Звезда
Звезда, звёзды — небесные тела, представляющие собой массивные излучающие энергию газо-плазменные шары по своей природе сходные с Солнцем, в которых идут, шли или будут идти термоядерные реакции.
«Звёздные меры длины»[править]
- Астрономическая единица (а.е) — среднее расстояние от Земли до Солнца. Составляет 149.597.870 км.
- Световой год (св.г.) — расстояние, которое свет проходит за год со скоростью около 300.000 км/с. Составляет 9,46*1012 км. От ближайшей к нам звезды Проксима Центавра четыре световых года, до Солнца — 8 минут, 20 секунд.
- Парсек (пар) — это такое расстояние, на котором параллакс звёзд равен 1". Составляет 3*1013 км.
Общее описание[править]
В ясную безлунную ночь все видимое небо представляется усеянным бесчисленным, на первый взгляд, множеством звёзд, однако точный счет показал, что число звёзд, видимых невооружённым глазом, не более 5000; из них одновременно над горизонтом видно около 2500. После изобретения зрительных труб обнаружилось, что существует множество более мелких, так называемых телескопических звезд, общее число которых по мере увеличения оптической силы ныне уже космических телескопов постепенно увеличивается. Для подробного изучения и означения отдельных звёзд еще древние астрономы подразделили их на созвездия, обнимающие более или менее обширные пространства небесного свода, а наиболее яркие назвали особыми именами. Немецкий астроном Иоганн Байер (1572—1660) в начале XVII в. предложил означать звёзды каждого созвездия буквами греческого алфавита, называя первой буквой α наиболее яркую; так, например, наиболее яркая звезда в созвездии Малой Медведицы, Полярная, обозначается в звездных каталогах через α Ursae minoris. Но обыкновенно греческого алфавита недостает для обозначения даже ярких звёзд, и потому более мелкие обозначаются просто номером и названием созвездия; в настоящее время звёзды обозначаются еще чаще номером их в каком-нибудь известном каталоге, причем это обозначение сопровождается еще прямым восхождением и склонением звезды, что устраняет уже всякое недоразумение. Для переменных звёзд принято употреблять последние буквы латинского алфавита. При ближайшем изучении распределения звёзд на небесном своде оказывается, что только наиболее яркие разбросаны, по-видимому, без всякого порядка; более мелкие сгруппированы особенно густо на широкой полосе, опоясывающей все видимое небо приблизительно в направлении большого круга (см. Млечный путь). По мере удаления от этой полосы число звёзд, приходящееся на данное пространство, например на один квадратный градус, непрерывно уменьшается, и кое-где существуют места, на которых даже сильнейшие телескопы почти не обнаруживают присутствия звёзд; эти места Уильям Гершель в своё время назвал угольными ямами (coal sack)[1].
Происхождение звёзд[править]
Согласно современным научным представлениям, звёзды образуются в гигантских газопылевых облаках под действием гравитационных сил.
Изучение звёзд[править]
На ночном небе звёзды видны как светящиеся точки, потому что находятся на огромном расстоянии. Всё познание о звёздах учёные получают при анализе излучения звёзд или при изучении Солнца. Поэтому любая информация о звёздах основана не на экспериментальной проверке, а на наблюдениях и теоретических построениях.
Источник энергии[править]
В настоящее время преобладающим является представление о том, что в недрах звёзд под действием большого давления и температур протекают термоядерные реакции, в результате которых водород превращается в гелий. Это может объяснить, почему звёзды могут светить миллиарды лет, не выгорая. Данная гипотеза была предложена в 1939 году Гансом Бете, что принесло ему Нобелевскую премию за 1967 год в области физики.
По другой версии, поддерживаемой, в частности некоторыми видными креационистами (Артур Уалдер-Смит), энергия звёзд проистекает из их недр почти без участия термоядерного синтеза путем гравитационного коллапса, через конверсию энергии гравитационного потенциала в тепло и свет, поскольку солнечные газы обрушиваются во внутрь. Эта теория, ныне считающаяся неверной, была предложена в XIX веке физиком Германом фон Гельмгольцем (1821—1894)[2].
Расстояния до звёзд[править]
Если звезда расположена к нам ближе чем 300 световых лет, то расстояние до неё измеряют методом годичного параллакса, наблюдая расположение звезды из двух противоположных точек земной орбиты и применив теорему Пифагора для прямоугольного треугольника. Если взять за основание прямоугольного треугольника большую полуось орбиты Земли (значение которой известно и считается равным 1 а.е.), а за две другие стороны — расстояния до звезды Земли и Солнца, то имея значения трёх углов и зная длину одного катета можно определить длину гипотенузы, то есть расстояние до звезды.
Для измерения расстояния до звёзд, отдаленных от Земли более чем на 300 световых лет, метод параллакса фактически бессилен и его исчисляют теоретически.
Первые достоверные измерения годичного параллакса осуществил русский астроном Василий Яковлевич Струве (1793—1864), определив расстояние до Веги (Альфа Лиры), ярчайшей звезды Северного полушария в XIX веке.
Химический состав и температура[править]
| Класс | Tемпература | Примеры звёзд |
|---|---|---|
| O | 33.000—50.000 K | Зета Змееносца |
| B | 10.500—30.000 K | Ригель |
| A | 7.500—10.000 K | Альтаир |
| F | 6.000—7.200 K | Процион (А) |
| G | 5.500—6.000 K | Солнце |
| K | 4.000—5.250 K | Эпсилон Индейца |
| M | 2.600—3.850 K | Проксима Центавра |
Определяются через измерение длины волн её эмиссионного спектра и тёмным линиям поглощения. Для разных светящихся веществ с разной температурой характерен собственный рисунок линий спектра и их можно использовать для определения химического состава и температуры звезды. Сходные между собой спектры звёзд сгруппированы в семь основных спектральных классов, которые обозначаются заглавными латинскими буквами и располагаются в порядке убывания температуры: O (голубые), B (бело-голубые), A (белые), F (желтоватые), G (жёлтые), K (красноватые), M (красные). В химическом составе всех звёзд преобладают газы — водород и гелий, остальные химические элементы находятся в незначительном количестве. К примеру в спектре солнечного излучения отмечены линии металлов — железа, натрия, кальция и др.
Размеры и светимость звёзд[править]
Видимая звёздная величина. Так как яркость звёзд на небе не одинакова, то во времена древнегреческого астронома Гиппарха (II век до х.э.), когда расстояния до всех звёзд считались одинаковыми, было введено понятие «звёздная величина»: чем звезда ярче — тем она больше. Все звёзды поделили на шесть величин в порядке уменьшения яркости — 1m, 2m, 3m, 4m, 5m, 6m. Сегодня эта традиция сохранилась, только величин намного больше, а светила, блеск которых превосходит блеск звёзд первой величины имеют нулевые и отрицательные звёздные величины. Это Солнце, Луна, планеты и самые яркие звёзды. Для более точной оценки блеска небесных светил используются дробные звёздные величины.
Абсолютная звёздная величина. Если бы звёзды действительно находились от Земли на одинаковом расстоянии, то их реальный блеск сильно бы отличался от видимого теперь. В современной астрономии принято сравнивать абсолютную звёздную величину на гипотетическом расстоянии в 10 парсек. Помогает определению светимости.
Светимость и размер звезды. Светимостью (реальной мощностью излучения) называется полная энергия, излучаемая звездой за секунду. Измеряется в ваттах (или — в единицах светимости Солнца). Она зависит от температуры звезды и площади её поверхности в соответствии с законом Стефана: «количество энергии, излучаемого звездой в секунду на квадратный метр её площади, пропорционально четвёртой степени температуры её поверхности». С помощью закона Стефана, зная светимость и температуру звезды, можно вычислить площадь её поверхности и радиус. Возьмём, к примеру, звезду в два раза менее горячую чем Солнце и светимостью в 100 раз больше Солнечной. В соответствие с законом Стефана, площадь её поверхности в 1600 раз, а радиус — в 40 раз превышают Солнечные. Такая звезда называется красным гигантом. Соответственно, в семействе звёзд существуют красные карлики, белые карлики, сверхгиганты и т. д. (см. Диаграмму Герцшпрунга-Рессела)
Двойные и кратные звёзды[править]
Двойными (не оптически, а физически) называются звёзды, которые вращаются вокруг общего центра тяжести из-за взаимного гравитационного притяжения. Первым, кто доказал, что такие звёзды существуют, был английский астроном Уильям Гершель (1738—1822). Множество двойных звезд открыл и исследовал В. Я. Струве. Когда число звёзд в системе более двух, их называют кратными. Предполагается, что более 70 % всех звёзд двойные или кратные. Самая известная кратная звезда (четыре компонента) — это средняя звезда в «ручке ковша» Большой Медведицы, невооружённым глазом видно только два её компонента — пара Мицар-Алькор. Имена звезде дали арабы, у которых слово «мицар» означает «конь», а «алькор» — «всадник». Считалось, что если человек видит не только Мицар, но и рядом с ней еле заметную Алькор, то он может научиться метко стрелять из лука[4].
Существуют три типа двойных звёзд:
- Визуально-двойные, которые можно наблюдать невооружённым глазом или с помощью телескопа. Например Сириус А сопровождается гораздо более тусклой звездочкой — Сириусом В (самым первым обнаруженным «белым карликом», открыт в 1862 г. А.Кларком). Период их обращения вокруг общего центра масс составляет около 50 лет.
- Затменно-двойные, которые периодически затмевают друг друга, изменяя свою яркость. Типичная затменно-двойная звезда, чья особенность циклично менять свой блеск была замечена ещё в древности — β Персея, названная арабами Алголем (глазом шайтана).
- Спектрально-двойные, которые выявлены по результатам исследования их спектров, в которых наблюдается периодическое раздвоение спектральных линий. Из-за эффекта доплеровского смещения эти линии сдвигаются к красной части спектра, когда источник света удаляется от наблюдателя, и к синей части спектра, когда звезда приближается к нам (см. также Спектральный анализ).
Интересные факты[править]
- Вопреки расхожему мнению, днём звёзды не видны даже со дна самого глубокого колодца в мире. Любопытно, что многие авторы были убеждены этим народным заблуждением настолько, что считали его фактом, но никто из них, от Аристотеля до Джона Гершеля (сына Уильяма Гершеля) не проверил это на практике. Звёзды нельзя увидеть днём потому, что освещённая атмосфера Земли рассеивает солнечные лучи в таком количестве, перед которым свет звёзд ничтожно мал. Это условие не изменится для глаза, помещённого в шахту, просто отпадёт боковая видимость, но небо всё равно останется синим.
- С высокой горы можно увидеть яркие звёзды даже днём. Например, с вершины горы Арарат (5137 м.) звёзды первой величины на тёмно-синем небе хорошо различаются в 2 часа пополудни[5].
- В некоторых странах есть фирмы, готовые за крупную сумму денег продать право назвать безымянную звезду любым именем по желанию заказчика. Несмотря на все предоставляемые «гарантии», любая подобная деятельность является мошенничеством и не имеет ничего общего с Международным Астрономическим Союзом (МАС), в чьём ведении находится звёздная номенклатура. Яркие звезды носят древние арабские имена, и их координаты занесены в каталоги, отдельным звёздам также дают имена, но это не связано с коммерцией. Как высказываются в МАС: Подобно настоящей любви и многим другим замечательным вещам в человеческой жизни, красота звездного неба не продается, но доступна всем для бесплатного наслаждения.[6]
См. также[править]
Источники[править]
- ↑ Энциклопедия Брокгауза и Ефрона, статья «Звезда, небесное тело»
- ↑ Джонатан Сарфати «Солнце: наша уникальная звезда»
- ↑ Smith, Gene Stellar Spectra. University of California, San Diego (1999-04-16).
- ↑ Е. П. Левитан «Малышам о звёздах и планетах», — М: Педагогика, 1986, стр.55-58
- ↑ Я. И. Перельман «Занимательная астрономия», — М: Харвест, 2008, стр.194-196. ISBN 978-985-16-5036-7
- ↑ Присвоение имён звёздам (официальная позиция Международного Астрономического Союза)
Литература[править]
- Джим Брейтот «101 ключевая идея: Астрономия», — М.:Фаир-пресс", 2002, стр.68-75. ISBN 5-8183-0382-9
- Б. А. Воронцов-Вельяминов, Е. К. Страут «Астрономия» (учебник для 11 кл. ОСШ), — М.: Дрофа, 2005, стр.136-143,204-205. ISBN 5-7107-9461-9
- Е. П. Левитан «Астрономия» (учебник для 11 кл. ОСШ), — М.: Просвещение, 1999, стр.127-139. ISBN 5-09-009021-1
Ссылки[править]
- Звезда в Абсурдопедии (юмористическая статья)
