Звезды и созвездия

Слайд 1

Звезда́ — 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[1]. Солнце — типичная звезда спектрального  класса G. 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, 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 

   Слайд  2. 

Формирование  звезды — процесс, которым плотные  части молекулярных облаков коллапсируют в шар плазмы, чтобы сформировать звезду. 

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемым звёздной колыбелью. Молекулярное облако же имеет  плотность около миллиона молекул  на см³. Масса такого облака превышает  массу Солнца в 100 000—10 000 000 .

По мере того, как молекулярное облако вращается вокруг какой-либо галактики, несколько факторов могут вызвать гравитационный коллапс. К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются и возбуждаются в результате столкновения. 

При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя  всё более и более мелкие сгустки. В таких формированиях газ  нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект. 

Звёзды на начальной  стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты  таких звёздообразующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образования получили название глобул Бока. 

Слайд 3. 

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. 

Слайд 4.

В каталогах и на письме класс звезд пишется в одно слово, при этом сначала идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определен пишется буквенный диапазон, к примеру O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.

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.

Красные гиганты  и сверхгиганты — это звёзды с  довольно низкой эффективной температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звездная величина таких объектов −3m—0m(I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Бе́лые ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать, как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии. 

Белые карлики  представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет 105—109 г/см³что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд главной последовательности. По численности белые карлики составляют, по разным оценкам, 3—10 % звёздного населения нашей Галактики. 

Слайд 5

Расстояние 

Существует множество  способов определить расстояние до звезды. Но наиболее точный и основой для  всех остальных методов является метод измерения параллаксов  звёзд. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в 1837 году. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников, таких как Hipparcos, — до 1000 пк. Если звезда входит в состав звёздного скопления, то мы не сильно ошибёмся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления. Если звезда принадлежит к классу цефеид, то расстояние можно найти из зависимости период пульсации — абсолютная звёздная величина. В основном, для определения расстояния до далёких звёзд используется фотометрия.

Масса 

Достоверно определить массу звезды можно, только если она  является компонентом двойной звезды. В этом случае массу можно вычислить, используя обобщённый третий закон Кеплера. Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20 % до 60 % и в значительной степени зависит от погрешности определения расстояния до звезды. Во всех прочих случаях приходится определять массу по косвенным признакам, например, зависимости светимости и массы звезды. 

В октябре 2010 года был предложен ещё один способ измерения массы звезды: он базируется на наблюдении за прохождением по диску  звезды планеты со спутником. Проанализировав  полученные данные и применив законы Кеплера, можно определить массу и плотность звезды и планеты, период вращения планеты и её спутника, их размеры относительно размеров звезды и некоторые другие их характеристики. На настоящий момент (18 октября 2010 г.) метод пока не был использован на практике. 

Слайд 6 

Девять веков  тому назад люди на Земле стали  свидетелями такой яркой смерти. Тогда придворные астрономы китайской  династии Сунь засвидетельствовали: "В  день Чи Чоу на пятом месяце первого  года правления Чи Хо к юго-востоку  от Тхьен Каун появилась звезда-гостья. По прошествии года она угасла". День Чи Чоу - это 4 июля 1054 года. Новая звезда светила настолько ярко, что ее было видно днем! Она сияла в пять раз ярче Венеры на утренней и вечерней заре. Тхьен Каун - это звезда Дзета в созвездии Тельца. Астрономы Японии также оставили записи о ее появлении. Индейцы Северной Америки в своих наскальных рисунках изобразили появление новой звезды. В их пиктограммах и петроглифах, относящихся к началу XI века, серп Луны соседствует с круглым изображением звезды. Как выяснили ученые, 4 июля 1054 года Луна действительно имела вид полумесяца, и новая звезда должна была быть видна на небосводе рядом с Луной. Новую звезду-гостью видели также на Среднем Востоке. Врач Ибн-Буттан наблюдал ее в небе в 1054 и 1055 годах. К сожалению, европейских записей об этом событии не сохранилось, хотя взрыв сверхновой должен был быть виден на территории Европы. Вероятно, тому виной религиозный догматизм. Взрывающиеся звезды называются сверхновыми. Что же произошло со сверхновой 4 июля 1054 года? Оказывается ее можно заметить на небе и сейчас. Она превратилась в Крабовидную туманность, видимую в телескоп. Газы Крабовидной туманности, как определили астрономы, движутся наружу, что подтверждает факт взрыва.  

Что привело  звезду к такой драматической смерти? Звезда умирает тогда, когда истощаются ее запасы жизненной энергии, которые дает ей термоядерный синтез 

Кроме сверхновой 1054 года, превратившейся в Крабовидную  туманность, взрыв сверхновой наблюдал Тихо Браге в 1572 году, а следующий  взрыв зафиксировал Кеплер в 1694 году. Как считают ученые, взрыв сверхновых происходит примерно раз в 50 лет. Не все сверхновые видны - их свет поглощается межзвездной пылью. В ХХ веке астрономы также наблюдали несколько взрывов сверхновых, но они произошли не в нашей галактике 

Слайд 7 

В трёхмерном пространстве звёзды, которые мы видим на небесной сфере рядом, могут быть расположены  очень далеко друг от друга. С древнейших времён люди видели некоторую систему  во взаимном расположении звёзд и  группировали их в соответствии с ней в созвездия. 

В течение истории  наблюдатели выделяли различное  число созвездий и их очертания, а происхождение некоторых древних  созвездий так и не выяснено до конца. До XIX века под созвездиями  понимались не замкнутые области  неба, а группы звёзд, которые нередко перекрывались. При этом получалось, что некоторые звезды принадлежали сразу двум созвездиям, а некоторые бедные звёздами области не относились к какому-либо созвездию. В начале XIX века между созвездиями были проведены границы, ликвидировавшие «пустоты» между созвездиями, однако их чёткого определения по-прежнему не было, и разные астрономы определяли их по-своему. 

В 1922 году в Риме решением I Генеральной ассамблеи  Международного астрономического союза  был окончательно утверждён список из 88 созвездий, на которые было поделено звёздное небо, а в 1928 году были приняты чёткие и однозначные границы между этими созвездиями 

Слайд 8. 

Названия созвездий. Каноническими являются латинские  названия созвездий; ими пользуются астрономы всех стран в своей научной практике. Но в каждой стране эти названия к тому же переводят на собственный язык. Иногда эти переводы небесспорны. Например, в русском языке нет единой традиции названия созвездия Centaurus: его переводят как Центавр или как Кентавр. С годами менялась традиция переводя таких созвездий как Cepheus (Кефей, Цефей), Coma Berenices (Волосы Вероники, Волосы Береники), Canes Venatici (Борзые Собаки, Гончие Собаки, Гончие Псы). Поэтому в книгах разных лет и разных авторов названия созвездий могут немного различаться.  

На основе латинских  наименований созвездий для них  были приняты и сокращенные трехбуквенные  обозначения: Lyr для Lyra, UMa для Ursa Major, и  т.п. (табл. 1). Обычно их используют при  указании звезд в этих созвездиях: например, звезда Вега, ярчайшая в созвездии Лиры, обозначается как a Lyrae (родительный падеж от Lyra), или кратко – a Lyr. Сириус – a CMa, Алголь – b Per, Алькор – 80 UMa, и т.д. Кроме того, были приняты и четырехбуквенные обозначения созвездий, но они практически не используются.  

Кроме официально утвержденных, в каждой стране существуют и свои собственные, народные названия созвездий. Обычно это даже не созвездия, а астеризмы – выразительные  группы ярких звезд. Например, на Руси семь ярких звезд в созвездии Большой Медведицы называли Ковш, Телега, Лось, Коромысло, и т.д. В созвездии Ориона выделялись Пояс и Меч под названиями Три Царя, Аршинчик, Кичиги, Грабли. Звездное скопление Плеяды, не выделенное астрономами в отдельное созвездие, тем не менее у многих народов имело собственное имя; на Руси его зовут Стожары, Решето, Улей, Лапоть, Гнездо (Утиное гнездо) и т.п.  

Имена и обозначения  звезд. В нашей Галактике более 100 млрд. звезд. Около 0,004% из них занесено в каталоги, а остальные безымянны  и даже несчитаны. Однако у всех ярких звезд и даже у многих слабых кроме научного обозначения есть и собственное имя; эти имена они получили еще в древности. Многие из ныне употребляющихся имен звезд, например, Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель и др., имеют арабское происхождение. Сейчас астрономам известно около трех сотен исторических имен звезд. Часто это названия частей тела тех фигур, которые дали название всему созвездию: Бетельгейзе (в созвездии Орион) – «плечо гиганта», Денебола (в созвездии Лев) – «хвост льва», и т.д.  

В таблице 3 указаны  имена, обозначения и блеск (в  звездных величинах визуального  диапазона) для некоторых популярных звезд. В основном это ярчайшие звезды; а группа слабых звезд в созвездии  Тельца: Альциона, Астеропа, Атлас, Майя, Меропа, Плейона, Тайгета и Электра – это знаменитые Плеяды.  

Начав в конце XVI в. детальное изучение неба, астрономы  столкнулись с необходимостью иметь  обозначения для всех без исключения звезд, видимых невооруженным глазом, а позже – в телескоп. В прекрасно  иллюстрированной Уранометрии Иоганна Байера, где изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры, звезды впервые были обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска

Древние люди делили небо на воображаемые фигуры, например Большая Медведица (Ursa Major), Лебедь (Cygnus), Персей (Perseus) и Андромеда (Andromeda). Каждая фигура соответствовала некоторой конфигурации звезд. Хотя, честно говоря, большинству людей Андромеда совсем не напоминает силуэт прикованной девушки или что-либо другое в этом роде (рис. 1.2). 

Сегодня небо делят  на 88 созвездий, в которые входят все видимые звезды. Международный  астрономический союз (International Astronomical Union), высший руководящий орган в  астрономии, определяет границы созвездий, чтобы существовало четкое разделение, к какому созвездию относится каждая звезда. Раньше карты неба рисовали разные астрономы, которые не придерживались единых стандартов. Но так быть не должно. Когда вы читаете, что туманность Тарантул (Tarantula) находится в созвездии Золотая Рыба (Dorado), то знаете, что искать ее надо в созвездии Золотая Рыба, расположенном в Южном полушарии.