Зодиак • Зодиа к (зодиакальный круг, от греч. ζῷον — живое существо) — пояс на небесной сфере, простирающийся на 9° в обе стороны от эклиптики. По зодиаку проходят видимые пути Солнца, Луны и планет. При этом Солнце движется по эклиптике, а остальные светила в своём движении по зодиаку уходят то вверх от эклиптики, то вниз. • Начальной точкой зодиакального круга принято считать точку весеннего равноденствия — восходящий узел солнечной орбиты, в котором эклиптика пересекает небесный экватор. • Зодиак проходит через 13 созвездий, однако зодиакальный круг делится на 12 равных частей, каждая из 30° дуг обозначается знаком зодиака, символом соответствующего зодиакального созвездия; при этом созвездию Змееносца никакой знак зодиака не соответствует.
Звезда - небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов (Один кельвин равен в пересчёте в градусы Цельсия: °С = K− 273, 15. Температура тройной точки воды - 0, 008 °C), а на их поверхности - тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость.
Ближайшие звезды Ближайшей к Земле звездой (не считая Солнца) является Проксима Центавра. Она расположена в 4, 2 св. лет от нашей Солнечной системы (4, 2 св. лет = 39 Пм = 39 триллионов км = 3, 9× 1013 км). Невооружённым взглядом (при хорошей остроте зрения) на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик. На представленной ниже карте показаны все 32 звёздные системы, расположенные в пределах 14 св. лет от Солнца, включая и само Солнце. Двойные и тройные звёзды показаны в виде столбика из звёзд, что не соответствует их истинному расположению. Звёзды раскрашены в соответствии с их спектральным типом, эти цвета могут не совпадать с фактическими цветами звёзд. Большинство звёзд на этой карте не видны невооруженным глазом
№ Обозначен ие Название Созвездие Видимая звёздная величина Расстояние до Земли (св. лет) 1 Солнце Зодиакальные созвездия − 26, 72 8, 32 ± 0, 16 св. мин 2 αСЦентавра Проксима Центавр +11, 09 4, 225 Ближайшая к Солнцу звезда 3 α Большого Пса Сириус Большой Пёс − 1, 43 8, 58 Ярчайшая (после Солнца) звезда из визуально наблюдаемых с Земли 4 α Малой Медведицы Полярная звезда Малая Медведица +1, 97 431, 4 Важнейшая навигационная звезда, указывающая направление на север 5 η Киля — Киль +6, 21 7000— 8000 6 α Скорпиона Антарес Скорпион +1, 06 604 7 HIP 87937 Звезда Барнарда Змееносец +9, 53 5, 963 8 PSR B 1919+21 — Лисичка ? 2283, 12 Описание Центр Солнечной системы, в которую входит Земля Гипергигант. Одна из самых больших и ярких звёзд, примерно в 5 млн раз ярче Солнца. Одна из самых ярких и крупных звёзд из числа ближайших к Земле. В крупнейшие телескопы видна как диск, а не как точка Звезда, обладающая наивысшей скоростью собственного движения Первый из открытых пульсаров (1967 год)
Измерение расстояния до звезд Паралла кс (греч. παραλλάξ, от παραλλαγή, «смена, чередование» ) - изменение видимого положения объекта относительно удалённого фона в зависимости от положения наблюдателя. Зная расстояние между точками наблюдения D (база) и угол смещения α в радианах, можно определить расстояние до объекта.
Классификация Классификации звезд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий, звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако нынешнее деление звезд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звездную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы. В начале XX века Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звездная величина» - «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.
Эволюция Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинаются реакции нуклеосинтеза, и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга - Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.
В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а внутренние, наоборот, сжимаются. И до поры до времени яркость звезды тоже понижается. Температура поверхности снижается - звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.
Главная последовательность расположена в окрестностях диагонали диаграммы Герцшпрунга-Рассела и проходит из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы) диаграммы. Звёзды главной последовательности имеют одинаковый источник энергии ( «горение» водорода, в первую очередь), в связи с чем их светимость и температура (спектральный класс) определяются их массой: L=M 3, 9; где светимость L и масса M измеряются в единицах солнечной светимости и массы, соответственно. Поэтому начало левой части главной последовательности представлено голубыми звёздами с массами ~50 солнечных, а конец правой красными карликами с массами ~0, 0767 солнечных.
Уход с главной последовательности Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90 % времени эволюции большинства звёзд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звёзд или чёрных дыр. Участок главной последовательности звёздных скоплений является индикатором их возраста: так как темпы эволюции звёзд пропорциональны их массе, то для скоплений существует «левая» точка обрыва главной последовательности в области высоких светимостей и ранних спектральных классов, зависящая от возраста скопления, поскольку звёзды с массой, превышающий некий предел, заданный возрастом скопления, ушли с главной последовательности
Звезды главной последовательности Наиболее многочисленный класс звезд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звезд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью). Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд разработана в Гарвардской обсерватории в 1890 - 1924 годах.
Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N, A. O 30 000— 60 000 голубой B 10 000— 30 000 белоголубой бело-голубой Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II. и белый A 7500— 10 000 F 6000— 7500 G 5000— 6000 K M Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд белый Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов белый Сильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti. жёлтый Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN. 3500— 5000 оранжевый желтоватооранжевый Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения Ti. O. 2000— 3500 красный оранжевокрасный Интенсивны полосы Ti. O и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов. белый жёлтобелый
Красные гиганты и сверхгиганты - это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000 - 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов − 3 m - 0 m (I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.
Переменные звезды Переменная звезда - это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет его затмевать, также блеск может измениться если свет от звезды пройдет сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами.
Типы переменных В последней версии общего каталога переменных звезд принято следующее деление: Эруптивные переменные звёзды - это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Пульсирующие переменные звёзды - это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Вращающиеся переменные звёзды - это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. . Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые). Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением и др.
Белые карлики Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород. Каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды) или как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями - вспышками сверхновых. Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.
Коричневые карлики - это тип звезд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в. , основываясь на представлениях о процессах происходящих во время формирования звезд. Однако в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звезд подобного типа.
Сверхновые звёзды - звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд» . На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет - то I типа.
Химический состав Несмотря на то, что доля элементов тяжелее гелия в химическом составе звёзд исчисляется не более, чем несколькими процентами, они играют важную роль в жизни звезды. Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускоряться, а это отражается как на яркости звезды, так и на цвете и на продолжительности её жизни. Так, чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой. Наблюдатель, зная химический состав звезды, может довольно уверенно судить о времени образования звезды. Химический состав звёзд очень сильно зависит от типа звёздного населения и отчасти от массы - у массивных звёзд в недрах полностью отсутствуют элементы тяжелее гелия (в молодом возрасте этих звёзд), жёлтые и красные карлики сравнительно богаты тяжёлыми элементами - они помогают зажечься звёздам при небольшой массе газопылевого облака.
Гиперновая - коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая. С начала 1990 -х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 100 раз. К тому же многие из этих взрывов сопровождались очень сильными гаммавсплесками. Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой от 100 до 150 и более масс Солнца. Гиперновые теоретически могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. По некоторым данным, 440 миллионов лет назад имел место взрыв гиперновой звезды вблизи Земли. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56 Ni попал на Землю в результате этого взрыва.
Нейтронные У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 280 трлн раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.
