Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Зірка



План:


Введення

Плеяди

Зірка - небесне тіло, в якому йдуть, йшли або йтимуть термоядерні реакції. Але найчастіше зіркою називають небесне тіло, в якому йдуть в даний момент термоядерні реакції [1]. Сонце - типова зірка спектрального класу G. Зірки є масивні світяться газові ( плазмові) кулі. Утворюються з газово-пилової середовища (головним чином з водню і гелію) в результаті гравітаційного стиснення. Температура речовини в надрах зірок вимірюється мільйонами кельвінів, а на їх поверхні - тисячами кельвінів. Енергія переважної більшості зірок виділяється в результаті термоядерних реакцій перетворення водню в гелій, що відбуваються при високих температурах у внутрішніх областях. Зірки часто називають головними тілами Всесвіту, оскільки в них міститься основна маса речовини, що світиться в природі. Примітно і те, що зірки мають негативну теплоємність

Найближчою до Землі зіркою (не вважаючи Сонця) є Проксима Центавра. Вона розташована в 4,2 св. років від нашої Сонячної системи ( 4,2 св. років = 39 Пм = 39000000000000 км = 3,9 10 13 км ). Див також список найближчих зірок.

Неозброєним поглядом (при гарній гостроті зору) на небі видно близько 6000 зірок, по 3000 в кожній півкулі. Всі видимі із Землі зірки (включаючи видимі в найпотужніші телескопи) знаходяться в місцевій групі галактик.

Область формуються зірок у Великій Магеллановій Хмарі.

1. Одиниці виміру

Більшість зоряних характеристик як правило виражається в СІ, але також використовується і СГС (наприклад, світність виражається в ергах в секунду). Маса, світність і радіус зазвичай даються в співвідношенні з нашим Сонцем:

сонячна маса : M_ \ bigodot = 1.9891 \ times 10 ^ {30}кг
сонячна світність : L_ \ bigodot = 3.827 \ times 10 ^ {26}Вт
сонячний радіус : R_ \ bigodot = 6.960 \ times 10 ^ {8}м

Для позначення відстані до зірок прийняті такі одиниці як світловий рік і парсек

Великі відстані, такі як радіус гігантських зірок або велика піввісь подвійних зоряних систем часто виражаються відповідно до астрономічної одиниці ( а. е. ) - Середня відстань між Землею і Сонцем ( 150 млн км ).


2. Види зірочок

Класифікації зірочок почали будувати відразу після того, як почали отримувати їх спектри. У першому наближенні спектр зірки можна описати як спектр чорного тіла, але з накладеними на нього лініями поглинання або випромінювання. За складом і силі цих ліній, зірку присвоювався той чи інший певний клас. Так роблять і зараз, проте, нинішній розподіл зірок набагато складніше: додатково воно включає абсолютну зоряну величину, наявність або відсутність змінності блиску і розмірів, а основні спектральні класи розбиваються на підкласи.

На початку XX століття, Герцшпрунг і Рассел нанесли на діаграму "Абсолютна зоряна величина" - "спектральний клас" різні зірки, і виявилося, що більша їх частина згрупована вздовж вузької кривої. Пізніше ця діаграма (нині носить назву Діаграма Герцшпрунга-Рассела) виявилося ключем до розуміння і дослідженням процесів, що відбуваються всередині зірки.

Тепер, коли є теорія внутрішньої будови зірок і теорія їх еволюції, стало можливим і пояснення існування класів зірок. Виявилося, що все різноманіття видів зірочок це не більше ніж відображення кількісних характеристик зірок (такі як маса і хімічний склад) і еволюційного етапу на якому в даний момент знаходиться зірка.

У каталогах і на листі клас зірочок пишеться в одне слово, при цьому спочатку йде буквене позначення основного спектрального класу (якщо клас точно не визначений пишеться літерний діапазон, наприклад, OB), далі арабськими цифрами уточнюється спектральний підклас, потім римськими цифрами йде клас світності (номер області на діаграмі Герцшпрунга-Рассела), а потім йде додаткова інформація. Наприклад, Сонце має клас G2V.


2.1. Зірки головної послідовності

Найбільш численний клас зірок складають зірки головної послідовності, до такого типу зірочок належить і наше Сонце. З еволюційної точки зору головна послідовність це те місце діаграми Герцшпрунга-Рассела, на якому зірка перебуває більшу частину свого життя. У цей час втрати енергії на випромінювання компенсуються за рахунок енергії, що виділяється в ході ядерних реакції. Час життя на головній послідовності визначається масою і часткою елементів важче гелію (металевістю).

Сучасна (Гарвардська) спектральна класифікація зірок, розроблена в Гарвардської обсерваторії в 1890 - 1924 роках.

Основна (Гарвардська) спектральна класифікація зірок
Клас Температура,
K
Істинний колір Видимий колір [2] [3] Основні ознаки [4]
O 30 000-60 000 блакитний блакитний Слабкі лінії нейтрального водню, гелію, іонізованого гелію, багаторазово іонізованних Si, C, N, A.
B 10 000-30 000 біло-блакитний біло-блакитний та білий Лінії поглинання гелію і водню. Слабкі лінії H і К Ca II.
A 7500-10 000 білий білий Сильна бальмеровской серія, лінії H і К Ca II посилюються до класу F. Також ближче до класу F починають з'являтися лінії металів
F 6000-7500 жовто-білий білий Сильні Лінії H і К Ca II, лінії металів. Лінії водню починають слабшати. З'являється лінія Ca I. З'являється і посилюється смуга G, утворена лініями Fe, Ca і Ti.
G 5000-6000 жовтий жовтий Лінії H і К Ca II інтенсивні. Лінія Ca I і численні лінії металів. Лінії водню продовжують слабшати, З'являються смуги молекул CH і CN.
K 3500-5000 помаранчевий жовтувато-оранжевий Лінії металів і смуга G інтенсивні. Лінії водню майже не помітно. З'являється смуги поглинання TiO.
M 2000-3500 червоний оранжево-червоний Інтенсивні смуги TiO та інших молекул. Смуга G слабшає. Все ще помітні лінії металів.

2.2. Коричневі карлики

Коричневі карлики це тип зірок, в яких ядерні реакції ніколи не могли компенсувати втрати енергії на випромінювання. Довгий час коричневі карлики були гіпотетичними об'єктами. Їх існування передбачили в середині XX ст., Грунтуючись на уявленнях про процеси, що відбуваються під час формування зірок. Однак в 2004 році вперше був виявлений коричневий карлик. На сьогоднішній день відкрито досить багато зірок подібного типу. Їх спектральний клас М - T. У теорії виділяється ще один клас - позначається Y.


2.2.1. Спектральний клас M

2.2.2. Спектральний клас L

2.2.3. Спектральний клас T

2.2.4. Спектральний клас Y

2.3. Білі карлики

Незабаром після гелієвої спалаху "спалахують" вуглець і кисень; кожна з цих подій викликає сильну перебудову зірки та її швидке переміщення по діаграмі Герцшпрунга - Рассела. Розмір атмосфери зірки збільшується ще більше, і вона починає інтенсивно втрачати газ у вигляді розлітаються потоків зоряного вітру. Доля центральній частині зірки повністю залежить від її початкової маси: ядро ​​зірки може закінчити свою еволюцію як білий карлик (маломасивні зірки), у випадку, якщо її маса на пізніх стадіях еволюції перевищує межа Чандрасекара - як нейтронна зірка ( пульсар), якщо ж маса перевищує межа Оппенгеймера - Волкова - як чорна діра. У двох останніх випадках завершення еволюції зірок супроводжується катастрофічними подіями - спалахами наднових.

Переважна більшість зірок, і Сонце в тому числі, закінчують еволюцію, стискаючись до тих пір, поки тиск вироджених електронів не врівноважить гравітацію. У цьому стані, коли розмір зірки зменшується в сотню разів, а щільність стає в мільйон разів більша за густину води, зірку називають білим карликом. Вона позбавлена ​​джерел енергії і, поступово остигаючи, стає темною і невидимою.


2.4. Червоні гіганти

Червоні гіганти і надгіганти - це зірки з досить низькою ефективної температурою (3000 - 5000 К), однак з величезною світність. Типова абсолютна зоряна величина таких об'єктів -3 m -0 m (I і III клас світності). Для їх спектру характерно присутність молекулярних смуг поглинання, а максимум випромінювання припадає на інфрачервоний діапазон.

2.5. Змінні зірки

Мінлива зірка - це зірка, за всю історію спостереження якої хоч один раз змінювався блиск. Причин змінності багато і пов'язані вони можуть бути не тільки з внутрішніми процесами: якщо зірка подвійна і промінь зору лежить або знаходиться під невеликим кутом до поля зору, то одна зірка, проходячи по диску зірки, буде його затьмарювати, також блиск може змінитися якщо світло від зірки пройде крізь сильне гравітаційне поле. Однак у більшості випадків змінність пов'язана з нестабільними внутрішніми процесами. В останній версії загального каталогу змінних зірок прийнято наступний розподіл [5] :

  1. Еруптивні змінні зірки - це зірки, що змінюють свій блиск в силу бурхливих процесів і спалахів в їх хромосфери і корони. Зміна світності відбувається зазвичай внаслідок змін в оболонці або втрати маси у формі зоряного вітру змінної інтенсивності та / або взаємодії з міжзоряним середовищем.
  2. Пульсуючі перемінні зірки - це зірки, що показують періодичні розширення і стиснення своїх поверхневих шарів. Пульсації можуть бути радіальними і не радіальними. Радіальні пульсації зірки залишають її форму сферичної, у той час як не радіальні пульсації викликають відхилення форми зірки від сферичної, а сусідні зони зірки можуть бути в протилежних фазах.
  3. Обертові змінні зірки - це зірки, у яких розподіл яскравості по поверхні неоднорідне і / або вони мають нееліпсоідальную форму, внаслідок чого при обертанні зірочок спостерігач фіксує їх змінність. Неоднорідність яскравості поверхні може бути викликана наявністю плям або температурних або хімічних неоднорідностей, викликаних магнітними полями, чиї осі не збігаються з віссю обертання зірки.
  4. Катаклізмічних (вибухові та новоподобние) змінні зірки. Змінності цих зірок викликана вибухами, причиною яких є вибухові процеси в їх поверхневих шарах (нові) або глибоко в їхніх надрах (наднові).
  5. Затемнення-подвійні системи
  6. Оптичні змінні подвійні системи з жорстким рентгенівським випромінюванням
  7. Нові типи змінних - типи змінності, відкриті в процесі видання каталогу і тому не потрапили у вже видані класи.

2.6. Типу Вольфа - Райе

Зірки Вольфа - Райе - клас зірок, для яких характерні дуже висока температура і світність; зірки Вольфа - Райе відрізняються від інших гарячих зірок наявністю в спектрі широких смуг випромінювання водню, гелію, а також кисню, вуглецю, азоту в різних ступенях іонізації (NIII - NV, CIII - CIV, OIII - OV). Ширина цих смуг може досягати 100 , а випромінювання в них може в 10-20 разів перевищувати випромінювання в континуумі. Зірки такого типу мають свій клас - W [6]. Однак підкласи будуються зовсім не як у зірок головної послідовності:

  1. WN - підклас Вольфа-Райе зірок у спектрах яких є лінії NIII - V і HeI-II.
  2. WO - в їх спектрах сильні лінії кисню. Особливо яскраві лінії OVI λ3811 - 3834
  3. WC - зірки, багаті вуглецем.

Остаточної ясності походження зірок типу Вольфа-Райе не досягнуто. Однак можна стверджувати, що в нашій Галактиці це гелієві залишки масивних зірок, що скинули значну частину маси на якомусь етапі своєї еволюції [7].


2.7. Типу T Тельця

Зірка типу T Тільця з білязірковим диском

Зірки типу T Тільця (T Tauri, T Tauri stars, TTS) - клас змінних зір, названий по імені свого прототипу Т Тельця. Зазвичай їх можна виявити поблизу молекулярними хмарами та ідентифікувати по їх змінності (вельми нерегулярної) в оптичному діапазоні і хромосферної активності.

Вони належать до зірок спектральних класів F, G, K, M і мають масу менше двох сонячних. Період обертання від 1 до 12 днів. Температура їх поверхні така ж, як і у зірок головної послідовності тієї ж маси, але вони мають дещо більшу світність, тому що їх радіус більше. Основним джерелом їх енергії є гравітаційне стиснення [8].

В спектрі зірок типу T Тільця присутній літій, який відсутній в спектрах Сонця та інших зірок головної послідовності, тому що він руйнується при температурі вище 2,500,000 K [9].


2.8. Нові

Нова зірка - тип катаклізмічних змінних. Блиск у них змінюється не так різко, як у наднових (хоча амплітуда може становити 9 m): за кілька днів до максимуму зірка лише на 2 m слабкіше. Кількість таких днів визначає, до якого класу належить нових зірка [10] :

  1. Дуже швидкі, якщо цей час (позначається як t 2) менше 10 днів.
  2. Швидкі - 11 2 <25 днів
  3. Дуже повільні: 151 2 <250 днів
  4. Гранично повільні, що знаходять поблизу максимуму роками.

Існує залежність максимуму блиску нової від t 2. Іноді цю залежність використовують для визначення відстані до зірки. Максимум спалаху в різних діапазонах веде себе по-різному: коли у видимому діапазоні вже спостерігається спад випромінювання, в ультрафіолеті все ще триває зростання. Якщо спостерігається спалах і в інфрачервоному діапазоні, то максимум буде досягнутий тільки після того, як блиск в ультрафіолеті піде на спад. Таким чином болометричний світність під час спалаху досить довго залишається незмінною.

У нашій Галактиці можна виділити дві групи нових: нові диска (в середньому вони яскравіше і швидше), і нові балджа, які трохи повільніше і, відповідно, трохи слабше.


2.9. Наднові

Наднові зірки - зірки, які закінчують свою еволюцію в катастрофічному вибуховому процесі. Терміном "наднові" були названі зірки, які спалахували набагато (на порядки) сильніше так званих "нових зірок". Насправді, ні ті, ні інші фізично новими не є, завжди спалахують уже існуючі зірки. Але в декількох історичних випадках спалахували ті зірки, які раніше були на небі практично або повністю не видно, що і створювало ефект появи нової зірки. Тип наднової визначається по наявності в спектрі спалаху ліній водню. Якщо він є, значить наднова II типу, якщо ні - то I типу


2.10. Гіперновие

Гіперновая - колапс виключно важкої зірки після того, як у ній більше не залишилося джерел для підтримки термоядерних реакцій; іншими словами, це дуже велика наднова. З початку 1990-х років були помічені такі могутні вибухи зірок, що сила вибуху перевищувала потужність вибуху звичайної наднової приблизно в 100 разів, а енергія вибуху перевищувала 10 46 джоулів. До того ж багато хто з цих вибухів супроводжувалися дуже сильними гамма-сплесками. Інтенсивне дослідження неба знайшло кілька аргументів на користь існування гіпернових, але поки що гіперновие є гіпотетичними об'єктами. Сьогодні термін використовується для опису вибухів зірок з масою від 100 до 150 і більше мас Сонця. Гіперновие теоретично могли б створити серйозну загрозу Землі внаслідок сильної радіоактивної спалаху, але в даний час у районі Землі немає зірок, які могли б представляти таку небезпеку. За деякими даними, 440 мільйонів років тому мав місце вибух гіперновой зірки поблизу Землі. Ймовірно, короткоживучий ізотоп нікелю 56Ni потрапив на Землю в результаті цього вибуху.


2.11. LBV

Яскраві блакитні змінні (ЯГП), також відомі як змінні типу S Золотої Риби (SDOR), це дуже яскраві блакитні пульсуючі гіпергіганти, названі по зірці S Золотої Риби (S Dor) в БМО. Вони показують неправильні (іноді циклічні) зміни блиску з амплітудою від 1m до 7m. Зазвичай найяскравіші блакитні зірки галактик, в яких вони спостерігаються. Як правило, пов'язані з дифузними туманностями і оточені розширюються оболонками. Зустрічаються виключно рідко.

Яскраві блакитні змінні можуть сяяти в мільйон разів сильніше, ніж Сонце і їх маса може бути 150 сонячних, підходячи до теоретичної межі на масу зірки, що робить їх самими яскравими, гарячими і потужними зірками у Всесвіті. Зірки цього типу завжди перебувають у стані нестійкої гідростатичної рівноваги, оскільки з їх поверхні постійно спливає наймогутніший зоряний вітер, який весь час знижує їх масу. З цієї причини вони завжди оточені туманностями (див. Ета Кіля яка є найбільш близькою і найбільш вивченої ЯГП). Через їх величезної маси час життя таких зірок дуже мало: всього кілька мільйонів років.

Сучасні теорії вважають, що ЯГП це тільки стадія еволюції дуже масивних зірок, яка дозволяє їм скинути частину маси. Вони можуть еволюціонувати в зірку Вольфа - Райе, перед тим як вибухнути як наднова чи навіть як гіперновая, якщо вони не втратять досить маси


2.12. ULX

2.13. Нейтронні зірки

У зірок більш масивних, ніж Сонце, тиск вироджених електронів не може стримати стиснення ядра, і воно продовжується до тих пір, поки більшість часток не перетвориться на нейтрони, упаковані так щільно, що розмір зірки вимірюється кілометрами, а щільність в 280 трлн разів перевищує щільність води. Такий об'єкт називають нейтронної зіркою, його рівновага підтримується тиском виродженого нейтронного речовини.

2.14. Унікальні зірки

3. Зіркові системи

Зіркові системи можуть бути поодинокими і кратними: подвійними, потрійними і більшої кратності. У разі якщо в систему входить більше десяти зірочок то прийнято її називати зоряним скупченням. Подвійні ( кратні) зірки дуже поширені. За деякими оцінками більше 70% зірок в галактиці кратні [11]. Так серед 32 найближчих до Землі зірочок 12 кратних з яких 10 подвійних в тому числі і найяскравіша з візуально досліджуваних зірок Сіріус. В околицях 20 парсек від Сонячної системи з більше 3000 зірок, близько половини - подвійні зірки всіх типів [12].


3.1. Подвійні зірки

Подвійна зірка, або подвійна система - дві гравітаційно-зв'язані зірки, які звертаються по замкнутих орбітах навколо загального центру мас. C допомогою подвійних зірок існує можливість дізнатися маси зірок і побудувати різні залежності. А не знаючи залежності маса - радіус, маса - світність і маса - спектральний клас, практично нічого неможливо сказати ні про внутрішню будову зірок, ні про їх еволюції.

Але подвійні зірки не вивчалися б настільки серйозно, якби всі їх значення зводилося до інформації про масу. Незважаючи на багаторазові спроби пошуку одиночних чорних дір, всі кандидати в чорні діри знаходяться в подвійних системах. Зірки Вольфа - Райе були вивчені саме завдяки подвійним зіркам.


3.2. Тісні подвійні зірки (ТДС)

Серед подвійних зірок виділяють так звані тісні подвійні системи (ТДС): подвійні системи, в яких відбувається обмін речовиною між зірками. Відстань між зірками в тісній подвійній системі можна порівняти з розмірами самих зірок, тому в таких системах виникають більш складні ефекти, ніж просто тяжіння: приливне спотворення форми, прогрів випромінюванням яскравішого компаньйона і інші ефекти.

3.3. Зоряні скупчення

3.3.1. Кульові

3.3.2. Розсіяні

3.4. Галактики

Галактика - це велике скупчення зірок (найчастіше 10-50 КПС в діаметрі), міжзоряного газу і пилу, темної матерії.

4. Основні процеси

4.1. Залежності

Співвідношення розмірів планет Сонячної системи і деяких добре відомих зірок, включаючи VY Великого Пса :
  1. Меркурій < Марс < Венера < Земля;
  2. Земля < Нептун < Уран < Сатурн < Юпітер;
  3. Юпітер < Вольф 359 < Сонце < Сіріус;
  4. Сіріус < Поллукс < Арктур ​​< Альдебаран;
  5. Альдебаран < Ригель < Антарес < Бетельгейзе;
  6. Бетельгейзе < μ Цефея < VV Цефея A < VY Великого Пса.

Маси переважної більшості сучасних зірок лежать в межах від 0,0767 [13] мас Сонця (75 мас Юпітера) до 100-150 мас Сонця, можливо, перші зірки були ще більш масивними. Температура в надрах зірок досягає 10-12 млн До.

Бетельгейзе. фотографія зроблена з телескопа Хаббл

4.2. Відстань

Існує безліч способів визначити відстань до зірки. Але найбільш точний і основою для всіх інших методів є метод вимірювання параллаксов зірок. Першим виміряв відстань до зірки Веги російський астроном Василь Якович Струве в 1837 році. Визначення параллаксов з поверхні Землі дозволяє виміряти відстані до 100 парсек, а зі спеціальних астрометричних супутників, таких як Hipparcos, - до 1000 пк. Якщо зірка входить до складу зоряного скупчення, то ми не сильно помилимося, якщо приймемо відстань до зірки рівним відстані до скупчення. Якщо зірка належить до класу цефеїд, то відстань можна знайти із залежності період пульсації - абсолютна зоряна величина. В основному, для визначення відстані до далеких зірок використовується фотометрія [14] [15].


4.3. Маса

Достовірно визначити масу зірки можна, тільки якщо вона є компонентом подвійної зірки. У цьому випадку масу можна обчислити, використовуючи узагальнений третій закон Кеплера. Але навіть при цьому оцінка похибки становить від 20% до 60% і в значній мірі залежить від похибки визначення відстані до зірки. У всіх інших випадках доводиться визначати масу за непрямими ознаками, наприклад, залежності світимості і маси зірки [16].

У жовтні 2010 року був запропонований ще один спосіб вимірювання маси зірки: він базується на спостереженні за проходженням по диску зірки планети з супутником. Проаналізувавши отримані дані і застосувавши закони Кеплера, можна визначити масу і щільність зірки і планети, період обертання планети і її супутника, їх розміри щодо розмірів зірки і деякі інші їхні характеристики. На справжній момент (18 жовтня 2010 р.) метод поки не був використаний на практиці [17].


4.4. Хімічний склад

Незважаючи на те, що частка елементів важче гелію в хімічному складі зірок обчислюється не більше ніж кількома відсотками, вони грають важливу роль в житті зірки. Завдяки їм ядерні реакції можуть сповільнюватися або прискорюватися, а це відбивається як на яскравості зірки, так і на кольорі і на тривалості її життя. Так, чим більше Металічність масивної зірки, тим менше буде залишок під час вибуху наднової.

Спостерігач, знаючи хімічний склад зірки, може досить впевнено судити про час утворення зірки.

Хімічний склад зірок дуже сильно залежить від типу зоряного населення і почасти від маси - у масивних зірок у надрах повністю відсутні елементи важче гелію (у молодому віці цих зірок), жовті та червоні карлики порівняно багаті важкими елементами - вони допомагають запалитися зіркам при невеликій масі газопилового хмари.


4.5. Структура

4.6. Ядерні реакції

4.7. Перенесення випромінювання

4.8. Процеси гідродинамічного рівноваги

4.9. Процеси в магнітосфері

4.10. Зоряний вітер

5. Зоряна еволюція

Зірка починає своє життя як холодне розріджений хмара міжзоряного газу, стискається під дією власного тяжіння. При стисненні енергія гравітації переходить в тепло, і температура газової глобули зростає. Коли температура в ядрі досягає декількох мільйонів Кельвінів, починаються реакції нуклеосинтезу, і стиснення припиняється. У такому стані зірка перебуває більшу частину свого життя, перебуваючи на головної послідовності діаграми Герцшпрунга - Рассела, поки не закінчаться запаси палива в її ядрі. Коли в центрі зірки весь водень перетвориться на гелій, термоядерне горіння водню продовжується на периферії гелієвого ядра.

У цей період структура зірки починає помітно змінюватися. Її світність росте, зовнішні шари розширюються, а внутрішні, навпаки, стискаються. І до певного часу яскравість зірки теж знижується. Температура поверхні знижується - зірка стає червоним гігантом. На галузі гігантів зірка проводить значно менше часу, ніж на головній послідовності. Коли маса її ізотермічного гелієвого ядра стає значною, воно не витримує власної ваги і починає стискатися; зростаюча при цьому температура стимулює термоядерное перетворення гелію в більш важкі елементи.


5.1. Схема еволюції одиночних зірок

малі маси 0.08M sun * <0.5M sun
помірні маси
0.5M sun * <8M sun
масивні зірки
8M sun * <60-100M sun
0.5M sun * <3M sun
3M sun * <8M sun
8M sun * <10M sun
M *> 10M sun
горіння водню в ядрі
гелієві білі карлики
вироджені He ядро
невироджене He ядро
гелієва спалах
спокійне горіння гелію в ядрі
C, O
білий карлик
вироджені CO ядро
невироджене CO ядро
вуглецева детонація
горіння вуглецю в ядрі. CO в Fe
горіння вуглецю в ядрі: C в O, Ne, Si, Fe, Ni ...
O, Ne, Mg ...
білий карлик або нейтронна зірка
чорна діра

Схема еволюції одиночних зірок. За В. А. Батурину та І. В. Миронової


5.2. Утворення зірок

5.3. Життя на головній послідовності

5.4. Фінальний етап

5.4.1. Чорні діри

У зірок більш масивних, ніж попередники нейтронних зірок, ядра відчувають повний гравітаційний колапс. У міру стиснення такого об'єкта сила тяжіння на його поверхні зростає настільки, що ніякі частки і навіть світло не можуть її покинути, - об'єкт стає невидимим. У його околиці істотно змінюються властивості простору-часу, їх може описати тільки загальна теорія відносності. Такі об'єкти називають чорними дірами.


6. Зіркові каталоги і Позначення зірочок

Позначення зірок на карті сузір'їв неба північної півкулі - Дракона і Малої ведмедиці. Найбільш яскраві й відомі зірки мають власні імена.

В нашій галактиці більше 100 млрд зірок. На фотографіях неба, отриманих великими телескопами, видно така безліч зірок, що безглуздо навіть намагатися дати їм усім імена або хоча б порахувати їх. Близько 0,01% всіх зірок Галактики занесено в каталоги. Таким чином, переважна більшість зірок, які спостерігаються у великі телескопи, поки не позначено і не підраховано.

Найяскравіші зірки у кожного народу отримали свої імена. Багато хто з нині вживаються, наприклад, Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель та ін, мають арабське походження; культура арабів послужила мостом через інтелектуальну прірву, що відокремлює падіння Рима від епохи Відродження.

У чудово ілюстрованої Уранометріі (Uranometria, 1603) німецького астронома І. Байєра ( 1572 - 1625), де зображені сузір'я та пов'язані з їх назвами легендарні фігури, зірки були вперше позначені буквами грецького алфавіту приблизно в порядку убування їх блиску: α - найяскравіша зірка сузір'я, β - друга за блиском, і т. д. Коли не вистачало літер грецького алфавіту, Байєр використовував латинський. Повне позначення зірки складалося із згаданої букви і латинської назви сузір'я. Наприклад, Сіріус - найяскравіша зірка в сузір'ї Великого Пса (Canis Major), тому його позначають як α Canis Majoris, або скорочено α CMa; Алголь - друга за яскравістю зірка в Персея позначається як β Persei, або β Per. Байєр, однак, не завжди слідував введеному ним правилом, і в байеровскіх позначеннях є велика кількість винятків.

Джон Флемстид ( 1646 - 1719), перший Королівський астроном Англії, ввів систему позначення зірок, не пов'язану з їх блиском. У кожному сузір'ї він позначив зірки номерами в порядку збільшення їх прямого сходження, тобто в тому порядку, в якому вони перетинають меридіан. Так, Арктур ​​, він же α Волопаса (α Bootes), позначений як 16 Bootes.

Деякі незвичайні зірки іноді називають іменами астрономів, вперше описали їх унікальні властивості. Наприклад, зірка Барнарда названа на честь американського астронома Е. Барнарда ( 1857 - 1923), а зірка Каптейна - на честь нідерландського астронома Я. Каптейна ( 1851 - 1922). На сучасних картах зоряного неба зазвичай нанесені стародавні власні імена яскравих зірок і грецькі літери в системі позначень Байєра (його латинські букви використовують рідко); інші зірки позначають згідно Флемстіда. Але не завжди на картах вистачає місця для цих позначень, тому позначення інших зірок потрібно шукати в зоряних каталогах.

Для змінних зір використовується свій спосіб позначення. Такі зірки позначають у порядку їх виявлення в кожному сузір'ї. Першу позначають буквою R, другу - S, потім T і т. д. Після Z йдуть позначення RR, RS, RT і т. д. Після ZZ йдуть AA і т. д. (Букву J не використовують, щоб не було плутанини з I.) Коли всі ці комбінації виснажуються (усього їх 334), то продовжують нумерацію цифрами з літерою V (variable - змінний), починаючи з V335. Наприклад: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Також необхідно підкреслити, що ніяких офіційно присвоєних імен у зірок не існує, лише за традицією, підтримуваної астрономами, близько 300 яскравих зірок мають власні імена. У зв'язку з цим, що видаються деякими організаціями сертифікати про найменування зірок є приватною ініціативою і не визнаються Міжнародним астрономічним союзом [18] [19] [20].


7. Найвідоміші зірки

Позначення Назва Сузір'я Видима зоряна величина Відстань до Землі ( св.років) Опис
1 Sun symbol.svg Сонце Зодіакальні сузір'я -26,72 8,32 0,16 св. мін Центр Сонячної системи, в яку входить Земля
2 α Центавра З Проксіма Центавра Центавр +11,09 4,225 Найближча до Сонцю зірка
3 α Великого Пса Сіріус Великий Пес -1,43 8,58 Найяскравіша (після Сонця) зірка з візуально побачити з Землі
4 α Малої Ведмедиці Полярна зірка Мала Ведмедиця +1,97 431,4 Найважливіша навігаційна зірка, яка вказує напрям на північ
5 η Кіля - Кіль +6,21 7000-8000 Гіпергігант. Одна з найбільш великих і яскравих зірок, приблизно в 5 млн разів яскравіша Сонця.
6 α Скорпіона Антарес Скорпіон +1,06 604 Одна з найбільш яскравих і великих зірок з числа найближчих до Землі. У найбільші телескопи видно як диск, а не як точка [21]
7 HIP 87937 Зірка Барнарда Змієносець +9,53 5,963 Зірка, що володіє найвищою швидкістю власного руху
8 PSR B1919 +21 - Лисичка ? 2283,12 Перший з відкритих пульсарів ( 1967)

8. Історія дослідження зірок

Примітки

  1. К. А. Постнов, "Лекції з загальної астрофізики для Фізиків" - www.astronet.ru/db/msg/1170612/5lec/node5.html # SECTION00543000000000000000
  2. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  3. The Colour of Stars - outreach.atnf.csiro.au / education / senior / astrophysics / photometry_colour.html. Australia Telescope Outreach and Education (December 21 2004). Фотогалерея - www.webcitation.org/61BISbtHe з першоджерела 24 серпня 2011. - Explains the reason for the difference in color perception.
  4. Зірки під редакцією В.Г. Сурдіна
  5. ftp://cdsarc.u-strasbg.fr/pub/cats/B/gcvs/vartype.txt
  6. [Astro-ph/0610356] Physical Properties of Wolf-Rayet Stars - arxiv.org/abs/astro-ph/0610356
  7. Астронет> Вольфа-Райе зірки - www.astronet.ru/db/msg/1190776
  8. T Tauri Stars, Immo Appenzeller and Reinhard Mundt, 1989, Aston.Astrophys.Rev. 1, 291
  9. An empirical criterion to classify T Tauri stars and substellar analogs using low-resolution optical spectroscopy - arxiv.org/abs/astro-ph/0309284 David Barrado y Navascues, 2003
  10. http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0412333v1 - arxiv.org/pdf/astro-ph/0412333v1
  11. Астронет> Подвійні зірки (фізичні подвійні) - www.astronet.ru/db/msg/1188258
  12. Астронет> Подвійні зірки і значення їх спостережень в астрономії - www.astronet.ru/db/msg/1171338
  13. Fred C. Adams AND Gregory Laughlin A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects - arxiv.org/abs/astro-ph/9701131v1 (1996). - С. 5. (Англ.)
  14. Навколо Світу | Журнал | Сходи в нескінченність - www.vokrugsveta.ru/vs/?article_id=6157
  15. Астронет> Відстані до космічних об'єктів (методи визначення) - www.astronet.ru/db/msg/1188617
  16. Астронет> Маси небесних тіл (методи визначення) - www.astronet.ru/db/msg/1188435
  17. Придуманий новий спосіб зважувати зірки - lenta.ru/news/2010/10/18/weight /, Lenta.ru (18 жовтня 2010).
  18. Наука і життя. Шість соток на Місяці і власна зірка. № 1, 2002 рік. - www.nkj.ru/archive/articles/3810/
  19. Buying Stars and Star Names - Офіційна позиція - www.iau.org/public_press/themes/buying_star_names/ Міжнародного астрономічного союзу з приводу покупки зірок і зірочок імен (англ.)
  20. Присвоєння імен зіркам - Офіційна позиція - www.astroclub.ru / wiki / PrisvoenieImenZvezdam Міжнародного астрономічного союзу з приводу покупки зірок і зірочок імен (російський переклад)
  21. А. Остапенко. Знову на берегах "Молочної річки" - nauka.relis.ru/35/0210/35210066.htm / / Наука і життя. - 2002. - № 10. ISSN 0028-1263

Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
S2 (зірка)
Am-зірка
Q-зірка
Жовта зірка
Спалахує зірка
Зірка смерті
Преонная зірка
Технеціевая зірка
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru