Не всегда пылевое облако проходит рядом со звездой. Чаще всего эти объекты относятся к темному типу. Когда поблизости нет небесного тела, которое могло бы осветить пыль, она образует темные пылевые облака, часто с четко очерченными краями. Чаще всего они встречаются в ярких регионах Млечного Пути или на фоне ярких галактических туманностей.
Звёзды
Звезды, огромные самосветящиеся шары из плазмы (газа), по своей природе напоминают Солнце (рис. 1). С Земли, даже в самые мощные телескопы, все звезды (кроме Солнца) видны как яркие пятна. Открытие природы звезд способствовало развитию физических методов исследования и познанию общих законов природы, как на Земле, так и в космических условиях. Основным источником информации о звездах являются наблюдения во всех доступных диапазонах длин волн электромагнитного излучения, включая наблюдения с космических аппаратов. Анализ звездных спектров позволяет получить информацию о состоянии внешних слоев звезд — их атмосфер. Например, сравнение спектров звезд со спектром Солнца привело к выводу, что Солнце — обычная звезда.
Звезды содержат большую часть видимой материи в галактиках. Звезды являются мощными источниками энергии. Жизнь на Земле, в частности, обязана своим существованием лучистой энергии Солнца. Вещество звезды частично или полностью (в центре звезды) состоит из ионизированной плазмы. На более поздних стадиях звездной эволюции вещество внутри звезды превращается в вырожденный газ (в вырожденных звездах) или нейтронную материю (в нейтронных звездах).
Звезды неравномерно распределены в пространстве, а образуют различные типы звездных систем. К ним относятся бинарные звезды, кратные звезды, звездные скопления и галактики. Самые маленькие системы — это бинарные звезды и кратные звезды (тройные, четверные и т.д.). Более крупные системы, содержащие от десятков до миллионов звезд, называются звездными скоплениями. Самые крупные звездные системы — это галактики. Наша собственная звездная система, Млечный Путь, состоит из нескольких сотен миллиардов звезд.
Для целей ориентации небесная сфера разделена на созвездия. Отдельные звезды в созвездиях обозначаются буквами греческого и латинского алфавитов или комбинацией букв и цифр, в зависимости от системы обозначений, используемой в звездных картах.
Большинство звезд стабильны, что означает, что их физические свойства не меняются с течением времени. Однако есть звезды, свойства которых заметно меняются — это нестабильные звезды (в том числе переменные). Некоторые переменные звезды меняют свое состояние регулярно, а другие — нерегулярно. Есть звезды (особенно молодые), которые время от времени испускают всплески излучения. Взрывы сверхновых могут рассеять большую часть вещества звезды (а в некоторых случаях и все) в космос.
Краткая история изучения звёзд
В конце XVI века Дж. Бруно предположил, что звезды — это далекие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 году немецкий астроном Я. Фабрициус первым описал наблюдение переменной звезды (Мира Кита). В 1718 году Э. Галлей обнаружил собственные движения трех звезд. В 1836-1839 годах В. Я. Струве, Ф. В. Бессель и Т. Хендерсон первыми определили расстояния до трех близких звезд. С середины 19 века для изучения звезд стали использовать фотографию и спектроскопию. В 1863 году итальянский астроном А. Секки предложил первую спектральную классификацию звезд. В 1900 году А. А. Белопольский экспериментировал с классификацией звезд в начале 19 века. А. А. Белопольский экспериментально доказал справедливость принципа Доплера, согласно которому смещение линий в спектрах небесных тел можно определить по их скорости вдоль оптического луча. Накопление данных наблюдений и развитие физики расширили наши представления о звездах.
В начале 20-го века произошла революция в научном понимании звезд. Их стали рассматривать как физические тела и изучать структуру звезд, условия равновесия их материи и источники энергии. Это произошло благодаря достижениям в атомной физике, которые привели к созданию количественной теории звездных спектров, и достижениям в ядерной физике, которые позволили рассчитать источники энергии и внутреннюю структуру звезд. Наиболее важные результаты были получены Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, Э. Герцшпрунгом, Г.Н. Расселом, Р. Кристи (США) и Л.Д. Ландау. В конце 1930-х годов Х. Бете и С. Ф. фон Вайцзеккер указали на конкретные цепочки реакций горения водорода, которые ответственны за выделение энергии в звездах. Во второй половине XX века изучение звезд стало еще более тщательным с расширением возможностей наблюдений и использованием компьютеров (М. Шварцшильд, А. Сэндидж, Хаяси Чуширо и др.). В 1950-1960-е годы была разработана теория образования химических элементов в звездах (Э. М. Бербидж, Дж. Бербидж, А. Камерон, В. А. Фаулер, Ф. Хойл). Большой прогресс был достигнут также в изучении процессов переноса энергии в фотосфере звезд (Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, С. Чандрасекар) и в исследовании структуры и динамики звездных систем (Я. Оорт, П. Паренго, Б. В. Кукаркин и др.). К концу 20 века была разработана единая теория строения и эволюции звезд.
Основные характеристики звёзд
Характеристики звезд можно разделить на кажущиеся (видимые) и реальные (абсолютные). Видимые характеристики зависят как от свойств самой звезды и расстояния до нее, так и от свойств вещества в пространстве между звездой и наблюдателем, а также от методов и инструментов, используемых для наблюдений. Наиболее важной видимой характеристикой звезды является ее светимость, которая обычно выражается в логарифмических единицах яркости. Самая яркая звезда на ночном небе, Сириус, имеет световой поток в сотни раз больше, чем у чрезвычайно слабых звезд, видимых невооруженным глазом.
Звезды отличаются друг от друга по спектральному составу своего излучения, поэтому яркость звезды зависит от спектральной чувствительности метода измерения. Современная многоцветная астрофотометрия звезд различает полосы в ультрафиолетовой (U), синей (B), оптической (V), красной (R), инфракрасной (I) и других спектральных областях. Разница между яркостями звезд в соседних спектральных областях называется индексом цвета и является количественной мерой цвета звезды. Чем краснее звезда, тем выше индекс цвета и тем ниже температура ее поверхности. Когда одинаковые звезды находятся на разных расстояниях от нас, чем ближе к нам звезда (тем больше яркость, которую она излучает на поверхность Земли), тем ярче она кажется.
Общая яркость звезды может быть определена только в том случае, если известно расстояние до звезды в дополнение к ее видимой яркости. Если расстояние до звезды неизвестно, ее светимость можно оценить по приблизительным эмпирическим соотношениям. Например, температура большинства звезд определяет их яркость. В случае переменных звезд, таких как Цефеиды, также существует зависимость длительности импульса от яркости.
Наиболее важной в астрофизике является спектральная классификация звезд. Спектральные классы звезд определяются эмпирически на основе ряда особенностей спектра звезды. В первую очередь, спектральные классы характеризуют температуру поверхности звезды, которая определяет возбуждение и ионизацию атомов, то есть факторы, определяющие наличие определенных линий и их интенсивность в звездном спектре. Классы традиционно обозначаются заглавными латинскими буквами. Основные спектральные классы O, B, A, F, G, K, M, L расположены в порядке уменьшения температуры звездной поверхности. Самые горячие (50 тысяч К) звезды (синие) относятся к классу O, а самые холодные (2-3 тысячи К) звезды (красные) — к M и L.
В дополнение к спектральной классификации существует классификация звезд по их светимости. Самая простая классификация основана на различии между гигантскими и карликовыми звездами. Более подробная классификация различает сверхгиганты, субгиганты, субкарлики и т. д. Эти подразделения образуют последовательность звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, которая отражает зависимость между температурой звезды и ее яркостью. Большинство звезд на этой диаграмме образуют главную последовательность; Солнце также находится в главной последовательности.
Наиболее важными параметрами звезды являются светимость L, L, L, L, масса M, M, M, M, M, M, M, радиус R, R, R, R. Их численные значения обычно выражаются в единицах светимости Солнца ( L ⊙ = 3,85 ⋅ 1 0 26 Вт ), (L_<\odot>=3,\!85\cdot10^\ Вт), ( L ⊙ = 3, 85 ⋅ 1 0 26 Вт ), массы Солнца ( M ⊙ = 1, 99 ⋅ 1 0 30 кг ) (M_<\odot>= 1,\!99\cdot10^\ кг) ( M ⊙ = 1, 99 ⋅ 1 0 30 кг ) и радиус Солнца ( R ⊙ = 6, 96 ⋅ 1 0 8 м ). (R_<\odot>= 6,\!96\cdot10^8\ м). ( R ⊙ = 6, 96 ⋅ 1 0 8 м ) .
Если бы все звезды имели одинаковый химический состав, их светимость и радиус были бы одномерными функциями массы звезды. На самом деле химический состав и распределение химических элементов внутри звезды меняются в ходе эволюции, когда происходят термоядерные реакции. В молодых звездах и во внешних слоях всех звезд преобладают водород (72-75% массы) и гелий (23-25%); другие химические элементы (кислород, азот, железо, углерод, неон — самые распространенные) составляют 0,001-4% и находятся почти в таком же соотношении, как и на Земле. На поздних стадиях эволюции звезды имеют сложную структуру; они состоят из плотного ядра, в основном гелиевого, и оболочки с исходным химическим составом.
Основные характеристики звезд
Звезды представляют собой огромные сферы светящегося сжиженного газа. Эти тела образуются в результате сжатия газопылевых облаков под действием гравитации. Со временем ядро этих структур становится плотнее и нагревается. Когда температура ядра достигает 10 миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции, и сама газовая сфера начинает излучать свет и тепло.
Светимость
Так называемый водородный цикл является основным источником энергии для большинства небесных тел (включая Солнце). Это цепь термоядерных реакций, в ходе которых водород превращается в гелий без использования катализаторов.
Задолго до нашей эры было замечено, что звезды различаются по своей яркости. Основываясь на этом принципе, Гиппарх, астроном из Древней Греции, во II веке до нашей эры составил каталог из примерно 850 звезд, используя имеющиеся у него знания. Он довольно точно определил их координаты, а также первым классифицировал небесные тела. Исследователь ввел понятие звездной величины.
Звездная величина — это степень светимости небесного тела. Она измеряется в единицах светимости, и чем она меньше, тем ярче объект. Если она изменяется на одну единицу, то яркость меняется в 2,5 раза.
Каждая группа состоит из звезд, имеющих примерно одинаковую яркость. Самые яркие из них называются звездами первой величины. Объекты с чуть меньшей яркостью называются звездами второй величины и так далее.
Ученый был убежден, что все небесные тела находятся на одинаковом расстоянии от Земли и что поэтому разница в яркости зависит только от размера звезды. Со временем было обнаружено, что объекты находятся на разных расстояниях от нас. Поэтому даже гигантское тело, находящееся далеко от Солнечной системы, кажется наблюдателю на Земле маленьким и тусклым по сравнению с близлежащим ярким карликом. Несмотря на этот вывод, современные астрономы сохранили экзистенциальную классификацию и активно используют ее по сей день. Только теперь звездная величина относится к видимой яркости звезды и не имеет ничего общего с ее физическими размерами.
Сама кажущаяся яркость зависит не только от расстояния, на котором находится тело, но и от яркости звезды, которая определяется размером ее поверхности и температурой. Степень яркости дается по отношению к яркости Солнца. Сегодня ученым приходится использовать дроби, чтобы определить точную яркость звезды. Например, тела, которые по яркости лежат между первой и второй величинами, относят к диапазону 1,5 величины. Есть тела, которые имеют звездную величину 1,8, 2,4, 3,7, 5,6 и так далее. Кроме того, на небе можно увидеть несколько ярких светящихся тел, которые превышают светимость звезд класса первой величины. Для этих звезд установлены специальные нулевые и отрицательные величины.
Предполагается, что тела 1-6 величин люди могут видеть на небе невооруженным глазом. Однако звезды 5-6 величины могут видеть только люди с отличным зрением при условии, что небо абсолютно чистое. Звезды 7-й величины можно увидеть в обычный театральный бинокль, но бинокль 8-9-й величины — это полевой бинокль.
Количество звезд и расстояние между ними
Ни один исследователь не может назвать точное количество звезд на небе. Количество звезд можно определить очень приблизительно. Невооруженным глазом можно наблюдать довольно большое количество звезд — около 6000 ярких. Следует помнить, что некоторые из них можно наблюдать только в северном полушарии, а некоторые — только в южном. Однако с помощью современных мощных телескопов можно насчитать миллиарды и триллионы таких тел.
До сих пор ученые измеряли только те звезды, которые доступны наблюдателям без специального оборудования или с помощью телескопа. Эти яркие звезды заносились в специальные звездные списки. Они содержат название звезды, ее координаты, описание ее движения и температуру. Они также содержат следующие характеристики звезд: порядок, размер, яркость, величина, плотность, степень яркости, расстояние от Солнечной системы. Первые такие каталоги появились около 5-6 тысяч лет назад. Одним из самых старых является каталог древнегреческого астронома Гиппарха. Он датируется 136 годом до нашей эры. В нем ученый перечислил 850 звезд, которые можно было наблюдать невооруженным глазом. Через 200 лет список Гиппарха был дополнен Клавдием Птолемеем. В нем он перечислил уже 1022 звезды. Причем координаты были указаны довольно точно. Интересно, что работа Птолемея активно использовалась учеными на протяжении почти полутора тысячелетий.
Звездный атлас Яна Гевелия (1611 — 1687), изданный в 1690 году, содержал уже 1564 звезды. Некоторые из объектов были открыты этим ученым с помощью телескопа. Их открытие позволило специалистам заглянуть в глубины космоса.
Современные звездные каталоги содержат не только огромное количество обычных звезд. В них также включены другие космические объекты — переменные звезды, двойные звезды, молодые звезды и сверхновые, кометы, астероиды и черные дыры. Списки меняются и совершенствуются почти каждый год на основе новых данных.
Расстояние между звездами настолько велико, что свет проходит путь от звезды к звезде за многие десятилетия. В астрономии для измерения расстояния используется такая единица, как световой год. Он соответствует примерно 9460 миллионам километров. Звезды, которые якобы находятся близко друг к другу на небе, на самом деле удалены друг от друга на несколько световых лет. А расстояние между двумя далекими друг от друга звездами может составлять от десятков до миллионов световых лет.
Звездные скопления и туманности
Всем известно, что звезды распределены по небу неравномерно. В некоторых частях Вселенной они расположены очень близко друг к другу, и эти регионы хорошо видны с большого расстояния из-за их высокой светимости. В других регионах яркие звезды расположены дальше друг от друга, так что они кажутся одинокими искрами на фоне ночного неба. То, что мы воспринимаем как плотное скопление ярких светил, называется звездным скоплением. Другими словами, это группы звезд, связанных между собой гравитационными силами. Все объекты в таком космическом сообществе имеют общее происхождение и схожи по своему химическому составу.
Ученые различают два типа звездных скоплений:
Шаровые скопления обычно содержат десятки или сотни тысяч звезд. Для этих образований характерна почти правильная сферическая форма, звезды в них расположены как бы по четкой схеме.
Шаровые скопления — самые древние объекты в Галактике. Гигантских звезд, которые считаются самыми молодыми светящимися телами, не обнаружено. Это позволяет предположить, что шаровые скопления образовались вскоре после Большого взрыва. Интересно, что концентрация таких объектов увеличивается по направлению к центру галактики.
Есть еще одна особенность, которая пока не получила объяснения. Все без исключения шаровые скопления почти симметричны относительно галактического центра. Большинство из них лежит в направлении созвездия Стрельца. Ведь именно там находится центр нашей галактики.
В рассеянных звездных скоплениях меньше светящихся тел, в среднем всего несколько десятков или сотен. Кроме того, звезды в скоплениях не всегда хорошо видны. Очень часто они почти невидимы или как будто затуманены. Они также не имеют четкой формы.
Звездное скопление Плеяды (широко известное как Стожары) — одно из самых известных диффузных звездных скоплений. Оно расположено в созвездии Тельца. Невооруженным глазом в нем можно увидеть 7-8 звезд, расположенных очень близко друг к другу. С помощью телескопа можно увидеть более ста пятидесяти ярких скоплений на небольшом пространстве. Самая яркая звезда в Плеядах — Алкион. Это одно из тех скоплений, в которых звезды образуют более или менее независимую систему, связанную общим движением в пространстве. Диаметр скопления Плеяды составляет около 50 световых лет.
В созвездии Тельца, вокруг самой яркой красно-белой звезды-гиганта Альдебаран, находится еще одно звездное скопление — Гиады. Оно несколько более невзрачно.
Наиболее интересными космическими объектами для астрономов в настоящее время являются так называемые звездные ассоциации. Так ученые называют самые молодые образования в галактике, скопления молодых звезд, чей возраст не превышает 10-20 миллионов лет. Звездные скопления обычно состоят из групп определенных типов ярких звезд, которые все имеют одинаковое происхождение.
Туманности — довольно крупные тусклые пятна, «украшающие» темноту космоса.
Главная последовательность звёзд
В Млечном Пути постоянно образуются новые звезды. Как только новое светило начинает светить, говорят, что оно «вошло в главную последовательность». Это такой период в жизни звезд, который является самым продолжительным в жизни звезды. Для иллюстрации мы можем сравнить его с человеческими существами: детство, юность, взрослость, старость. Самый длинный период — это зрелый возраст. Про звезды тоже можно сказать, что у них есть период зрелости, в котором они больше «работают» — светят. Солнце в настоящее время является звездой главной последовательности.
Звёзды-гиганты
Когда в ядре больше нет водорода, начинает действовать гравитация, и ядро снова сжимается. Оно нагревается и воспламеняет водород в окружающей материи. Эта материя расширяется, и звезда сильно растет. Из-за своего красного свечения такие объекты называются красными гигантами. Ядро продолжает сжиматься и нагреваться, пока его температура не станет достаточной (около 100 миллионов градусов Цельсия) для воспламенения гелия, из которого состоит ядро.
Антарес — самая яркая звезда в созвездии Скорпиона и вообще одна из самых ярких звезд, которые мы можем видеть, — красный сверхгигант. Она находится на расстоянии около 550 световых лет от Солнца. Диаметр этого космического гиганта настолько велик, что на месте Солнца эта звезда находилась бы еще дальше от орбиты Марса!
Звёзды-карлики
Когда в ядре больше нет гелия, оно снова начинает сжиматься, нагревается и воспламеняет гелий в оболочке. На этом этапе быстро расширяющаяся оболочка может быть выброшена в окружающее пространство со скоростью 70 000 км/ч. Ядро больше не может сжиматься. Ядро больше не может сжиматься. Горение прекращается, и звезда становится белым карликом. В конце концов она остывает, перестает излучать свет и исчезает.
Звезда с массой, более чем в пять раз превышающей массу нашего Солнца, заканчивается по-другому. Звезда может продолжать сжиматься, воспламеняться и образовывать новый материал, пока ее ядро не станет железным. В этот момент горение прекращается, и ядро разрушается во вспышке, выбрасывая внешние слои звезды в космос. В результате образуется сверхновая звезда, возможно, самое захватывающее явление во Вселенной.
Взорвавшаяся звезда может быть ярче целой галактики. Выброшенная в космос материя со временем образует новые звезды и планеты. Самые тяжелые элементы во Вселенной, такие как золото и уран, образовались в сверхновых. Ядро может пережить взрыв сверхновой, превратившись в очень маленькое, темное, плотное тело, называемое нейтронной звездой или иногда черной дырой.
Материя нейтронной звезды настолько сжата, что один ее кубический сантиметр может весить тысячи миллионов тонн.
Эволюция звёздного тела
На пути к превращению в звезду она проходит несколько стадий эволюции. Не все звезды способны светить и инициировать процесс ядерного синтеза. Для этого требуется определенная масса и размер.
В зависимости от массы и температуры звезда может достичь промежуточной стадии или образовать бык. Эволюцию звездного тела легче наблюдать визуально, поэтому лучше всего изучать учебные видео или фотоматериалы.
Читайте Астрономия: Что такое кометы и чем они отличаются от астероидов и метеоритов?
Когда звезда взрывается или остывает, она может стать красным гигантом.
Характеристики звёздных тел
У этих объектов есть свои характеристики, которые были продемонстрированы в полевых условиях.
Яркость
Для описания этой характеристики используется понятие размера и яркости. Существует специальная таблица, которая описывает яркость звезд. Самые яркие из них варьируются от 1 до 6.
Отчет. Следует помнить, что расстояние до звезды зависит от ее видимой яркости.
Яркость звезды относится к скорости, с которой она излучает энергию. Она измеряется в сравнении со светимостью Солнца.
Цвет
Цвет небесного тела напрямую зависит от температуры его поверхности. Каждое небесное тело имеет свой собственный цвет, но он может немного меняться в зависимости от фазы его существования.
Температура поверхности
Она измеряется в Кельвинах. Темно-красные светила имеют температуру 2500К, ярко-красные — З500К, желтые — 5500К, голубые — от 10000К до 50000К.
Размер
Он определяется по отношению к радиусу Солнца. Размеры очень разные. Они напрямую влияют на яркость космического тела, поэтому их и сравнивают.
Масса
Здесь тоже нужно обратить внимание на солнечные параметры. Звезды с одинаковой массой могут отличаться по размеру. Масса небесного тела напрямую влияет на его температуру.
Магнитное поле
Космические тела способны генерировать магнитные поля. Лишь в редких случаях они могут достигать концентрированного состояния. Магнитное поле напрямую связано со скоростью вращения.
Металличность
Оно связано с количеством тяжелых элементов. Исходя из этого понятия, можно выделить три поколения звезд. Есть такие, которые полностью лишены металлов в своем составе, они выбросили тяжелые элементы в космос, отсюда второе поколение. Цепочка их гибели привела к первому поколению.
Список ближайших звёзд
Названия ближайших к Земле звезд:
- Сириус. Является самой яркой звездой,
- Толиман, который также называют Альфа Центаврой. Занимает третье место по яркости;
- Процион занимает восьмое место по яркости,
- Альтаир занимает 12 место по яркости.
Звездное небо — это полотно, на котором расположено множество звезд и созвездий. Чтобы изучить их, требуются сотни и тысячи лет. Но есть еще малопонятные и неизвестные части Вселенной, которые необходимо изучать более тщательно и подробно.
