Eigenschaften der bemerkenswertesten Sterne. Star-Konzept

Seit jeher versucht der Mensch, den Objekten und Phänomenen, die ihn umgeben, Namen zu geben. Dies gilt auch für Himmelskörper. Zunächst erhielten die hellsten, deutlich sichtbaren Sterne Namen, im Laufe der Zeit erhielten weitere Namen.

Einige Sterne werden nach der Position benannt, die sie im Sternbild einnehmen. Beispielsweise befindet sich der Stern Deneb (das Wort bedeutet „Schwanz“) im Sternbild Schwan tatsächlich in diesem Körperteil eines imaginären Schwans. Noch ein Beispiel. Der Stern Omikron, besser bekannt als Mira, was aus dem Lateinischen „erstaunlich“ bedeutet, befindet sich im Sternbild Wal. Mira hat die Fähigkeit, seine Helligkeit zu ändern. Für längere Zeiträume verschwindet es vollständig aus dem Blickfeld, d. h. Beobachtungen mit bloßem Auge. Der Name des Sterns erklärt sich aus seiner Besonderheit. Grundsätzlich erhielten Sterne in der Antike Namen, daher ist es nicht verwunderlich, dass die meisten Namen lateinische, griechische und später arabische Wurzeln haben.

Die Entdeckung von Sternen, deren scheinbare Helligkeit sich im Laufe der Zeit ändert, führte zu besonderen Bezeichnungen. Sie werden mit lateinischen Großbuchstaben bezeichnet, gefolgt vom Namen des Sternbildes im Genitiv. Aber der erste veränderliche Stern, der in einer bestimmten Konstellation entdeckt wird, wird nicht mit dem Buchstaben A bezeichnet. Der Countdown beginnt mit dem Buchstaben R. Der nächste Stern wird mit dem Buchstaben S bezeichnet und so weiter. Wenn alle Buchstaben des Alphabets erschöpft sind, beginnt ein neuer Kreis, d. h. nach Z wird wieder A verwendet. In diesem Fall können Buchstaben verdoppelt werden, zum Beispiel „RR“. „R Löwe“ bedeutet, dass es sich um den ersten veränderlichen Stern handelt, der im Sternbild Löwe entdeckt wurde.

WIE EIN STERN GEBOREN IST.

Sterne entstehen, wenn eine Wolke aus interstellarem Gas und Staub durch ihre eigene Schwerkraft komprimiert und verdichtet wird. Es wird angenommen, dass dieser Prozess zur Entstehung von Sternen führt. Mit optischen Teleskopen können Astronomen diese Zonen erkennen; sie sehen aus wie dunkle Flecken vor einem hellen Hintergrund. Sie werden „riesige Molekülwolkenkomplexe“ genannt, weil Wasserstoff in molekularer Form vorliegt. Diese Komplexe oder Systeme sind zusammen mit Kugelsternhaufen die größten Strukturen in der Galaxie und erreichen manchmal einen Durchmesser von 1.300 Lichtjahren.

Jüngere Sterne, „Sternpopulation I“ genannt, entstanden aus den Überresten der Ausbrüche älterer Sterne, sie werden „Sternpopulation II“ genannt. Eine explosive Fackel verursacht eine Stoßwelle, die den nächstgelegenen Nebel erreicht und dessen Kompression hervorruft.

Bockkügelchen .

Ein Teil des Nebels ist also komprimiert. Gleichzeitig mit diesem Prozess beginnt die Bildung dichter dunkler runder Gas- und Staubwolken. Sie werden „Bockkügelchen“ genannt. Bok, ein amerikanischer Astronom niederländischer Herkunft (1906-1983), war der erste, der Kügelchen beschrieb. Die Masse der Kügelchen beträgt etwa das 200-fache der Masse unserer Sonne.

Während die Bok-Kugel weiter kondensiert, nimmt ihre Masse zu und zieht aufgrund der Schwerkraft Materie aus benachbarten Regionen an. Dadurch, dass der innere Teil der Kügelchen schneller kondensiert als der äußere Teil, beginnt sich die Kügelchen zu erwärmen und zu rotieren. Nach mehreren hunderttausend Jahren, in denen es zu einer Kompression kommt, entsteht ein Protostern.

Entwicklung eines Protosterns.

Durch die Massenzunahme wird immer mehr Materie ins Zentrum des Protosterns gezogen. Die aus dem darin komprimierten Gas freigesetzte Energie wird in Wärme umgewandelt. Druck, Dichte und Temperatur des Protosterns nehmen zu. Durch den Temperaturanstieg beginnt der Stern dunkelrot zu leuchten.

Der Protostern ist sehr groß und obwohl die Wärmeenergie über seine gesamte Oberfläche verteilt ist, bleibt er dennoch relativ kalt. Im Kern steigt die Temperatur und erreicht mehrere Millionen Grad Celsius. Die Rotation und die runde Form des Protosterns verändern sich etwas, er wird flacher. Dieser Prozess dauert Millionen von Jahren.

Junge Sterne sind schwer zu erkennen, da sie noch von einer dunklen Staubwolke umgeben sind, wodurch die Helligkeit des Sterns praktisch unsichtbar ist. Sie können aber mit speziellen Infrarot-Teleskopen beobachtet werden. Der heiße Kern eines Protosterns ist von einer rotierenden Materiescheibe mit starker Gravitationskraft umgeben. Der Kern wird so heiß, dass er anfängt, Materie aus den beiden Polen herauszuschleudern, wo der Widerstand minimal ist. Wenn diese Emissionen mit dem interstellaren Medium kollidieren, verlangsamen sie sich und verteilen sich auf beiden Seiten, wodurch eine tropfenförmige oder gewölbte Struktur entsteht, die als Herbic-Haro-Objekt bekannt ist.

Stern oder Planet?

Die Temperatur eines Protosterns erreicht mehrere tausend Grad. Die weitere Entwicklung hängt von den Dimensionen dieses Himmelskörpers ab; Wenn die Masse klein ist und weniger als 10 % der Sonnenmasse beträgt, bedeutet dies, dass keine Bedingungen für das Auftreten von Kernreaktionen vorliegen. Ein solcher Protostern wird sich nicht in einen echten Stern verwandeln können.

Wissenschaftler haben berechnet, dass die Mindestmasse eines kontrahierenden Himmelskörpers mindestens 0,08 der Masse unserer Sonne betragen muss, damit er sich in einen Stern verwandelt. Eine gashaltige Wolke kleinerer Größe, die kondensiert, kühlt allmählich ab und verwandelt sich in ein Übergangsobjekt, etwas zwischen einem Stern und einem Planeten, dem sogenannten „Braunen Zwerg“.

Der Planet Jupiter ist ein Himmelsobjekt, das zu klein ist, um ein Stern zu werden. Wenn es größer wäre, würden möglicherweise in seinen Tiefen Kernreaktionen beginnen, und es würde zusammen mit der Sonne zur Entstehung eines Systems von Doppelsternen beitragen.

Kernreaktionen.

Wenn die Masse eines Protosterns groß ist, kondensiert er unter dem Einfluss seiner eigenen Schwerkraft weiter. Der Druck und die Temperatur im Kern steigen, die Temperatur erreicht allmählich 10 Millionen Grad. Dies reicht aus, um Wasserstoff- und Heliumatome zu verbinden.

Als nächstes wird der „Kernreaktor“ des Protosterns aktiviert und dieser verwandelt sich in einen gewöhnlichen Stern. Dann wird ein starker Wind freigesetzt, der die umgebende Staubhülle aufwirbelt. Man kann dann sehen, wie Licht von dem resultierenden Stern ausgeht. Dieses Stadium wird „T-Taurus-Phase“ genannt und kann 30 Millionen Jahre dauern. Die Bildung von Planeten ist aus den Überresten von Gas und Staub, die den Stern umgeben, möglich.

Die Geburt eines neuen Sterns kann eine Schockwelle auslösen. Sobald er den Nebel erreicht, kommt es zur Kondensation neuer Materie, und der Sternentstehungsprozess wird durch Gas- und Staubwolken fortgesetzt. Kleine Sterne sind schwach und kalt, während große Sterne heiß und hell sind. Die meiste Zeit seines Bestehens balanciert der Stern im Gleichgewichtsstadium.

EIGENSCHAFTEN VON STERNEN.

Wenn Sie den Himmel sogar mit bloßem Auge betrachten, können Sie ein Merkmal der Sterne wie die Helligkeit sofort erkennen. Manche Sterne sind sehr hell, andere schwächer. Ohne spezielle Instrumente können bei idealen Sichtbedingungen etwa 6.000 Sterne gesehen werden. Dank eines Fernglases oder eines Teleskops können wir Millionen von Sternen in der Milchstraße und in äußeren Galaxien bewundern.

Ptolemäus und der Almagest.

Der erste Versuch, einen Katalog von Sternen auf der Grundlage des Prinzips ihrer Leuchtkraft zu erstellen, wurde im 2. Jahrhundert v. Chr. vom hellenischen Astronomen Hipparchos von Nicäa unternommen. Zu seinen zahlreichen Werken gehörte der Sternenkatalog, der eine Beschreibung von 850 nach Koordinaten und Leuchtkraft geordneten Sternen enthielt. Die von Hipparchos gesammelten Daten, der außerdem das Phänomen der Präzession entdeckte, wurden dank Claudius Ptolemäus aus Alexandria im 2. Jahrhundert ausgearbeitet und weiterentwickelt. ANZEIGE Er schuf das grundlegende Werk „Almagest“ in dreizehn Büchern. Ptolemaios sammelte das gesamte astronomische Wissen der damaligen Zeit, klassifizierte es und präsentierte es in einer zugänglichen und verständlichen Form. Der Almagest enthielt auch den Sternenkatalog. Es basierte auf Beobachtungen, die Hipparchos vor vier Jahrhunderten machte. Aber der Sternenkatalog des Ptolemäus enthielt etwa tausend weitere Sterne.

Der Katalog des Ptolemäus wurde ein Jahrtausend lang fast überall verwendet. Er teilte Sterne nach dem Grad ihrer Leuchtkraft in sechs Klassen ein: Die hellsten wurden der ersten Klasse zugeordnet, die weniger hellen der zweiten und so weiter.

Zur sechsten Klasse gehören Sterne, die mit bloßem Auge kaum sichtbar sind. Der Begriff „Leuchtkraft von Himmelskörpern“ wird auch heute noch verwendet, um das Maß für die Leuchtkraft von Himmelskörpern zu bestimmen, nicht nur von Sternen, sondern auch von Nebeln, Galaxien und anderen Himmelsphänomenen.

Größe in der modernen Wissenschaft.

Mitte des 19. Jahrhunderts. Der englische Astronom Norman Pogson verbesserte die Methode zur Klassifizierung von Sternen auf der Grundlage des Prinzips der Leuchtkraft, das seit der Zeit von Hipparchos und Ptolemäus existierte. Pogson berücksichtigte, dass der Unterschied in der Leuchtkraft zwischen den beiden Klassen 2,5 beträgt. Pogson führte eine neue Skala ein, nach der der Unterschied zwischen Sternen der ersten und sechsten Klasse 100 AE beträgt. Das heißt, das Helligkeitsverhältnis von Sternen der ersten Größe beträgt 100. Dieses Verhältnis entspricht einem Intervall von 5 Größen.

Relative und absolute Größe.

Die mit speziellen Instrumenten in einem Teleskop gemessene Helligkeit gibt an, wie viel Licht von einem Stern einen Beobachter auf der Erde erreicht. Licht legt die Distanz vom Stern zu uns zurück, und je weiter der Stern entfernt ist, desto schwächer erscheint er dementsprechend. Das heißt, bei der Bestimmung der Sterngröße muss die Entfernung zum Stern berücksichtigt werden. In diesem Fall sprechen wir von relativer Größe. Es kommt auf die Entfernung an.

Es gibt sehr helle und sehr schwache Sterne. Um die Helligkeit von Sternen unabhängig von ihrer Entfernung von der Erde vergleichen zu können, wurde das Konzept der „absoluten Sterngröße“ eingeführt. Sie charakterisiert die Helligkeit eines Sterns in einer bestimmten Entfernung von 10 Parsec (10 Parsec = 3,26 Lichtjahre). Um die absolute Helligkeit zu bestimmen, muss man die Entfernung zum Stern kennen.

Die Farbe der Sterne.

Das nächste wichtige Merkmal eines Sterns ist seine Farbe. Selbst wenn man die Sterne mit bloßem Auge betrachtet, kann man erkennen, dass sie nicht alle gleich sind.

Es gibt blaue, gelbe, orangefarbene und rote Sterne, nicht nur weiße. Die Farbe von Sternen verrät den Astronomen viel, vor allem hängt sie von der Temperatur der Sternoberfläche ab. Rote Sterne sind die kältesten, ihre Temperatur beträgt etwa 2000–3000 °C. Gelbe Sterne haben wie unsere Sonne eine durchschnittliche Temperatur von 5000–6000 °C. Am heißesten sind weiße und blaue Sterne, ihre Temperatur beträgt 50000–60000 °C und höher .

Geheimnisvolle Zeilen.

Wenn wir Sternenlicht durch ein Prisma schicken, erhalten wir ein sogenanntes Spektrum; es wird von Linien geschnitten. Diese Linien sind eine Art „Identifikationskarte“ des Sterns, da Astronomen damit die chemische Zusammensetzung der Oberflächenschichten von Sternen bestimmen können. Die Linien gehören zu verschiedenen chemischen Elementen.

Durch den Vergleich der Linien im Sternspektrum mit im Labor erstellten Linien kann festgestellt werden, welche chemischen Elemente in der Zusammensetzung von Sternen enthalten sind. In den Spektren sind die Hauptlinien Wasserstoff und Helium; es sind diese Elemente, die den Hauptteil des Sterns ausmachen. Es gibt aber auch Elemente der Metallgruppe – Eisen, Kalzium, Natrium usw. Im hellen Sonnenspektrum sind Linien fast aller chemischen Elemente sichtbar.

HERZSPRUNG-RUSSELL-DIAGRAMM.

Unter den Parametern, die einen Stern charakterisieren, sind zwei die wichtigsten: Temperatur und absolute Helligkeit. Temperaturindikatoren hängen eng mit der Farbe des Sterns zusammen und die absolute Helligkeit hängt eng mit der Spektralklasse zusammen. Damit ist die Klassifizierung von Sternen nach der Intensität der Linien in ihren Spektren gemeint. Gemäß der derzeit verwendeten Klassifikation werden Sterne anhand ihrer Spektren in sieben Hauptspektralklassen eingeteilt. Sie werden mit den lateinischen Buchstaben O, B, A, F, G, K, M bezeichnet. In dieser Reihenfolge sinkt die Temperatur von Sternen von mehreren Zehntausend Grad der Klasse O auf 2000-3000 Grad des Typs M Sterne.

Absolute Größe, d.h. Ein Maß für die Helligkeit, das die von einem Stern abgegebene Energiemenge angibt. Sie kann theoretisch berechnet werden, wenn man die Entfernung des Sterns kennt.

Hervorragende Idee.

Die Idee, die beiden Hauptparameter eines Sterns miteinander zu verbinden, kam 1913 zwei Wissenschaftlern, die unabhängig voneinander arbeiteten.

Die Rede ist vom niederländischen Astronomen Einar Hertzsprung und dem amerikanischen Astrophysiker Henry Norris Russell. Wissenschaftler arbeiteten in einer Entfernung von Tausenden Kilometern voneinander. Sie erstellten ein Diagramm, das die beiden Hauptparameter miteinander verknüpfte. Die horizontale Achse gibt die Temperatur wieder, die vertikale Achse die absolute Größe. Das Ergebnis war ein Diagramm, das mit den Namen zweier Astronomen versehen war – das Hertzsprung-Russell-Diagramm, oder einfacher gesagt, das H-R-Diagramm.

Der Stern ist das Kriterium.

Sehen wir uns an, wie das G-R-Diagramm erstellt wird. Zunächst müssen Sie einen Kriteriumsstern auswählen. Hierzu eignet sich ein Stern, dessen Entfernung bekannt ist, oder ein anderer mit bereits berechneter absoluter Helligkeit.

Es ist zu bedenken, dass sich die Lichtstärke jeder Quelle, sei es eine Kerze, eine Glühbirne oder ein Stern, je nach Entfernung ändert. Dies lässt sich mathematisch wie folgt ausdrücken: Die Leuchtkraftintensität „I“ in einem bestimmten Abstand „d“ von der Quelle ist umgekehrt proportional zu „d2“. In der Praxis bedeutet dies, dass bei einer Verdoppelung des Abstands die Leuchtkraft um das Vierfache abnimmt.

Anschließend sollte die Temperatur der ausgewählten Sterne bestimmt werden. Dazu müssen Sie deren Spektralklasse und Farbe identifizieren und anschließend die Temperatur bestimmen. Derzeit wird anstelle des Spektraltyps ein anderer gleichwertiger Indikator verwendet – der „Farbindex“.

Diese beiden Parameter sind auf derselben Ebene aufgetragen, wobei auf der Abszisse die Temperatur von links nach rechts abnimmt. Auf der Ordinate ist die absolute Leuchtkraft fixiert, von unten nach oben ist ein Anstieg zu verzeichnen.

Hauptfolge.

In einem H-R-Diagramm liegen Sterne entlang einer diagonalen Linie, die von unten nach oben und von links nach rechts verläuft. Dieser Streifen wird als Hauptsequenz bezeichnet. Die Sterne, aus denen es besteht, werden Hauptreihensterne genannt. Die Sonne gehört zu dieser Gruppe. Dabei handelt es sich um eine Gruppe gelber Sterne mit einer Oberflächentemperatur von etwa 5600 Grad. Hauptreihensterne befinden sich in der „ruhigsten Phase“ ihrer Existenz. In der Tiefe ihrer Kerne vermischen sich Wasserstoffatome und es entsteht Helium. Die Hauptreihenphase macht 90 % der Lebensdauer eines Sterns aus. Von 100 Sternen befinden sich 90 in dieser Phase, obwohl sie je nach Temperatur und Leuchtkraft an unterschiedlichen Positionen verteilt sind.

Die Hauptreihe ist eine „schmale Region“, was darauf hindeutet, dass Sterne Schwierigkeiten haben, das Gleichgewicht zwischen der Schwerkraft, die nach innen zieht, und der durch Kernreaktionen erzeugten Kraft, die nach außerhalb der Zone zieht, aufrechtzuerhalten. Ein Stern wie die Sonne mit einer Größe von 5600 Grad muss eine absolute Helligkeit von etwa +4,7 haben, um das Gleichgewicht aufrechtzuerhalten. Dies ergibt sich aus dem G-R-Diagramm.

Rote Riesen und Weiße Zwerge.

Rote Riesen befinden sich in der oberen rechten Zone, an der Außenseite der Hauptsequenz. Ein charakteristisches Merkmal dieser Sterne ist ihre sehr niedrige Temperatur (ca. 3000 Grad), gleichzeitig sind sie aber heller als Sterne gleicher Temperatur, die sich in der Hauptreihe befinden.

Natürlich stellt sich die Frage: Wenn die von einem Stern emittierte Energie von der Temperatur abhängt, warum haben Sterne mit gleicher Temperatur dann unterschiedliche Leuchtkraftgrade? Die Erklärung sollte in der Größe der Sterne gesucht werden. Rote Riesen sind heller, weil ihre emittierende Oberfläche viel größer ist als die von Hauptreihensternen.

Es ist kein Zufall, dass dieser Sterntyp „Riesen“ genannt wird. Tatsächlich kann ihr Durchmesser den Durchmesser der Sonne um das 200-fache überschreiten, diese Sterne können eine Fläche von 300 Millionen km einnehmen, was der doppelten Entfernung von der Erde zur Sonne entspricht! Anhand der Aussage über den Einfluss der Größe eines Sterns werden wir versuchen, einige Aspekte der Existenz anderer Sterne – Weißer Zwerge – zu erklären. Sie befinden sich unten links im H-R-Diagramm.

Weiße Zwerge sind sehr heiße, aber sehr dunkle Sterne. Bei der gleichen Temperatur wie die großen und heißen blau-weißen Sterne der Hauptreihe sind Weiße Zwerge viel kleiner. Dies sind sehr dichte und kompakte Sterne, sie sind 100-mal kleiner als die Sonne, ihr Durchmesser entspricht ungefähr dem der Erde. Ein eindrucksvolles Beispiel für die hohe Dichte von Weißen Zwergen ist, dass ein Kubikzentimeter der Materie, aus der sie bestehen, etwa eine Tonne wiegen muss!

Kugelsternhaufen.

Bei der Erstellung von HR-Diagrammen von Kugelsternhaufen, die hauptsächlich alte Sterne enthalten, ist es sehr schwierig, die Hauptreihe zu bestimmen. Seine Spuren werden hauptsächlich in der unteren Zone aufgezeichnet, wo sich kühlere Sterne konzentrieren. Dies liegt daran, dass heiße und helle Sterne die stabile Phase ihrer Existenz bereits überschritten haben und sich nach rechts bewegen, in die Zone der Roten Riesen, und wenn sie diese passiert haben, dann in die Zone der Weißen Zwerge. Wenn Menschen in der Lage wären, alle Entwicklungsstadien eines Sterns im Laufe seines Lebens zu verfolgen, könnten sie sehen, wie er seine Eigenschaften verändert.

Wenn beispielsweise der Wasserstoff im Kern eines Sterns nicht mehr brennt, sinkt die Temperatur in der äußeren Schicht des Sterns und die Schicht selbst dehnt sich aus. Der Stern verlässt die Hauptsequenzphase und bewegt sich zur rechten Seite des Diagramms. Dies gilt vor allem für Sterne, die eine große Masse haben und sich am hellsten entwickeln.

Mit der Zeit verlassen Sterne die Hauptreihe. Das Diagramm zeichnet einen „Wendepunkt“ auf, dank dessen es möglich ist, das Alter der Sterne in Clustern recht genau zu berechnen. Je höher der „Wendepunkt“ im Diagramm liegt, desto jünger ist der Sternhaufen, und je tiefer er im Diagramm liegt, desto älter ist der Sternhaufen.

Die Bedeutung des Diagramms.

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ist eine große Hilfe bei der Untersuchung der Entwicklung von Sternen während ihrer gesamten Existenz. Während dieser Zeit durchlaufen die Sterne Veränderungen und Transformationen, die in manchen Perioden sehr tiefgreifend sind. Wir wissen bereits, dass sich Sterne nicht in ihren eigenen Eigenschaften unterscheiden, sondern in der Art der Phasen, in denen sie sich zu der einen oder anderen Zeit befinden.

Mit diesem Diagramm können Sie die Entfernung zu den Sternen berechnen. Sie können jeden in der Hauptsequenz befindlichen Stern mit einer bereits ermittelten Temperatur auswählen und seinen Fortschritt im Diagramm verfolgen.

ENTFERNUNG ZU DEN STERNEN.

Wenn wir mit bloßem Auge in den Himmel schauen, erscheinen uns Sterne, selbst die hellsten, als glänzende Punkte, die sich in der gleichen Entfernung von uns befinden. Wie ein Teppich breitet sich das Himmelsgewölbe über uns aus. Es ist kein Zufall, dass die Positionen der Sterne nur in zwei Koordinaten (Rektaszension und Deklination) und nicht in drei ausgedrückt werden, als ob sie sich auf der Oberfläche und nicht im dreidimensionalen Raum befänden. Mit Hilfe von Teleskopen können wir nicht alle Informationen über die Sterne erhalten; aus Fotos des Hubble-Weltraumteleskops können wir beispielsweise nicht genau bestimmen, in welcher Entfernung sich die Sterne befinden.

Tiefe des Raumes.

Die Menschen haben erst vor relativ kurzer Zeit erfahren, dass das Universum auch eine dritte Dimension hat – die Tiefe. Erst zu Beginn des 19. Jahrhunderts konnten Wissenschaftler dank der Verbesserung der astronomischen Ausrüstung und Instrumente die Entfernung zu einigen Sternen messen. Der erste war der Stern 61 Cygni. Astronom F.V. Bessel stellte fest, dass die Entfernung 10 Lichtjahre betrug. Bessel war einer der ersten Astronomen, der die „Jahresparallaxe“ maß. Bisher war die Methode der „Jahresparallaxe“ die Grundlage für die Entfernungsmessung zu Sternen. Dies ist eine rein geometrische Methode – messen Sie einfach den Winkel und berechnen Sie das Ergebnis.

Doch die Einfachheit der Methode entspricht nicht immer der Wirksamkeit. Aufgrund der großen Entfernung der Sterne sind die Winkel sehr klein. Sie können mit Teleskopen gemessen werden. Der Parallaxenwinkel des Sterns Proxima Centauri, dem nächsten Stern des Dreifachsystems Alpha Centauri, ist klein (genaue Version 0,76), aber aus diesem Winkel kann man eine Hundert-Lire-Münze in einer Entfernung von zehn Kilometern sehen. Je weiter der Abstand, desto kleiner wird natürlich der Winkel.

Unvermeidliche Ungenauigkeiten.

Fehler bei der Bestimmung der Parallaxe sind durchaus möglich und ihre Zahl nimmt mit zunehmender Entfernung des Objekts zu. Obwohl es mit Hilfe moderner Teleskope möglich ist, Winkel mit einer Genauigkeit von einem Tausendstel zu messen, wird es immer noch Fehler geben: Bei einer Entfernung von 30 Lichtjahren betragen sie etwa 7 %, also 150 Lichtjahre. Jahre - 35 % und 350 St. Jahre – bis zu 70 %. Große Ungenauigkeiten machen Messungen natürlich unbrauchbar. Mit der „Parallaxenmethode“ gelingt es, die Entfernungen zu mehreren tausend Sternen zu bestimmen, die sich in einem Gebiet von etwa 100 Lichtjahren befinden. Aber in unserer Galaxie gibt es mehr als 100 Milliarden Sterne, deren Durchmesser 100.000 Lichtjahre beträgt!

Es gibt verschiedene Variationen der jährlichen Parallaxenmethode, beispielsweise die säkulare Parallaxe. Die Methode berücksichtigt die Bewegung der Sonne und des gesamten Sonnensystems in Richtung des Sternbildes Herkules mit einer Geschwindigkeit von 20 km/s. Mit dieser Bewegung haben Wissenschaftler die Möglichkeit, die nötige Datenbasis zu sammeln, um eine erfolgreiche Parallaxenberechnung durchzuführen. In zehn Jahren wurden 40-mal mehr Informationen gewonnen als zuvor.

Anschließend wird mithilfe trigonometrischer Berechnungen die Entfernung zu einem bestimmten Stern bestimmt.

Entfernung zu Sternhaufen.

Es ist einfacher, die Entfernung zu Sternhaufen zu berechnen, insbesondere zu offenen. Die Sterne liegen relativ nahe beieinander, daher können Sie durch die Berechnung der Entfernung zu einem Stern die Entfernung zum gesamten Sternhaufen bestimmen.

Darüber hinaus können in diesem Fall statistische Methoden eingesetzt werden, um die Anzahl der Ungenauigkeiten zu reduzieren. Beispielsweise wird die Methode der „Konvergenzpunkte“ häufig von Astronomen verwendet. Es basiert auf der Tatsache, dass bei der Langzeitbeobachtung von Sternen in einem offenen Sternhaufen diejenigen identifiziert werden, die sich auf einen gemeinsamen Punkt zubewegen, der als Konvergenzpunkt bezeichnet wird. Durch die Messung der Winkel und Radialgeschwindigkeiten (also der Geschwindigkeit der Annäherung und Entfernung von der Erde) können Sie die Entfernung zum Sternhaufen bestimmen. Bei Verwendung dieser Methode besteht bei einer Entfernung von 1500 Lichtjahren eine mögliche Ungenauigkeit von 15 %. Es wird auch in Entfernungen von 15.000 Lichtjahren eingesetzt, was für Himmelskörper in unserer Galaxie durchaus geeignet ist.

Hauptsächlich Reihenfolge Passend zu – Festlegung der Hauptsequenz.

Um die Entfernung zu entfernten Sternhaufen, beispielsweise zu den Plejaden, zu bestimmen, können Sie wie folgt vorgehen: Erstellen Sie ein G-R-Diagramm, notieren Sie auf der vertikalen Achse die scheinbare Sternhelligkeit (und nicht die absolute Helligkeit, da diese von der Entfernung abhängt). was von der Temperatur abhängt.

Dann sollten Sie das resultierende Bild mit dem G-R-Iad-Diagramm vergleichen; es weist viele Gemeinsamkeiten in Bezug auf Hauptsequenzen auf. Durch möglichst genaue Kombination der beiden Diagramme ist es möglich, die Hauptreihe des Sternhaufens zu bestimmen, dessen Entfernung gemessen werden muss.

Dann sollte die Gleichung verwendet werden:

m-M=5log(d)-5, wobei

m – scheinbare Helligkeit;

M – absolute Größe;

d – Entfernung.

Im Englischen heißt diese Methode „Main Sequence Fitting“. Es kann für offene Sternhaufen wie NGC 2362, Alpha Persei, III Cephei, NGC 6611 verwendet werden. Astronomen haben versucht, die Entfernung zum berühmten doppelten offenen Sternhaufen im Sternbild Perseus („h“ und „chi“) zu bestimmen. wo sich viele Sterne befinden -Überriesen. Doch die Daten erwiesen sich als widersprüchlich. Mit der „Main Sequence Fitting“-Methode lassen sich Entfernungen bis zu 20.000-25.000 Lichtjahren bestimmen, das ist ein Fünftel unserer Galaxie.

Lichtintensität und Entfernung.

Je weiter ein Himmelskörper entfernt ist, desto schwächer erscheint sein Licht. Diese Position steht im Einklang mit dem optischen Gesetz, nach dem die Lichtintensität „I“ umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung „d“ ist.

Wenn sich beispielsweise eine Galaxie in einer Entfernung von 10 Millionen Lichtjahren befindet, hat eine andere Galaxie, die 20 Millionen Lichtjahre entfernt ist, eine viermal geringere Helligkeit als die erste. Das heißt, aus mathematischer Sicht ist die Beziehung zwischen den beiden Größen „I“ und „d“ präzise und messbar. In der Sprache der Astrophysik ist die Lichtintensität die absolute Größe der Sterngröße M eines Himmelsobjekts, dessen Entfernung gemessen werden soll.

Unter Verwendung der Gleichung m-M=5log(d)-5 (sie spiegelt das Gesetz der Helligkeitsänderung wider) und im Wissen, dass m immer mit einem Photometer bestimmt werden kann und M bekannt ist, wird der Abstand „d“ gemessen. Wenn man also die absolute Größe kennt, ist es nicht schwierig, die Entfernung mithilfe von Berechnungen zu bestimmen.

Interstellare Absorption.

Eines der Hauptprobleme bei Entfernungsmessmethoden ist das Problem der Lichtabsorption. Auf seinem Weg zur Erde legt Licht weite Strecken zurück und durchdringt dabei interstellaren Staub und Gas. Dementsprechend wird ein Teil des Lichts absorbiert und hat, wenn es die auf der Erde installierten Teleskope erreicht, bereits eine nicht ursprüngliche Stärke. Wissenschaftler nennen dies „Aussterben“, die Schwächung des Lichts. Es ist sehr wichtig, das Ausmaß der Extinktion zu berechnen, wenn verschiedene Methoden wie Candela verwendet werden. In diesem Fall müssen die genauen absoluten Größen bekannt sein.

Es ist nicht schwer, das Aussterben unserer Galaxie zu bestimmen – berücksichtigen Sie einfach den Staub und das Gas der Milchstraße. Es ist schwieriger, die Lichtauslöschung eines Objekts in einer anderen Galaxie zu bestimmen. Zum Aussterben entlang des Weges in unserer Galaxie müssen wir auch einen Teil des absorbierten Lichts von einer anderen hinzufügen.

ENTWICKLUNG DER STERNE.

Das Innenleben eines Sterns wird durch den Einfluss zweier Kräfte reguliert: der Schwerkraft, die dem Stern entgegenwirkt und ihn hält, und der Kraft, die bei Kernreaktionen im Kern freigesetzt wird. Im Gegenteil, es tendiert dazu, den Stern in den fernen Weltraum zu „schieben“. Während der Entstehungsphase wird ein dichter und komprimierter Stern stark von der Schwerkraft beeinflusst. Dadurch kommt es zu einer starken Erwärmung, die Temperatur erreicht 10-20 Millionen Grad. Dies reicht aus, um Kernreaktionen auszulösen, bei denen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird.

Dann gleichen sich die beiden Kräfte über einen längeren Zeitraum aus, der Stern befindet sich in einem stabilen Zustand. Wenn der Kernbrennstoff im Kern allmählich zur Neige geht, tritt der Stern in eine Instabilitätsphase ein, in der sich zwei Kräfte gegenüberstehen. Für einen Stern kommt ein kritischer Moment; eine Vielzahl von Faktoren spielen eine Rolle – Temperatur, Dichte, chemische Zusammensetzung. An erster Stelle steht die Masse des Sterns; davon hängt die Zukunft dieses Himmelskörpers ab – entweder explodiert der Stern wie eine Supernova oder er verwandelt sich in einen Weißen Zwerg, einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Wie geht Wasserstoff aus?

Nur die allergrößten Himmelskörper werden zu Sternen, die kleineren zu Planeten. Es gibt auch Körper mit mittlerer Masse, sie sind zu groß, um zur Klasse der Planeten zu gehören, und zu klein und kalt, als dass in ihren Tiefen für Sterne typische Kernreaktionen ablaufen könnten.

Ein Stern entsteht also aus Wolken interstellaren Gases. Wie bereits erwähnt, bleibt der Stern ziemlich lange in einem ausgeglichenen Zustand. Dann kommt eine Zeit der Instabilität. Das weitere Schicksal des Stars hängt von verschiedenen Faktoren ab. Stellen Sie sich einen hypothetischen kleinen Stern vor, dessen Masse zwischen 0,1 und 4 Sonnenmassen liegt. Ein charakteristisches Merkmal von Sternen mit geringer Masse ist das Fehlen von Konvektion in den inneren Schichten, d.h. Die Stoffe, aus denen der Stern besteht, vermischen sich nicht, wie es bei Sternen mit großer Masse der Fall ist.

Das heißt, wenn der Wasserstoff im Kern zur Neige geht, gibt es in den äußeren Schichten keine neuen Reserven dieses Elements. Wasserstoff verbrennt und verwandelt sich in Helium. Nach und nach erwärmt sich der Kern, die Oberflächenschichten destabilisieren ihre eigene Struktur und der Stern verlässt langsam die Hauptreihe, wie aus dem H-R-Diagramm ersichtlich ist. In der neuen Phase nimmt die Materiedichte im Inneren des Sterns zu, die Zusammensetzung des Kerns „entartet“ und es entsteht eine besondere Konsistenz. Es unterscheidet sich von normaler Materie.

Modifikation der Materie.

Wenn sich Materie verändert, hängt der Druck nur von der Dichte der Gase ab, nicht von der Temperatur.

Im Hertzsprung-Russell-Diagramm bewegt sich der Stern nach rechts und dann nach oben und nähert sich der Region des Roten Riesen. Seine Abmessungen nehmen deutlich zu und dadurch sinkt die Temperatur der äußeren Schichten. Der Durchmesser eines Roten Riesen kann Hunderte Millionen Kilometer erreichen. Wenn unsere Sonne in diese Phase eintritt, wird sie sowohl Merkur als auch Venus „verschlucken“, und wenn sie die Erde nicht einfangen kann, wird sie sie so stark aufheizen, dass das Leben auf unserem Planeten aufhört zu existieren.

Während der Entwicklung eines Sterns steigt die Temperatur seines Kerns. Zuerst kommt es zu Kernreaktionen, dann beginnt Helium bei Erreichen der optimalen Temperatur zu schmelzen. Wenn dies geschieht, führt der plötzliche Anstieg der Kerntemperatur zu einem Aufflackern und der Stern bewegt sich schnell auf die linke Seite des H-R-Diagramms. Dies ist der sogenannte „Heliumblitz“. Zu diesem Zeitpunkt verbrennt der heliumhaltige Kern zusammen mit Wasserstoff, der Teil der den Kern umgebenden Hülle ist. Im H-R-Diagramm wird diese Phase durch eine Bewegung nach rechts entlang einer horizontalen Linie aufgezeichnet.

Die letzten Phasen der Evolution.

Bei der Umwandlung von Helium in einen Kohlenwasserstoff wird der Kern verändert. Seine Temperatur steigt, bis der Kohlenstoff zu brennen beginnt. Es kommt zu einem neuen Ausbruch. In jedem Fall ist in den letzten Phasen der Sternentwicklung ein erheblicher Massenverlust zu beobachten. Dies kann allmählich oder plötzlich während eines Ausbruchs geschehen, wenn die äußeren Schichten des Sterns wie eine große Blase platzen. Im letzteren Fall entsteht ein planetarischer Nebel – eine Kugelhülle, die sich mit einer Geschwindigkeit von mehreren zehn oder sogar hunderten Kilometern pro Sekunde im Weltraum ausbreitet.

Das endgültige Schicksal eines Sterns hängt von der Masse ab, die nach allem, was mit ihm passiert ist, übrig bleibt. Wenn er bei allen Transformationen und Flares viel Materie ausstößt und seine Masse 1,44 Sonnenmassen nicht überschreitet, verwandelt sich der Stern in einen Weißen Zwerg. Diese wird nach dem pakistanischen Astrophysiker Subrahmanyan Chandrasekhar „Chandrasekhar-Grenze“ genannt. Dies ist die maximale Masse eines Sterns, bei der aufgrund des Elektronendrucks im Kern kein katastrophales Ende eintreten kann.

Nach dem Ausbruch der äußeren Schichten bleibt der Kern des Sterns erhalten und seine Oberflächentemperatur ist sehr hoch – etwa 100.000 °K. Der Stern bewegt sich zum linken Rand des H-R-Diagramms und sinkt ab. Seine Leuchtkraft nimmt mit abnehmender Größe ab.

Der Stern erreicht langsam die Zone des Weißen Zwergs. Dabei handelt es sich um Sterne mit kleinem Durchmesser, aber sehr hoher Dichte, die anderthalb Millionen Mal so hoch ist wie die Dichte von Wasser.

Ein Weißer Zwerg repräsentiert die Endphase der Sternentstehung ohne Ausbrüche. Sie kühlt allmählich ab. Wissenschaftler glauben, dass das Ende des Weißen Zwergs sehr langsam voranschreitet, zumindest seit Beginn des Universums scheint kein einziger Weißer Zwerg unter einem „thermischen Tod“ gelitten zu haben.

Wenn der Stern groß ist und seine Masse größer als die der Sonne ist, explodiert er wie eine Supernova. Während eines Flares kann ein Stern ganz oder teilweise kollabieren. Im ersten Fall bleibt eine Gaswolke mit Restsubstanzen des Sterns zurück. Im zweiten Fall bleibt ein Himmelskörper höchster Dichte übrig – ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

VARIABLE STERNE.

Nach dem Konzept des Aristoteles sind die Himmelskörper des Universums ewig und dauerhaft. Diese Theorie erfuhr jedoch mit ihrem Erscheinen im 17. Jahrhundert erhebliche Veränderungen. das erste Fernglas. In den folgenden Jahrhunderten durchgeführte Beobachtungen zeigten, dass die scheinbare Konstanz der Himmelskörper tatsächlich auf das Fehlen oder die Unvollkommenheit der Beobachtungstechnologie zurückzuführen ist. Wissenschaftler sind zu dem Schluss gekommen, dass Variabilität ein gemeinsames Merkmal aller Sterntypen ist. Während der Entwicklung durchläuft ein Stern mehrere Phasen, in denen sich seine Hauptmerkmale – Farbe und Leuchtkraft – tiefgreifend verändern. Sie treten während der Existenz eines Sterns auf, die Dutzende oder Hunderte Millionen Jahre dauert, sodass ein Mensch kein Augenzeuge des Geschehens sein kann. Bei einigen Sternklassen werden auftretende Veränderungen in kurzen Zeiträumen aufgezeichnet, beispielsweise über mehrere Monate, Tage oder Teiltage. Die Veränderungen des Sterns und seine Lichtströme können in den folgenden Nächten viele Male gemessen werden.

Messungen.

Tatsächlich ist dieses Problem nicht so einfach, wie es auf den ersten Blick scheint. Bei der Durchführung von Messungen müssen die atmosphärischen Bedingungen berücksichtigt werden, die sich innerhalb einer Nacht teilweise erheblich ändern. In dieser Hinsicht variieren die Daten zu den Lichtströmen von Sternen erheblich.

Es ist sehr wichtig, reale Veränderungen des Lichtflusses, die in direktem Zusammenhang mit der Helligkeit des Sterns stehen, von scheinbaren unterscheiden zu können, die durch Veränderungen der atmosphärischen Bedingungen erklärt werden.

Dazu empfiehlt es sich, die Lichtflüsse des beobachteten Sterns mit anderen Sternen zu vergleichen – durch ein Teleskop sichtbaren Orientierungspunkten. Wenn die Änderungen offensichtlich sind, d. h. Sie sind mit Veränderungen der atmosphärischen Bedingungen verbunden und wirken sich auf alle beobachteten Sterne aus.

Der erste Schritt besteht darin, irgendwann korrekte Daten über den Zustand des Sterns zu erhalten. Als nächstes sollte eine „Lichtkurve“ erstellt werden, um mögliche Helligkeitsänderungen zu erfassen. Es wird die Größenänderung angezeigt.

Variablen hin oder her.

Sterne, deren Helligkeit nicht konstant ist, werden Variablen genannt. Bei einigen von ihnen ist die Variabilität nur scheinbar. Dies sind hauptsächlich Sterne, die zum Doppelsternsystem gehören. Wenn außerdem die Umlaufbahnebene des Systems mehr oder weniger mit der Blickrichtung des Beobachters übereinstimmt, kann es für ihn so aussehen, als ob einer der beiden Sterne ganz oder teilweise vom anderen verdeckt wird und weniger hell ist. In diesen Fällen sind die Änderungen periodisch; Perioden der Änderung der Helligkeit verdunkelnder Sterne werden in Abständen wiederholt, die mit der Umlaufperiode des Doppelsternsystems übereinstimmen. Diese Sterne werden „Verfinsterungsvariablen“ genannt.

Die nächste Klasse veränderlicher Sterne sind die „internen Variablen“. Die Amplituden der Helligkeitsschwankungen dieser Sterne hängen von den physikalischen Parametern des Sterns wie Radius und Temperatur ab. Seit vielen Jahren beobachten Astronomen die Variabilität veränderlicher Sterne. Allein in unserer Galaxie wurden 30.000 veränderliche Sterne registriert. Sie wurden in zwei Gruppen eingeteilt. Die erste Kategorie umfasst „eruptive veränderliche Sterne“. Sie sind durch einzelne oder wiederholte Ausbrüche gekennzeichnet. Änderungen der Sterngrößen sind episodisch. Zur Klasse der „eruptiven“ oder explosiven Variablen gehören auch Novae und Supernovae. Die zweite Gruppe umfasst alle anderen.

Cepheiden.

Es gibt veränderliche Sterne, deren Helligkeit sich streng periodisch ändert. Änderungen finden in bestimmten Abständen statt. Wenn Sie eine Lichtkurve zeichnen, wird die Regelmäßigkeit der Änderungen deutlich aufgezeichnet, während die Form der Kurve die maximalen und minimalen Eigenschaften markiert. Der Unterschied zwischen den maximalen und minimalen Schwankungen definiert einen großen Abstand zwischen den beiden Merkmalen. Sterne dieser Art werden als „pulsierende Veränderliche“ klassifiziert. Aus der Lichtkurve können wir schließen, dass die Helligkeit des Sterns schneller zunimmt als abnimmt.

Veränderliche Sterne werden in Klassen eingeteilt. Als Kriterium dient der Prototypenstern; dieser Stern gibt der Klasse den Namen. Ein Beispiel sind die Cepheiden. Dieser Name kommt vom Stern Cepheus. Dies ist das einfachste Kriterium. Es gibt noch eine andere: Sterne werden nach ihren Spektren eingeteilt.

Veränderliche Sterne können nach unterschiedlichen Kriterien in Untergruppen eingeteilt werden.

DOPPELSTERNE.

Sterne am Firmament existieren in Form von Clustern, Verbänden und nicht als einzelne Körper. Sternhaufen können sehr dicht mit Sternen besiedelt sein oder auch nicht.

Es können engere Verbindungen zwischen Sternen bestehen; wir sprechen von Doppelsternsystemen, wie Astronomen sie nennen. Bei einem Sternenpaar wirkt sich die Entwicklung des einen direkt auf den zweiten aus.

Öffnung.

Die Entdeckung von Doppelsternen, wie sie heute genannt werden, war eine der ersten Entdeckungen, die mit astronomischen Ferngläsern gemacht wurden. Das erste Paar dieser Art von Sternen war Mizar aus dem Sternbild Ursa Major. Die Entdeckung wurde vom italienischen Astronomen Riccioli gemacht. Angesichts der großen Anzahl von Sternen im Universum kamen Wissenschaftler zu dem Schluss, dass Mizar nicht das einzige Doppelsternsystem unter ihnen war, und Beobachtungen bestätigten diese Hypothese bald. Im Jahr 1804 veröffentlichte der berühmte Astronom William Herschel, der sich 24 Jahre lang wissenschaftlichen Beobachtungen widmete, einen Katalog mit Beschreibungen von etwa 700 Doppelsternen. Zunächst wussten die Wissenschaftler nicht genau, ob die Komponenten des Doppelsternsystems physikalisch miteinander verbunden waren.

Einige kluge Köpfe glaubten, dass Doppelsterne von der Sternvereinigung als Ganzes beeinflusst würden, insbesondere weil die Helligkeit der Komponenten im Paar nicht gleich war. In dieser Hinsicht schien es, als wären sie nicht in der Nähe. Um die wahre Position der Körper zu bestimmen, war es notwendig, die parallaktischen Verschiebungen der Sterne zu messen. Das hat Herschel getan. Zur größten Überraschung lieferte die parallaktische Verschiebung eines Sterns relativ zu einem anderen während der Messung ein unerwartetes Ergebnis. Herschel bemerkte, dass jeder Stern nicht symmetrisch im Abstand von sechs Monaten oszillierte, sondern einer komplexen ellipsoiden Bahn folgte. Gemäß den Gesetzen der Himmelsmechanik bewegen sich zwei durch die Schwerkraft verbundene Körper auf einer elliptischen Umlaufbahn. Herschels Beobachtungen bestätigten die These, dass Doppelsterne physikalisch, also durch Gravitationskräfte, verbunden sind.

Klassifizierung von Doppelsternen.

Es gibt drei Hauptklassen von Doppelsternen: visuelle Doppelsterne, photometrische Doppelsterne und spektroskopische Doppelsterne. Diese Klassifizierung spiegelt die internen Unterschiede zwischen den Klassen nicht vollständig wider, vermittelt aber einen Eindruck von der Sternassoziation.

Die Dualität sichtbarer Doppelsterne ist durch ein Teleskop deutlich sichtbar, wenn sie sich bewegen. Derzeit wurden etwa 70.000 visuelle Doppelsterne identifiziert, aber nur 1 % von ihnen hatte eine genau bestimmte Umlaufbahn.

Diese Zahl (1 %) sollte nicht überraschen. Tatsache ist, dass Umlaufzeiten mehrere Jahrzehnte, wenn nicht ganze Jahrhunderte betragen können. Und der Bau einer Bahn entlang der Umlaufbahn ist eine sehr mühsame Arbeit, die zahlreiche Berechnungen und Beobachtungen von verschiedenen Observatorien erfordert. Sehr oft verfügen Wissenschaftler nur über Fragmente der Umlaufbahn; den Rest der Bahn rekonstruieren sie deduktiv anhand der verfügbaren Daten. Es ist zu beachten, dass die Orbitalebene des Systems zur Sichtlinie geneigt sein kann. In diesem Fall wird die rekonstruierte (scheinbare) Umlaufbahn erheblich von der wahren abweichen.

Wenn die wahre Umlaufbahn bestimmt ist, die Umlaufperiode und der Winkelabstand zwischen den beiden Sternen bekannt sind, ist es möglich, durch Anwendung des dritten Keplerschen Gesetzes die Summe der Massen der Systemkomponenten zu bestimmen. Auch die Entfernung des Doppelsterns zu uns sollte bekannt sein.

Doppelte fotometrische Sterne.

Die Dualität dieses Sternensystems lässt sich nur anhand periodischer Helligkeitsschwankungen beurteilen. Bei der Bewegung blockieren sich solche Sterne abwechselnd gegenseitig. Sie werden auch „verdunkelnde Doppelsterne“ genannt. Die Umlaufbahnen dieser Sterne liegen nahe der Blickrichtung. Je größer die Fläche ist, die die Sonnenfinsternis einnimmt, desto ausgeprägter ist die Brillanz. Wenn Sie die Lichtkurve doppelter photometrischer Sterne analysieren, können Sie die Neigung der Orbitalebene bestimmen.

Anhand der Lichtkurve können Sie auch die Umlaufzeit des Systems bestimmen. Wenn beispielsweise zwei Finsternisse aufgezeichnet werden, weist die Lichtkurve zwei Abfälle (Minimum) auf. Der Zeitraum, in dem drei aufeinanderfolgende Abnahmen entlang der Lichtkurve aufgezeichnet werden, entspricht der Umlaufzeit.

Die Perioden photometrischer Doppelsterne sind im Vergleich zu den Perioden visueller Doppelsterne viel kürzer und dauern mehrere Stunden oder mehrere Tage.

Spektrale Doppelsterne.

Mithilfe der Spektroskopie kann man die Aufspaltung von Spektrallinien aufgrund des Doppler-Effekts beobachten. Handelt es sich bei einer der Komponenten um einen schwachen Stern, so ist lediglich eine periodische Schwankung der Positionen einzelner Linien zu beobachten. Diese Methode wird verwendet, wenn die Komponenten eines Doppelsterns sehr nahe beieinander liegen und mit einem Teleskop nur schwer als visuelle Doppelsterne identifiziert werden können. Mithilfe eines Spektroskops und des Doppler-Effekts bestimmte Doppelsterne werden als spektrale Doppelsterne bezeichnet. Nicht alle Doppelsterne sind spektral. Die beiden Komponenten von Doppelsternen können sich in radialer Richtung entfernen und nähern.

Beobachtungen deuten darauf hin, dass Doppelsterne hauptsächlich in unserer Galaxie vorkommen. Es ist schwierig, den Anteil an Doppel- und Einzelsternen zu bestimmen. Wenn wir die Subtraktionsmethode anwenden und die Anzahl der identifizierten Doppelsterne von der gesamten Sternpopulation abziehen, können wir daraus schließen, dass sie eine Minderheit darstellen. Diese Schlussfolgerung könnte falsch sein. In der Astronomie gibt es das Konzept des „Selektionseffekts“. Um die Binärität von Sternen zu bestimmen, ist es notwendig, ihre Hauptmerkmale zu identifizieren. Dafür ist eine gute Ausrüstung erforderlich. Doppelsterne können manchmal schwer zu identifizieren sein. Beispielsweise sind visuelle Doppelsterne nicht immer in großer Entfernung vom Beobachter zu sehen. Manchmal wird der Winkelabstand zwischen Komponenten vom Teleskop nicht erfasst. Um photometrische und spektroskopische Binärdateien zu erkennen, muss ihre Helligkeit stark genug sein, um Modulationen des Lichtflusses zu erfassen und die Wellenlängen in den Spektrallinien sorgfältig zu messen.

Die Zahl der für die Forschung in jeder Hinsicht geeigneten Sterne ist nicht so groß. Nach theoretischen Erkenntnissen kann man davon ausgehen, dass Doppelsterne 30 bis 70 % der Sternpopulation ausmachen.

NEUE STERNE.

Variable explosive Sterne bestehen aus einem Weißen Zwerg und einem Hauptreihenstern wie der Sonne oder einem Nachreihenstern wie einem Roten Riesen. Beide Sterne folgen alle paar Stunden einer engen Umlaufbahn. Sie befinden sich in geringem Abstand voneinander, interagieren daher eng miteinander und verursachen spektakuläre Phänomene.

Seit Mitte des 19. Jahrhunderts haben Wissenschaftler das Vorherrschen der violetten Farbe zu bestimmten Zeiten im optischen Band variabler explosiver Sterne festgestellt; dieses Phänomen fällt mit dem Vorhandensein von Spitzen in der Lichtkurve zusammen. Nach diesem Prinzip wurden die Sterne in mehrere Gruppen eingeteilt.

Klassische Novae.

Klassische Novae unterscheiden sich von explosiven Variablen dadurch, dass ihre optischen Ausbrüche keinen sich wiederholenden Charakter haben. Die Amplitude ihrer Lichtkurve kommt deutlicher zum Ausdruck und der Anstieg zum Maximalpunkt erfolgt viel schneller. Normalerweise erreichen sie innerhalb weniger Stunden ihre maximale Helligkeit. Während dieser Zeit erreicht der neue Stern eine Helligkeit von etwa 12, d. h. der Lichtstrom erhöht sich um 60.000 Einheiten.

Je langsamer der Anstieg auf das Maximum erfolgt, desto geringer ist die Helligkeitsänderung. Die Nova bleibt nicht lange in der Maximalposition; dieser Zeitraum dauert normalerweise mehrere Tage bis mehrere Monate. Der Glanz nimmt dann zunächst schnell ab und erreicht dann langsamer das normale Maß. Die Dauer dieser Phase hängt von verschiedenen Umständen ab, beträgt jedoch mindestens mehrere Jahre.

In neuen klassischen Sternen gehen all diese Phänomene mit unkontrollierten thermonuklearen Reaktionen einher, die in den Oberflächenschichten des Weißen Zwergs ablaufen, wo sich der „geliehene“ Wasserstoff aus der zweiten Komponente des Sterns befindet. Neue Sterne sind immer Doppelsterne, eine der Komponenten ist zwangsläufig ein Weißer Zwerg. Wenn die Masse der Sternkomponente zum Weißen Zwerg fließt, beginnt sich die Wasserstoffschicht zu komprimieren und erwärmt sich, entsprechend steigt die Temperatur und das Helium erwärmt sich. All dies geschieht schnell und abrupt und führt zu einem Ausbruch. Die emittierende Fläche vergrößert sich, die Helligkeit des Sterns wird hell und in der Lichtkurve ist ein Ausbruch zu verzeichnen.

Während der aktiven Flare-Phase erreicht die Nova ihre maximale Helligkeit. Die maximale absolute Helligkeit liegt in der Größenordnung von -6 bis -9. Bei neuen Sternen wird dieser Wert langsamer erreicht, bei veränderlichen explosiven Sternen schneller.

Auch in anderen Galaxien gibt es neue Sterne. Was wir jedoch beobachten, ist nur ihre scheinbare Größe; die absolute Größe kann nicht bestimmt werden, da ihre genaue Entfernung zur Erde unbekannt ist. Obwohl es grundsätzlich möglich ist, die absolute Größe einer Nova herauszufinden, wenn sie sich in maximaler Nähe zu einer anderen Nova befindet, deren Entfernung bekannt ist. Der maximale Absolutwert wird nach folgender Gleichung berechnet:

M=-10,9+2,3log (t).

t ist die Zeit, in der die Lichtkurve der Nova auf 3 Größenordnungen abfällt.

Zwergnovae und sich wiederholende Novae.

Die nächsten Verwandten von Novae sind Zwergnovae, ihr Prototyp „U Gemini“. Ihre optischen Flares ähneln fast den Flares neuer Sterne, es gibt jedoch Unterschiede in den Lichtkurven: Ihre Amplituden sind kleiner. Auch in der Häufigkeit der Flares gibt es Unterschiede – bei neuen Zwergsternen treten sie mehr oder weniger regelmäßig auf. Im Durchschnitt alle 120 Tage, manchmal aber auch alle paar Jahre. Die optischen Blitze der Novae dauern mehrere Stunden bis mehrere Tage, danach nimmt die Helligkeit über mehrere Wochen ab und erreicht schließlich normale Werte.

Der bestehende Unterschied lässt sich durch unterschiedliche physikalische Mechanismen erklären, die den optischen Blitz hervorrufen. In Gemini U kommt es zu Ausbrüchen aufgrund einer plötzlichen Änderung des Materieanteils im Weißen Zwerg – einer Zunahme. Das Ergebnis ist eine enorme Energiefreisetzung. Beobachtungen von Zwergnovae während der Finsternisphase, also wenn der Weiße Zwerg und die ihn umgebende Scheibe von einem Teilstern des Systems verdeckt werden, zeigen deutlich, dass der Weiße Zwerg bzw. seine Scheibe die Quelle ist Licht.

Wiederkehrende Novae sind eine Kreuzung zwischen klassischen Novae und Zwergnovae. Wie der Name schon sagt, wiederholen sich ihre optischen Fackeln regelmäßig, was sie neuen Zwergsternen ähnelt, allerdings geschieht dies erst nach mehreren Jahrzehnten. Der Helligkeitsanstieg während eines Flares ist ausgeprägter und beträgt etwa 8 Magnituden; diese Eigenschaft bringt sie näher an klassische Novae heran.

OFFENE STERNHAUFEN.

Offene Sternhaufen sind nicht schwer zu finden. Sie werden Galaxienhaufen genannt. Wir sprechen von Formationen, die mehrere zehn bis mehrere tausend Sterne umfassen, von denen die meisten mit bloßem Auge sichtbar sind. Sternhaufen erscheinen dem Beobachter als ein dicht mit Sternen übersäter Ausschnitt des Himmels. In der Regel sind solche Konzentrationsbereiche von Sternen am Himmel deutlich sichtbar, es kommt jedoch recht selten vor, dass der Sternhaufen praktisch nicht zu unterscheiden ist. Um festzustellen, ob es sich bei irgendeinem Teil des Himmels um einen Sternhaufen handelt oder ob es sich um Sterne handelt, die einfach nur nahe beieinander liegen, sollte man ihre Bewegung untersuchen und die Entfernung zur Erde bestimmen. Die Sterne, aus denen die Sternhaufen bestehen, bewegen sich in die gleiche Richtung. Befinden sich zudem Sterne, die nicht weit voneinander entfernt sind, in gleicher Entfernung vom Sonnensystem, sind sie natürlich durch Gravitationskräfte miteinander verbunden und bilden einen offenen Sternhaufen.

Klassifizierung von Sternhaufen.

Die Ausdehnung dieser Sternensysteme variiert zwischen 6 und 30 Lichtjahren, wobei die durchschnittliche Ausdehnung etwa zwölf Lichtjahre beträgt. In Sternhaufen sind Sterne chaotisch und unsystematisch konzentriert. Der Cluster hat keine klar definierte Form. Bei der Klassifizierung von Sternhaufen müssen Winkelmessungen, die ungefähre Gesamtzahl der Sterne, ihr Konzentrationsgrad im Sternhaufen und Helligkeitsunterschiede berücksichtigt werden.

Im Jahr 1930 schlug der amerikanische Astronom Robert Trumpler vor, Cluster anhand der folgenden Parameter zu klassifizieren. Alle Sternhaufen wurden anhand der Sternkonzentration in vier Klassen eingeteilt und mit römischen Ziffern von I bis IV bezeichnet. Jede der vier Klassen ist basierend auf der Gleichmäßigkeit der Sternhelligkeit in drei Unterklassen unterteilt. Die erste Unterklasse umfasst Cluster, in denen die Sterne ungefähr die gleiche Leuchtkraft aufweisen, die dritte – mit einem signifikanten Unterschied in dieser Hinsicht. Dann führte der amerikanische Astronom drei weitere Kategorien zur Klassifizierung von Sternhaufen entsprechend der Anzahl der im Sternhaufen enthaltenen Sterne ein. Die erste Kategorie „p“ umfasst Systeme mit weniger als 50 Sternen. Das zweite „m“ ist ein Sternhaufen mit 50 bis 100 Sternen. Die dritte sind diejenigen mit mehr als 100 Sternen. Gemäß dieser Klassifizierung ist beispielsweise ein im Katalog als „I 3p“ identifizierter Sternhaufen ein System, das aus weniger als 50 Sternen besteht, die dicht am Himmel konzentriert sind und unterschiedliche Helligkeitsgrade aufweisen.

Einheitlichkeit der Sterne.

Alle Sterne, die zu einem offenen Sternhaufen gehören, haben ein charakteristisches Merkmal – Homogenität. Das bedeutet, dass sie aus derselben Gaswolke entstanden sind und zunächst die gleiche chemische Zusammensetzung hatten. Darüber hinaus besteht die Vermutung, dass sie alle gleichzeitig erschienen, also gleich alt sind. Die Unterschiede zwischen ihnen lassen sich durch den unterschiedlichen Entwicklungsverlauf erklären, der durch die Masse des Sterns ab dem Zeitpunkt seiner Entstehung bestimmt wird. Wissenschaftler wissen, dass große Sterne im Vergleich zu kleinen Sternen eine kürzere Lebensdauer haben. Große entwickeln sich viel schneller. Offene Sternhaufen sind im Allgemeinen Himmelssysteme, die aus relativ jungen Sternen bestehen. Diese Art von Sternhaufen befindet sich hauptsächlich in den Spiralarmen der Milchstraße. Diese Gebiete waren in der jüngeren Vergangenheit aktive Sternentstehungszonen. Ausnahmen bilden die Cluster NGC 2244, NGC 2264 und NGC6530, deren Alter mehrere zehn Millionen Jahre beträgt. Dies ist eine kurze Zeit für die Sterne.

Alter und chemische Zusammensetzung.

Sterne in offenen Sternhaufen sind durch die Schwerkraft verbunden. Da diese Verbindung jedoch nicht stark genug ist, können offene Sternhaufen zerfallen. Dies geschieht über einen längeren Zeitraum. Der Auflösungsprozess ist mit dem Einfluss der Schwerkraft einzelner Sterne in der Nähe des Sternhaufens verbunden.

In offenen Sternhaufen gibt es praktisch keine alten Sterne. Obwohl es Ausnahmen gibt. Dies gilt vor allem für große Sternhaufen, in denen die Verbindung zwischen Sternen viel stärker ist. Dementsprechend ist das Alter solcher Systeme höher. Unter ihnen ist NGC 6791. Dieser Sternhaufen umfasst etwa 10.000 Sterne und ist etwa 10 Milliarden Jahre alt. Die Umlaufbahnen großer Sternhaufen führen sie über lange Zeiträume weit von der galaktischen Ebene entfernt. Dementsprechend haben sie weniger Gelegenheit, auf große Molekülwolken zu stoßen, die zur Auflösung des Sternhaufens führen könnten.

Sterne in offenen Sternhaufen ähneln in ihrer chemischen Zusammensetzung der Sonne und anderen Sternen in der galaktischen Scheibe. Der Unterschied in der chemischen Zusammensetzung hängt von der Entfernung vom Zentrum der Galaxie ab. Je weiter ein Sternhaufen vom Zentrum entfernt ist, desto weniger Elemente der Metallgruppe enthält er. Die chemische Zusammensetzung hängt auch vom Alter des Sternhaufens ab. Dies gilt auch für Einzelsterne.

Kugelsternhaufen.

Kugelsternhaufen, die Hunderttausende Sterne umfassen, haben ein sehr ungewöhnliches Aussehen: Sie haben eine Kugelform und die Sterne sind in ihnen so dicht konzentriert, dass es selbst mit Hilfe der leistungsstärksten Teleskope unmöglich ist, einzelne Objekte zu unterscheiden. Zum Zentrum hin gibt es eine starke Konzentration von Sternen.

Die Erforschung von Kugelsternhaufen ist in der Astrophysik wichtig, um die Entwicklung von Sternen, den Prozess der Galaxienbildung, die Struktur unserer Galaxie und die Bestimmung des Alters des Universums zu untersuchen.

Form der Milchstraße.

Wissenschaftler haben herausgefunden, dass sich im Anfangsstadium der Entstehung unserer Galaxie Kugelsternhaufen bildeten – das protogalaktische Gas hatte eine Kugelform. Während der Gravitationswechselwirkung vor dem Abschluss der Kompression, die zur Bildung der Scheibe führte, entstanden außerhalb der Scheibe Klumpen aus Materie, Gas und Staub. Aus ihnen entstanden Kugelsternhaufen. Darüber hinaus wurden sie vor dem Erscheinen der Scheibe gebildet und blieben an der gleichen Stelle, an der sie entstanden waren. Sie haben eine kugelförmige Struktur, einen Halo, um den sich später die Ebene der Galaxie befand. Aus diesem Grund sind Kugelsternhaufen in der Milchstraße symmetrisch verteilt.

Die Untersuchung des Problems der Lage von Kugelsternhaufen sowie die Messung der Entfernung von ihnen zur Sonne ermöglichten die Bestimmung ihrer Ausdehnung unserer Galaxie zum Zentrum – sie beträgt 30.000 Lichtjahre.

Kugelsternhaufen sind hinsichtlich ihrer Entstehungszeit sehr alt. Ihr Alter beträgt 10-20 Milliarden Jahre. Sie stellen das wichtigste Element des Universums dar, und das Wissen über diese Formationen wird zweifellos eine erhebliche Hilfe bei der Erklärung der Phänomene des Universums sein. Laut Wissenschaftlern ist das Alter dieser Sternhaufen identisch mit dem Alter unserer Galaxie, und da alle Galaxien ungefähr zur gleichen Zeit entstanden sind, lässt sich das Alter des Universums bestimmen. Dazu sollte die Zeit vom Erscheinen des Universums bis zum Beginn der Galaxienbildung zum Alter von Kugelsternhaufen addiert werden. Verglichen mit dem Alter von Kugelsternhaufen ist dies ein sehr kurzer Zeitraum.

Im Kern von Kugelsternhaufen.

Die zentralen Regionen dieses Sternhaufentyps zeichnen sich durch eine hohe Sternkonzentration aus, die etwa tausendmal höher ist als in den sonnennächsten Zonen. Erst im letzten Jahrzehnt ist es möglich geworden, die Kerne von Kugelsternhaufen bzw. jenen Himmelsobjekten zu untersuchen, die sich im Zentrum befinden. Dies ist von großer Bedeutung im Bereich der Untersuchung der Dynamik von im Kern enthaltenen Sternen, im Hinblick auf die Gewinnung von Informationen über Systeme von Himmelskörpern, die durch Gravitationskräfte verbunden sind – Sternhaufen gehören genau zu dieser Kategorie – sowie im Hinblick auf die Untersuchung der Interaktion zwischen Sternen von Sternhaufen durch Beobachtungen oder Datenverarbeitung am Computer.

Aufgrund der hohen Konzentration von Sternen kommt es zu echten Kollisionen und es entstehen neue Objekte, beispielsweise Sterne, die ihre eigenen Eigenschaften haben. Doppelsternsysteme können auch auftreten; dies geschieht, wenn die Kollision zweier Sterne nicht zu ihrer Zerstörung führt, sondern aufgrund der Schwerkraft eine gegenseitige Erfassung erfolgt.

Familien von Kugelsternhaufen.

Kugelsternhaufen unserer Galaxie sind heterogene Formationen. Vier dynamische Familien werden nach dem Prinzip der Entfernung vom Zentrum der Galaxie und nach ihrer chemischen Zusammensetzung unterschieden. Einige Kugelsternhaufen enthalten mehr chemische Metallgruppenelemente, andere weniger. Der Grad des Vorhandenseins von Metallen hängt von der chemischen Zusammensetzung des interstellaren Mediums ab, aus dem Himmelsobjekte entstanden sind. Kugelsternhaufen mit weniger Metallen sind älter und befinden sich im Halo der Galaxie. Eine höhere Metallzusammensetzung ist charakteristisch für jüngere Sterne, sie wurden aus einer Umgebung gebildet, die aufgrund von Supernova-Explosionen bereits mit Metallen angereichert war – zu dieser Familie gehören „Scheibenhaufen“, die auf der galaktischen Scheibe gefunden wurden.

Der Halo enthält „Halo-innere Sternhaufen“ und „Halo-äußere Sternhaufen“. Es gibt auch „Sternhaufen des peripheren Teils des Halos“, deren Entfernung zum Zentrum der Galaxie am größten ist.

Umwelteinfluss.

Sternhaufen werden nicht untersucht und nicht in Familien eingeteilt, um sie als Selbstzweck zu klassifizieren. Die Klassifizierung spielt auch eine wichtige Rolle bei der Untersuchung des Einflusses der Umgebung eines Sternhaufens auf seine Entwicklung. In diesem Fall sprechen wir von unserer Galaxie.

Zweifellos wird der Sternhaufen stark vom Gravitationsfeld der Galaxienscheibe beeinflusst. Kugelsternhaufen bewegen sich auf elliptischen Bahnen um das galaktische Zentrum und überqueren regelmäßig die galaktische Scheibe. Dies geschieht einmal alle 100 Millionen Jahre.

Das Gravitationsfeld und die Gezeitenprojektionen, die von der galaktischen Ebene ausgehen, wirken so stark auf den Sternhaufen, dass er allmählich zu zerfallen beginnt. Wissenschaftler glauben, dass einige alte Sterne, die sich derzeit in der Galaxie befinden, einst Teil von Kugelsternhaufen waren. Jetzt sind sie bereits zusammengebrochen. Es wird angenommen, dass alle Milliarde Jahre etwa 5 Sternhaufen zerfallen. Dies ist ein Beispiel für den Einfluss der galaktischen Umgebung auf die dynamische Entwicklung eines Kugelsternhaufens.

Unter dem Einfluss des gravitativen Einflusses der galaktischen Scheibe auf den Sternhaufen kommt es auch zu einer Veränderung der Ausdehnung des Sternhaufens. Es handelt sich um Sterne, die weit vom Zentrum des Sternhaufens entfernt liegen; sie werden stärker von der Gravitationskraft der galaktischen Scheibe und nicht vom Sternhaufen selbst beeinflusst. Die Sterne „verdampfen“ und die Größe des Sternhaufens nimmt ab.

SUPERNOVA-STERNE.

Auch Sterne werden geboren, wachsen und sterben. Ihr Ende kann langsam und schleichend oder abrupt und katastrophal sein. Dies ist typisch für sehr große Sterne, die ihre Existenz mit einem Ausbruch beenden; es handelt sich um Supernovae.

Entdeckung von Supernovae.

Das Wesen von Supernovae war den Wissenschaftlern jahrhundertelang unbekannt, doch ihre Beobachtungen werden seit jeher durchgeführt. Viele Supernovae sind so hell, dass sie manchmal sogar tagsüber mit bloßem Auge gesehen werden können. Die ersten Erwähnungen dieser Sterne erschienen in alten Chroniken im Jahr 185 n. Chr. Anschließend wurden sie regelmäßig beobachtet und alle Daten sorgfältig aufgezeichnet. Beispielsweise zeichneten die Hofastronomen der Kaiser des alten China viele der entdeckten Supernovae viele Jahre später auf.

Bemerkenswert unter ihnen ist die Supernova, die 1054 n. Chr. ausbrach. im Sternbild Stier. Dieser Supernova-Überrest wird wegen seiner charakteristischen Form Krebsnebel genannt. Westliche Astronomen begannen erst spät mit der systematischen Beobachtung von Supernovae. Erst gegen Ende des 16. Jahrhunderts. Hinweise darauf erschienen in wissenschaftlichen Dokumenten. Die ersten Beobachtungen von Supernovae durch europäische Astronomen gehen auf die Jahre 1575 und 1604 zurück. Im Jahr 1885 wurde die erste Supernova in der Andromeda-Galaxie entdeckt. Dies wurde von Baronin Bertha de Podmanicka durchgeführt.

Seit den 20er Jahren des 20. Jahrhunderts. Dank der Erfindung der Fotoplatten folgen Supernova-Entdeckungen eine nach der anderen. Derzeit sind bis zu tausend davon geöffnet. Das Auffinden von Supernovae erfordert viel Geduld und ständige Beobachtung des Himmels. Der Stern muss nicht nur sehr hell sein, sein Verhalten muss auch ungewöhnlich und unvorhersehbar sein. Es gibt nicht so viele „Supernova-Jäger“; etwas mehr als zehn Astronomen können sich rühmen, in ihrem Leben mehr als 20 Supernovae entdeckt zu haben. Der Spitzenreiter in dieser interessanten Klassifizierung ist Fred Zwicky – seit 1936 hat er 123 Sterne identifiziert.

Was sind Supernovae?

Supernovae sind Sterne, die plötzlich explodieren. Dieser Flare ist ein katastrophales Ereignis und das Ende der Entwicklung großer Sterne. Bei Flares erreicht die Strahlungsleistung 1051 Erg, was mit der Energie vergleichbar ist, die der Stern während seines gesamten Lebens aussendet. Die Mechanismen, die bei Doppel- und Einzelsternen zu Flares führen, sind unterschiedlich.

Im ersten Fall erfolgt der Ausbruch unter der Bedingung, dass der zweite Stern im Doppelsternsystem ein Weißer Zwerg ist. Weiße Zwerge sind relativ kleine Sterne, ihre Masse entspricht der Masse der Sonne und am Ende ihres „Lebensweges“ haben sie die Größe eines Planeten. Der Weiße Zwerg interagiert auf gravitative Weise mit seinem Paar; er „stiehlt“ Materie aus seinen Oberflächenschichten. Die „geliehene“ Substanz erhitzt sich, Kernreaktionen beginnen und es kommt zu einem Ausbruch.

Im zweiten Fall flammt der Stern selbst auf; dies geschieht, wenn in seinen Tiefen keine Bedingungen mehr für thermonukleare Reaktionen herrschen. In diesem Stadium dominiert die Schwerkraft und der Stern beginnt sich schnell zusammenzuziehen. Durch die plötzliche Erwärmung infolge der Kompression kommt es im Kern des Sterns zu unkontrollierten Kernreaktionen, Energie wird in Form eines Blitzes freigesetzt und führt zur Zerstörung des Sterns.

Nach dem Blitz verbleibt eine Gaswolke, die sich im Weltraum ausbreitet. Dabei handelt es sich um „Supernova-Überreste“ – das, was von den Oberflächenschichten eines explodierenden Sterns übrig bleibt. Die Morphologie von Supernova-Überresten ist unterschiedlich und hängt von den Bedingungen ab, unter denen die Explosion des „Vorläufer“-Sterns stattfand, und von seinen charakteristischen inneren Merkmalen. Die Wolke breitet sich ungleichmäßig in verschiedene Richtungen aus, was auf die Wechselwirkung mit interstellarem Gas zurückzuführen ist, das die Form der Wolke über Jahrtausende hinweg erheblich verändern kann.

Eigenschaften von Supernovae.

Supernovae sind eine Variation eruptiver veränderlicher Sterne. Wie alle Variablen zeichnen sich Supernovae durch eine Lichtkurve und leicht erkennbare Merkmale aus. Zunächst einmal zeichnet sich eine Supernova durch einen schnellen Helligkeitsanstieg aus, der mehrere Tage dauert, bis er ein Maximum erreicht – dieser Zeitraum beträgt etwa zehn Tage. Dann beginnt der Glanz nachzulassen – erst sporadisch, dann stetig. Durch die Untersuchung der Lichtkurve können Sie die Dynamik des Flares verfolgen und seine Entwicklung studieren. Der Teil der Lichtkurve vom Beginn des Aufstiegs bis zum Maximum entspricht dem Aufflackern des Sterns, der anschließende Abstieg bedeutet die Ausdehnung und Abkühlung der Gashülle.

WEISSE Zwerge.

Im „Sternenzoo“ gibt es eine große Vielfalt an Sternen unterschiedlicher Größe, Farbe und Brillanz. Unter ihnen sind „tote“ Sterne besonders beeindruckend; ihre innere Struktur unterscheidet sich deutlich von der Struktur gewöhnlicher Sterne. Zur Kategorie der toten Sterne zählen große Sterne, Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher. Aufgrund der hohen Dichte dieser Sterne werden sie als „Krisensterne“ klassifiziert.

Öffnung.

Zunächst war das Wesen der Weißen Zwerge ein völliges Rätsel; man wusste nur, dass sie im Vergleich zu gewöhnlichen Sternen eine hohe Dichte haben.

Der erste Weiße Zwerg, der entdeckt und untersucht wurde, war Sirius B, ein Paar von Sirius, einem sehr hellen Stern. Mithilfe des dritten Keplerschen Gesetzes berechneten Astronomen die Masse von Sirius B: 0,75–0,95 Sonnenmassen. Andererseits war seine Helligkeit deutlich geringer als die der Sonne. Die Helligkeit eines Sterns hängt vom Quadrat seines Radius ab. Nach der Analyse der Zahlen kamen Astronomen zu dem Schluss, dass Sirius klein ist. Im Jahr 1914 wurde das Sternspektrum von Sirius B erstellt und die Temperatur bestimmt. Da wir die Temperatur und Helligkeit kannten, berechneten wir den Radius – 18.800 Kilometer.

Erste Recherche.

Das erzielte Ergebnis markierte die Entdeckung einer neuen Klasse von Sternen. Im Jahr 1925 maß Adams die Wellenlänge einiger Emissionslinien im Spektrum von Sirius B und stellte fest, dass diese länger als erwartet waren. Die Rotverschiebung passt in den Rahmen der Relativitätstheorie, die Einstein einige Jahre vor den Ereignissen entdeckte. Mithilfe der Relativitätstheorie konnte Adams den Radius des Sterns berechnen. Nach der Entdeckung zweier weiterer Sterne, die Sirius B ähneln, kam Arthur Eddington zu dem Schluss, dass es im Universum viele solcher Sterne gibt.

Damit wurde die Existenz von Zwergen nachgewiesen, ihre Natur blieb jedoch immer noch ein Rätsel. Insbesondere konnten Wissenschaftler nicht verstehen, wie eine sonnenähnliche Masse in einen so kleinen Körper passen könnte. Eddington kommt zu dem Schluss, dass „das Gas bei einer so hohen Dichte seine Eigenschaften verliert.“ Höchstwahrscheinlich bestehen Weiße Zwerge aus entartetem Gas.“

Die Essenz der Weißen Zwerge.

Im August 1926 entwickelten Enrico Fermi und Paul Dirac eine Theorie, die den Zustand von Gas unter Bedingungen sehr hoher Dichte beschreibt. Damit fand Fowler im selben Jahr eine Erklärung für die stabile Struktur von Weißen Zwergen. Seiner Meinung nach befindet sich das Gas im Inneren des Weißen Zwergs aufgrund seiner hohen Dichte in einem entarteten Zustand und der Gasdruck ist praktisch unabhängig von der Temperatur. Die Stabilität eines Weißen Zwergs wird dadurch aufrechterhalten, dass der Schwerkraft der Gasdruck im Inneren des Zwergs entgegenwirkt. Die Erforschung der Weißen Zwerge wurde vom indischen Physiker Chandrasekhar fortgesetzt.

In einem seiner 1931 veröffentlichten Werke macht er eine wichtige Entdeckung: Die Masse von Weißen Zwergen kann aufgrund ihrer chemischen Zusammensetzung eine bestimmte Grenze nicht überschreiten. Diese Grenze liegt bei 1,4 Sonnenmassen und wird zu Ehren des Wissenschaftlers „Chandrasekhar-Grenze“ genannt.

Fast eine Tonne pro cm3!

Wie der Name schon sagt, sind Weiße Zwerge kleine Sterne. Selbst wenn ihre Masse der Masse der Sonne entspricht, ähneln sie in ihrer Größe immer noch einem Planeten wie der Erde. Ihr Radius beträgt etwa 6000 km – 1/100 des Sonnenradius. Angesichts der Masse der Weißen Zwerge und ihrer Größe lässt sich nur eine Schlussfolgerung ziehen: Ihre Dichte ist sehr hoch. Ein Kubikzentimeter Weiße-Zwerg-Materie wiegt nach Erdmaßstäben fast eine Tonne.

Eine so hohe Dichte führt dazu, dass das Gravitationsfeld des Sterns sehr stark ist – etwa 100-mal höher als das der Sonne und bei gleicher Masse.

Hauptmerkmale.

Obwohl im Kern von Weißen Zwergen keine Kernreaktionen mehr stattfinden, ist seine Temperatur sehr hoch. Hitze strömt an die Oberfläche des Sterns und breitet sich dann in den Weltraum aus. Die Sterne selbst kühlen langsam ab, bis sie unsichtbar werden. Die Oberflächentemperatur „junger“ Weißer Zwerge beträgt etwa 20.000 bis 30.000 Grad. Weiße Zwerge sind nicht nur weiß, es gibt auch gelbe. Trotz der hohen Oberflächentemperatur ist die Leuchtkraft aufgrund seiner geringen Größe gering; die absolute Helligkeit kann 12-16 betragen. Weiße Zwerge kühlen sehr langsam ab, weshalb wir sie in so großer Zahl sehen. Wissenschaftler haben die Möglichkeit, ihre Hauptmerkmale zu untersuchen. Weiße Zwerge sind im H-R-Diagramm enthalten und nehmen einen kleinen Raum unterhalb der Hauptreihe ein.

NEUTRONENSTERNE UND PULSARE.

Der Name „Pulsar“ kommt von der englischen Kombination „pulsating star“ – „pulsierender Stern“. Ein charakteristisches Merkmal von Pulsaren ist im Gegensatz zu anderen Sternen keine konstante Strahlung, sondern eine regelmäßige gepulste Radioemission. Die Impulse sind sehr schnell, die Dauer eines Impulses beträgt Tausendstelsekunden bis höchstens mehrere Sekunden. Die Pulsform und -perioden sind bei verschiedenen Pulsaren unterschiedlich. Aufgrund der strengen Periodizität der Radioemission können Pulsare als kosmische Chronometer betrachtet werden. Mit der Zeit verringern sich die Perioden auf 10–14 s/s. Jede Sekunde ändert sich die Periode um 10-14 Sekunden, das heißt, die Abnahme erfolgt über etwa 3 Millionen Jahre.

Regelmäßige Signale.

Die Geschichte der Entdeckung von Pulsaren ist sehr interessant. Der erste Pulsar, PSR 1919+21, wurde 1967 von Bell und Anthony Husch von der Universität Cambridge entdeckt. Bell, ein junger Physiker, führte Forschungen auf dem Gebiet der Radioastronomie durch, um seine Thesen zu bestätigen. Plötzlich entdeckte er in einem Gebiet nahe der galaktischen Ebene ein Funksignal mittlerer Intensität. Das Merkwürdige war, dass das Signal zeitweise auftrat – es verschwand und erschien in regelmäßigen Abständen von 1,377 Sekunden wieder. Sie sagen, Bell sei zu seinem Professor gerannt, um ihn über die Entdeckung zu informieren, aber dieser habe dem nicht die gebührende Aufmerksamkeit geschenkt, da er glaubte, es handele sich um ein Funksignal von der Erde.

Dennoch blieb das Signal ungeachtet der terrestrischen Radioaktivität bestehen. Dies deutete darauf hin, dass die Quelle seines Auftretens noch nicht geklärt war. Sobald die Daten über die Entdeckung veröffentlicht wurden, kamen zahlreiche Spekulationen auf, dass die Signale von einer gespenstischen außerirdischen Zivilisation stammten. Aber Wissenschaftler konnten das Wesen von Pulsaren ohne die Hilfe fremder Welten verstehen.

Die Essenz von Pulsaren.

Nach dem ersten wurden viele weitere Pulsare entdeckt. Astronomen sind zu dem Schluss gekommen, dass diese Himmelskörper Quellen gepulster Strahlung sind. Die zahlreichsten Objekte im Universum sind Sterne, daher kamen Wissenschaftler zu dem Schluss, dass diese Himmelskörper höchstwahrscheinlich zur Klasse der Sterne gehören.

Die schnelle Bewegung des Sterns um seine Achse ist höchstwahrscheinlich die Ursache für die Pulsationen. Wissenschaftler haben die Perioden gemessen und versucht, das Wesen dieser Himmelskörper zu bestimmen. Rotiert ein Körper mit einer Geschwindigkeit, die eine bestimmte Höchstgeschwindigkeit überschreitet, zerfällt er unter dem Einfluss von Zentrifugalkräften. Das bedeutet, dass es einen Mindestwert der Rotationsperiode geben muss.

Aus den durchgeführten Berechnungen folgte, dass die Dichte eines Sterns in der Größenordnung von 1014 g/cm3 liegen müsste, damit er sich mit einer in Tausendstelsekunden gemessenen Periode dreht, wie die von Atomkernen. Zur Verdeutlichung können wir das folgende Beispiel geben: Stellen Sie sich eine Masse vor, die dem Everest im Volumen eines Stücks Zucker entspricht.

Neutronensterne.

Seit den dreißiger Jahren gehen Wissenschaftler davon aus, dass es am Himmel etwas Ähnliches gibt. Neutronensterne sind sehr kleine, superdichte Himmelskörper. Ihre Masse beträgt etwa 1,5 Sonnenmassen und konzentriert sich auf einen Radius von etwa 10 km.

Neutronensterne bestehen hauptsächlich aus Neutronen, Teilchen ohne elektrische Ladung, die zusammen mit Protonen den Atomkern bilden. Durch die hohe Temperatur im Inneren des Sterns wird die Materie ionisiert, Elektronen existieren getrennt von den Kernen. Bei einer so hohen Dichte zerfallen alle Kerne in ihre Bestandteile Neutronen und Protonen. Neutronensterne sind das Endergebnis der Entwicklung eines Sterns mit großer Masse. Nachdem die thermonuklearen Energiequellen in seinen Tiefen erschöpft sind, explodiert es heftig, wie eine Supernova. Die äußeren Schichten des Sterns werden in den Weltraum geschleudert, im Kern kommt es zum Gravitationskollaps und es entsteht ein heißer Neutronenstern. Der Kollapsvorgang dauert den Bruchteil einer Sekunde. Durch den Kollaps beginnt er sich sehr schnell zu drehen, mit Perioden von Tausendstelsekunden, was typisch für einen Pulsar ist.

Strahlung von Pulsationen.

In einem Neutronenstern gibt es keine Quellen thermonuklearer Reaktionen, d.h. sie sind inaktiv. Die Emission von Pulsationen kommt nicht aus dem Inneren des Sterns, sondern von außen, aus Zonen rund um die Sternoberfläche.

Das Magnetfeld von Neutronensternen ist sehr stark, millionenfach größer als das Magnetfeld der Sonne. Es durchdringt den Raum und erzeugt eine Magnetosphäre.

Ein Neutronenstern sendet Elektronen- und Positronenströme in die Magnetosphäre aus; sie rotieren mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit. Das Magnetfeld beeinflusst die Bewegung dieser Elementarteilchen; sie bewegen sich entlang der Kraftlinien und folgen einer spiralförmigen Flugbahn. Dabei setzen sie Bewegungsenergie in Form elektromagnetischer Strahlung frei.

Durch die Abnahme der Rotationsenergie verlängert sich die Rotationsperiode. Ältere Pulsare haben eine längere Pulsationsperiode. Übrigens ist die Pulsationsperiode nicht immer streng periodisch. Manchmal verlangsamt es sich stark, dies ist mit Phänomenen verbunden, die „Störungen“ genannt werden – dies ist das Ergebnis von „Mikrosternbeben“.

SCHWARZE LÖCHER.

Das Bild des Firmaments verblüfft durch die Vielfalt der Formen und Farben der Himmelskörper. Es gibt so viel im Universum: Sterne in allen Farben und Größen, Spiralgalaxien, Nebel in ungewöhnlichen Formen und Farben. Doch in diesem „kosmischen Zoo“ gibt es „Exemplare“, die besonderes Interesse wecken. Dies sind noch mysteriösere Himmelskörper, da sie schwer zu beobachten sind. Darüber hinaus ist ihre Natur nicht vollständig geklärt. Unter ihnen nehmen „Schwarze Löcher“ einen besonderen Platz ein.

Bewegungsgeschwindigkeit.

In der Alltagssprache bedeutet der Ausdruck „Schwarzes Loch“ etwas Bodenloses, wo etwas hinfällt und niemand jemals erfahren wird, was in der Zukunft damit passiert ist. Was sind eigentlich Schwarze Löcher? Um dies zu verstehen, gehen wir zurück in die Geschichte vor zwei Jahrhunderten. Im 18. Jahrhundert führte der französische Mathematiker Pierre Simon de Laplace diesen Begriff erstmals ein, als er sich mit der Gravitationstheorie beschäftigte. Wie Sie wissen, hat jeder Körper, der eine bestimmte Masse hat – zum Beispiel die Erde – auch ein Gravitationsfeld, das umliegende Körper anzieht;

Aus diesem Grund fällt ein hochgeschleuderter Gegenstand auf die Erde. Wenn dasselbe Objekt mit Gewalt nach vorne geschleudert wird, überwindet es für einige Zeit die Schwerkraft der Erde und fliegt eine gewisse Strecke. Die erforderliche Mindestgeschwindigkeit wird „Bewegungsgeschwindigkeit“ genannt; für die Erde beträgt sie 11 km/s. Die Bewegungsgeschwindigkeit hängt von der Dichte des Himmelskörpers ab, wodurch ein Gravitationsfeld entsteht. Je höher die Dichte, desto höher sollte die Geschwindigkeit sein. Dementsprechend kann man wie Laplace vor zwei Jahrhunderten davon ausgehen, dass es im Universum Körper mit einer so hohen Dichte gibt, dass ihre Bewegungsgeschwindigkeit die Lichtgeschwindigkeit, also 300.000 km/s, übersteigt.

In diesem Fall könnte sogar Licht der Gravitationskraft eines solchen Körpers unterliegen. Ein solcher Körper könnte kein Licht aussenden und wäre daher unsichtbar. Wir können es uns als riesiges Loch vorstellen, auf dem Bild schwarz. Zweifellos trägt die von Laplace formulierte Theorie keine Spuren der Zeit und scheint zu vereinfacht zu sein. Zur Zeit von Laplace war die Quantentheorie jedoch noch nicht formuliert, und aus konzeptioneller Sicht erschien es unsinnig, Licht als materiellen Körper zu betrachten. Gleich zu Beginn des 20. Jahrhunderts, mit dem Aufkommen und der Entwicklung der Quantenmechanik, wurde bekannt, dass Licht unter bestimmten Bedingungen auch als materielle Strahlung wirkt.

Diese Position wurde in Albert Einsteins 1915 veröffentlichter Relativitätstheorie entwickelt und in der Arbeit des deutschen Physikers Karl Schwarzschild aus dem Jahr 1916 lieferte er eine mathematische Grundlage für die Theorie der Schwarzen Löcher. Licht kann auch der Schwerkraft unterliegen. Vor zwei Jahrhunderten warf Laplace ein sehr wichtiges Problem im Hinblick auf die Entwicklung der Physik als Wissenschaft auf.

Wie entstehen Schwarze Löcher?

Die Phänomene, über die wir sprechen, erhielten 1967 dank des amerikanischen Astrophysikers John Wheeler den Namen „Schwarze Löcher“. Sie sind das Endergebnis der Entwicklung großer Sterne, deren Masse mehr als fünf Sonnenmassen beträgt. Wenn alle nuklearen Brennstoffreserven erschöpft sind und keine Reaktionen mehr stattfinden, kommt es zum Tod des Sterns. Darüber hinaus hängt sein Schicksal von seiner Masse ab.

Wenn die Masse eines Sterns geringer ist als die Masse der Sonne, zieht er sich weiter zusammen, bis er erlischt. Wenn die Masse erheblich ist, explodiert der Stern, dann sprechen wir von einer Supernova. Der Stern hinterlässt Spuren – wenn es im Kern zu einem Gravitationskollaps kommt, sammelt sich die gesamte Masse zu einer kompakten Kugel mit einer sehr hohen Dichte – 10.000-mal größer als die des Atomkerns.

Relative Effekte.

Für Wissenschaftler sind Schwarze Löcher ein hervorragendes natürliches Labor, das es ihnen ermöglicht, Experimente zu verschiedenen Hypothesen der theoretischen Physik durchzuführen. Nach Einsteins Relativitätstheorie werden die Gesetze der Physik durch ein lokales Gravitationsfeld beeinflusst. Grundsätzlich verläuft die Zeit in der Nähe von Gravitationsfeldern unterschiedlicher Intensität unterschiedlich.

Darüber hinaus beeinflusst ein Schwarzes Loch nicht nur die Zeit, sondern auch den umgebenden Raum und seine Struktur. Nach der Relativitätstheorie verzerrt das Vorhandensein eines starken Gravitationsfeldes, das von einem so mächtigen Himmelskörper wie einem Schwarzen Loch ausgeht, die Struktur des umgebenden Raums und seine geometrischen Daten ändern sich. Das bedeutet, dass in der Nähe eines Schwarzen Lochs die kurze Distanz, die zwei Punkte verbindet, keine gerade Linie, sondern eine Kurve ist.

Pleshakov hatte eine gute Idee – einen Atlas für Kinder zu erstellen, der das Erkennen von Sternen und Sternbildern erleichtert. Unsere Lehrer haben diese Idee aufgegriffen und einen eigenen Atlas-Identifikator erstellt, der noch informativer und visueller ist.

Was sind Sternbilder?

Wenn Sie in einer klaren Nacht in den Himmel schauen, können Sie viele funkelnde Lichter unterschiedlicher Größe sehen, die wie Diamanten den Himmel schmücken. Diese Lichter werden Sterne genannt. Einige von ihnen scheinen in Clustern gesammelt zu sein und können bei längerer Betrachtung in bestimmte Gruppen eingeteilt werden. Der Mensch nannte solche Gruppen „Konstellationen“. Einige von ihnen ähneln vielleicht der Form einer Kelle oder den komplizierten Umrissen von Tieren, in vielerlei Hinsicht ist dies jedoch nur eine Erfindung der Fantasie.

Viele Jahrhunderte lang versuchten Astronomen, solche Sternhaufen zu untersuchen und verliehen ihnen mystische Eigenschaften. Man versuchte, sie zu systematisieren und ein gemeinsames Muster zu finden, und so entstanden die Konstellationen. Konstellationen wurden lange Zeit sorgfältig untersucht, einige wurden in kleinere aufgeteilt, und sie hörten auf zu existieren, und einige wurden nach der Klärung einfach angepasst. Beispielsweise wurde das Sternbild Argo in kleinere Sternbilder unterteilt: Kompass, Carina, Parus, Poop.

Sehr interessant ist auch die Entstehungsgeschichte der Sternbildnamen. Um die Erinnerung zu erleichtern, erhielten sie Namen, die durch ein Element oder ein literarisches Werk vereint waren. Beispielsweise wurde festgestellt, dass die Sonne in Zeiten starken Regens aus der Richtung bestimmter Sternbilder aufgeht, die folgende Namen erhielten: Steinbock, Wal, Wassermann und das Sternbild Fische.

Um alle Sternbilder einer bestimmten Klassifizierung zuzuordnen, wurde 1930 auf einem Treffen der Internationalen Astronomischen Union beschlossen, 88 Sternbilder offiziell zu registrieren. Dem Beschluss zufolge bestehen Sternbilder nicht aus Gruppen von Sternen, sondern stellen Ausschnitte des Sternenhimmels dar.

Welche Konstellationen gibt es?

Konstellationen variieren in der Anzahl und Helligkeit der Sterne, aus denen sie bestehen. Die 30 auffälligsten Sterngruppen werden identifiziert. Das flächenmäßig größte Sternbild ist Ursa Major. Es besteht aus 7 hellen und 118 Sternen, die mit bloßem Auge sichtbar sind.

Das kleinste Sternbild auf der Südhalbkugel wird Kreuz des Südens genannt und ist mit bloßem Auge nicht zu erkennen. Es besteht aus 5 hellen und 25 weniger sichtbaren Sternen.

Das Kleine Pferd ist das kleinste Sternbild auf der Nordhalbkugel und besteht aus zehn schwachen Sternen, die mit bloßem Auge sichtbar sind.

Das schönste und hellste Sternbild ist Orion. Es besteht aus 120 mit bloßem Auge sichtbaren Sternen, von denen 7 sehr hell sind.

Alle Konstellationen werden herkömmlicherweise in solche unterteilt, die sich auf der Süd- oder Nordhalbkugel befinden. Wer auf der Südhalbkugel der Erde lebt, kann Sternhaufen auf der Nordhalbkugel nicht sehen und umgekehrt. Von den 88 Sternbildern befinden sich 48 auf der Südhalbkugel und 31 auf der Nordhalbkugel. Die restlichen 9 Sterngruppen befinden sich auf beiden Hemisphären. Die nördliche Hemisphäre ist leicht am Nordstern zu erkennen, der immer sehr hell am Himmel leuchtet. Sie ist der extreme Star am Griff des Ursa Minor Dippers.

Aufgrund der Tatsache, dass sich die Erde um die Sonne dreht, wodurch einige Sternbilder nicht sichtbar sind, ändern sich die Jahreszeiten und die Position dieses Sterns am Himmel. Beispielsweise ist die Position unseres Planeten auf seiner zirkumsolaren Umlaufbahn im Winter entgegengesetzt zu der im Sommer. Daher sind zu jeder Jahreszeit nur bestimmte Sternbilder zu sehen. Im Sommer sieht man beispielsweise am Nachthimmel ein Dreieck, das aus den Sternen Altair, Wega und Deneb besteht. Im Winter besteht die Möglichkeit, das unendlich schöne Sternbild Orion zu bewundern. Deshalb sagt man manchmal: Herbstkonstellationen, Winter-, Sommer- oder Frühlingskonstellationen.

Sternbilder sind im Sommer am besten sichtbar und es empfiehlt sich, sie im Freien außerhalb der Stadt zu beobachten. Einige Sterne können mit bloßem Auge gesehen werden, während für andere möglicherweise ein Teleskop erforderlich ist. Am besten sichtbar sind die Sternbilder Ursa Major und Ursa Minor sowie Kassiopeia. Im Herbst und Winter sind die Sternbilder Stier und Orion deutlich zu erkennen.

Helle Konstellationen, die in Russland sichtbar sind

Zu den schönsten in Russland sichtbaren Sternbildern der nördlichen Hemisphäre gehören: Orion, Ursa Major, Stier, Canis Major, Canis Minor.

Wenn Sie sich den Standort genau ansehen und Ihrer Fantasie freien Lauf lassen, können Sie eine Jagdszene erkennen, die wie ein antikes Fresko seit mehr als zweitausend Jahren am Himmel dargestellt ist. Der tapfere Jäger Orion wird immer umgeben von Tieren dargestellt. Stier rennt nach rechts und der Jäger schwingt seine Keule auf ihn zu. Zu Orions Füßen liegen die treuen Hunde Canis Major und Canis Minor.

Sternbild Orion

Dies ist die größte und farbenprächtigste Konstellation. Im Herbst und Winter ist es deutlich sichtbar. Orion ist auf dem gesamten Territorium Russlands zu sehen. Die Anordnung seiner Sterne ähnelt den Umrissen eines Menschen.

Die Entstehungsgeschichte dieser Konstellation geht auf antike griechische Mythen zurück. Ihnen zufolge war Orion ein tapferer und starker Jäger, der Sohn von Poseidon und der Nymphe Emvriala. Er ging oft mit Artemis auf die Jagd, doch eines Tages, weil er sie während einer Jagd besiegt hatte, wurde er vom Pfeil der Göttin getroffen und starb. Nach seinem Tod wurde er in eine Konstellation verwandelt.

Der hellste Stern des Orion ist Rigel. Es ist 25.000 Mal heller als die Sonne und 33 Mal so groß. Dieser Stern hat ein bläulich-weißes Leuchten und gilt als Überriese. Trotz dieser beeindruckenden Abmessungen ist es jedoch deutlich kleiner als Beteigeuze.

Beteigeuze ziert Orions rechte Schulter. Er ist 450-mal größer als der Durchmesser der Sonne, und wenn wir ihn an die Stelle unseres Sterns setzen, dann wird dieser Stern den Platz von vier Planeten vor dem Mars einnehmen. Beteigeuze scheint 14.000 Mal heller als die Sonne.

Das Sternbild Orion umfasst auch Nebel und Sternchen.

Sternbild Stier

Ein weiteres großes und unvorstellbar schönes Sternbild der nördlichen Hemisphäre ist der Stier. Es liegt nordwestlich des Orion und liegt zwischen den Sternbildern Widder und Zwillinge. Nicht weit vom Stier entfernt gibt es Sternbilder wie: Auriga, Cetus, Perseus, Eridanus.

Diese Konstellation ist in den mittleren Breiten fast das ganze Jahr über zu beobachten, mit Ausnahme der zweiten Frühlingshälfte und des Frühsommers.

Die Geschichte des Sternbildes reicht bis in antike Mythen zurück. Sie erzählen davon, dass sich Zeus in ein Kalb verwandelte, um die Göttin Europa zu entführen und auf die Insel Kreta zu bringen. Diese Konstellation wurde erstmals von Eudoxos beschrieben, einem Mathematiker, der lange vor unserer Zeitrechnung lebte.

Der hellste Stern nicht nur dieser Konstellation, sondern auch der anderen 12 Sterngruppen ist Aldebaran. Es befindet sich auf dem Kopf des Stiers und wurde früher „Auge“ genannt. Aldebaran hat den 38-fachen Durchmesser der Sonne und ist 150-mal heller. Dieser Stern ist 62 Lichtjahre von uns entfernt.

Der zweithellste Stern im Sternbild ist Nat oder El-Nat (die Hörner des Stiers). Es liegt in der Nähe von Auriga. Es ist 700-mal heller als die Sonne und 4,5-mal größer.

Innerhalb des Sternbildes gibt es zwei unglaublich schöne offene Sternhaufen, die Hyaden und die Plejaden.

Das Alter der Hyaden beträgt 650 Millionen Jahre. Dank Aldebaran, das zwischen ihnen deutlich sichtbar ist, sind sie am Sternenhimmel leicht zu finden. Sie umfassen etwa 200 Sterne.

Die Plejaden erhielten ihren Namen aufgrund ihrer neun Teile. Sieben von ihnen sind nach den sieben Schwestern des antiken Griechenlands (den Plejaden) benannt, zwei weitere nach ihren Eltern. Die Plejaden sind im Winter gut sichtbar. Sie umfassen etwa 1000 Sternkörper.

Eine ebenso interessante Formation im Sternbild Stier ist der Krebsnebel. Er entstand nach einer Supernova-Explosion im Jahr 1054 und wurde 1731 entdeckt. Die Entfernung des Nebels von der Erde beträgt 6500 Lichtjahre und sein Durchmesser beträgt etwa 11 Lichtjahre. Jahre.

Dieses Sternbild gehört zur Orion-Familie und grenzt an die Sternbilder Orion, Einhorn, kleiner Hund und Hase.

Das Sternbild Großer Hund wurde erstmals im zweiten Jahrhundert von Ptolemaios entdeckt.

Es gibt einen Mythos, der besagt, dass der Große Hund einst Lelap war. Es war ein sehr schneller Hund, der jede Beute einholen konnte. Eines Tages jagte er einen Fuchs, der ihm an Geschwindigkeit nicht nachstand. Der Ausgang des Rennens stand fest und Zeus verwandelte beide Tiere in Stein. Er stellte den Hund in den Himmel.

Das Sternbild Großer Hund ist im Winter gut sichtbar. Der hellste Stern nicht nur dieses, sondern auch aller anderen Sternbilder ist Sirius. Es hat einen bläulichen Glanz und befindet sich ziemlich nahe an der Erde, in einer Entfernung von 8,6 Lichtjahren. In unserem Sonnensystem wird er in puncto Helligkeit von Jupiter, Venus und dem Mond übertroffen. Das Licht des Sirius braucht 9 Jahre, um die Erde zu erreichen, und ist 24-mal stärker als die Sonne. Dieser Stern hat einen Satelliten namens „Puppy“.

Die Entstehung eines Konzepts wie „Feiertage“ ist mit Sirius verbunden. Tatsache ist, dass dieser Stern während der Sommerhitze am Himmel erschien. Da Sirius aus dem Griechischen mit „canis“ übersetzt wird, begannen die Griechen, diesen Zeitraum Urlaub zu nennen.

Sternbild Canis Minor

Canis Minor grenzt an Sternbilder wie: Einhorn, Hydra, Krebs, Zwillinge. Dieses Sternbild stellt das Tier dar, das zusammen mit Canis Major dem Jäger Orion folgt.

Die Entstehungsgeschichte dieser Konstellation ist, wenn wir uns auf Mythen verlassen, sehr interessant. Ihrer Meinung nach handelt es sich bei Canis Minor um Mera, den Hund von Ikaria. Diesem Mann wurde von Dionysos beigebracht, wie man Wein herstellt, und das Getränk erwies sich als sehr stark. Eines Tages kamen seine Gäste zu dem Schluss, dass Ikaria beschlossen hatte, sie zu vergiften, und töteten ihn. Der Bürgermeister war sehr traurig über seinen Besitzer und starb bald darauf. Zeus platzierte es in Form eines Sternbildes am Sternenhimmel.

Diese Konstellation lässt sich am besten im Januar und Februar beobachten.

Die hellsten Sterne in dieser Konstellation sind Porcyon und Gomeisa. Porcyon liegt 11,4 Lichtjahre von der Erde entfernt. Sie ist etwas heller und heißer als die Sonne, unterscheidet sich aber physikalisch kaum von ihr.

Gomeiza ist mit bloßem Auge sichtbar und leuchtet in einem blau-weißen Licht.

Sternbild Ursa Major

Ursa Major hat die Form einer Schöpfkelle und ist eines der drei größten Sternbilder. Es wird in den Schriften Homers und in der Bibel erwähnt. Diese Konstellation ist sehr gut erforscht und hat in vielen Religionen große Bedeutung.

Es grenzt an Sternbilder wie: Wasserfall, Löwe, Canes Venatici, Drache, Luchs.

Nach antiken griechischen Mythen wird der Große Wagen mit Kallisto in Verbindung gebracht, einer schönen Nymphe und Liebhaberin des Zeus. Seine Frau Hera verwandelte Callisto zur Strafe in einen Bären. Eines Tages traf dieser Bär Hera und ihren Sohn Arcas mit Zeus im Wald. Um eine Tragödie zu vermeiden, verwandelte Zeus seinen Sohn und seine Nymphe in Sternbilder.

Die große Kelle besteht aus sieben Sternen. Die auffälligsten von ihnen sind drei: Dubhe, Alkaid, Aliot.

Dubhe ist ein Roter Riese und zeigt auf den Nordstern. Es liegt 120 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Alkaid, der dritthellste Stern im Sternbild, stellt das Ende des Schwanzes des Großen Bären dar. Es liegt 100 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Alioth ist der hellste Stern im Sternbild. Sie stellt den Schwanz dar. Aufgrund seiner Helligkeit wird es in der Navigation eingesetzt. Alioth scheint 108-mal heller als die Sonne.

Diese Sternbilder sind die hellsten und schönsten auf der Nordhalbkugel. In einer Herbst- oder frostigen Winternacht sind sie mit bloßem Auge perfekt zu erkennen. Die Legenden über ihre Entstehung lassen Ihrer Fantasie freien Lauf und stellen Sie sich vor, wie der mächtige Jäger Orion zusammen mit seinen treuen Hunden seiner Beute nachläuft, während Stier und Ursa Major ihn aufmerksam beobachten.

Russland liegt auf der Nordhalbkugel und in diesem Teil des Himmels können wir nur wenige aller am Himmel existierenden Sternbilder sehen. Je nach Jahreszeit ändert sich lediglich ihre Position am Himmel.

KINDER ÜBER DEN RAUM. GESPRÄCH SECHS. STERNE UND KONSTELLATIONEN

(Shorygina T.A. Für Kinder Ö Raum Und Yuri Gagarin - Erste Astronaut Erde: Gespräche, Freizeitaktivitäten, Geschichten. -M.:Sfera, 2014.-128s.)

Der Weltraum ist kein Spaziergang, eine Rakete ist kein Flugzeug.

(Yuri Gagarin)

Sternenhimmel

Stellen Sie sich vor, dass Sie an einem klaren, frostigen Abend nach draußen gehen und in den Himmel schauen.

Wie viele Sterne! Wie hell sie sind! Es scheint, als hätte ein Märchenzauberer Handvoll funkelnder Diamanten über den dunkelblauen Himmel verstreut.

Sterne

Die Sterne sind klar,

Sternchen kommen häufig vor

Sie brennen hoch im Himmel.

Es ist, als würden sie wunderschöne Lieder singen –

Sie reden mit uns!

Der Himmel ist riesig

Bodenloser Himmel

Man kann die Sterne nicht zählen, wie Sandkörner.

Dennoch, glauben Sie mir,

Leitender Stern

Jeder hat einen in seinem Leben!

Es gibt sehr, sehr viele Sterne am Himmel. Ohne Instrumente kann man etwa sechstausend Sterne sehen, mit Hilfe eines Teleskops sogar fast zwei Milliarden!

Alle Sterne sind riesige Feuerbälle. Aber die Temperatur dieser heißen Kugeln ist unterschiedlich und daher ist auch ihre Farbe unterschiedlich.

Die heißesten Sterne sind weiß, etwas weniger heiß sind die blauen, gefolgt von gelben und roten als letzten.

Die hellsten Sterne auf unserer Nordhalbkugel sind Sirius und Aldebaran.

- Warum kommen sie Ihrer Meinung nach klein vor, wie Sandkörner?

Rechts! Die Sterne sind unendlich weit von uns entfernt. Licht von fernen Sternen erreicht die Erde erst nach Hunderten und sogar Tausenden von Jahren.

- Welcher Stern ist der Erde am nächsten?

Rechts! Sonne.

In einer dunklen Nacht funkeln verstreute Sterne am Himmel und verschwinden am Morgen.

Das steht übrigens auch im Rätsel:

Über das Schaffell verstreut

Goldene Sandkörner,

Und als es dämmerte,

Sie werden weggefegt wie der Wind!

Wohin gehen die Sterne tagsüber?

Rechts! Sie verschwinden nirgendwo, aber in den hellen Strahlen unseres Sterns sehen wir sie nicht.

Sterne variieren nicht nur in Temperatur und Farbe, sondern auch in ihrer Größe.

Es gibt Sterne im Weltraum, die Rote Riesen genannt werden. Diese Sterne waren in der Vergangenheit völlig gewöhnlich, entstanden aber aus gewöhnlichen Sternen, als sie allmählich abzukühlen begannen. Der Kern des Sterns, oder wie man sagt, sein Kern, wird kleiner und zieht sich zusammen, während die äußere Schicht im Gegenteil wächst und sich ausdehnt. Der Stern wird weniger heiß und kühlt ab. Aus einem weißen Stern wird ein riesiger roter Stern.

Im Weltraum gibt es kleine, aber sehr heiße Sterne. Sie werden Weiße Zwerge genannt.

Es gibt auch besondere Sterne im Universum – Schwarze Löcher. Wissenschaftler haben diese seltsamen Himmelskörper lange Zeit untersucht und kamen zu dem Schluss, dass sie völlig schwarz erscheinen, weil sie die auf sie einfallenden Lichtstrahlen vollständig absorbieren.

Warum passiert das?

Denn ein Schwarzes Loch besteht aus sehr dichter komprimierter Materie (manchmal wird dieser Stern zu einem Punkt!) und hat eine enorme Gravitationskraft.

In der Antike fanden Reisende und Seefahrer ihren Weg, indem sie den Sternen folgten. Aber es gibt so viele Sterne am Himmel und es ist nicht einfach, sich an ihren Standort zu erinnern.

Daher wurden bereits in der Antike auf speziellen Sternkarten Sterne durch Linien verbunden, sodass einfache Figuren entstanden, die an Menschen oder Tiere erinnern. Diese Sterngruppen wurden Sternbilder genannt.

Jedes Jahr dreht sich die Erde einmal um die Sonne und jeden Monat geht die Sonne vor dem Hintergrund einer anderen Konstellation auf. Es gibt 12 solcher Sternbilder. Sie werden Tierkreiszeichen genannt.

Kennen Sie die Namen der Tierkreiskonstellationen?

Ein kleiner Abzählreim hilft Ihnen, sich die Namen dieser Sternbilder zu merken:

Wie Monate - Brüder,

Es gibt zwölf Sternbilder.

Und ihre Namen sind: Krebs, Stier,

Jungfrau, Widder und Schütze,

Skorpion und Zwillinge,

Fische, Steinbock, Waage,

Löwe, und neben ihm steht Wassermann.

Merken Sie sich diese schnell!

Neben den Tierkreiskonstellationen gibt es noch weitere am Himmel. Die Wissenschaft der Astronomie hat ihren Ursprung im alten Ägypten, Babylon, Griechenland und Rom. Viele Sternbilder haben griechische oder lateinische Namen und sind mit interessanten Geschichten und Mythen verbunden.

Sie haben wahrscheinlich die hellen Sternbilder Ursa Major und Ursa Minor am Nachthimmel gesehen. Im antiken Griechenland gab es eine Legende über diese Sternbilder.

Es war einmal, als sich der Donnergott Zeus in die irdische Schönheit Callisto verliebte. Seine eifersüchtige Frau Hera war beleidigt und verwandelte Callisto mit ihren magischen Kräften in einen Bären. Sie hoffte, dass ihr Sohn, der erfahrene Jäger Arkas, das Biest töten würde, wenn er es in seinem Haus sah. Aber Zeus verwandelte den Bären in eine himmlische Konstellation. Damit sich das arme Ding alleine nicht langweilte, platzierte er ihren geliebten Hund in der Nähe. Dieses Sternbild wurde Ursa Minor genannt.

Hören Sie sich das Gedicht an.

Großer Wagen

Die Schönheit des irdischen Callisto

Donnerer Zeus wird gefangen genommen.

Der Look ist enthusiastisch und schnell

Er wirft es auf sie.

Hera fiel ihm ins Auge,

Voller verstecktem Feuer.

Mein Herz brannte vor Wut:

„Ich werde mich an Callista rächen.

Ich werde sie pelzig machen

Klumpfuß, wie ein Bär.

Statt schöner Hände - Pfoten,

Lass den Tod sie treffen!

Ihr Sohn ist ein tapferer Jäger,

Er wird den Bären töten

Pfeile werden ihr Herz durchbohren,

Der Körper wird wie Eis.“

Aber vor einem schrecklichen Schicksal

Zeus rettete seine Geliebte:

„Wird dich nicht umsonst töten

Dein liebevoller Sohn Arkas.

Statt Menschenleben

Mit einer leidenden Seele

Ich werde dir die Ewigkeit schenken -

Werde ein großer Bär.

Die Vergeltung wird dich nicht finden,

Schmerz und Angst werden dich nicht berühren.

Wirst du als Sternbild funkeln?

Diamantene Sterne am Himmel!

Dieses Sternbild wird auch Großer Wagen genannt. Es sieht wirklich aus wie eine Schöpfkelle mit langem Stiel.

Bär oder Eimer?

Flackert und leuchtet

Großer Wagen.

Diese Konstellation sieht aus wie ein Eimer,

Und die Kelle sieht überhaupt nicht wie ein Bär aus!

Mithilfe des Sternbildes Ursa Major können Sie den Nordstern finden. Für Wanderer diente dieser Leitstern schon immer als Wegweiser. Wenn du ihm gegenüber stehst, dann wird der Norden vor dir sein, der Süden wird hinter dir sein, der Osten wird zu deiner Rechten sein und der Westen wird zu deiner Linken sein.

Am Himmel gibt es ein kleines Sternbild namens Lyra. Es ist mit einem der hellsten Sterne der nördlichen Hemisphäre geschmückt – Wega.

Warum heißt das Sternbild Ihrer Meinung nach Lyra?

Die Konstellation ähnelt einem Musikinstrument, das vom erstaunlichen Sänger Orpheus gespielt wird. Einer der griechischen Legenden zufolge sang Orpheus so schön, dass Menschen, Tiere und Vögel seinen Gesang hörten. Der Klang seiner Stimme wirkte Wunder – das Rauschen des Wassers in den Quellen verstummte, der Wind ließ nach, kahle Felsen waren mit Blumen bedeckt, trockene Bäume mit jungen grünen Blättern. Das Sternbild Coma Berenices leuchtet am dunklen Himmel. Der Legende nach hatte Königin Veronica unglaublich schönes goldenes, lockiges Haar. Wie kamen sie in den Himmel? Hören Sie sich das Gedicht an.

Veronicas Haare

Die Zöpfe der Königin sind wunderbar,

Nicht bis zur Taille – bis zu den Zehen.

Läuft über meinen Rücken, fließt

Goldener Wasserfall!

Haare kräuseln sich wie Bäche

Fließend wie ein sonniger Fluss,

Der König bewundert, küsst,

Er streicht sich mit der Hand durchs Haar.

Es war einmal während eines Festes

Der König umarmte seine Frau.

Die Leiern begannen traurig zu spielen:

„Ich ziehe in den Krieg!

Liebe Veronika!

Ich liebe dich alleine,"

Der König flüstert und streichelt sanft

Flechten Sie eine duftende Welle.

Und die Königin legte ein Gelübde ab:

Wenn der König lebend zurückkommt,

Dann wird sie ihren Zopf verlieren

Kostbar, golden.

Aber der Krieg war nur von kurzer Dauer,

Und die Nachricht erreichte die Königin:

„Der König lebt und ist unversehrt

Bald, bald ist es da!

„Nun“, sagte Veronica,

Ich werde mein Gelübde erfüllen“:

Und Zöpfe abschneiden

Lassen Sie sich in der Nähe Ihrer Füße auf den Boden fallen.

Irgendwo gespenstisch und ruhig

„Die Zöpfe der jungen Veronica

In den Himmel geflogen!

Es gibt keine schönen Frauen

Goldene lange Zöpfe,

Aber es leuchtet am klaren Himmel

Eine fabelhafte Streuung von Sternen!

Sterne bilden große Cluster. Sie werden Galaxien genannt. Eine Galaxie ist eine rotierende Ansammlung von Sternen.

Das Sonnensystem ist Teil einer Galaxie namens Milchstraße. In einer dunklen Nacht ist ein Teil der Milchstraße am Himmel zu sehen. Es ähnelt einem schwach schimmernden Streifen verschütteter Milch. Das Wort „Galaxie“ selbst kommt übrigens vom griechischen Wort für „Milch“.

Die Milchstrasse.

Unser Sonnensystem liegt am Rande der Milchstraße und umfasst insgesamt etwa 10 Milliarden Sterne.

Neben der Milchstraße gibt es im Universum eine Vielzahl weiterer Galaxien, mindestens Hunderte Millionen! Die uns am nächsten gelegene Galaxie wird Andromedanebel genannt.

Galaxis.

Hören Sie sich die fantastische Geschichte „Der Sterngucker und Micky der Affe“ an

Welche Form haben Sterne?

Warum erscheinen uns Sterne winzig?

Welcher Stern ist der Erde am nächsten?

Warum haben Sterne unterschiedliche Farben?

Welche Sterne werden Rote Riesen genannt? Weiße Zwerge? Schwarze Löcher?

Was ist eine Konstellation? Welche Sternzeichenkonstellationen kennen Sie?

Welche Legenden und Geschichten über Sterne und Sternbilder kennen Sie?

Welcher Stern wird Leitstern genannt?

Wie nennt man große Sternhaufen?

Wie heißt unsere Galaxie?

Sternenhimmel. Sterne.

Cartoon - Wenn Sterne fallen.

Kindergedichte über Sterne, Sternbilder und Planeten zum Lesen (Auswendiglernen)

die Milchstrasse
Rimma Aldonina

Schwarzer Samthimmel
Mit Sternen bestickt.
Lichtweg
Läuft über den Himmel.
Von Kante zu Kante
Es breitet sich leicht aus
Es ist, als hätte jemand etwas verschüttet
Milch über den Himmel.
Aber nein, natürlich am Himmel
Keine Milch, kein Saft,
Wir sind ein Sternensystem
Wir sehen unsere von der Seite.
So sehen wir Galaxien
Einheimisches Fernlicht -
Raum für Astronautik
Seit vielen tausend Jahren.

Sterne
Rimma Aldonina

Was sind Sterne?
Wenn sie dich fragen -
Antworten Sie mutig:
Heißes Gas.
Und fügen Sie auch hinzu:
Darüber hinaus ist es immer so
Kernreaktor -
Jeder Stern!

***
G. Kruschkow

Es gibt einen Stern am Himmel,
Ich werde nicht sagen, welches,
Aber jeden Abend aus dem Fenster
Ich schaue sie an.

Es funkelt so hell!
Und irgendwo im Meer
Jetzt ist er wahrscheinlich ein Seemann
Es prüft den Weg.

Konstellationen
Yu. Sinitsyn

Sterne, Sterne, für eine lange Zeit
Habe dich für immer angekettet
Der gierige Blick eines Mannes.

Und in Tierhaut sitzend
In der Nähe des roten Feuers
Kontinuierlich in der blauen Kuppel
Er konnte bis zum Morgen zusehen.

Und schaute lange schweigend zu
Mann in der Weite der Nacht -
Dann mit Angst
Dann mit Freude
Dann mit einem vagen Traum.

Und dann mit dem gemeinsamen Traum
Die Geschichte reifte auf den Lippen:
Über geheimnisvolle Sternbilder,
Über unbekannte Welten.

Seitdem leben sie im Himmel,
Wie im Nachtland der Wunder, -
Wassermann,
Schütze und Schwan,
Löwe, Pegasus und Herkules.

Weltraummärchen(Fragment)
Wassili Lepilow

Der Raum ist schwarz gestrichen,
Weil es keine Atmosphäre gibt
Es gibt keine Nacht, keinen Tag.
Hier gibt es kein irdisches Blau,
Die Aussichten hier sind seltsam und wunderbar:
Und die Sterne sind alle auf einmal sichtbar,
Sowohl die Sonne als auch der Mond.

Im Norden ist ein Stern sichtbar,
Und es heißt
Der Polarstern.
Sie ist eine zuverlässige Menschenfreundin
Und zwei Ursa-Bären dabei
Unter den kosmischen Lichtern
Alle gehen der Reihe nach vor.

Nicht weit entfernt wurde der Drache still.
Er wirft einen Seitenblick auf die Bären,
Kaut an den Enden seines Schnurrbartes.
Und der Adler schaute lange zu,
Wie ein dürrer Wolf, der irgendwo umherirrt
Und umgangen
Sternbild Canes Venatici.

Der himmlische Löwe schlief friedlich,
Nachdem er sein schreckliches Löwenmaul geöffnet hatte
(Machen Sie keine Witze mit Löwen!)
Der Wal schwamm nach Andromeda,
Pegasus galoppierte schnell,
Und der Schwan flog stolz
Entlang der Milchstraße.

Hydra bewachte jemanden
Schließlich war Hydra Hydra
Seit jeher, Freunde!
Über das riesige Firmament
Sie krabbelt auf mysteriöse Weise.
Wen bewacht Hydra?
Das kann man noch nicht sagen.

Und in der Nähe der Milchstraße,
Nirgendwo hin, kein Ort, an den man gehen kann,
Ein riesiger Krebs lügt.
Im kosmischen Staub liegen
Bewegt seine Krallen leicht
Und alles beobachtet Hydra.
(Krebs ist offensichtlich kein Dummkopf!)

Hier schlug der Rabe mit den Flügeln,
Aus der Asche erhob sich der Phönix,
Der Pfau flatterte mit dem Schwanz,
Hier wand sich die Schlange,
Die Füchse rannten und tollten,
Und Lynx saß da ​​und versteckte sich,
Der Sänger wurde vom Delphin gerettet.

Die Giraffe ging wie Gott
Hier ist der Hase, hier ist das Einhorn,
Kranich, Chamäleon.
Und da sind eine Taube und eine Eidechse...
Nein, anscheinend kann ich es nicht zählen
All diese fabelhaften Kreaturen
Wer bewohnt den Weltraum?

Zitiert aus der Veröffentlichung: V.P. Lepilov „Cosmic Tale“ Astrachan: „Wolga“, 1992, S. 34-35

Arkady Khait
Aus „Babyphone“

Über der Erde spät in der Nacht,
Streck einfach deine Hand aus
Du schnappst dir die Sterne:
Sie scheinen in der Nähe zu sein.
Du kannst eine Pfauenfeder nehmen,
Berühre die Zeiger der Uhr,
Reiten Sie auf dem Delphin
Schwingen Sie auf Waage.
Über der Erde spät in der Nacht,
Wenn du in den Himmel schaust,
Du wirst sehen, wie Trauben,
Die Sternbilder hängen dort.
Über der Erde spät in der Nacht,
Streck einfach deine Hand aus
Du schnappst dir die Sterne:
Sie scheinen in der Nähe zu sein.

Hier ist der Große Wagen
Sternenbrei stört
Große Schöpfkelle
In einem großen Kessel.

Und in der Nähe ist ein schwaches Licht
Ursa Minor.
Mit einer kleinen Schöpfkelle
Sammelt Krümel.

***
G. Sapgir

Wir hörten: zwei Ursa
Nachts leuchten sie am Himmel.
Nachts schauten wir auf -
Wir haben zwei Töpfe gesehen.

***
Leonid Tkachuk

Hier sind die Kanten der Griffe, an denen sich unsere Schöpfkelle befindet
Benetnash ist mit einem Stern gekennzeichnet.
Sie werden nebenan einen Blick darauf werfen -
Sie werden Mizar und Alcor sehen.
Aber der Griff hat eine Wendung
Aliot führt zum Stern.
Na dann haben wir es endlich
Schauen wir uns den Rand der Schüssel an – Megrets.
Und wir werden einfach so durch den Boden gehen,
Fekdu und Merak sehen.
Und oben leuchtet es wie immer
Nam Dubhe ist ein heller Stern.

Großer Wagen
Yu. Sinitsyn

Am Großen Wagen
Der Stift ist wahnsinnig gut!
Drei Sterne - und alles hintereinander,
Sie brennen wie Diamanten!

Unter den Sternen, groß und hell,
Ein weiteres ist kaum sichtbar:
In der Mitte des Griffs
Sie suchte Zuflucht.

Schauen Sie genauer hin
Sie sehen
Zwei Sterne verschmolzen?

Der, der größer ist
Es heißt das Pferd.
Und das Baby neben ihr -
Fahrer,
Darauf reiten.

Wundervoller Fahrer
Dieser Sternenprinz Alcor,
Und trägt ihn zu den Sternbildern
Pferd Mizar auf Hochtouren.

Das Pferd mit der goldenen Mähne zittert
Vergoldeter Zaum.
Beherrscht vom stillen Reiter
Zum Nordstern.

Konstellationen
Rimma Aldonina

Die ganze Nacht über sind die Sternbilder brillant
Verlangsamen Sie den Reigen nicht
Um einen Stern herum steht
Wie in der Mitte des Himmels.

Die Erdachse neigte sich ihr zu,
Wir nannten sie Polar.
Wo der Norden ist, werden wir daran herausfinden
Und dafür sind wir ihr dankbar.

Orion
Natalia Tennova

Keine Angst vor Winter und Kälte,
Nachdem ich mich fester angeschnallt habe,
Für die Jagd gerüstet
Orion spricht.
Zwei Stars aus den großen Ligen
Im Orion ist dies Rigel
In der unteren rechten Ecke,
Wie eine Schleife an einem Schuh.
Und auf der linken Schulterklappe -
Beteigeuze leuchtet hell.
Drei Sterne diagonal
Verzieren Sie den Gürtel.
Dieser Gürtel ist wie ein Hinweis.
Er ist ein himmlischer Zeiger.
Wenn Sie nach links gehen,
Sie werden das Wunder Sirius finden.
Und vom rechten Ende -
Weg zum Sternbild Stier.
Er zeigt gerade
In das rote Auge von Aldebaran.

Sternzeichengürtel
A. G. Novak

Januarschnee auf der Straße,
Die Sonne scheint im Steinbock.

Im Februar sind die Tage länger,
Die Sonne scheint herein... (Wassermann).

Im März gibt es viele Schneeblöcke,
Die Sonne ist irgendwo dazwischen... (Fische).

Und im April von... (Widder)
Die Sonne wärmt bereits.

Im Mai scheint die Sonne... (Korpuskel) -
Rechnen Sie mit Sommersprossen im Gesicht.

Im Juni steht die Sonne in... (Zwillinge)
Kinder trinken Fanta im Gebüsch.

Im Juli rollt die Sonne Richtung ... (Raku),
Musikliebhaber - in den Mohngarten.

August-Schule öffnet,
... (Ein Löwe) rennt hinter der Sonne davon.

Es ist „September“ vor dem Fenster,
... (Jungfrau) Die Sonne wird dich beschützen.

Im Oktober, so die Eulen,
Die Sonne scheint von... (Waage).

Im November am Himmel
Die Sonne scheint herein... (Skorpion).

Im Dezember, wie ein Wildfang,
Versteckt hinter der Sonne... (Schütze).

Kindergedichte über Kometen und Sterne zum Lesen und Auswendiglernen

Komet
Rimma Aldonina

Was für ein luxuriöses Wunder!
Fast die halbe Welt besetzend,
Geheimnisvoll, sehr schön
Ein Komet schwebt über der Erde.

Und ich möchte denken:
- Wo
Ist uns ein strahlendes Wunder widerfahren?
Und ich möchte weinen, wann
Es wird spurlos verschwinden.

Und sie sagen uns:
- Es ist Eis!
Und ihr Schwanz besteht aus Staub und Wasser!
Es spielt keine Rolle, ein Wunder kommt zu uns,
Und Miracle ist immer wunderbar!

***
G. Sapgir

Breitet seinen feurigen Schwanz aus,
Ein Komet rast zwischen den Sternen hindurch.
- Hören Sie, Konstellationen,
Letzte Neuigkeiten,
Wunderbare Neuigkeiten
Himmlische Neuigkeiten!

Mit wilder Geschwindigkeit rauschen,
Ich war zu Besuch bei der Sonne.
Ich sah die Erde in der Ferne
Und neue Satelliten der Erde.
Ich flog von der Erde weg,
Schiffe flogen hinter mir her!

Liebe Studierende, das ist meiner Meinung nach wichtig!

Ich empfehle Ihnen, andere Abschnitte der „Navigation“ durchzugehen und interessante Artikel zu lesen oder Präsentationen, didaktische Materialien zu Themen (Pädagogik, Methoden zur Entwicklung der kindlichen Sprache, theoretische Grundlagen der Interaktion zwischen vorschulischen Bildungseinrichtungen und Eltern) anzusehen; Materialien zur Vorbereitung auf Prüfungen, Prüfungen, Studienarbeiten und Abschlussarbeiten. Ich würde mich freuen, wenn die auf meiner Website veröffentlichten Informationen Ihnen bei Ihrer Arbeit und Ihrem Studium helfen.

Beste Grüße, O.G. Golskaja.

Die Frage, wie viele Sterne es am Himmel gibt, beschäftigte die Menschen, sobald sie den ersten Stern am Himmel bemerkten (und sie lösen dieses Problem immer noch). Dennoch haben Astronomen einige Berechnungen durchgeführt und festgestellt, dass man mit bloßem Auge etwa 4,5 Tausend Himmelskörper am Himmel sehen kann und unsere Milchstraße etwa 150 Milliarden Sterne umfasst. Wenn man bedenkt, dass das Universum mehrere Billionen Galaxien enthält, beträgt die Gesamtzahl der Sterne und Sternbilder, deren Licht die Erdoberfläche erreicht, Septillionen – und diese Schätzung ist nur ungefähr.

Ein Stern ist eine riesige Gaskugel, die Licht und Wärme aussendet (das ist der Hauptunterschied zu den Planeten, die als völlig dunkle Körper nur die auf sie fallenden Lichtstrahlen reflektieren können). Energie erzeugt Licht und Wärme, die durch thermonukleare Reaktionen im Inneren des Kerns entstehen: Im Gegensatz zu Planeten, die sowohl feste als auch leichte Elemente enthalten, enthalten Himmelskörper leichte Teilchen mit einer leichten Beimischung von Feststoffen (z. B. besteht die Sonne zu fast 74 % aus Wasserstoff und). 25 % Helium).

Die Temperatur der Himmelskörper ist extrem hoch: Aufgrund einer Vielzahl thermonuklearer Reaktionen liegen die Temperaturindikatoren der Sternoberflächen zwischen 2 und 22.000 Grad Celsius.

Da das Gewicht selbst des kleinsten Sterns die Masse der größten Planeten deutlich übersteigt, verfügen Himmelskörper über eine ausreichende Schwerkraft, um alle kleineren Objekte um sich zu halten, die beginnen, sich um sie zu drehen und so ein Planetensystem (in unserem Fall das Sonnensystem) zu bilden.

Blinkende Leuchten

Es ist interessant, dass es in der Astronomie so etwas wie „neue Sterne“ gibt – und wir sprechen nicht über das Erscheinen neuer Himmelskörper: Während ihrer gesamten Existenz flammen heiße Himmelskörper mit mäßiger Leuchtkraft regelmäßig hell auf und beginnen zu stehen so stark am Himmel, dass man früher glaubte, es würden neue Sterne entstehen.

Tatsächlich zeigte die Datenanalyse, dass diese Himmelskörper schon einmal existierten, aber aufgrund der Schwellung der Oberfläche (der gasförmigen Photosphäre) wurden sie plötzlich besonders hell und verstärkten ihr Leuchten um das Zehntausendfache, was den Eindruck erweckte, dass es sich um neue Sterne handelte erschien am Himmel. Bei der Rückkehr zu ihrem ursprünglichen Helligkeitsniveau können neue Sterne ihre Helligkeit bis zu 400.000 Mal ändern (gleichzeitig dauert die Rückkehr zum vorherigen Zustand oft Jahre, wenn der Ausbruch selbst nur wenige Tage dauert).

Leben der Himmelskörper

Astronomen behaupten, dass Sterne und Sternbilder immer noch entstehen: Nach neuesten wissenschaftlichen Daten tauchen allein in unserer Galaxie jährlich etwa vierzig neue Himmelskörper auf.

Im Anfangsstadium seiner Entstehung ist ein neuer Stern eine kalte, verdünnte Wolke aus interstellarem Gas, die um seine Galaxie rotiert. Der Anstoß für Reaktionen in der Wolke, die die Bildung eines Himmelskörpers anregen, kann eine Supernova sein, die in der Nähe explodiert (eine Explosion eines Himmelskörpers, durch die dieser nach einiger Zeit vollständig zerstört wird).

Sehr wahrscheinliche Gründe können auch die Kollision mit einer anderen Wolke sein, oder der Prozess kann durch miteinander kollidierende Galaxien beeinflusst werden, kurz gesagt, alles, was die interstellare Gaswolke beeinflussen und dazu führen kann, dass sie unter ihrem Einfluss zu einer Kugel zusammenschrumpft eigene Schwerkraft.

Bei der Kompression wird Gravitationsenergie in Wärme umgewandelt, wodurch die Gaskugel extrem heiß wird. Wenn die Temperatur im Inneren der Kugel auf 15–20 K ansteigt, beginnen thermonukleare Reaktionen, wodurch die Kompression aufhört. Die Kugel verwandelt sich in einen vollwertigen Himmelskörper und in seinem Kern wird über einen langen Zeitraum Wasserstoff in Helium umgewandelt.

Wenn der Wasserstoffvorrat zur Neige geht, stoppen die Reaktionen, es bildet sich ein Heliumkern und die Struktur des Himmelskörpers beginnt sich allmählich zu verändern: Er wird heller und seine äußeren Schichten dehnen sich aus. Nachdem das Gewicht des Heliumkerns sein Maximum erreicht hat, beginnt der Himmelskörper zu schrumpfen und die Temperatur steigt.

Wenn die Temperaturen 100 Millionen K erreichen, werden im Kern thermonukleare Prozesse fortgesetzt, bei denen Helium in feste Metalle umgewandelt wird: Helium – Kohlenstoff – Sauerstoff – Silizium – Eisen (wenn der Kern zu Eisen wird, stoppen alle Reaktionen vollständig). Dadurch verwandelt sich der um das Hundertfache vergrößerte helle Stern in einen Roten Riesen.

Wie lange ein bestimmter Stern genau leben wird, hängt weitgehend von seiner Größe ab: Kleine Himmelskörper verbrennen Wasserstoffreserven sehr langsam und können durchaus Milliarden von Jahren überleben. Aufgrund ihrer unzureichenden Masse finden in ihnen keine Reaktionen mit Helium statt und nach dem Abkühlen emittieren sie weiterhin einen kleinen Teil des elektromagnetischen Spektrums.

Die Lebensdauer von Leuchten mittlerer Größe, einschließlich der Sonne, beträgt etwa 10 Milliarden. Nach dieser Zeit verwandeln sich ihre Oberflächenschichten normalerweise in einen Nebel mit einem absolut leblosen Kern im Inneren. Dieser Kern verwandelt sich einige Zeit später in einen Helium-Weißen Zwerg mit einem Durchmesser, der nicht viel größer als der der Erde ist, verdunkelt sich dann und wird unsichtbar.

Wenn ein mittelgroßer Himmelskörper ziemlich groß wäre, verwandelt er sich zunächst in ein Schwarzes Loch, an dessen Stelle dann eine Supernova ausbricht.

Doch die Lebensdauer supermassiver Leuchten (zum Beispiel des Polarsterns) beträgt nur wenige Millionen Jahre: In heißen und großen Himmelskörpern verbrennt Wasserstoff extrem schnell. Nachdem ein riesiger Himmelskörper seine Existenz beendet hat, kommt es an seiner Stelle zu einer extrem heftigen Explosion – und es entsteht eine Supernova.

Explosionen im Universum

Astronomen nennen eine Supernova eine Explosion eines Sterns, bei der ein Objekt fast vollständig zerstört wird. Nach einigen Jahren nimmt das Volumen der Supernova so stark zu, dass sie durchscheinend und sehr verdünnt wird – und diese Überreste sind noch mehrere tausend Jahre lang sichtbar, danach verdunkelt sie sich und verwandelt sich in einen Körper, der vollständig aus Neutronen besteht. Interessanterweise ist dieses Phänomen keine Seltenheit und tritt in der Galaxie alle dreißig Jahre auf.

Einstufung

Die meisten der für uns sichtbaren Himmelskörper werden als Hauptreihensterne klassifiziert, also Himmelskörper, in denen thermonukleare Prozesse ablaufen, die zur Umwandlung von Wasserstoff in Helium führen. Astronomen teilen sie je nach Farb- und Temperaturindikatoren in folgende Sternklassen ein:

• Blau, Temperatur: 22.000 Grad Celsius (Klasse O);
• Weißblau, Temperatur: 14.000 Grad Celsius (Klasse B);
• Weiß, Temperatur: 10.000 Grad Celsius (Klasse A);
• Weiß-gelb, Temperatur: 6,7 Tausend Grad Celsius (Klasse F);
• Gelb, Temperatur: 5,5 Tausend Grad Celsius (Klasse G);
• Gelborange, Temperatur: 3,8 Tausend Grad Celsius (Klasse K);
• Rot, Temperatur: 1,8 Tausend Grad Celsius (Klasse M).

Neben den Hauptreihenleuchten unterscheiden Wissenschaftler folgende Arten von Himmelskörpern:

• Braune Zwerge sind zu kleine Himmelskörper, als dass der Prozess der Umwandlung von Wasserstoff in Helium im Kern beginnen könnte, sie sind also keine vollwertigen Sterne. Sie selbst sind extrem lichtschwach und die Wissenschaftler erfuhren von ihrer Existenz nur durch die Infrarotstrahlung, die sie aussenden.
• Rote Riesen und Überriesen – trotz ihrer niedrigen Temperatur (von 2,7 bis 4,7 Tausend Grad Celsius) ist dies ein extrem heller Stern, dessen Infrarotstrahlung ihr Maximum erreicht.
• Strahlung vom Wolf-Rayet-Typ zeichnet sich dadurch aus, dass sie ionisiertes Helium, Wasserstoff, Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff enthält. Dies ist ein sehr heißer und heller Stern, bei dem es sich um Heliumreste riesiger Himmelskörper handelt, die in einem bestimmten Entwicklungsstadium ihre Masse verloren haben.
• Typ T Tauri – gehören zur Klasse der veränderlichen Sterne sowie zu Klassen wie F, G, K, M, . Sie haben einen großen Radius und eine hohe Helligkeit. Sie können diese Leuchten in der Nähe von Molekülwolken sehen.
• Hellblaue Veränderliche (auch bekannt als S-doradus-Variablen) sind extrem helle, pulsierende Hyperriesen, die bis zu einer Million Mal heller als die Sonne und 150-mal schwerer sein können. Es wird angenommen, dass ein solcher Himmelskörper der hellste Stern im Universum ist (er kommt jedoch sehr selten vor).
• Weiße Zwerge sind sterbende Himmelskörper, in die sich mittelgroße Leuchten verwandeln;
• Als Neutronensterne werden auch sterbende Himmelskörper bezeichnet, die nach dem Tod größere Gestirne als die Sonne bilden. Der Kern in ihnen schrumpft, bis er in Neutronen umgewandelt wird.

Leitfaden für Segler

Einer der bekanntesten Himmelskörper an unserem Himmel ist der Nordstern aus dem Sternbild Ursa Minor, der seine Position am Himmel relativ zu einem bestimmten Breitengrad fast nie ändert. Zu jeder Jahreszeit zeigt er nach Norden, weshalb er seinen zweiten Namen erhielt – den Nordstern.

Natürlich ist die Legende, dass sich der Nordstern nicht bewegt, weit von der Wahrheit entfernt: Wie jeder andere Himmelskörper rotiert er. Der Nordstern ist insofern einzigartig, als er dem Nordpol am nächsten ist – in einer Entfernung von etwa einem Grad. Aufgrund des Neigungswinkels wirkt der Nordstern daher bewegungslos und dient seit vielen Jahrtausenden als hervorragende Orientierungshilfe für Seeleute, Hirten und Reisende.

Es ist zu beachten, dass sich der Nordstern bewegt, wenn der Beobachter seinen Standort ändert, da der Nordstern seine Höhe je nach Breitengrad ändert. Diese Funktion ermöglichte es Seglern, ihren Standort zu bestimmen, indem sie den Neigungswinkel zwischen dem Horizont und dem Nordstern maßen.

In Wirklichkeit besteht der Nordstern aus drei Objekten: Unweit davon befinden sich zwei Satellitensterne, die durch gegenseitige Anziehungskräfte mit ihm verbunden sind. Gleichzeitig ist der Polarstern selbst ein Riese: Sein Radius ist fast 50-mal größer als der Sonnenradius und seine Leuchtkraft ist 2,5 Tausend Mal höher. Dies bedeutet, dass der Nordstern eine extrem kurze Lebensdauer haben wird und daher trotz seines relativ jungen Alters (nicht mehr als 70 Millionen Jahre) als alt gilt.

Interessanterweise steht der Nordstern in der Liste der hellsten Sterne auf Platz 46 – weshalb der Nordstern in der Stadt am Nachthimmel, beleuchtet von Straßenlaternen, fast nie sichtbar ist.

Fallende Leuchten

Manchmal kann man beim Blick in den Himmel einen gefallenen Stern sehen, einen hellen leuchtenden Punkt, der über den Himmel rast – manchmal einer, manchmal mehrere. Es sieht aus, als wäre ein Stern gefallen, aber die Legende, die einem sofort in den Sinn kommt, besagt, dass man sich etwas wünschen muss, wenn einem ein gefallener Stern ins Auge fällt – und der wird mit Sicherheit in Erfüllung gehen.

Nur wenige Menschen glauben, dass es sich in Wirklichkeit um Meteoriten handelt, die aus dem Weltraum auf unseren Planeten fliegen und sich nach der Kollision mit der Erdatmosphäre als so heiß herausstellten, dass sie zu brennen begannen und einem hellen fliegenden Stern ähnelten, der das Konzept eines „ gefallener Stern". Seltsamerweise ist dieses Phänomen keine Seltenheit: Wenn man den Himmel ständig beobachtet, kann man fast jede Nacht einen Stern fallen sehen – im Laufe eines Tages verglühen etwa hundert Millionen Meteore und etwa hundert Tonnen sehr kleiner Staubpartikel in der Atmosphäre unseres Planeten.

In manchen Jahren erscheint ein gefallener Stern viel häufiger als gewöhnlich am Himmel, und wenn er nicht allein ist, haben Erdbewohner die Möglichkeit, den Meteoritenschauer zu beobachten – obwohl es scheint, als ob der Stern auf unsere Oberfläche gefallen wäre Planeten verglühen fast alle Himmelskörper des Schauers in der Atmosphäre.

Sie erscheinen in solcher Zahl, wenn sich der Komet der Sonne nähert, sich erhitzt und teilweise kollabiert, wodurch eine bestimmte Anzahl von Steinen in den Weltraum freigesetzt wird. Wenn man die Flugbahn von Meteoriten verfolgt, entsteht der irreführende Eindruck, dass sie alle von einem Punkt aus fliegen: Sie bewegen sich auf parallelen Flugbahnen und jeder gefallene Stern hat seine eigene.

Es ist interessant, dass viele dieser Meteorschauer im selben Zeitraum des Jahres auftreten und Erdbewohner die Möglichkeit haben, den Fall eines Sterns über einen längeren Zeitraum zu beobachten – von mehreren Stunden bis zu mehreren Wochen.

Und nur große Meteoriten mit ausreichender Masse können die Erdoberfläche erreichen, und wenn zu diesem Zeitpunkt ein solcher Stern in der Nähe eines besiedelten Gebiets einschlug, wie dies beispielsweise vor einigen Jahren in Tscheljabinsk geschah, kann dies äußerst zerstörerische Folgen haben. Manchmal kann es mehr als einen gefallenen Stern geben, was als Meteorschauer bezeichnet wird.

Seit Jahrhunderten beobachten Menschen Sternmuster am Nachthimmel. Konstellationen.

Bei der Untersuchung des Sternenhimmels teilten Astronomen der Antike den Himmel in Regionen ein. Jede Region war in Gruppen von Sternen unterteilt, die Sternbilder genannt wurden.

Konstellationen- Dies sind Bereiche, in die die Himmelssphäre zur leichteren Orientierung am Sternenhimmel unterteilt ist. Aus dem Lateinischen übersetzt bedeutet „Konstellation“ „Gruppe von Sternen“. Sie dienen als hervorragende Orientierungspunkte, die Ihnen bei der Suche nach den Sternen helfen. Eine Konstellation kann 10 bis 150 Sterne enthalten.

Insgesamt sind 88 Sternbilder bekannt. 47 sind uralt und seit mehreren Jahrtausenden bekannt. Viele von ihnen tragen die Namen von Helden der antiken griechischen Mythen, zum Beispiel Herkules, Hydra, Kassiopeia, und bedecken einen Bereich des Himmels, der für Beobachtungen aus Südeuropa zugänglich ist. Die 12 Sternbilder werden traditionell Tierkreiszeichen genannt. Diese sind jedem bekannt: Schütze, Steinbock, Wassermann, Fische, Widder, Stier, Zwillinge, Krebs, Löwe, Jungfrau, Waage und Skorpion. Die übrigen modernen Sternbilder wurden im 17. und 18. Jahrhundert als Ergebnis der Erforschung des Südhimmels eingeführt.

Es war möglich, den eigenen Standort zu bestimmen, indem man an der einen oder anderen Stelle am Himmel ein bestimmtes Sternbild am Himmel fand. Die Isolierung bestimmter Muster in der Masse der Sterne half bei der Untersuchung des Sternenhimmels. Astronomen der Antike teilten den Himmel in Regionen ein. Jede Region war in Gruppen von Sternen unterteilt, die Sternbilder genannt wurden.

Sternbilder sind imaginäre Figuren, die Sterne am Himmel bilden. Der Nachthimmel ist eine mit Punktbildern übersäte Leinwand. Seit der Antike finden Menschen Gemälde am Himmel.

Sternbilder erhielten Namen, Legenden und Mythen entstanden über sie. Verschiedene Völker teilten die Sterne auf unterschiedliche Weise in Sternbilder ein.

Einige der Geschichten rund um die Entstehung von Sternbildern waren äußerst bizarr. Dies sahen beispielsweise die alten Ägypter im Sternbild um den Ursa Major Wasseramsel. Sie sahen einen Stier, neben ihm lag ein Mann, der von einem Nilpferd, das auf zwei Beinen ging und ein Krokodil auf dem Rücken trug, über den Boden geschleift wurde.

Die Menschen sahen am Himmel, was sie sehen wollten. Jägerstämme sahen sternförmige Bilder der wilden Tiere, die sie jagten. Europäische Seefahrer fanden Sternbilder in Form eines Kompasses. Tatsächlich glauben Wissenschaftler, dass der Hauptzweck von Sternbildern darin bestand, zu lernen, wie man beim Segeln auf dem Meer navigiert.

Einer Legende zufolge schenkte die Frau des ägyptischen Pharaos Berenike (Veronika) der Göttin Venus ihr luxuriöses Haar. Doch das Haar wurde aus dem Palast der Venus gestohlen und landete als Sternbild am Himmel. Im Sommer ist das Sternbild Coma Berenices auf der Nordhalbkugel unterhalb des Stiels des Ursa Major Dipper zu sehen.

Viele Geschichten über Sternbilder haben ihren Ursprung in griechischen Mythen. Hier ist einer davon. Die Göttin Juno wurde eifersüchtig auf den Diener Callisto ihres Mannes Jupiter. Um Callisto zu beschützen, verwandelte Jupiter sie in einen Bären. Aber dadurch entstand ein neues Problem. Eines Tages ging Callistos Sohn auf die Jagd und sah seine Mutter. Da er glaubte, dass es sich um einen gewöhnlichen Bären handelte, hob er seinen Bogen, zielte und verwandelte den jungen Mann in ein kleines Bärenjunges, um den Mord zu verhindern. So erschienen der Legende nach ein großer Bär und ein kleines Bärenjunges am Himmel. Jetzt heißen diese Konstellationen Ursa Major und Ursa Minor.

Die Position der Sterne zueinander ist konstant, sie drehen sich jedoch alle um einen bestimmten Punkt. Auf der Nordhalbkugel Dieser Punkt entspricht Nordstern. Wenn Sie eine Kamera auf einem stationären Stativ auf diesen Stern richten und eine Stunde warten, können Sie sicherstellen, dass jeder der fotografierten Sterne einen Teil eines Kreises beschrieben hat.

Wenn man den Himmel von der nördlichen Hemisphäre aus betrachtet, befindet sich der Nordstern in der Mitte und Ursa Minor darüber. Der Große Wagen befindet sich auf der linken Seite; der Drache hat sich zwischen den beiden Ursa „durchgequetscht“. Unterhalb von Ursa Minor befindet sich in Form eines umgekehrten Buchstabens M das Sternbild Kassiopeia.

Auf der Südhalbkugel Es gibt keinen zentralen Stern, der als Bezugspunkt (Achse) dienen könnte, um den sich, wie es uns scheint, alle Sterne drehen. Oben ist die Mitte Südkreuz, und über ihm wiederum steht der Zentaur, als würde er ihn umgeben. Links ist das Südliche Dreieck zu sehen, darunter der Pfau. Noch niedriger liegt das Sternbild Tukan.

Da die Erde jedes Jahr die Sonne umkreist, ändert sich ihre Position relativ zu den Sternen ständig. Jede Nacht sieht der Himmel ein wenig anders aus als gestern. Auf der Nordhalbkugel ist im Sommer der Ursa Minor in der Mitte sichtbar, und darüber ist der Drache zu sehen, als ob er ihn umgibt, und unten rechts ist der Zickzack von Cassiopeia, darüber das Sternbild Kepheus und so weiter links ist Ursa Major.

Im Winter ist auf der Nordhalbkugel von der Erde aus ein anderer Teil des Himmels sichtbar. Auf der rechten Seite sehen Sie eines der schönsten Sternbilder, Orion, und in der Mitte befindet sich der Gürtel des Orion. Unten sehen Sie das kleine Sternbild Hase. Wenn Sie vom Gürtel des Orion aus eine Linie nach unten ziehen, werden Sie den hellsten Stern am Himmel bemerken, Sirius, der in unseren Breitengraden nie hoch über den Horizont steigt.

Es scheint, dass die Sterne in den Sternbildern nahe beieinander liegen. Tatsächlich ist dies eine Illusion.

Die Sterne der Sternbilder sind Billionen Kilometer voneinander entfernt. Aber weiter entfernte Sterne können heller sein und genauso aussehen wie nähere, weniger helle Sterne. Von der Erde aus sehen wir die Sternbilder flach.

Sterne sind wie Menschen, sie werden geboren und sterben. Sie sind in ständiger Bewegung. Daher ändern sich im Laufe der Zeit die Umrisse der Konstellationen. Vor einer Million Jahren sah der heutige Große Wagen nicht wie eine Kelle aus, sondern wie ein langer Speer. Vielleicht müssen sich die Menschen in einer Million Jahren neue Namen für die Sternbilder ausdenken, denn ihre Form wird sich zweifellos ändern.

Vielleicht gibt es irgendwo ein Planetensystem, von dem aus unsere Sonne wie ein kleiner Stern aussieht, Teil einer Konstellation, in deren Umrissen die Bewohner eines fernen Planeten die Silhouette ihres einheimischen exotischen Tieres sehen.

ABSTRAKT

Schüler der 4. Klasse „B“

MBOU-Sekundarschule Nr. 3

ihnen. Ataman M.I.Platov

Golovacheva Lydia

Form-Master:

Udowitschenko

Ljudmila Nikolajewna

zum Thema:

„Sterne und Sternbilder“

1. Das Konzept der Konstellationen, Konstellationstypen.

2. Geschichte der Sternbildnamen.

3.Sternkarten.

Referenzliste:

1. Universum: Enzyklopädie für Kinder / Übers. von Fr. N. Klokova M.: Egmont Russia LTD., 2001/