul american Henry Norris Russell. Oamenii de știință au lucrat la o distanță de mii de kilometri unul de celălalt. Ei au creat un grafic care a legat împreună cei doi parametri principali. Axa orizontală reflectă temperatura, axa verticală – mărimea absolută. Rezultatul a fost o diagramă căreia i s-au dat numele a doi astronomi - diagrama Hertzsprung-Russell sau, mai simplu, diagrama H-R.

Steaua este un criteriu.

Să vedem cum este realizată diagrama G-R. În primul rând, trebuie să selectați o stea criteriu. O stea a cărei distanță este cunoscută sau alta cu o magnitudine absolută deja calculată este potrivită pentru aceasta.

Trebuie avut în vedere faptul că intensitatea luminoasă a oricărei surse, fie că este o lumânare, un bec sau o stea, se modifică în funcție de distanță. Aceasta se exprimă matematic după cum urmează: intensitatea luminozității „I” la o anumită distanță „d” de sursă este invers proporțională cu „d2”. În practică, aceasta înseamnă că dacă distanța se dublează, intensitatea luminozității scade de patru ori.

Apoi ar trebui determinată temperatura stelelor selectate. Pentru a face acest lucru, trebuie să identificați clasa lor spectrală, culoarea și apoi să determinați temperatura. În prezent, în loc de tipul spectral, este utilizat un alt indicator echivalent - „indicele de culoare”.

Acești doi parametri sunt reprezentați pe același plan cu temperatura în scădere de la stânga la dreapta pe abscisă. Luminozitatea absolută este fixată la ordonată, se observă o creștere de jos în sus.

Secvența principală.

Pe diagramă Stele G-R situat de-a lungul unei linii diagonale care merge de jos în sus și de la stânga la dreapta. Această bandă se numește Secvența Principală. Stelele care o compun se numesc stele Main Sequence. Soarele aparține acestui grup. Acesta este un grup de stele galbene cu o temperatură la suprafață de aproximativ 5600 de grade. Stelele din Secvența Principală se află în cea mai „fază liniștită” a existenței lor. În adâncurile nucleelor ​​lor, atomii de hidrogen se amestecă și se formează heliu. Faza secvenței principale reprezintă 90% din durata de viață a unei stele. Din 100 de stele, 90 sunt în această fază, deși sunt distribuite în poziții diferite în funcție de temperatură și luminozitate.

Secvența principală este o „regiune îngustă”, ceea ce indică faptul că stelele au dificultăți în menținerea unui echilibru între forța gravitațională, care trage spre interior, și forța generată de reacțiile nucleare, care trage spre exteriorul zonei. O stea precum Soarele, egală cu 5600 de grade, trebuie să aibă o magnitudine absolută de aproximativ +4,7 pentru a menține echilibrul. Aceasta rezultă din diagrama G-R.

Giganți roșii și pitici albe.

Giganții roșii se află în zona superioară din dreapta, situată cu in afara Secvența principală. O trăsătură caracteristică a acestor stele este temperatura lor foarte scăzută (aproximativ 3000 de grade), dar în același timp sunt mai strălucitoare decât stelele care au aceeași temperatură și sunt situate în Secvența Principală.

Desigur, se pune întrebarea: dacă energia emisă de o stea depinde de temperatură, atunci de ce stelele cu aceeași temperatură au grade diferite de luminozitate. Explicația trebuie căutată în mărimea stelelor. Giganții roșii sunt mai strălucitori deoarece suprafața lor emitentă este mult mai mare decât cea a stelelor din secvența principală.

Nu întâmplător acest tip de stea se numește „gigant”. Într-adevăr, diametrul lor poate depăși de 200 de ori diametrul Soarelui, aceste stele putând ocupa un spațiu de 300 de milioane de km, adică de două ori distanța de la Pământ la Soare! Folosind afirmația despre influența dimensiunii unei stele, vom încerca să explicăm câteva aspecte în existența altor stele - piticele albe. Ele sunt situate în partea stângă jos a diagramei H-R.

Piticele albe sunt stele foarte fierbinți, dar foarte slabe. La aceeași temperatură cu stelele mari și fierbinți alb-albastru din Secvența Principală, piticele albe au dimensiuni mult mai mici. Acestea sunt stele foarte dense și compacte, sunt de 100 de ori mai mici decât Soarele, diametrul lor este aproximativ același cu cel al Pământului. Un exemplu izbitor al densității ridicate a piticelor albe este că un centimetru cub din materia din care constau trebuie să cântărească aproximativ o tonă!

Grupuri de stele globulare.

La realizarea diagramelor minge G-R clustere de stele și conțin în mare parte stele vechi, este foarte dificil să se determine secvența principală. Urmele sale sunt înregistrate în principal în zona inferioară, unde sunt concentrate stelele mai reci. Acest lucru se datorează faptului că stelele fierbinți și strălucitoare au trecut deja de faza stabilă a existenței lor și se deplasează spre dreapta, în zona gigantului roșu, iar dacă au trecut-o, atunci în zona piticii albe. Dacă oamenii ar fi capabili să urmărească toate etapele evolutive ale unei stele de-a lungul vieții sale, ar putea vedea cum își schimbă caracteristicile.

De exemplu, atunci când hidrogenul din miezul unei stele încetează să ardă, temperatura din stratul exterior al stelei scade, iar stratul însuși se extinde. Steaua părăsește faza Secvenței principale și se îndreaptă spre partea dreaptă a diagramei. Acest lucru se aplică în primul rând stelelor cu masă mare și cele mai strălucitoare; acest tip evoluează mai repede.

De-a lungul timpului, stelele ies din Secvența principală. Diagrama înregistrează un „punct de cotitură”, datorită căruia este posibil să se calculeze destul de precis vârsta stelelor în grupuri. Cu cât „punctul de cotitură” este mai mare pe diagramă, cu atât clusterul este mai tânăr și, în consecință, cu cât este mai jos pe diagramă, cu atât clusterul de stele este mai vechi.

Sensul diagramei.

Diagrama Hertzsprung-Russell este de mare ajutor în studierea evoluției stelelor de-a lungul existenței lor. În acest timp, stelele suferă schimbări și transformări, iar în unele perioade sunt foarte profunde. Știm deja că stelele diferă nu prin propriile caracteristici, ci prin tipurile de faze în care se află la un moment dat.

Folosind această diagramă puteți calcula distanța până la stele. Puteți selecta orice stea situată în Secvența principală cu o temperatură deja determinată și puteți vedea progresul acesteia pe diagramă.

DISTANTA PENTRU STELE.

Când privim cu ochiul liber cerul, stelele, chiar și cele mai strălucitoare, ni se par niște puncte strălucitoare situate la aceeași distanță de noi. Bolta cerului se întinde peste noi ca un covor. Nu întâmplător pozițiile stelelor sunt exprimate doar în două coordonate (ascensiunea dreaptă și declinația), și nu în trei, de parcă ar fi situate la suprafață și nu în spațiul tridimensional. Cu ajutorul telescoapelor, nu putem obține toate informațiile despre stele; de ​​exemplu, din fotografiile telescopului spațial Hubble, nu putem determina cu exactitate la ce distanță se află stelele.

Adâncimea spațiului.

Oamenii au aflat relativ recent că Universul are și o a treia dimensiune – adâncimea. Abia la începutul secolului al XIX-lea, datorită îmbunătățirii echipamentelor și instrumentelor astronomice, oamenii de știință au putut măsura distanța până la unele stele. Prima a fost steaua 61 Cygni. Astronomul F.V. Bessel a descoperit că se afla la o distanță de 10 ani lumină. Bessel a fost unul dintre primii astronomi care au măsurat „paralaxa anuală”. Până acum, metoda „paralaxei anuale” a stat la baza măsurării distanței până la stele. Aceasta este o metodă pur geometrică - doar măsurați unghiul și calculați rezultatul.

Dar simplitatea metodei nu corespunde întotdeauna eficacității. Datorită distanței mari a stelelor, unghiurile sunt foarte mici. Ele pot fi măsurate cu ajutorul telescoapelor. Unghiul de paralaxă al stelei Proxima Centauri, cel mai apropiat din sistemul triplu Alpha Centauri, este mic (versiunea exactă de 0,76), dar din acest unghi se vede o monedă de o sută de lire la o distanță de zece kilometri. Desigur, cu cât distanța este mai mare, cu atât unghiul devine mai mic.

Inexactități inevitabile.

Erorile în ceea ce privește determinarea paralaxei sunt destul de posibile, iar numărul lor crește pe măsură ce obiectul se îndepărtează. Deși, cu ajutorul telescoapelor moderne, se pot măsura unghiuri cu o precizie de o miime, tot vor exista erori: la o distanță de 30 de ani lumină vor fi aproximativ 7%, 150 de ani lumină. ani - 35%, iar 350 St. ani – până la 70%. Desigur, inexactitățile mari fac măsurătorile inutile. Folosind „metoda paralaxei”, este posibilă determinarea cu succes a distanțelor până la câteva mii de stele situate într-o zonă de aproximativ 100 de ani lumină. Dar în galaxia noastră există mai mult de 100 de miliarde de stele, al căror diametru este de 100.000 de ani lumină!

Există mai multe variante ale metodei paralaxei anuale, cum ar fi paralaxa seculară. Metoda ține cont de mișcarea Soarelui și tot sistem solarîn direcția constelației Hercule, cu o viteză de 20 km/sec. Cu această mișcare, oamenii de știință au posibilitatea de a colecta baza de date necesară pentru a efectua un calcul de paralaxă cu succes. În zece ani, au fost obținute de 40 de ori mai multe informații decât era posibil anterior.

Apoi, folosind calcule trigonometrice, se determină distanța până la o anumită stea.

Distanța până la grupurile de stele.

Este mai ușor de calculat distanța până la grupurile de stele, în special cele deschise. Stelele sunt situate relativ aproape una de alta, prin urmare, calculând distanța până la o stea, puteți determina distanța până la întregul grup de stele.

În plus, în acest caz, metodele statistice pot fi folosite pentru a reduce numărul de inexactități. De exemplu, metoda „punctelor convergente”, este adesea folosită de astronomi. Se bazează pe faptul că în timpul observării pe termen lung a stelelor într-un cluster deschis, cele care se deplasează spre punct comun, se numește punct convergent. Măsurând unghiurile și vitezele radiale (adică viteza de apropiere și depărtare de Pământ), puteți determina distanța până la clusterul stelar. Folosind această metodă există o posibilă inexactitate de 15% la o distanță de 1500 de ani lumină. De asemenea, este folosit la distanțe de 15.000 de ani lumină, ceea ce este destul de potrivit pentru corpurile cerești din galaxia noastră.

Principal Secvenţă Montaj – stabilirea Secvenței principale.

Pentru a determina distanța până la grupurile de stele îndepărtate, de exemplu până la Pleiade, puteți proceda după cum urmează: construiți o diagramă G-R, pe axa verticală notați magnitudinea stelară aparentă (și nu magnitudinea absolută, deoarece depinde de distanță), care depinde de temperatura.

Apoi ar trebui să comparați imaginea rezultată cu diagrama G-R Iad; are multe caracteristici comune în ceea ce privește secvențele principale. Prin combinarea cât mai strânsă a celor două diagrame, este posibil să se determine Secvența Principală a clusterului de stele a cărui distanță trebuie măsurată.

Atunci trebuie folosită ecuația:

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

m – mărimea aparentă;

M – magnitudine absolută;

d – distanta.

În engleză, această metodă se numește „Main Sequence Fitting”. Poate fi folosit pentru grupuri de stele deschise, cum ar fi NGC 2362, Alpha Persei, III Cephei, NGC 6611. Astronomii au încercat să determine distanța până la celebrul cluster dublu deschis de stele din constelația Perseus ("h" și "chi"), unde sunt situate multe stele -supergianti. Dar datele s-au dovedit a fi contradictorii. Folosind metoda „Main Sequence Fitting”, este posibil să se determine distanțe de până la 20.000-25.000 de ani lumină, aceasta este o cincime din galaxia noastră.

Intensitatea luminii și distanța.

Cu cât un corp ceresc este mai departe, cu atât lumina lui apare mai slabă. Această poziție este în concordanță cu legea optică, conform căreia intensitatea luminii „I” este invers proporțională cu distanța la pătrat „d”.

De exemplu, dacă o galaxie este situată la o distanță de 10 milioane de ani lumină, atunci o altă galaxie situată la 20 de milioane de ani lumină distanță are o luminozitate de patru ori mai mică decât prima. Adică, din punct de vedere matematic, relația dintre cele două mărimi „I” și „d” este precisă și măsurabilă. În limbajul astrofizicii, intensitatea luminii este mărimea absolută a mărimii stelare M a unui obiect ceresc, distanța până la care ar trebui măsurată.

Folosind ecuația m-M=5log(d)-5 (reflectă legea modificării luminozității) și știind că m poate fi determinat întotdeauna folosind un fotometru și M este cunoscut, se măsoară distanța „d”. Deci, cunoscând magnitudinea absolută, folosind calcule nu este dificil să se determine distanța.

Absorbția interstelară.

Una dintre principalele probleme asociate cu metodele de măsurare a distanței este problema absorbției luminii. În drumul său spre Pământ, lumina parcurge distanțe mari, trecând prin praful și gazul interstelar. În consecință, o parte din lumină este adsorbită și, când ajunge la telescoapele instalate pe Pământ, are deja o putere neoriginală. Oamenii de știință numesc aceasta „extincție”, slăbirea luminii. Este foarte important să se calculeze cantitatea de extincție atunci când se utilizează o serie de metode, cum ar fi candela. În acest caz, mărimile absolute exacte trebuie cunoscute.

Nu este dificil să se determine extincția pentru Galaxia noastră - doar luați în considerare praful și gazele din Calea Lactee. Este mai dificil de determinat stingerea luminii de la un obiect dintr-o altă galaxie. La dispariția de-a lungul căii din Galaxia noastră, trebuie să adăugăm și o parte din lumina absorbită de la alta.

EVOLUȚIA STELELOR.

Viața internă a unei stele este reglementată de influența a două forțe: forța gravitațională, care contracarează steaua și o reține, și forța eliberată în timpul reacțiilor nucleare care au loc în nucleu. Dimpotrivă, tinde să „împingă” steaua în spațiul îndepărtat. În timpul etapei de formare, o stea densă și comprimată este puternic influențată de gravitație. Ca urmare, are loc o încălzire puternică, temperatura ajunge la 10-20 de milioane de grade. Acest lucru este suficient pentru a începe reacțiile nucleare, în urma cărora hidrogenul este transformat în heliu.

Apoi, pe o perioadă lungă de timp, cele două forțe se echilibrează reciproc, steaua este într-o stare stabilă. Când combustibilul nuclear din miez se epuizează treptat, steaua intră într-o fază de instabilitate, două forțe opuse. Vine un moment critic pentru o stea; o varietate de factori intră în joc - temperatura, densitatea, compoziția chimică. Masa stelei este pe primul loc; viitorul acestui corp ceresc depinde de ea - fie steaua va exploda ca o supernova, fie se va transforma într-o pitică albă, o stea neutronică sau o gaură neagră.

Cum se epuizează hidrogenul?

Doar cele mai mari dintre corpurile cerești devin stele, cele mai mici devin planete. Există și corpuri de masă medie, sunt prea mari pentru a aparține clasei planetelor și prea mici și reci pentru ca reacțiile nucleare caracteristice stelelor să apară în adâncurile lor.

Deci, o stea se formează din nori de gaz interstelar. După cum sa menționat deja, vedeta rămâne într-o stare echilibrată pentru o perioadă destul de lungă. Apoi vine o perioadă de instabilitate. Mai departe soarta stelele depind de diverși factori. Luați în considerare o stea mică ipotetică a cărei masă este între 0,1 și 4 mase solare. O trăsătură caracteristică a stelelor care au masa redusa, este absența convecției în straturi interioare, adică Substanțele care alcătuiesc steaua nu se amestecă, așa cum se întâmplă la stelele cu masă mare.

Aceasta înseamnă că atunci când hidrogenul din miez se epuizează, nu există rezerve noi ale acestui element în straturile exterioare. Hidrogenul arde și se transformă în heliu. Încetul cu încetul, miezul se încălzește, straturile de suprafață își destabilizează propria structură, iar steaua, după cum se poate observa din diagrama H-R, părăsește încet Secvența Principală. În noua fază, densitatea materiei din interiorul stelei crește, compoziția nucleului „degenerează” și ca urmare apare o consistență deosebită. Este diferit de materia normală.

Modificarea materiei.

Când materia se schimbă, presiunea depinde doar de densitatea gazelor, nu de temperatură.

În diagrama Hertzsprung-Russell, steaua se mișcă la dreapta și apoi în sus, apropiindu-se de regiunea gigantului roșu. Dimensiunile sale cresc semnificativ și, din această cauză, temperatura straturilor exterioare scade. Diametrul unui gigant roșu poate atinge sute de milioane de kilometri. Când soarele nostru intră în această fază, va „înghiți” atât Mercur, cât și Venus, iar dacă nu poate capta Pământul, îl va încălzi într-o asemenea măsură încât viața pe planeta noastră va înceta să mai existe.

În timpul evoluției unei stele, temperatura nucleului acesteia crește. Mai întâi au loc reacții nucleare, apoi la atingere temperatura optima Heliul începe să se topească. Când se întâmplă acest lucru, creșterea bruscă a temperaturii de la miez provoacă o erupție și steaua se deplasează rapid în partea stângă a diagramei H-R. Acesta este așa-numitul „bliț de heliu”. În acest moment, miezul care conține heliu arde împreună cu hidrogenul, care face parte din învelișul care înconjoară miezul. Pe diagrama H-R, această etapă este înregistrată prin deplasarea spre dreapta de-a lungul unei linii orizontale.

Ultimele faze ale evoluției.

Când heliul este transformat într-o hidrocarbură, miezul este modificat. Temperatura acestuia crește până când carbonul începe să ardă. Apare un nou focar. În orice caz, în ultimele faze ale evoluției stelei, se remarcă o pierdere semnificativă a masei sale. Acest lucru se poate întâmpla treptat sau brusc, în timpul unei izbucniri, când straturile exterioare ale stelei izbucnesc ca o bulă mare. În acest din urmă caz, se formează o nebuloasă planetară - o înveliș sferică, care se răspândește în spațiul cosmic cu o viteză de câteva zeci sau chiar sute de km/sec.

Soarta finală a unei stele depinde de masa rămasă după tot ce i se întâmplă. Dacă în timpul tuturor transformărilor și erupțiilor a ejectat multă materie și masa sa nu depășește 1,44 mase solare, steaua se transformă într-o pitică albă. Aceasta este numită „limita Chandrasekhar” după astrofizicianul pakistanez Subrahmanyan Chandrasekhar. Aceasta este masa maximă a unei stele la care s-ar putea să nu aibă loc un capăt catastrofal din cauza presiunii electronilor din miez.

După izbucnirea straturilor exterioare, nucleul stelei rămâne, iar temperatura suprafeței acesteia este foarte ridicată - aproximativ 100.000 o K. Steaua se deplasează spre marginea stângă a diagramei H-R și coboară. Luminozitatea sa scade pe măsură ce dimensiunea sa scade.

Steaua ajunge încet în zona piticii albe. Acestea sunt stele cu diametru mic, dar cu densitate foarte mare, de un milion și jumătate de ori densitatea apei.

O pitică albă reprezintă stadiul final al evoluției stelelor, fără izbucniri. Ea se răcește treptat. Oamenii de știință cred că sfârșitul piticii albe este foarte lent, cel puțin de la începutul Universului, se pare că nici măcar o pitică albă nu a suferit de „moarte termică”.

Dacă steaua este mare și masa ei este mai mare decât Soarele, va exploda ca o supernova. În timpul unei erupții, o stea se poate prăbuși complet sau parțial. În primul caz, ceea ce va rămâne în urmă este un nor de gaz cu substanțe reziduale ale stelei. În al doilea, va rămâne un corp ceresc de cea mai mare densitate - o stea neutronică sau o gaură neagră.

STELE VARIABILE.

Conform conceptului lui Aristotel, corpurile cerești ale Universului sunt eterne și permanente. Dar această teorie a suferit schimbări semnificative odată cu apariția în secolul al XVII-lea. primul binoclu. Observațiile efectuate în secolele următoare au demonstrat că, de fapt, aparenta constanță a corpurilor cerești se explică prin lipsa tehnologiei de observare sau imperfecțiunea acesteia. Oamenii de știință au ajuns la concluzia că variabilitatea este caracteristica generala toate tipurile de stele. În timpul evoluției, o stea trece prin mai multe etape, în timpul cărora principalele sale caracteristici - culoarea și luminozitatea - suferă modificări profunde. Ele apar în timpul existenței unei stele, care este de zeci sau sute de milioane de ani, astfel încât o persoană nu poate fi martor ocular la ceea ce se întâmplă. Pentru unele clase de stele, schimbările care apar sunt înregistrate în perioade scurte de timp, de exemplu, pe parcursul mai multor luni, zile sau o parte a unei zile. Schimbările stelei și fluxurile sale luminoase pot fi măsurate de mai multe ori în nopțile următoare.

Măsurătorile.

De fapt, această problemă nu este atât de simplă pe cât pare la prima vedere. Atunci când se efectuează măsurători, este necesar să se țină cont de condițiile atmosferice, iar acestea se schimbă, uneori semnificativ în decurs de o noapte. În acest sens, datele privind fluxurile luminoase ale stelelor variază semnificativ.

Este foarte important să poți distinge schimbările reale ale fluxului luminos, iar acestea sunt direct legate de luminozitatea stelei, de cele aparente, care se explică prin modificările condițiilor atmosferice.

Pentru a face acest lucru, se recomandă compararea fluxurilor de lumină ale stelei observate cu alte stele - repere vizibile printr-un telescop. Dacă modificările sunt evidente, de ex. asociate cu modificările condițiilor atmosferice, ele afectează toate stelele observate.

Obținerea datelor corecte despre starea stelei la un moment dat este primul pas. Apoi, o „curbă de lumină” ar trebui să fie întocmită pentru a înregistra posibilele modificări ale luminozității. Va arăta schimbarea de amploare.

Variabile sau nu.

Stelele a căror magnitudine nu este constantă se numesc variabile. Pentru unii dintre ei, variabilitatea este doar aparentă. Acestea sunt în principal stele aparținând sistemului binar. Mai mult, atunci când planul orbital al sistemului coincide mai mult sau mai puțin cu linia vizuală a observatorului, i se poate părea că una dintre cele două stele este complet sau parțial eclipsată de cealaltă și este mai puțin strălucitoare. În aceste cazuri, schimbările sunt periodice; perioadele de schimbare a luminozității stelelor care se eclipsează sunt repetate la intervale care coincid cu perioada orbitală a sistemului binar de stele. Aceste stele sunt numite „variabile eclipsante”.

Următoarea clasă de stele variabile este „variabilele interne”. Amplitudinile fluctuațiilor de luminozitate ale acestor stele depind de parametrii fizici ai stelei, cum ar fi raza și temperatura. De mulți ani, astronomii au observat variabilitatea stelelor variabile. Numai în galaxia noastră au fost înregistrate 30.000 de stele variabile. Au fost împărțiți în două grupe. Prima categorie include „stelele variabile eruptive”. Se caracterizează prin focare unice sau repetate. Schimbările în mărimile stelare sunt episodice. Clasa de „variabile eruptive”, sau cele explozive, include, de asemenea, nova și supernove. Al doilea grup îi include pe toți ceilalți.

Cefeide.

Există stele variabile a căror luminozitate se modifică strict periodic. Schimbările apar la anumite intervale. Dacă desenați o curbă de lumină, aceasta va înregistra clar regularitatea modificărilor, în timp ce forma curbei va marca caracteristicile maxime și minime. Diferența dintre fluctuațiile maxime și minime definește un spațiu mare între cele două caracteristici. Stelele de acest tip sunt clasificate ca „variabile pulsatorii”. Din curba luminii putem concluziona că luminozitatea stelei crește mai repede decât scade.

Stelele variabile sunt împărțite în clase. Steaua prototip este luată ca criteriu; această stea este cea care dă numele clasei. Un exemplu sunt Cefeidele. Acest nume vine de la steaua Cepheus. Acesta este cel mai simplu criteriu. Mai există unul - stelele sunt împărțite în funcție de spectrele lor.

Stelele variabile pot fi împărțite în subgrupe în funcție de criterii diferite.

STELE DUBLE.

Stelele din firmament există sub formă de grupuri, asociații și nu ca corpuri individuale. Grupurile de stele pot fi foarte dens populate cu stele sau nu.

Pot exista conexiuni mai strânse între stele; vorbim despre sisteme binare, așa cum le numesc astronomii. Într-o pereche de stele, evoluția uneia o afectează direct pe a doua.

Deschidere.

Descoperirea stelelor duble, așa cum sunt numite acum, a fost una dintre primele descoperiri făcute cu ajutorul binoclului astronomic. Prima pereche a acestui tip de stele a fost Mizar din constelația Ursei Majore. Descoperirea a fost făcută de astronomul italian Riccioli. Având în vedere numărul imens de stele din Univers, oamenii de știință au ajuns la concluzia că Mizar nu era singurul sistem binar dintre ele și au avut dreptate; observațiile au confirmat curând această ipoteză. În 1804, celebrul astronom William Herschel, care a dedicat 24 de ani de observații științifice, a publicat un catalog care conținea descrierile a aproximativ 700 de stele duble. La început, oamenii de știință nu știau sigur dacă componentele sistemului binar erau conectate fizic între ele.

Unele minți strălucitoare credeau că stelele duble au fost afectate de asocierea stelară în ansamblu, mai ales că luminozitatea componentelor din pereche nu era aceeași. În acest sens, părea că nu erau în apropiere. Pentru a determina poziția adevărată a corpurilor, a fost necesar să se măsoare deplasările paralactice ale stelelor. Asta a făcut Herschel. Spre cea mai mare surpriză, deplasarea paralactică a unei stele față de alta în timpul măsurării a dat un rezultat neașteptat. Herschel a observat că în loc să oscileze simetric cu o perioadă de 6 luni, fiecare stea a urmat un traseu elipsoidal complex. În conformitate cu legile mecanicii cerești, două corpuri conectate prin gravitație se mișcă pe o orbită eliptică. Observațiile lui Herschel au confirmat teza conform căreia stelele duble sunt conectate fizic, adică prin forțe gravitaționale.

Clasificarea stelelor duble.

Există trei clase principale de stele duble: binare vizuale, binare fotometrice și binare spectroscopice. Această clasificare nu reflectă pe deplin diferențele interne dintre clase, dar oferă o idee despre asociația stelară.

Dualitatea stelelor duble vizuale este clar vizibilă printr-un telescop în timp ce se mișcă. În prezent, au fost identificate aproximativ 70.000 de binare vizuale, dar doar 1% dintre ele au avut o orbită determinată cu precizie.

Această cifră (1%) nu ar trebui să fie surprinzătoare. Cert este că perioadele orbitale pot fi de câteva decenii, dacă nu de secole întregi. Și construirea unei căi de-a lungul orbitei este o muncă foarte minuțioasă, care necesită numeroase calcule și observații de la diferite observatoare. Foarte des, oamenii de știință au doar fragmente ale mișcării orbitale; ei reconstruiesc restul căii în mod deductiv, folosind datele disponibile. Trebuie avut în vedere faptul că planul orbital al sistemului poate fi înclinat față de linia de vedere. În acest caz, orbita reconstruită (aparentă) va diferi semnificativ de cea adevărată.

Dacă se determină orbita adevărată, se cunosc perioada de revoluție și distanța unghiulară dintre cele două stele, este posibil, prin aplicarea celei de-a treia legi a lui Kepler, să se determine suma maselor componentelor sistemului. Ar trebui cunoscută și distanța dintre stele duble până la noi.

Stele fotometrice duble.

Dualitatea acestui sistem de stele poate fi judecată numai după fluctuațiile periodice ale luminozității. Când se mișcă, astfel de stele se blochează alternativ reciproc. Ele mai sunt numite și „stele duble eclipsante”. Aceste stele au planuri orbitale apropiate de direcția liniei de vedere. Cu cât suprafața ocupă eclipsa este mai mare, cu atât strălucirea este mai pronunțată. Dacă analizați curba luminii stelelor duble fotometrice, puteți determina înclinația planului orbital.

Folosind curba luminii, puteți determina și perioada orbitală a sistemului. Dacă, de exemplu, se înregistrează două eclipse, curba luminii va avea două scăderi (minim). Perioada de timp în care sunt înregistrate trei scăderi succesive de-a lungul curbei luminii corespunde perioadei orbitale.

Perioadele stelelor binare fotometrice sunt mult mai scurte în comparație cu perioadele stelelor binare vizuale și durează câteva ore sau câteva zile.

Stele duble spectrale.

Folosind spectroscopie, se poate observa divizarea liniilor spectrale din cauza efectului Doppler. Dacă una dintre componente este o stea slabă, atunci se observă doar o oscilație periodică a pozițiilor liniilor simple. Această metodă este folosită atunci când componentele unei stele duble sunt foarte apropiate una de cealaltă și sunt greu de identificat cu un telescop ca stele duble vizuale. Stelele binare determinate folosind un spectroscop și efectul Doppler sunt numite binare spectrale. Nu toate stelele duble sunt spectrale. Cele două componente ale stelelor binare se pot îndepărta și se pot apropia într-o direcție radială.

Observațiile indică faptul că stelele duble se găsesc în principal în galaxia noastră. Este dificil de determinat procentul de stele duble și simple. Dacă folosim metoda scăderii și scădem numărul de stele duble identificate din întreaga populație stelară, putem concluziona că acestea constituie o minoritate. Această concluzie poate fi eronată. În astronomie există conceptul de „efect de selecție”. Pentru a determina binaritatea stelelor, este necesar să se identifice principalele lor caracteristici. Pentru aceasta este necesar echipament bun. Stelele binare pot fi uneori dificil de identificat. De exemplu, stelele duble vizuale nu pot fi văzute întotdeauna la o distanță mare de observator. Uneori, distanța unghiulară dintre componente nu este înregistrată de telescop. Pentru a detecta binare fotometrice și spectroscopice, luminozitatea lor trebuie să fie suficient de puternică pentru a colecta modulațiile fluxului de lumină și pentru a măsura cu atenție lungimile de undă în liniile spectrale.

Numărul de stele potrivite din toate punctele de vedere pentru cercetare nu este atât de mare. Conform evoluțiilor teoretice, se poate presupune că stelele duble reprezintă între 30% și 70% din populația stelară.

NOI STELE.

Stelele explozive variabile constau dintr-o pitică albă și o stea din secvența principală, cum ar fi Soarele, sau o stea post-secvență, ca o gigantă roșie. Ambele stele urmează o orbită îngustă la fiecare câteva ore. Sunt situate la o distanță apropiată unul de celălalt și, prin urmare, interacționează strâns și provoacă fenomene spectaculoase.

De la mijlocul secolului al XIX-lea, oamenii de știință au înregistrat predominanța Violetîn anumite momente, acest fenomen coincide cu prezența vârfurilor în curba luminii. Pe baza acestui principiu, stelele au fost împărțite în mai multe grupuri.

Novae clasice.

Novele clasice diferă de variabilele explozive prin faptul că izbucnirile lor optice nu au un caracter repetat. Amplitudinea curbei lor de lumină este exprimată mai clar, iar creșterea până la punctul maxim are loc mult mai rapid. Ele ating de obicei luminozitatea maximă în câteva ore, timp în care noua stea capătă o magnitudine de aproximativ 12, adică fluxul luminos crește cu 60.000 de unități.

Cu cât procesul de creștere la maxim este mai lent, cu atât este mai puțin vizibilă schimbarea luminozității. Nova nu rămâne în poziția maximă pentru mult timp; această perioadă durează de obicei de la câteva zile la câteva luni. Strălucirea începe apoi să scadă, la început rapid, apoi mai încet la niveluri normale. Durata acestei faze depinde de diverse circumstanțe, dar durata ei este de cel puțin câțiva ani.

În noile stele clasice, toate aceste fenomene sunt însoțite de reacții termonucleare necontrolate care au loc în straturile de suprafață ale piticii albe, unde se află hidrogenul „împrumutat” de la a doua componentă a stelei. Stelele noi sunt întotdeauna binare, una dintre componente este neapărat o pitică albă. Când masa componentei steluței curge către pitica albă, stratul de hidrogen începe să se comprime și să se încălzească, în consecință, temperatura crește, iar heliul se încălzește. Toate acestea se întâmplă rapid, brusc, ducând la un focar. Suprafața emițătoare crește, luminozitatea stelei devine strălucitoare și se înregistrează o explozie în curba luminii.

În timpul fazei de flare activă, nova atinge luminozitatea maximă. Magnitudinea absolută maximă este de ordinul de la -6 la -9. la stele noi această cifră se atinge mai lent, la stelele explozive variabile se realizează mai repede.

Stele noi există și în alte galaxii. Dar ceea ce observăm este doar magnitudinea lor aparentă; mărimea absolută nu poate fi determinată, deoarece distanța lor exactă față de Pământ este necunoscută. Deși, în principiu, se poate afla magnitudinea absolută a unei noi dacă aceasta se află în apropiere maximă de o altă nouă, distanța la care este cunoscută. Valoarea maximă absolută se calculează folosind ecuația:

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

t este timpul în care curba luminii noii scade la 3 magnitudini.

Nova pitice și nova repetitivă.

Cele mai apropiate rude ale novelor sunt nova pitică, prototipul lor „U Gemeni”. Erupțiile lor optice sunt aproape asemănătoare cu cele ale stelelor noi, dar există diferențe în curbele luminii: amplitudinile lor sunt mai mici. Există, de asemenea, diferențe în ceea ce privește frecvența erupțiilor - la noile stele pitice apar mai mult sau mai puțin regulat. În medie, o dată la 120 de zile, dar uneori la câțiva ani. Flash-urile optice ale noii durează de la câteva ore până la câteva zile, după care luminozitatea scade în câteva săptămâni și ajunge în final la niveluri normale.

Diferența existentă poate fi explicată prin diferite mecanisme fizice care provoacă blițul optic. În Gemeni U, erupțiile apar din cauza unei schimbări bruște a procentului de materie pe pitica albă - o creștere a acesteia. Rezultatul este o eliberare uriașă de energie. Observațiile noii pitice în timpul fazei de eclipsă, adică atunci când pitica albă și discul care o înconjoară sunt ascunse de o stea componentă a sistemului, indică în mod clar că este pitica albă, sau mai degrabă discul său, care este sursa de ușoară.

Novele recurente sunt o încrucișare între nova clasică și nova pitică. După cum sugerează și numele, erupțiile lor optice se repetă în mod regulat, ceea ce le face similare cu noile stele pitice, dar acest lucru se întâmplă după câteva decenii. Creșterea luminozității în timpul unei erupții este mai pronunțată și se ridică la aproximativ 8 magnitudini; această caracteristică le aduce mai aproape de nova clasică.

DESCHIS CUMPLURI DE STELE.

Grupurile de stele deschise nu sunt greu de găsit. Se numesc clustere de galaxii. Vorbim despre formațiuni care includ de la câteva zeci până la câteva mii de stele, majoritatea fiind vizibile cu ochiul liber. Grupurile de stele apar observatorului ca o secțiune a cerului punctată dens cu stele. De regulă, astfel de zone de concentrare a stelelor sunt clar vizibile pe cer, dar se întâmplă, destul de rar, ca clusterul să nu se distingă practic. Pentru a determina dacă vreo parte a cerului este un grup de stele sau dacă vorbim despre stele situate pur și simplu aproape una de cealaltă, ar trebui să studiem mișcarea lor și să determine distanța până la Pământ. Stelele care alcătuiesc clusterele se mișcă în aceeași direcție. În plus, dacă stelele care nu sunt departe unele de altele sunt situate la aceeași distanță de sistemul solar, ele sunt, desigur, conectate între ele prin forțe gravitaționale și formează un cluster deschis.

Clasificarea clusterelor de stele.

Lungimea acestora sisteme stelare variază de la 6 la 30 de ani lumină, cu o întindere medie de aproximativ doisprezece ani lumină. În interiorul clusterelor stelare, stelele sunt concentrate haotic, nesistematic. Clusterul nu are o formă clar definită. La clasificarea clusterelor de stele, trebuie să ținem cont de măsurătorile unghiulare, de numărul total aproximativ de stele, de gradul lor de concentrare în cluster și de diferențele de luminozitate.

În 1930, astronomul american Robert Trumpler a propus clasificarea clusterelor în funcție de următorii parametri. Toate clusterele au fost împărțite în patru clase în funcție de concentrația de stele și au fost desemnate cu cifre romane de la I la IV. Fiecare dintre cele patru clase este împărțită în trei subclase pe baza uniformității luminozității stelelor. Prima subclasă include clustere în care stelele au aproximativ același grad de luminozitate, a treia - cu o diferență semnificativă în acest sens. Atunci astronomul american a mai introdus trei categorii pentru clasificarea clusterelor de stele în funcție de numărul de stele incluse în cluster. Prima categorie „p” include sisteme cu mai puțin de 50 de stele. Al doilea „m” este un cluster cu de la 50 la 100 de stele. Al treilea - cei cu peste 100 de stele. De exemplu, conform acestei clasificări, un grup de stele identificat în catalog ca „I 3p” este un sistem format din mai puțin de 50 de stele, dens concentrat pe cer și având grade diferite de luminozitate.

Uniformitatea stelelor.

Toate stelele aparținând oricărui cluster stelar deschis au trăsătură caracteristică– omogenitate. Aceasta înseamnă că s-au format din același nor de gaz și au avut la început aceeași compoziție chimică. În plus, există o presupunere că toți au apărut în același timp, adică au aceeași vârstă. Diferențele dintre ele pot fi explicate prin cursul diferit de dezvoltare, iar acest lucru este determinat de masa stelei din momentul formării sale. Oamenii de știință știu că stelele mari au o durată de viață mai scurtă în comparație cu stelele mici. Cele mari evoluează mult mai repede. În general, clusterele deschise de stele sunt sisteme cerești formate din stele relativ tinere. Acest tip de clustere de stele se află în principal în brațele spiralate ale Căii Lactee. Aceste zone au fost zone active de formare a stelelor în trecutul recent. Excepție fac clusterele NGC 2244, NGC 2264 și NGC6530, vârsta lor fiind de câteva zeci de milioane de ani. Acesta este un timp scurt pentru stele.

Vârsta și compoziția chimică.

Stelele din clustere deschise sunt conectate prin gravitație. Dar pentru că această conexiune nu este suficient de puternică, clusterele deschise se pot dezintegra. Acest lucru se întâmplă pe o perioadă lungă de timp. Procesul de dizolvare este asociat cu influența gravitației de la stele individuale situate în apropierea clusterului.

Practic nu există stele vechi în grupuri deschise de stele. Deși există și excepții. Acest lucru se aplică în primul rând clusterelor mari, în care legătura dintre stele este mult mai puternică. În consecință, vechimea unor astfel de sisteme este mai mare. Printre acestea se numără NGC 6791. Acest cluster stelar include aproximativ 10.000 de stele și are o vechime de aproximativ 10 miliarde de ani. Orbitele clusterelor mari de stele le duc departe de planul galactic pentru perioade lungi de timp. În consecință, ei au mai puține șanse de a întâlni nori moleculari mari, ceea ce ar putea duce la dizolvarea clusterului de stele.

Stelele din grupurile deschise de stele sunt similare ca compoziție chimică cu Soarele și cu alte stele de pe discul galactic. Diferența de compoziție chimică depinde de distanța de la centrul galaxiei. Cu cât un grup de stele este mai departe de centru, cu atât mai puține elemente din grupul de metal pe care îl conține. Compoziția chimică depinde și de vârsta clusterului stelar. Acest lucru este valabil și pentru stelele singure.

Grupuri de stele globulare.

Grupurile de stele globulare, numărând sute de mii de stele, au foarte aspect neobișnuit: au o formă sferică, iar stelele sunt concentrate în ele atât de dens, încât chiar și cu ajutorul celor mai puternice telescoape este imposibil să distingem obiecte individuale. Există o concentrare puternică de stele spre centru.

Cercetările asupra clusterelor globulare sunt importante în astrofizică în ceea ce privește studierea evoluției stelelor, a procesului de formare a galaxiilor, studierea structurii Galaxiei noastre și determinarea vârstei Universului.

Forma Căii Lactee.

Oamenii de știință au descoperit că clusterele globulare s-au format în stadiul inițial al formării galaxiei noastre - gazul protogalactic avea o formă sferică. În timpul interacțiunii gravitaționale până la finalizarea compresiei, ceea ce a dus la formarea discului, în afara acestuia au apărut aglomerări de materie, gaz și praf. Din ele s-au format grupurile de stele globulare. Mai mult, acestea s-au format înainte de apariția discului și au rămas în același loc în care s-au format. Au o structură sferică, un halou, în jurul căreia a fost localizat ulterior planul galaxiei. Acesta este motivul pentru care clusterele globulare sunt distribuite simetric în Calea Lactee.

Studiul problemei locației clusterelor globulare, precum și măsurătorile distanței de la acestea la Soare, au făcut posibilă determinarea extinderii galaxiei noastre până la centru - este de 30.000 de ani lumină.

Grupurile de stele globulare sunt foarte vechi în ceea ce privește timpul de origine. Vârsta lor este de 10-20 de miliarde de ani. Ei reprezintă element esential Universul și, fără îndoială, cunoștințele despre aceste formațiuni vor oferi o asistență considerabilă în explicarea fenomenelor Universului. Potrivit oamenilor de știință, vârsta acestor grupuri de stele este identică cu vârsta galaxiei noastre și, deoarece toate galaxiile s-au format aproximativ în același timp, înseamnă că vârsta Universului poate fi determinată. Pentru a face acest lucru, timpul de la apariția Universului până la începutul formării galaxiilor ar trebui adăugat la vârsta clusterelor de stele globulare. În comparație cu vârsta clusterelor de stele globulare, aceasta este o perioadă foarte scurtă de timp.

În interiorul nucleelor ​​clusterelor globulare.

Regiunile centrale ale acestui tip de cluster se caracterizează printr-un grad ridicat de concentrare a stelelor, de aproximativ de mii de ori mai mult decât în ​​zonele cele mai apropiate de Soare. Abia în ultimul deceniu a devenit posibil să se examineze nucleele clusterelor de stele globulare sau, mai degrabă, acele obiecte cerești care sunt situate chiar în centru. Acest lucru are o mare importanță în domeniul studierii dinamicii stelelor incluse în nucleu, în ceea ce privește obținerea de informații despre sistemele corpurilor cerești conectate prin forțe gravitaționale - clusterele de stele aparțin tocmai acestei categorii - precum și în ceea ce privește studierea interacțiunea dintre stelele clusterelor prin observații sau prelucrarea datelor pe computer.

Datorită gradului ridicat de concentrare a stelelor, apar adevărate ciocniri și se formează noi obiecte, de exemplu stele, care au propriile lor caracteristici. Pot apărea și sisteme binare; acest lucru se întâmplă atunci când ciocnirea a două stele nu duce la distrugerea lor, dar capturarea reciprocă are loc datorită gravitației.

Familii de clustere de stele globulare.

Grupurile de stele globulare ale galaxiei noastre sunt formațiuni eterogene. Patru familii dinamice se disting după principiul distanței față de centrul galaxiei și după compoziția lor chimică. Unele clustere globulare au mai multe elemente chimice ale grupului metalic, altele au mai puține. Gradul de prezență a metalelor depinde de compoziția chimică a mediului interstelar din care s-au format obiectele cerești. Grupurile globulare cu mai puține metale sunt mai vechi și sunt situate în haloul galaxiei. O compoziție mai mare de metal este caracteristică stelelor mai tinere, acestea s-au format dintr-un mediu deja îmbogățit în metale din cauza exploziilor de supernove - această familie include „clustere de discuri” găsite pe discul galactic.

Haloul conține „clustere de stele halo-interioare” și „clustere de stele halo-exterioare”. Există, de asemenea, „clustere de stele ale părții periferice a halou”, distanța de la care până la centrul galaxiei este cea mai mare.

Influență mediu inconjurator.

Grupurile de stele nu sunt studiate și împărțite în familii de dragul clasificării ca scop în sine. Clasificarea joacă, de asemenea, un rol important în studierea influenței mediului care înconjoară un cluster stelar asupra evoluției acestuia. În acest caz vorbim despre Galaxy noastră.

Fără îndoială, clusterul stelar este foarte influențat de câmpul gravitațional al discului galaxiei. Grupurile de stele globulare se deplasează în jurul centrului galactic pe orbite eliptice și traversează periodic discul galactic. Acest lucru se întâmplă o dată la 100 de milioane de ani.

Câmpul gravitațional și proiecțiile de maree care emană din planul galactic acționează atât de intens asupra clusterului de stele, încât acesta începe treptat să se dezintegreze. Oamenii de știință cred că unele stele vechi aflate în prezent în galaxie au făcut odată parte din grupurile de stele globulare. Acum s-au prăbușit deja. Se crede că aproximativ 5 grupuri de stele se dezintegrează la fiecare miliard de ani. Acesta este un exemplu de influență a mediului galactic asupra evoluției dinamice a unui cluster de stele globulare.

Sub influența influenței gravitaționale a discului galactic asupra clusterului de stele, are loc și o schimbare a întinderii clusterului. Vorbim de stele situate departe de centrul clusterului; ele sunt influențate într-o măsură mai mare de forța gravitațională a discului galactic, și nu de clusterul stelar în sine. Stelele „se evaporă” și dimensiunea clusterului scade.

STELE SUPERNOVA.

Stelele se nasc, cresc și mor. Sfârșitul lor poate fi lent și treptat sau brusc și catastrofal. Acest lucru este tipic pentru stelele foarte mari care își încheie existența cu o explozie; acestea sunt supernove.

Descoperirea supernovelor.

Timp de secole, natura supernovelor a fost necunoscută oamenilor de știință, dar observațiile lor au fost efectuate din timpuri imemoriale. Multe supernove sunt atât de strălucitoare încât pot fi văzute cu ochiul liber, uneori chiar și în timpul zilei. Primele mențiuni ale acestor stele au apărut în cronicile antice în anul 185 d.Hr. Ulterior, acestea au fost observate cu regularitate și toate datele au fost înregistrate cu scrupulozitate. De exemplu, astronomii de curte ai împăraților China antică a înregistrat multe dintre supernovele descoperite mulți ani mai târziu.

Printre acestea se remarcă supernova care a erupt în 1054 d.Hr. în constelația Taurului. Această rămășiță de supernovă este numită Nebuloasa Crabului datorită formei sale distincte. Astronomii occidentali au început să efectueze observații sistematice ale supernovelor târziu. Abia spre sfârșitul secolului al XVI-lea. referiri la acestea au apărut în documente științifice. Primele observații ale supernovelor de către astronomii europeni datează din 1575 și 1604. În 1885, prima supernovă a fost descoperită în galaxia Andromeda. Acest lucru a fost făcut de baronesa Bertha de Podmanicka.

Din anii 20 ai secolului XX. Datorită inventării plăcilor fotografice, descoperirile de supernove se succed una după alta. În prezent, există până la o mie dintre ele deschise. Găsirea supernovelor necesită multă răbdare și observarea constantă a cerului. Steaua nu trebuie doar să fie foarte strălucitoare, ci și comportamentul ei trebuie să fie neobișnuit și imprevizibil. Nu există atât de mulți „vânători de supernove”; puțin mai mult de zece astronomi se pot lăuda că au descoperit peste 20 de supernove în timpul vieții lor. Liderul în această clasificare interesantă îi aparține lui Fred Zwicky - din 1936, el a identificat 123 de stele.

Ce sunt supernovele?

Supernovele sunt stele care explodează brusc. Această erupție este un eveniment catastrofal, sfârșitul evoluției stelelor mari. În timpul erupțiilor, puterea radiației ajunge la 1051 erg, ceea ce este comparabil cu energia emisă de stea de-a lungul întregii sale vieți. Mecanismele care provoacă erupții în stelele duble și simple sunt diferite.

În primul caz, izbucnirea are loc cu condiția ca a doua stea din sistemul binar să fie o pitică albă. Piticele albe sunt stele relativ mici, masa lor corespunde cu masa Soarelui, în cele din urmă " drumul vietii„Au mărimea unei planete. Pitica albă interacționează cu perechea sa într-un mod gravitațional; „fură” materia din straturile sale de suprafață. Substanța „împrumutată” se încălzește, încep reacțiile nucleare și are loc un focar.

În cel de-al doilea caz, steaua însăși se aprinde; acest lucru se întâmplă atunci când nu mai există condiții pentru reacții termonucleare în adâncurile sale. În această etapă, gravitația domină și steaua începe să se contracte într-un ritm rapid. Din cauza încălzirii bruște ca urmare a compresiei, în miezul stelei încep să apară reacții nucleare necontrolate, energia este eliberată sub formă de fulger, provocând distrugerea stelei.

După fulger, un nor de gaz rămâne și se răspândește în spațiu. Acestea sunt „rămășițe de supernovă” - ceea ce rămâne din straturile de suprafață ale unei stele care explodează. Morfologia resturilor de supernove este diferită și depinde de condițiile în care a avut loc explozia stelei „progenitoare” și de trăsăturile sale interne caracteristice. Norul se răspândește inegal în direcții diferite, ceea ce se datorează interacțiunii cu gazul interstelar, care poate schimba semnificativ forma norului de-a lungul a mii de ani.

Caracteristicile supernovelor.

Supernovele sunt o variație a stelelor variabile eruptive. Ca toate variabilele, supernovele se caracterizează printr-o curbă de lumină și caracteristici ușor de recunoscut. În primul rând, o supernova se caracterizează printr-o creștere rapidă a luminozității, durează câteva zile până când atinge un maxim - această perioadă este de aproximativ zece zile. Apoi strălucirea începe să scadă - mai întâi la întâmplare, apoi în mod constant. Studiind curba luminii, puteți urmări dinamica erupției și puteți studia evoluția acesteia. Partea curbei luminii de la începutul creșterii până la maxim corespunde erupției stelei, coborârea ulterioară înseamnă extinderea și răcirea învelișului de gaz.

Pitici albi.

În „grădina zoologică cu stele” există o mare varietate de stele, diferite ca mărime, culoare și strălucire. Printre acestea, stelele „moarte” sunt deosebit de impresionante; structura lor internă diferă semnificativ de structura stelelor obișnuite. Categoria de stele moarte include stele mari, pitice albe, stele neutronice și găuri negre. Datorită densității mari a acestor stele, ele sunt clasificate drept stele de „criză”.

Deschidere.

La început, esența piticelor albe a fost un mister complet; tot ce se știa era că aveau o densitate mare în comparație cu stelele obișnuite.

Prima pitică albă care a fost descoperită și studiată a fost Sirius B, o pereche de Sirius, o stea foarte strălucitoare. Folosind a treia lege a lui Kepler, astronomii au calculat masa lui Sirius B: 0,75-0,95 mase solare. Pe de altă parte, luminozitatea sa a fost semnificativ mai mică decât cea a soarelui. Luminozitatea unei stele este legată de pătratul razei sale. După ce au analizat cifrele, astronomii au ajuns la concluzia că dimensiunea lui Sirius este mică. În 1914, a fost compilat spectrul stelar al lui Sirius B și a fost determinată temperatura. Cunoscând temperatura și luminozitatea, am calculat raza - 18.800 de kilometri.

Prima cercetare.

Rezultatul obţinut a marcat descoperirea unei noi clase de stele. În 1925, Adams a măsurat lungimea de undă a unor linii de emisie din spectrul lui Sirius B și a determinat că acestea sunt mai lungi decât se aștepta. Schimbarea spre roșu se încadrează în cadrul teoriei relativității, descoperită de Einstein cu câțiva ani înainte de producerea evenimentelor. Folosind teoria relativității, Adams a reușit să calculeze raza stelei. După descoperirea a încă două stele similare cu Sirius B, Arthur Eddington a ajuns la concluzia că există multe astfel de stele în Univers.

Așadar, s-a stabilit existența piticilor, dar natura lor a rămas totuși un mister. În special, oamenii de știință nu au putut înțelege cum o masă similară cu soarele s-ar putea încadra într-un corp atât de mic. Eddington concluzionează că „la o densitate atât de mare gazul își pierde proprietățile. Cel mai probabil, piticele albe constau din gaz degenerat”.

Esența piticilor albi.

În august 1926, Enrico Fermi și Paul Dirac au dezvoltat o teorie care descrie starea gazului în condiții de densitate foarte mare. Folosind-o, Fowler a găsit în același an o explicație pentru structura stabilă a piticelor albe. În opinia sa, datorită densității sale mari, gazul din interiorul piticii albe este într-o stare degenerată, iar presiunea gazului este practic independentă de temperatură. Stabilitatea unei pitice albe este menținută de faptul că forța gravitațională se opune presiunii gazului din intestinele piticii. Studiul piticelor albe a fost continuat de fizicianul indian Chandrasekhar.

Într-una dintre lucrările sale, publicată în 1931, el face o descoperire importantă - masa piticelor albe nu poate depăși o anumită limită, aceasta se datorează compoziție chimică. Această limită este de 1,4 mase solare și este numită „limita Chandrasekhar” în onoarea omului de știință.

Aproape o tonă pe cm3!

După cum sugerează și numele lor, piticele albe sunt stele mici. Chiar dacă masa lor este egală cu masa Soarelui, ele sunt totuși similare ca mărime cu o planetă precum Pământul. Raza lor este de aproximativ 6000 km - 1/100 din raza Soarelui. Având în vedere masa piticelor albe și dimensiunea lor, se poate trage o singură concluzie - densitatea lor este foarte mare. Un centimetru cub de materie pitică albă cântărește aproape o tonă conform standardelor Pământului.

O densitate atât de mare duce la faptul că câmpul gravitațional al stelei este foarte puternic - de aproximativ 100 de ori mai mare decât cel solar și cu aceeași masă.

Principalele caracteristici.

Deși nucleul piticelor albe nu mai suferă reacții nucleare, temperatura sa este foarte ridicată. Căldura se repezi la suprafața stelei și apoi se răspândește în spațiu. Stelele înseși se răcesc încet până devin invizibile. Temperatura de suprafață a „tinerelor” pitice albe este de aproximativ 20.000-30.000 de grade. Piticile albe nu sunt numai alb, sunt si galbene. În ciuda temperaturii ridicate de suprafață, din cauza dimensiuni mici Luminozitatea este scăzută, magnitudinea absolută poate fi 12-16. Piticile albe se răcesc foarte încet, motiv pentru care le vedem în număr atât de mare. Oamenii de știință au ocazia să-și studieze principalele caracteristici. Piticile albe sunt incluse în diagrama H-R și ocupă un spațiu mic sub Secvența principală.

STELE ȘI PULSARI NEUTRONI.

Numele „pulsar” provine din combinația engleză „pulsating star” – „pulsating star”. Trăsătură caracteristică Pulsarii, spre deosebire de alte stele, nu emit radiații constante, ci emisii radio pulsate regulate. Impulsurile sunt foarte rapide, durata unui impuls durează de la miimi de secundă până la, cel mult, câteva secunde. Forma și perioadele pulsului sunt diferite pentru diferiți pulsari. Datorită periodicității stricte a emisiilor radio, pulsarii pot fi considerați cronometre cosmice. În timp, perioadele scad la 10-14 s/s. În fiecare secundă perioada se modifică cu 10-14 secunde, adică scăderea are loc pe parcursul a aproximativ 3 milioane de ani.

Semnale regulate.

Istoria descoperirii pulsarilor este destul de interesantă. Primul pulsar, PSR 1919+21, a fost detectat în 1967 de Bell și Anthony Husch de la Universitatea din Cambridge. Bell, un tânăr fizician, a efectuat cercetări în domeniul radioastronomiei pentru a confirma tezele pe care le-a înaintat. Deodată a descoperit un semnal radio de intensitate moderată într-o zonă apropiată de planul galactic. Lucrul ciudat a fost că semnalul era intermitent - a dispărut și a reapărut la intervale regulate de 1.377 secunde. Se spune că Bell a alergat la profesorul său pentru a-l anunța despre descoperire, dar acesta din urmă nu a acordat atenția cuvenită acestui lucru, crezând că este un semnal radio de pe Pământ.

Cu toate acestea, semnalul a continuat să apară indiferent de radioactivitatea terestră. Acest lucru a indicat că sursa apariției sale nu fusese încă stabilită. De îndată ce datele despre descoperire au fost publicate, au apărut numeroase speculații că semnalele provin de la o civilizație extraterestră fantomatică. Dar oamenii de știință au reușit să înțeleagă esența pulsarilor fără ajutorul lumilor extraterestre.

Esența pulsarilor.

După primul, s-au descoperit mult mai mulți pulsari. Astronomii au ajuns la concluzia că aceste corpuri cerești sunt surse de radiații pulsate. Cele mai numeroase obiecte din Univers sunt stelele, așa că oamenii de știință au decis că aceste corpuri cerești aparțin cel mai probabil clasei stelelor.

Mișcarea rapidă a stelei în jurul axei sale este cel mai probabil cauza pulsațiilor. Oamenii de știință au măsurat perioadele și au încercat să determine esența acestor corpuri cerești. Dacă un corp se rotește cu o viteză care depășește o anumită viteză maximă, se dezintegrează sub influența forțelor centrifuge. Aceasta înseamnă că trebuie să existe o valoare minimă a perioadei de rotație.

Din calculele efectuate a rezultat că pentru ca o stea să se rotească cu o perioadă măsurată în miimi de secundă, densitatea ei ar trebui să fie de ordinul a 1014 g/cm3, ca și cea a nucleelor ​​atomice. Pentru claritate, putem da următorul exemplu: imaginați-vă o masă egală cu Everest în volumul unei bucăți de zahăr.

Stele neutronice.

Începând cu anii treizeci, oamenii de știință au presupus că ceva similar există pe cer. Stelele neutronice sunt corpuri cerești foarte mici, super-dense. Masa lor este aproximativ egală cu 1,5 mase solare, concentrate pe o rază de aproximativ 10 km.

Stelele neutronice sunt formate în principal din neutroni, particule fără incarcare electrica, care împreună cu protonii formează nucleul unui atom. Din cauza temperatura ridicataîn interiorul unei stele, materia este ionizată, electronii există separat de nuclee. La o densitate atât de mare, toate nucleele se descompun în neutronii și protonii lor constituenți. Stelele neutronice sunt rezultatul final al evoluției unei stele cu masă mare. După ce a epuizat sursele de energie termonucleară din adâncurile sale, explodează brusc, ca o supernova. Straturile exterioare ale stelei sunt aruncate în spațiu, în miez are loc colapsul gravitațional și se formează o stea neutronică fierbinte. Procesul de colaps durează o fracțiune de secundă. Ca urmare a prăbușirii, începe să se rotească foarte repede, cu perioade de miimi de secundă, ceea ce este tipic pentru un pulsar.

Radiația pulsațiilor.

Nu există surse de reacții termonucleare într-o stea neutronică, de exemplu. sunt inactivi. Emisia de pulsații nu vine din interiorul stelei, ci din exterior, din zonele care înconjoară suprafața stelei.

Câmpul magnetic al stelelor neutronice este foarte puternic, de milioane de ori mai mare decât câmpul magnetic al Soarelui, străbate spațiul, creând o magnetosferă.

O stea neutronică emite fluxuri de electroni și pozitroni în magnetosferă; aceștia se rotesc cu viteze apropiate de viteza luminii. Câmpul magnetic influențează mișcarea acestora particule elementare, se deplasează de-a lungul liniilor de forță, urmând o traiectorie în spirală. Astfel, ei eliberează energie cinetică sub formă radiatie electromagnetica.

Perioada de rotație crește datorită scăderii energiei de rotație. Pulsarii mai vechi au o perioadă de pulsație mai lungă. Apropo, perioada de pulsație nu este întotdeauna strict periodică. Uneori încetinește brusc, acest lucru este asociat cu fenomene numite „glitches” - acesta este rezultatul „microstarquakes”.

GĂURI NEGRE.

Imaginea firmamentului uimește prin varietatea formelor și culorilor corpurilor cerești. Ce există în Univers: stele de toate culorile și dimensiunile, galaxii spirale, nebuloase de forme neobișnuite și gamele de culori. Dar în această „grădina zoologică cosmică” există „specimene” care trezesc un interes deosebit. Acestea sunt corpuri cerești și mai misterioase, deoarece sunt greu de observat. În plus, natura lor nu este pe deplin înțeleasă. Printre acestea, un loc special aparține „găurilor negre”.

Viteza de miscare.

În vorbirea de zi cu zi, expresia „gaura neagră” înseamnă ceva fără fund, unde un lucru cade și nimeni nu va ști ce sa întâmplat cu el în viitor. Ce sunt de fapt găurile negre? Pentru a înțelege acest lucru, să ne întoarcem în istorie acum două secole. În secolul al XVIII-lea, matematicianul francez Pierre Simon de Laplace a introdus pentru prima dată acest termen în timp ce studia teoria gravitației. După cum știți, orice corp care are o anumită masă - Pământul, de exemplu - are și un câmp gravitațional; el atrage corpurile înconjurătoare.

Acesta este motivul pentru care un obiect aruncat cade pe Pământ. Dacă același obiect este aruncat înainte cu forță, acesta va depăși gravitația Pământului pentru un timp și va zbura pe o anumită distanță. Viteza minimă necesară se numește „viteza de mișcare”; pentru Pământ este de 11 km/s. Viteza de mișcare depinde de densitatea corpului ceresc, care creează un câmp gravitațional. Cu cât densitatea este mai mare, cu atât viteza ar trebui să fie mai mare. În consecință, se poate presupune, așa cum a făcut Laplace acum două secole, că există corpuri în Univers cu astfel de densitate mare yu că viteza mișcării lor depășește viteza luminii, adică 300.000 km/s.

În acest caz, chiar și lumina ar putea ceda forței gravitaționale a unui astfel de corp. Un astfel de corp nu ar putea emite lumină și, prin urmare, ar rămâne invizibil. Ne putem imagina ca pe o gaură uriașă, neagră în imagine. Fără îndoială, teoria formulată de Laplace nu poartă amprenta timpului și pare prea simplificată. Cu toate acestea, pe vremea lui Laplace, teoria cuantică nu fusese încă formulată, iar din punct de vedere conceptual, a considera lumina ca corp material părea un nonsens. La începutul secolului al XX-lea, odată cu apariția și dezvoltarea mecanicii cuantice, s-a cunoscut că lumina în anumite condiții acționează și ca radiație materială.

Această poziție a fost dezvoltată în teoria relativității a lui Albert Einstein, publicată în 1915, iar în lucrarea fizicianului german Karl Schwarzschild în 1916, el a oferit o bază matematică pentru teoria găurilor negre. Lumina poate fi, de asemenea, supusă gravitației. În urmă cu două secole, Laplace a ridicat o problemă foarte importantă în ceea ce privește dezvoltarea fizicii ca știință.

Cum apar găurile negre?

Fenomenele despre care vorbim au primit denumirea de „găuri negre” în 1967 datorită astrofizicianului american John Wheeler. Ele sunt rezultatul final al evoluției stelelor mari a căror masă este mai mare de cinci mase solare. Când toate rezervele de combustibil nuclear sunt epuizate și reacțiile nu mai apar, are loc moartea stelei. În plus, soarta sa depinde de masa sa.

Dacă masa unei stele este mai mică decât masa soarelui, aceasta continuă să se contracte până când se stinge. Dacă masa este semnificativă, steaua explodează, atunci vorbim de o supernovă. Steaua lasă în urmă urme - când are loc colapsul gravitațional în nucleu, toată masa este colectată într-o minge de dimensiuni compacte cu o densitate foarte mare - de 10.000 de ori mai mult decât cea a nucleului unui atom.

Efecte relative.

Pentru oamenii de știință, găurile negre sunt un excelent laborator natural care le permite să efectueze experimente pe diverse ipoteze din punct de vedere al fizicii teoretice. Conform teoriei relativității a lui Einstein, legile fizicii sunt influențate de un câmp gravitațional local. În principiu, timpul curge diferit în apropierea câmpurilor gravitaționale de diferite intensități.

În plus, o gaură neagră afectează nu numai timpul, ci și spațiul înconjurător, afectându-i structura. Conform teoriei relativității, prezența unui câmp gravitațional puternic care decurge dintr-un corp ceresc atât de puternic precum o gaură neagră distorsionează structura spațiului înconjurător, iar datele geometrice ale acestuia se modifică. Aceasta înseamnă că aproximativ gaură neagră o distanță scurtă care leagă două puncte nu va fi o linie dreaptă, ci o curbă.