Caractéristiques des étoiles les plus remarquables. Notion d'étoile

Depuis des temps immémoriaux, l’Homme s’efforce de donner un nom aux objets et phénomènes qui l’entourent. Cela s'applique également aux corps célestes. Au début, les noms ont été donnés aux étoiles les plus brillantes et les plus visibles, au fil du temps - et à d'autres.

Certaines étoiles sont nommées en fonction de la position qu'elles occupent dans la constellation. Par exemple, l’étoile Deneb (le mot se traduit par « queue ») située dans la constellation du Cygne est en réalité stationnée dans cette partie du corps d’un cygne imaginaire. Encore un exemple. L'étoile Omicron, mieux connue sous le nom de Mira, qui se traduit du latin par « incroyable », est située dans la constellation de Cetus. Mira a la capacité de changer sa luminosité. Pendant de longues périodes, il disparaît généralement du champ de vision, ce qui signifie des observations à l'œil nu. Le nom de la star s’explique par sa spécificité. Fondamentalement, les étoiles ont été nommées à l'époque de l'Antiquité, il n'est donc pas surprenant que la plupart des noms aient des racines latines, grecques et plus tard arabes.

La découverte d'étoiles dont la luminosité apparente change avec le temps a conduit à des désignations spéciales. Ils sont désignés par des lettres latines majuscules, suivies du nom de la constellation au génitif. Mais la première étoile variable trouvée dans une constellation n'est pas désignée par la lettre A. Elle est comptée à partir de la lettre R. L'étoile suivante est désignée par la lettre S, et ainsi de suite. Lorsque toutes les lettres de l'alphabet sont épuisées, un nouveau cercle commence, c'est-à-dire qu'après Z, on utilise à nouveau A. Dans ce cas, les lettres peuvent être doublées, par exemple "RR". "R Lion" signifie qu'il s'agit de la première étoile variable découverte dans la constellation du Lion.

COMMENT NAÎT UNE ÉTOILE.

Les étoiles naissent lorsqu'un nuage, composé principalement de gaz et de poussières interstellaires, se contracte et se condense sous sa propre gravité. On pense que ce processus conduit à la formation d’étoiles. À l'aide de télescopes optiques, les astronomes peuvent voir ces zones, elles ressemblent à des points sombres sur un fond clair. Ils sont appelés « complexes de nuages ​​​​moléculaires géants » car l'hydrogène entre dans leur composition sous forme de molécules. Ces complexes, ou systèmes, ainsi que les amas d'étoiles globulaires, constituent les plus grandes structures de la galaxie, atteignant parfois 1 300 années-lumière de diamètre.

Les étoiles plus jeunes, appelées « population stellaire I », formées à partir des restes résultant des éclats d'étoiles anciennes, elles sont appelées « population stellaire II ». Un éclair explosif provoque une onde de choc qui atteint la nébuleuse la plus proche et provoque sa compression.

Globules de Bock .

Il y a donc compression d’une partie de la nébuleuse. Simultanément à ce processus, la formation de nuages ​​​​de gaz et de poussière denses et ronds commence. On les appelle « globules de Bock ». Bock, un astronome américain d'origine néerlandaise (1906-1983), a été le premier à décrire les globules. La masse des globules est environ 200 fois supérieure à celle de notre Soleil.

À mesure que le globule de Bok continue de se condenser, sa masse augmente, attirant la matière des régions voisines en raison de la gravité. Du fait que la partie interne du globule s'épaissit plus rapidement que la partie externe, le globule commence à chauffer et à tourner. Après plusieurs centaines de milliers d’années, durant lesquelles se produit une compression, une protoétoile se forme.

Evolution d'une protoétoile.

En raison de l'augmentation de la masse, de plus en plus de matière est attirée vers le centre de la protoétoile. L'énergie libérée par le gaz qui se contracte à l'intérieur est transformée en chaleur. La pression, la densité et la température de la protoétoile augmentent. En raison de l’augmentation de la température, l’étoile commence à briller d’une lumière rouge foncé.

La protoétoile est très grande et, bien que l’énergie thermique soit répartie sur toute sa surface, elle reste relativement froide. Au cœur, la température augmente et atteint plusieurs millions de degrés Celsius. La rotation et la forme ronde de la protoétoile sont légèrement modifiées, elle devient plus plate. Ce processus prend des millions d'années.

Il est difficile de voir les jeunes étoiles, car elles sont encore entourées d'un nuage de poussière sombre, grâce auquel l'éclat de l'étoile est presque invisible. Mais ils peuvent être observés à l'aide de télescopes infrarouges spéciaux. Le noyau chaud d’une protoétoile est entouré d’un disque de matière en rotation, doté d’une grande force d’attraction. Le noyau devient si chaud qu’il commence à éjecter la matière depuis deux pôles, où la résistance est minime. Lorsque ces éjectas entrent en collision avec le milieu interstellaire, ils ralentissent et se dissipent des deux côtés, formant une structure en forme de larme ou arquée connue sous le nom d'objet Herbick-Haro.

Étoile ou planète ?

La température de la protoétoile atteint plusieurs milliers de degrés. Le développement ultérieur des événements dépend des dimensions de ce corps céleste ; si la masse est petite et inférieure à 10 % de la masse du Soleil, cela signifie qu'il n'y a aucune condition pour le passage des réactions nucléaires. Une telle protoétoile ne pourra pas se transformer en une véritable étoile.

Les scientifiques ont calculé que pour transformer un corps céleste en contraction en étoile, sa masse minimale doit être d'au moins 0,08 de la masse de notre Soleil. Un nuage contenant du gaz de plus petite taille, s'épaississant, va progressivement se refroidir et se transformer en un objet de transition, quelque chose entre une étoile et une planète, c'est ce qu'on appelle la « naine brune ».

La planète Jupiter est un objet céleste trop petit pour devenir une étoile. S'il était plus grand, peut-être que des réactions nucléaires commenceraient dans ses profondeurs et, avec le Soleil, il contribuerait à l'émergence d'un système d'étoiles binaires.

Réactions nucléaires.

Si la masse de la protoétoile est importante, elle continue à se condenser sous l’influence de sa propre gravité. La pression et la température dans le noyau augmentent, la température atteint progressivement 10 millions de degrés. C'est suffisant pour combiner les atomes d'hydrogène et d'hélium.

Ensuite, le « réacteur nucléaire » de la protoétoile est activé et elle se transforme en une étoile ordinaire. Ensuite, un vent fort se dégage, qui disperse la coquille de poussière environnante. Après cela, vous pouvez voir la lumière émanant de l’étoile formée. Cette étape est appelée « phase T-Taureau » et peut durer jusqu'à 30 millions d'années. À partir des restes de gaz et de poussière entourant l'étoile, la formation de planètes est possible.

La naissance d’une nouvelle étoile peut provoquer une onde de choc. Ayant atteint la nébuleuse, elle provoque la condensation de nouvelle matière et le processus de formation d'étoiles se poursuivra à travers des nuages ​​​​de gaz et de poussière. Les petites étoiles sont faibles et froides, tandis que les grandes étoiles sont chaudes et brillantes. Pendant la majeure partie de son existence, l’étoile reste en équilibre.

CARACTÉRISTIQUES DES ÉTOILES.

En observant le ciel même à l'œil nu, on peut immédiatement remarquer une caractéristique des étoiles telle que la luminosité. Certaines étoiles sont très brillantes, d’autres plus pâles. Sans instruments spéciaux, dans des conditions de visibilité idéales, environ 6 000 étoiles peuvent être vues. Grâce à des jumelles ou à un télescope, nos possibilités sont grandement augmentées, nous pouvons admirer les millions d'étoiles de la Voie Lactée et des galaxies extérieures.

Ptolémée et l'Almageste.

La première tentative de cataloguer les étoiles, basée sur le principe de leur degré de luminosité, a été réalisée par l'astronome hellénique Hipparque de Nicée au IIe siècle avant JC. Parmi ses nombreux ouvrages figurait le Star Catalog, contenant une description de 850 étoiles classées par coordonnées et luminosité. Les données recueillies par Hipparque, qui a en outre découvert le phénomène de précession, ont été élaborées et développées grâce à Claude Ptolémée d'Alexandrie au IIe siècle avant JC. ANNONCE Il crée l'opus fondamental "Almageste" en treize livres. Ptolémée a rassemblé toutes les connaissances astronomiques de cette époque, les a classées et les a présentées sous une forme accessible et compréhensible. L'Almageste comprenait également le catalogue d'étoiles. Elle était basée sur les observations d'Hipparque faites il y a quatre siècles. Mais le catalogue d'étoiles de Ptolémée contenait environ un millier d'étoiles supplémentaires.

Le catalogue de Ptolémée fut utilisé presque partout pendant un millénaire. Il répartit les étoiles en six classes selon le degré de luminosité : les plus brillantes étaient affectées à la première classe, les moins brillantes à la seconde, et ainsi de suite.

La sixième classe comprend des étoiles à peine visibles à l'œil nu. Le terme « la puissance de la lueur des corps célestes » est encore utilisé aujourd'hui pour déterminer la mesure de la luminosité des corps célestes, non seulement des étoiles, mais aussi des nébuleuses, des galaxies et d'autres phénomènes célestes.

Magnitude des étoiles dans la science moderne.

Au milieu du XIXème siècle. L'astronome anglais Norman Pogson a amélioré la méthode de classification des étoiles selon le principe de luminosité, qui existait depuis l'époque d'Hipparque et de Ptolémée. Pogson a tenu compte du fait que la différence en termes de luminosité entre les deux classes est de 2,5. Pogson a introduit une nouvelle échelle selon laquelle la différence entre les étoiles des première et sixième classes est de 100 UA. C'est-à-dire que le rapport de luminosité des étoiles de première magnitude est de 100. Ce rapport correspond à un intervalle de 5 magnitudes.

Magnitude stellaire relative et absolue.

La magnitude, mesurée à l'aide d'instruments spéciaux montés dans un télescope, indique la quantité de lumière provenant d'une étoile qui atteint un observateur sur Terre. La lumière surmonte la distance qui nous sépare de l'étoile et, par conséquent, plus l'étoile est éloignée, plus elle semble faible. Autrement dit, lors de la détermination de la magnitude, il est nécessaire de prendre en compte la distance à l'étoile. Dans ce cas, nous parlons de magnitude relative des étoiles. Cela dépend de la distance.

Il existe des étoiles très brillantes et très faibles. Pour comparer la luminosité des étoiles, quelle que soit leur distance à la Terre, la notion de « magnitude absolue » a été introduite. Il caractérise la luminosité d'une étoile à une certaine distance de 10 parsecs (10 parsecs = 3,26 années-lumière). Pour déterminer la magnitude absolue, vous devez connaître la distance à l'étoile.

Couleur étoile.

La prochaine caractéristique importante d’une étoile est sa couleur. En regardant les étoiles, même à l’œil nu, vous pouvez voir qu’elles ne sont pas toutes identiques.

Il y a des étoiles bleues, jaunes, oranges, rouges, pas seulement des blanches. La couleur des étoiles en dit long sur les astronomes, elle dépend tout d’abord de la température de la surface de l’étoile. Les étoiles rouges sont les plus froides, leur température est d'environ 2 000 à 3 000 o C. Les étoiles jaunes, comme notre Soleil, ont une température moyenne de 5 000 à 6 000 o C. Les étoiles les plus chaudes sont les étoiles blanches et bleues, leur température est de 50 000 à 60 000 o C. et plus haut.

Lignes mystérieuses.

Si nous faisons passer la lumière d'une étoile à travers un prisme, nous obtiendrons ce qu'on appelle le spectre, il sera traversé par des lignes. Ces lignes sont une sorte de « carte d’identification » de l’étoile, car les astronomes peuvent les utiliser pour déterminer la composition chimique des couches superficielles des étoiles. Les lignes appartiennent à différents éléments chimiques.

En comparant les raies du spectre stellaire avec les raies réalisées en laboratoire, il est possible de déterminer quels éléments chimiques entrent dans la composition des étoiles. Dans les spectres, les principales raies sont l'hydrogène et l'hélium, ce sont ces éléments qui constituent la partie principale de l'étoile. Mais il existe également des éléments du groupe des métaux - fer, calcium, sodium, etc. Dans le spectre solaire brillant, les lignes de presque tous les éléments chimiques sont visibles.

DIAGRAMME DE HERTZSHPRUNG-RESSELL.

Parmi les paramètres qui caractérisent une étoile, il y en a deux les plus importants : la température et la magnitude absolue. Les indicateurs de température sont étroitement liés à la couleur de l'étoile et la magnitude stellaire absolue est étroitement liée à la classe spectrale. Il s'agit de la classification des étoiles selon l'intensité des raies de leur spectre. Selon la classification actuellement utilisée, les étoiles sont divisées en sept classes spectrales principales selon leur spectre. Ils sont désignés par les lettres latines O, B, A, F, G, K, M. C'est dans cette séquence que la température des étoiles diminue de plusieurs dizaines de milliers de degrés O à 2000-3000 degrés M étoiles.

Magnitude absolue, c'est-à-dire une mesure de brillance qui indique la quantité d'énergie émise par une étoile. Elle peut être calculée théoriquement, connaissant la distance de l'étoile.

Idée exceptionnelle.

L'idée de relier les deux paramètres principaux d'une étoile est venue à deux scientifiques en 1913, et ils ont travaillé indépendamment l'un de l'autre.

Nous parlons de l'astronome néerlandais Einar Hertzsprung et de l'astrophysicien américain Henry Norris Ressell. Les scientifiques ont travaillé à des milliers de kilomètres les uns des autres. Ils ont dressé un graphique reliant les deux paramètres principaux. L'axe horizontal reflète la température, l'axe vertical - la grandeur absolue. Le résultat fut un diagramme qui reçut les noms de deux astronomes : le diagramme de Hertzsprung-Russell ou, plus simplement, le diagramme G-R.

L'étoile est le critère.

Voyons comment le diagramme G-R est compilé. Tout d’abord, il faut choisir un critère étoile. Pour cela, une étoile convient, dont la distance est connue, ou une autre - avec une magnitude stellaire absolue déjà calculée.

Il convient de garder à l’esprit que l’intensité lumineuse de toute source, qu’il s’agisse d’une bougie, d’une ampoule ou d’une étoile, change en fonction de la distance. Mathématiquement, cela s'exprime ainsi : l'intensité lumineuse "I" à une certaine distance "d" de la source est inversement proportionnelle à "d2". En pratique, cela signifie que si la distance double, alors l’intensité lumineuse diminue d’un facteur quatre.

Ensuite, vous devez déterminer la température des étoiles sélectionnées. Pour ce faire, il faut identifier leur type spectral, leur couleur, puis déterminer la température. Actuellement, au lieu du type spectral, un autre indicateur équivalent est utilisé - « l'indice de couleur ».

Ces deux paramètres sont portés sur un même plan avec en abscisse la température décroissante de gauche à droite. La luminosité absolue est fixée en ordonnée, l'augmentation se note de bas en haut.

Séquence principale.

Sur le diagramme G-R, les étoiles sont disposées le long d’une diagonale allant de bas en haut et de gauche à droite. Cette bande est appelée la séquence principale. Les étoiles qui le composent sont appelées les étoiles de la Séquence Principale. Le soleil appartient à ce groupe. Il s'agit d'un groupe d'étoiles jaunes dont la température de surface est d'environ 5 600 degrés. Les stars de la Séquence Principale sont dans la « phase la plus calme » de leur existence. Au plus profond de leurs noyaux, des atomes d'hydrogène se mélangent et de l'hélium se forme. La phase de la séquence principale représente 90 % de la durée de vie d'une étoile. Sur 100 étoiles, 90 sont dans cette phase, bien qu'elles soient réparties dans des positions différentes en fonction de la température et de la luminosité.

La séquence principale est une « région étroite », ce qui indique que les étoiles ont du mal à maintenir un équilibre entre la force d'attraction, qui tire vers l'intérieur, et la force générée par les réactions nucléaires, qui tire vers l'extérieur de la zone. Une étoile comme le Soleil, égale à 5 600 degrés, doit avoir une magnitude absolue d'environ +4,7 pour maintenir son équilibre. Cela découle du diagramme de G-R.

Géantes rouges et naines blanches.

Les géantes rouges se trouvent dans la zone supérieure droite, située du côté extérieur de la séquence principale. Un trait caractéristique de ces étoiles est une température très basse (environ 3000 degrés), mais en même temps elles sont plus brillantes que les étoiles ayant des températures identiques et situées dans la séquence principale.

Naturellement, la question se pose : si l'énergie émise par une étoile dépend de la température, alors pourquoi les étoiles ayant la même température ont-elles des degrés de luminosité différents. L'explication doit être recherchée dans la taille des étoiles. Les géantes rouges sont plus brillantes car leur surface rayonnante est beaucoup plus grande que celle des étoiles de la séquence principale.

Ce n'est pas un hasard si ce type d'étoiles est appelé « géantes ». En effet, leur diamètre peut dépasser de 200 fois le diamètre du Soleil, ces étoiles peuvent occuper un espace de 300 millions de km, soit deux fois la distance de la Terre au Soleil ! A l'aide de la position sur l'influence de la taille d'une étoile, nous essaierons d'expliquer certains points de l'existence d'autres étoiles - les naines blanches. Ils sont situés en bas à gauche du diagramme RH.

Les naines blanches sont des étoiles très chaudes, mais peu brillantes. À la même température que les grandes étoiles chaudes et bleu-blanc de la séquence principale, les naines blanches sont beaucoup plus petites. Ce sont des étoiles très denses et compactes, elles sont 100 fois plus petites que le Soleil, leur diamètre est à peu près le même que celui de la terre. Un exemple frappant de la haute densité des naines blanches peut être donné : un centimètre cube de la matière qui les compose devrait peser environ une tonne !

amas d'étoiles globulaires.

Lorsque l’on dessine des diagrammes G-R d’amas d’étoiles globulaires, et qu’ils contiennent principalement des étoiles anciennes, il est très difficile de déterminer la séquence principale. Ses traces sont enregistrées principalement dans la zone inférieure, où sont concentrées les étoiles les plus froides. Cela est dû au fait que les étoiles chaudes et brillantes ont déjà dépassé la phase stable de leur existence et se déplacent vers la droite, dans la zone des géantes rouges, et si elles l'ont dépassée, alors dans la zone des naines blanches. Si les gens étaient capables de suivre toutes les étapes de l’évolution d’une étoile au cours de sa vie, ils pourraient voir comment elle change ses caractéristiques.

Par exemple, lorsque l’hydrogène contenu dans le cœur d’une étoile cesse de brûler, la température dans la couche externe de l’étoile diminue et la couche elle-même se dilate. L'étoile quitte la phase de séquence principale et se dirige vers le côté droit du diagramme. Cela s'applique principalement aux étoiles de grande masse, les plus brillantes - c'est ce type qui évolue le plus rapidement.

Au fil du temps, les étoiles quittent la séquence principale. Un "tournant" est fixé sur le schéma, grâce à lui, il est possible de calculer assez précisément l'âge des amas d'étoiles. Plus le « tournant » est haut sur le diagramme, plus l'amas est jeune et, par conséquent, plus il est bas sur le diagramme, plus l'amas d'étoiles est ancien.

Valeur du graphique.

Le diagramme de Hertzsprung-Russell est d'une grande aide pour étudier l'évolution des étoiles tout au long de leur existence. Pendant ce temps, les étoiles subissent des changements, des transformations, à certaines périodes elles sont très profondes. Nous savons déjà que les étoiles diffèrent non pas par leurs caractéristiques propres, mais par les types de phases dans lesquelles elles se trouvent à un moment ou à un autre.

Avec ce tableau, vous pouvez calculer la distance aux étoiles. Vous pouvez sélectionner n'importe quelle étoile qui se trouve dans la séquence principale, avec une température déjà déterminée, et voir sa progression sur le diagramme.

DISTANCE DES ÉTOILES.

Lorsque l'on regarde le ciel à l'œil nu, les étoiles, même les plus brillantes, nous apparaissent comme des points brillants situés à la même distance de nous. La voûte céleste s'étendait sur nous comme un tapis. Ce n'est pas un hasard si les positions des étoiles sont exprimées en seulement deux coordonnées (ascension droite et déclinaison), et non en trois, comme si elles étaient situées à la surface, et non dans un espace tridimensionnel. Avec les télescopes, nous ne pouvons pas obtenir toutes les informations sur les étoiles. Par exemple, à partir des photographies du télescope spatial Hubble, nous ne pouvons pas déterminer exactement à quelle distance se trouvent les étoiles.

Profondeur de l'espace.

Le fait que l'Univers ait également une troisième dimension - la profondeur - a été appris relativement récemment. Ce n'est qu'au début du XIXe siècle, grâce à l'amélioration des équipements et instruments astronomiques, que les scientifiques ont pu mesurer la distance jusqu'à certaines étoiles. La première était l'étoile 61 Cygnus. L'astronome F.V. Bessel a découvert qu'il se trouvait à une distance de 10 années-lumière. Bessel fut l'un des premiers astronomes à mesurer la « parallaxe annuelle ». Jusqu'à présent, la méthode de la « parallaxe annuelle » constitue la base pour mesurer la distance aux étoiles. Il s'agit d'une méthode purement géométrique - il suffit de mesurer l'angle et de calculer le résultat.

Mais la simplicité de la méthode ne correspond pas toujours à l’efficacité. En raison de la grande distance entre les étoiles, les angles sont très petits. Ils peuvent être mesurés avec des télescopes. L'angle de parallaxe de l'étoile Proxima Centauri, la plus proche du triple système Alpha Centauri, est petit (variante exacte de 0,76), mais sous cet angle, vous pouvez voir une pièce de cent lires à une distance de plusieurs dizaines de kilomètres. Bien entendu, plus la distance est grande, plus l’angle devient petit.

inexactitudes inévitables.

Des erreurs dans la détermination de la parallaxe sont tout à fait possibles, et leur nombre augmente à mesure que l'objet s'éloigne. Bien qu'avec l'aide des télescopes modernes, il soit possible de mesurer des angles au millième près, il y aura toujours des erreurs : à une distance de 30 années-lumière, elles seront d'environ 7 %, soit 150 années-lumière. ans - 35%, et 350 St. ans - jusqu'à 70%. Bien entendu, de grandes imprécisions rendent les mesures inutiles. Grâce à la « méthode de la parallaxe », il est possible de déterminer avec succès les distances de plusieurs milliers d'étoiles situées dans la région d'environ 100 années-lumière. Mais dans notre galaxie, il y a plus de 100 milliards d'étoiles dont le diamètre est de 100 000 années-lumière !

Il existe plusieurs variantes de la méthode « parallaxe annuelle », comme la « parallaxe séculaire ». La méthode prend en compte le mouvement du Soleil et de l’ensemble du système solaire en direction de la constellation d’Hercule, à une vitesse de 20 km/sec. Avec un tel mouvement, les scientifiques ont la possibilité de collecter la base de données nécessaire pour réussir le calcul de parallaxe. En dix ans, 40 fois plus d’informations ont été reçues qu’auparavant.

Ensuite, à l'aide de calculs trigonométriques, la distance jusqu'à une certaine étoile est déterminée.

Distance aux amas d'étoiles.

Il est plus facile de calculer la distance aux amas d'étoiles, en particulier ceux qui sont ouverts. Les étoiles sont situées relativement proches les unes des autres, par conséquent, en calculant la distance à une étoile, vous pouvez déterminer la distance à l'ensemble de l'amas d'étoiles.

De plus, dans ce cas, des méthodes statistiques peuvent être utilisées pour réduire le nombre d'inexactitudes. Par exemple, la méthode des « points convergents », elle est souvent utilisée par les astronomes. Elle est basée sur le fait que lors de l'observation à long terme des étoiles d'un amas ouvert, se déplaçant vers un point commun, on parle de point convergent. En mesurant les angles et les vitesses radiales (c'est-à-dire la vitesse à laquelle on s'approche de la Terre et s'en éloigne), on peut déterminer la distance jusqu'à l'amas d'étoiles. En utilisant cette méthode, des inexactitudes de 15 % sont possibles à une distance de 1 500 années-lumière. Il est également utilisé à des distances de 15 000 années-lumière, ce qui convient tout à fait aux corps célestes de notre Galaxie.

Principal Séquence Raccord - établissement de la séquence principale.

Pour déterminer la distance à des amas d'étoiles lointains, par exemple aux Pléiades, vous pouvez procéder comme suit : construire un diagramme G-R, marquer sur l'axe vertical la magnitude apparente (et non absolue, car elle dépend de la distance), en fonction de la température. .

Ensuite, vous devez comparer l'image obtenue avec le diagramme de G.R. Jad, il présente de nombreuses similitudes en termes de séquences principales. En alignant les deux diagrammes le plus près possible, on peut déterminer la séquence principale de l'amas d'étoiles à mesurer.

Ensuite, vous devez utiliser l'équation :

m-M=5log(d)-5, où

m est la magnitude stellaire apparente ;

M est la grandeur absolue ;

d est la distance.

En anglais, cette méthode est appelée « Main Sequence Fitting ». Il peut être utilisé pour les amas d'étoiles ouverts tels que NGC 2362, Alpha Perseus, Cepheus III, NGC 6611. Les astronomes ont tenté de déterminer la distance jusqu'au double amas d'étoiles ouvert connu dans la constellation de Persée (« h » et « chi »). , où se trouvent de nombreuses étoiles - des supergéantes. Mais les données se sont révélées contradictoires. En utilisant la méthode "Main Sequence Fitting", il est possible de déterminer la distance jusqu'à 20 000-25 000 années-lumière, c'est la cinquième partie de notre Galaxie.

l'intensité lumineuse et la distance.

Plus un corps céleste est éloigné, plus sa lumière semble faible. Cette position est conforme à la loi optique selon laquelle l'intensité de la lumière "I" est inversement proportionnelle à la distance au carré "d".

Par exemple, si une galaxie est à une distance de 10 millions d’années-lumière, alors une autre galaxie située à 20 millions d’années-lumière a une luminosité quatre fois inférieure à la première. Autrement dit, d'un point de vue mathématique, la relation entre les deux quantités « I » et « d » est précise et mesurable. Dans le langage de l'astrophysique, l'intensité de la lumière est la grandeur absolue de la grandeur stellaire M de tout objet céleste, dont la distance doit être mesurée.

En utilisant l'équation m-M=5log(d)-5 (elle reflète la loi de changement de luminosité) et sachant que m peut toujours être déterminé à l'aide d'un photomètre et que M est connu, la distance « d » est mesurée. Ainsi, connaissant la magnitude absolue des étoiles, il n'est pas difficile de déterminer la distance à l'aide de calculs.

Absorption interstellaire.

L’un des principaux problèmes associés aux méthodes de mesure de distance est celui de l’absorption de la lumière. Sur son chemin vers la Terre, la lumière parcourt d’énormes distances et traverse la poussière et les gaz interstellaires. En conséquence, une partie de la lumière est adsorbée et, lorsqu'elle atteint les télescopes installés sur Terre, elle possède déjà une force non originelle. Les scientifiques appellent cela « extinction », l’affaiblissement de la lumière. Il est très important de calculer le montant de l’extinction lorsqu’on utilise un certain nombre de méthodes, comme la candela. Dans ce cas, les magnitudes stellaires absolues exactes doivent être connues.

Il n'est pas difficile de déterminer l'extinction de notre Galaxie - il suffit de prendre en compte la poussière et les gaz de la Voie Lactée. Il est plus difficile de déterminer l’extinction de la lumière d’un objet d’une autre galaxie. A l'extinction le long du trajet dans notre Galaxie, il faut aussi ajouter une partie de la lumière absorbée par une autre.

ÉVOLUTION DES ÉTOILES.

La vie interne d'une étoile est régulée par l'action de deux forces : la force d'attraction, qui s'oppose à l'étoile, la retient, et la force libérée lors des réactions nucléaires se déroulant dans le noyau. Elle a au contraire tendance à « pousser » l’étoile vers l’espace lointain. Durant la phase de formation, une étoile dense et comprimée est soumise à une forte influence de la gravité. En conséquence, un fort échauffement se produit, la température atteint 10 à 20 millions de degrés. Cela suffit pour déclencher des réactions nucléaires, à la suite desquelles l'hydrogène est converti en hélium.

Puis, sur une longue période, les deux forces s’équilibrent, l’étoile se retrouve dans un état stable. Lorsque le combustible nucléaire du cœur s’assèche progressivement, l’étoile entre dans une phase d’instabilité, deux forces s’opposent. Un moment critique arrive pour une étoile, divers facteurs entrent en jeu : température, densité, composition chimique. La masse de l'étoile vient en premier, c'est d'elle que dépend l'avenir de cet astre - soit l'étoile s'enflamme comme une supernova, soit se transforme en naine blanche, en étoile à neutrons ou en trou noir.

Comment s’épuise l’hydrogène ?

Seuls les très grands corps célestes deviennent des étoiles, les plus petits deviennent des planètes. Il existe également des corps de masse moyenne, ils sont trop gros pour appartenir à la classe des planètes, et trop petits et froids pour que des réactions nucléaires caractéristiques des étoiles se produisent dans les profondeurs.

Ainsi, une étoile est formée de nuages ​​​​constitués de gaz interstellaire. Comme nous l’avons déjà noté, une étoile reste assez longtemps dans un état d’équilibre. Vient ensuite une période d’instabilité. Le sort futur de la star dépend de divers facteurs. Considérons une hypothétique petite étoile avec une masse comprise entre 0,1 et 4 masses solaires. Un trait caractéristique des étoiles de faible masse est l'absence de convection dans les couches internes, c'est-à-dire les substances qui composent une étoile ne se mélangent pas, comme cela se produit dans les étoiles de grande masse.

Cela signifie que lorsque l’hydrogène dans le noyau s’épuise, il n’y a plus d’apport de cet élément dans les couches externes. L'hydrogène, en brûlant, se transforme en hélium. Petit à petit, le noyau se réchauffe, les couches superficielles déstabilisent leur propre structure et l'étoile, comme le montre le diagramme D-R, sort lentement de la séquence principale. Dans la nouvelle phase, la densité de matière à l'intérieur de l'étoile augmente, la composition du noyau « dégénère », ce qui entraîne une consistance particulière. C'est différent de la matière normale.

Modification de la matière.

Lorsque la matière change, la pression dépend uniquement de la densité des gaz, et non de la température.

Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, l'étoile se déplace vers la droite puis vers le haut, se rapprochant de la région de la géante rouge. Ses dimensions augmentent considérablement et de ce fait, la température des couches externes diminue. Le diamètre d'une géante rouge peut atteindre des centaines de millions de kilomètres. Lorsque notre Soleil entrera dans cette phase, il « avalera » Mercure et Vénus, et s’il ne parvient pas à capturer la Terre, il la réchauffera à tel point que la vie sur notre planète cessera d’exister.

Au cours de l'évolution d'une étoile, la température de son noyau augmente. Tout d’abord, des réactions nucléaires se produisent, puis lorsque la température optimale est atteinte, l’hélium fond. Lorsque cela se produit, l’augmentation soudaine de la température centrale provoque une explosion et l’étoile se déplace rapidement vers la gauche du diagramme H-R. c'est ce qu'on appelle le "flash d'hélium". À ce moment-là, le noyau contenant de l'hélium brûle avec l'hydrogène, qui fait partie de l'enveloppe entourant le noyau. Sur le diagramme G-P, cette étape est fixée en se déplaçant vers la droite le long de la ligne horizontale.

Les dernières phases de l'évolution.

Lors de la transformation de l'hélium en hydrocarbures, le noyau est modifié. Sa température augmente jusqu'à ce que le carbone commence à brûler. Il y a une nouvelle épidémie. Quoi qu'il en soit, lors des dernières phases de l'évolution d'une étoile, on constate une perte importante de sa masse. Cela peut se produire progressivement ou brusquement, lors d'une explosion, lorsque les couches externes de l'étoile éclatent comme une grosse bulle. Dans ce dernier cas, une nébuleuse planétaire se forme - une coque sphérique qui se propage dans l'espace à une vitesse de plusieurs dizaines, voire centaines de kilomètres par seconde.

Le sort ultime d’une étoile dépend de la masse qui lui reste après tout ce qui lui arrive. Si elle a éjecté beaucoup de matière lors de toutes les transformations et éclats et que sa masse ne dépasse pas 1,44 masse solaire, l'étoile se transforme en naine blanche. Celle-ci est appelée la limite de Chandrasekhar, du nom de l'astrophysicien pakistanais Subrahmanyan Chandrasekhar. Il s'agit de la masse maximale d'une étoile à laquelle une fin catastrophique ne peut pas avoir lieu en raison de la pression des électrons dans le noyau.

Après l'éclatement des couches externes, le noyau de l'étoile demeure et sa température de surface est très élevée - environ 100 000 o K. L'étoile se déplace vers le bord gauche du diagramme H-R et descend. Sa luminosité diminue à mesure que sa taille diminue.

L'étoile atteint lentement la zone des naines blanches. Ce sont des étoiles de petit diamètre, mais caractérisées par une très forte densité, un million et demi de fois la densité de l'eau.

Une naine blanche représente l’étape finale de l’évolution d’une étoile, sans éruptions. Elle se refroidit petit à petit. Les scientifiques estiment que la fin de la naine blanche se déroule très lentement, du moins depuis le début de l'existence de l'univers, il semble qu'aucune naine blanche n'ait souffert de « mort thermique ».

Si l’étoile est grande et que sa masse est supérieure à celle du Soleil, elle éclatera comme une supernova. Lors d’une explosion, une étoile peut être totalement ou partiellement détruite. Dans le premier cas, il laissera un nuage de gaz avec les substances résiduelles de l'étoile. Dans le second, il restera un corps céleste de la plus haute densité - une étoile à neutrons ou un trou noir.

ÉTOILES VARIABLES.

Selon le concept d'Aristote, les corps célestes de l'univers sont éternels et permanents. Mais cette théorie a subi d’importantes évolutions avec l’avènement du XVIIe siècle. premières jumelles. Les observations réalisées au cours des siècles suivants ont montré qu'en réalité l'apparente constance des corps célestes est due au manque de technologie d'observation ou à son imperfection. Les scientifiques sont arrivés à la conclusion que la variabilité est une caractéristique commune à tous les types d’étoiles. Au cours de son évolution, une étoile passe par plusieurs étapes au cours desquelles ses principales caractéristiques - couleur et luminosité - subissent de profonds changements. Ils se produisent au cours de l'existence d'une étoile, qui dure des dizaines ou des centaines de millions d'années, de sorte qu'une personne ne peut pas être témoin oculaire de ce qui se passe. Pour certaines classes d'étoiles, les changements en cours sont fixés sur de courtes périodes de temps, par exemple sur plusieurs mois, jours ou parties de journée. Les changements en cours dans l'étoile, ses flux lumineux peuvent être mesurés à plusieurs reprises au cours des nuits suivantes.

Des mesures.

En fait, ce problème n’est pas aussi simple qu’il y paraît à première vue. Lors des mesures, il faut tenir compte des conditions atmosphériques, qui changent parfois de manière significative au cours d'une nuit. À cet égard, les données sur les flux lumineux des étoiles varient considérablement.

Il est très important de pouvoir distinguer les changements réels du flux lumineux, et ils sont directement liés à la luminosité de l'étoile, des changements apparents, ils s'expliquent par des changements dans les conditions atmosphériques.

Pour ce faire, il est recommandé de comparer les flux lumineux de l'étoile observée avec d'autres étoiles - repères visibles à travers le télescope. Si les changements sont apparents, c'est-à-dire associés aux changements des conditions atmosphériques, ils affectent toutes les étoiles observables.

Obtenir des données correctes sur l’état d’une étoile à un moment donné est la première étape. L'étape suivante consiste à tracer une « courbe de lumière » pour capturer les éventuels changements de lumière. Cela montrera le changement d’ampleur.

variables ou non.

Les étoiles dont la magnitude n'est pas constante sont appelées variables. Pour certains d’entre eux, la variabilité n’est qu’apparente. Fondamentalement, ce sont des étoiles appartenant au système binaire. De plus, lorsque le plan orbital du système coïncide plus ou moins avec la ligne de mire de l'observateur, il peut lui sembler que l'une des deux étoiles est totalement ou partiellement éclipsée par l'autre et est moins brillante. Dans ces cas, les changements sont périodiques, les périodes de changement de luminosité des étoiles à éclipses se répètent à des intervalles coïncidant avec la période orbitale du système binaire d'étoiles. Ces étoiles sont appelées « variables à éclipses ».

La classe suivante d'étoiles variables est celle des "variables internes". Les amplitudes des fluctuations de la luminosité de ces étoiles dépendent des paramètres physiques de l'étoile, par exemple du rayon et de la température. Depuis de nombreuses années, les astronomes observent la variabilité des étoiles variables. Il y a 30 000 étoiles variables rien que dans notre galaxie. Ils ont été divisés en deux groupes. Le premier comprend les « étoiles variables éruptives ». Ils se caractérisent par des poussées uniques ou répétées. Les changements de magnitudes stellaires sont épisodiques. La classe des « variables éruptives » ou variables explosives comprend également les novae et les supernovae. Au deuxième groupe - tout le reste.

Céphéides.

Il existe des étoiles variables dont la luminosité change strictement périodiquement. Des changements se produisent à certains intervalles. Si vous dessinez une courbe légère, elle capture clairement la régularité des changements, tandis que la forme de la courbe marque les caractéristiques maximales et minimales. La différence entre les fluctuations maximales et minimales définit un espace important entre les deux caractéristiques. Les étoiles de ce type sont appelées « étoiles à pulsations variables ». D'après la courbe de lumière, nous pouvons conclure que la luminosité de l'étoile augmente plus vite qu'elle ne diminue.

Les étoiles variables sont divisées en classes. La star-prototype est prise comme critère, c'est elle qui donne le nom à la classe. Un exemple est celui des Céphéides. Ce nom vient de l'étoile Céphée. C'est le critère le plus simple. Il y en a un autre : les étoiles sont divisées en spectres.

Les étoiles variables peuvent être divisées en sous-groupes selon différents critères.

DOUBLE ÉTOILES.

Les étoiles du firmament existent sous forme d’amas, d’associations et non de corps uniques. Les amas d'étoiles peuvent être constellés d'étoiles de manière très dense ou non.

Il peut y avoir des liens plus étroits entre les étoiles, nous parlons de systèmes binaires, comme les appellent les astronomes. Dans une paire d’étoiles, l’évolution de l’une affecte directement l’autre.

Ouverture.

La découverte des étoiles binaires, comme on les appelle actuellement, a été l'une des premières découvertes réalisées à l'aide de jumelles astronomiques. La première paire d'étoiles de ce type était Mizar de la constellation de la Grande Ourse. La découverte a été faite par l'astronome italien Riccioli. Compte tenu du grand nombre d'étoiles dans l'Univers, les scientifiques sont arrivés à la conclusion que Mizar n'était pas le seul système binaire parmi eux, et ils se sont avérés avoir raison, les observations ont rapidement confirmé cette hypothèse. En 1804, le célèbre astronome William Herschel, qui a consacré 24 années d'observation scientifique, a publié un catalogue contenant des descriptions d'environ 700 étoiles binaires. Au début, les scientifiques ne savaient pas avec certitude si les composants du système binaire étaient physiquement connectés les uns aux autres.

Certains esprits brillants pensaient que l'association stellaire dans son ensemble agissait sur les étoiles binaires, d'autant plus que la luminosité des composants n'était pas la même dans une paire. À cet égard, il semblait qu’ils n’étaient pas proches. Pour connaître la véritable position des corps, il fallait mesurer les déplacements parallactiques des étoiles. C'est ce qu'a fait Herschel. À la plus grande surprise, le déplacement parallactique d'une étoile par rapport à une autre lors de la mesure a donné un résultat inattendu. Herschel a remarqué qu'au lieu d'une oscillation symétrique d'une période de 6 mois, chaque étoile suit une trajectoire ellipsoïdale complexe. Conformément aux lois de la mécanique céleste, deux corps reliés par gravité se déplacent sur une orbite elliptique. Les observations de Herschel ont confirmé la thèse selon laquelle les étoiles binaires sont reliées physiquement, c'est-à-dire par des forces gravitationnelles.

Classification des étoiles binaires.

Il existe trois classes principales d'étoiles binaires : les binaires visuelles, les binaires photométriques et les binaires spectroscopiques. Cette classification ne reflète pas pleinement les différences internes des classes, mais donne une idée de l'association stellaire.

La dualité visuelle des étoiles doubles est clairement visible à travers un télescope lorsqu'elles se déplacent. Actuellement, environ 70 000 binaires visuels ont été identifiés, mais seulement 1 % d’entre eux ont une orbite précise.

Ce chiffre (1%) ne devrait pas surprendre. Le fait est que les périodes orbitales peuvent durer plusieurs dizaines d’années, voire des siècles entiers. Et construire une trajectoire en orbite est un travail très minutieux qui nécessite de nombreux calculs et observations provenant de différents observatoires. Très souvent, les scientifiques ne disposent que de fragments du mouvement le long de l'orbite, ils restituent le reste du trajet par la méthode déductive, en utilisant les données disponibles. Il convient de garder à l’esprit que le plan orbital du système peut être incliné par rapport à la ligne de visée. Dans ce cas, l'orbite reconstruite (visible) différera sensiblement de la vraie.

Si l'orbite véritable est déterminée, la période de révolution et la distance angulaire entre les deux étoiles, il est possible, en appliquant la troisième loi de Kepler, de déterminer la somme des masses des composants du système. La distance qui nous sépare de l'étoile double doit également être connue.

Étoiles doubles photométriques.

La dualité de ce système d'étoiles ne peut être jugée que par des fluctuations périodiques de luminosité. Lorsqu'elles se déplacent, ces étoiles se bloquent alternativement. Ils sont également appelés « binaires à éclipses ». Pour ces étoiles, les plans des orbites sont proches de la direction de la ligne de visée. Plus la surface occupée par l’éclipse est grande, plus la brillance est prononcée. Si nous analysons la courbe de lumière des étoiles photométriques binaires, nous pouvons déterminer l’inclinaison du plan orbital.

La courbe de lumière peut également être utilisée pour déterminer la période orbitale du système. Si, par exemple, deux éclipses sont fixes, la courbe de lumière aura deux diminutions (minimum). La période de temps pendant laquelle trois diminutions successives le long de la courbe de lumière sont enregistrées correspond à la période orbitale.

Les périodes des étoiles doubles photométriques sont beaucoup plus courtes que les périodes des étoiles binaires visuelles et durent plusieurs heures ou plusieurs jours.

Étoiles spectrales-binaires.

Grâce à la spectroscopie, on peut remarquer la division des raies spectrales due à l'effet Doppler. Si l’un des composants est une étoile faible, seules des fluctuations périodiques de la position des lignes uniques sont observées. Cette méthode est utilisée lorsque les composants d’une étoile binaire sont très proches les uns des autres et qu’il est difficile de les identifier avec un télescope en tant qu’étoiles doubles visuelles. Les étoiles binaires, déterminées à l'aide d'un spectroscope et de l'effet Doppler, sont appelées binaires spectrales. Toutes les étoiles binaires ne sont pas spectrales. Les deux composantes des étoiles binaires peuvent s'éloigner et se rapprocher dans la direction radiale.

Les observations indiquent que les étoiles doubles se trouvent principalement dans notre Galaxie. Il est difficile de déterminer le pourcentage d’étoiles doubles et simples. Si nous utilisons la méthode de soustraction et soustrayons le nombre d’étoiles binaires identifiées de l’ensemble de la population stellaire, nous pouvons conclure qu’elles constituent une minorité. Cette conclusion est peut-être fausse. En astronomie, il existe la notion d'« effet de sélection ». Pour déterminer la dualité des étoiles, il est nécessaire d’identifier leurs principales caractéristiques. Cela nécessite un bon équipement. Il est parfois difficile d’identifier les étoiles binaires. Par exemple, les étoiles binaires visuelles ne peuvent pas toujours être vues à une grande distance de l'observateur. Parfois, la distance angulaire entre les composants n'est pas fixée par le télescope. Afin de capturer les étoiles binaires photométriques et spectroscopiques, leur luminosité doit être suffisamment forte pour capter les modulations du flux lumineux et mesurer soigneusement les longueurs d'onde dans les raies spectrales.

Le nombre d’étoiles adaptées à tous égards à la recherche n’est pas si grand. Selon les développements théoriques, on peut supposer que les étoiles binaires représentent entre 30 et 70 % de la population stellaire.

NOUVELLES ÉTOILES.

Les étoiles variables explosives sont composées d’une naine blanche et d’une étoile de la séquence principale comme le Soleil, ou d’une étoile post-séquence comme une géante rouge. Les deux étoiles suivent une orbite étroite avec une fréquence de plusieurs heures. Ils sont très proches les uns des autres et interagissent donc étroitement et provoquent des phénomènes spectaculaires.

Depuis le milieu du 19ème siècle, les scientifiques ont enregistré sur la bande optique des étoiles explosives variables la prédominance du violet à un certain instant, ce phénomène coïncide avec la présence de pics sur la courbe de lumière. Selon ce principe, les étoiles étaient divisées en plusieurs groupes.

De nouvelles stars classiques.

Les novae classiques diffèrent des variables explosives en ce sens que leurs explosions optiques ne sont pas répétitives. L'amplitude de leur courbe de lumière est plus prononcée, et la montée jusqu'au point maximum est beaucoup plus rapide. Habituellement, ils atteignent leur luminosité maximale en quelques heures, pendant cette période la nouvelle étoile acquiert une magnitude d'environ 12, c'est-à-dire que le flux lumineux augmente de 60 000 unités.

Plus la montée vers le maximum est lente, moins le changement de luminosité est perceptible. La nouvelle étoile ne reste pas longtemps dans la position « maximale », cette période prend généralement de plusieurs jours à plusieurs mois. Ensuite, la brillance commence à diminuer, d'abord rapidement, puis plus lentement jusqu'au niveau habituel. La durée de cette phase dépend de diverses circonstances, mais sa durée est d'au moins plusieurs années.

Dans les nouvelles étoiles classiques, tous ces phénomènes s'accompagnent de réactions thermonucléaires incontrôlées se produisant dans les couches superficielles de la naine blanche, c'est là que se situe l'hydrogène « emprunté » au deuxième composant de l'étoile. Les nouvelles étoiles sont toujours binaires, l'une des composantes est nécessairement une naine blanche. Lorsque la masse d'un composant de l'étoile se dirige vers la naine blanche, la couche d'hydrogène commence à se rétrécir et à se réchauffer, respectivement, la température augmente et l'hélium se réchauffe. Tout cela se produit rapidement, brusquement, entraînant un éclair. La surface rayonnante augmente, la luminosité de l'étoile devient brillante et un éclat est enregistré sur la courbe de lumière.

Durant la phase active de l’explosion, la nouvelle étoile atteint sa luminosité maximale. La magnitude absolue maximale est de l'ordre de -6 à -9. pour les étoiles nouvelles, ce chiffre est atteint plus lentement, pour les étoiles explosives variables, plus rapidement.

De nouvelles étoiles existent également dans d'autres galaxies. Mais ce que nous observons n’est que leur magnitude stellaire apparente, la magnitude absolue ne pouvant être déterminée, puisque leur distance exacte à la Terre est inconnue. Bien que, en principe, vous puissiez connaître la magnitude stellaire absolue d'une nouvelle étoile si elle est aussi proche que possible d'une autre nouvelle étoile, dont la distance est connue. La valeur absolue maximale est calculée par l'équation :

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

t est le temps qu'il faut pour que la courbe de lumière de la nova descende à 3 magnitudes.

Novae naine et novae récurrentes.

Les plus proches parents des novae sont les novae naines, leur prototype "U Gemini". Leurs explosions optiques sont pratiquement similaires à celles des nouvelles étoiles, mais il existe des différences dans les courbes de lumière : leurs amplitudes sont plus petites. Des différences sont également notées dans la fréquence des explosions - elles se produisent plus ou moins régulièrement dans les nouvelles étoiles naines. En moyenne, une fois tous les 120 jours, mais parfois après plusieurs années. Les éclairs optiques des novae durent de plusieurs heures à plusieurs jours, après quoi la luminosité diminue pendant plusieurs semaines et atteint finalement son niveau habituel.

La différence existante peut s'expliquer par divers mécanismes physiques qui provoquent un flash optique. Chez U Gemini, les explosions sont dues à un changement soudain du pourcentage de matière sur la naine blanche – une augmentation de matière. Le résultat est une énorme libération d’énergie. Les observations de nouvelles étoiles naines en phase d'éclipse, c'est-à-dire lorsque la naine blanche et le disque qui l'entoure sont recouverts par une étoile - un composant du système, indiquent clairement que c'est la naine blanche, ou plutôt son disque, qui est la source de la lumière.

Les novae récurrentes sont un croisement entre les novae classiques et les novae naines. Comme leur nom l’indique, leurs explosions optiques se répètent régulièrement, ce qui les rend semblables à de nouvelles étoiles naines, mais cela se produit après plusieurs décennies. L'augmentation de la luminosité lors de l'explosion est plus prononcée et est d'environ 8 magnitudes, cette caractéristique les rapproche des nouvelles étoiles classiques.

Amas d'étoiles épars.

Les amas d'étoiles ouverts sont faciles à trouver. On les appelle des amas de galaxies. On parle de formations comprenant de plusieurs dizaines à plusieurs milliers d’étoiles, dont la plupart sont visibles à l’œil nu. Les amas d’étoiles apparaissent à l’observateur comme une parcelle de ciel densément parsemée d’étoiles. En règle générale, de telles régions de concentration d'étoiles sont clairement visibles dans le ciel, mais il arrive, et assez rarement, que l'amas soit presque impossible à distinguer. Afin de déterminer si une partie du ciel est un amas d'étoiles ou s'il s'agit d'étoiles simplement proches les unes des autres, il faut étudier leur mouvement et déterminer la distance à la Terre. Les étoiles qui composent les amas se déplacent dans la même direction. De plus, si les étoiles qui ne sont pas loin les unes des autres sont situées à la même distance du système solaire, elles sont bien entendu reliées par des forces gravitationnelles et forment un amas ouvert.

Classification des amas d'étoiles.

L'étendue de ces systèmes stellaires varie de 6 à 30 années-lumière, la longueur moyenne est d'environ douze années-lumière. À l’intérieur des amas d’étoiles, les étoiles sont concentrées de manière chaotique et non systématique. Le cluster n'a pas de forme clairement définie. La classification des amas d'étoiles doit prendre en compte les mesures angulaires, le nombre total approximatif d'étoiles, leur degré de concentration dans l'amas et la différence de luminosité.

En 1930, l'astronome américain Robert Trumpler proposa de classer les amas selon les paramètres suivants. Tous les amas étaient divisés en quatre classes selon le principe de concentration des étoiles et étaient désignés par des chiffres romains de I à IV. Chacune des quatre classes est divisée en trois sous-classes selon l'uniformité de la luminosité des étoiles. La première sous-classe comprend des amas dans lesquels les étoiles ont à peu près le même degré de luminosité, et la troisième avec une différence significative à cet égard. Ensuite, l'astronome américain a introduit trois catégories supplémentaires pour classer les amas d'étoiles en fonction du nombre d'étoiles dans l'amas. La première catégorie « p » fait référence aux systèmes dans lesquels il y a moins de 50 étoiles. Au deuxième "m" - un amas comportant de 50 à 100 étoiles. Au troisième - avoir plus de 100 étoiles. Par exemple, conformément à cette classification, l'amas d'étoiles, désigné dans le catalogue comme « I 3p », est un système composé de moins de 50 étoiles, densément concentrées dans le ciel et avec des degrés de luminosité variables.

Uniformité des étoiles.

Toutes les étoiles appartenant à un amas d'étoiles ouvert ont une caractéristique : l'uniformité. Cela signifie qu’ils se sont formés à partir du même nuage de gaz et qu’ils ont la même composition chimique au début de leur existence. De plus, on suppose qu'ils sont tous apparus en même temps, c'est-à-dire qu'ils ont le même âge. Les différences entre eux peuvent s'expliquer par le cours différent de leur développement, déterminé par la masse de l'étoile à partir du moment de sa formation. Les scientifiques savent que les grandes étoiles ont une durée de vie plus courte que les petites étoiles. Les grands évoluent beaucoup plus vite. En général, les amas d'étoiles ouverts sont des systèmes célestes constitués d'étoiles relativement jeunes. Ce type d’amas d’étoiles se situe principalement dans les bras spiraux de la Voie Lactée. Ce sont ces zones qui ont été des zones actives de formation d’étoiles dans un passé récent. Les exceptions sont les amas NGC 2244, NGC 2264 et NGC 6530, leur âge est de plusieurs dizaines de millions d'années. C'est peu de temps pour les stars.

Âge et composition chimique.

Les étoiles des amas d’étoiles ouverts sont liées entre elles par la force d’attraction. Mais comme cette connexion n’est pas assez forte, les clusters ouverts peuvent se briser. Cela se produit sur une longue période. Le processus de dissolution est associé à l'influence de la gravité des étoiles uniques situées à proximité de l'amas.

Il n'y a pratiquement pas d'étoiles anciennes dans les amas d'étoiles ouverts. Bien qu'il y ait des exceptions. Tout d’abord, cela s’applique aux grands amas, dans lesquels la connexion entre les étoiles est beaucoup plus forte. En conséquence, l’âge de ces systèmes est plus élevé. Parmi eux, on peut noter NGC 6791. Cet amas d'étoiles comprend environ 10 000 étoiles, son âge est d'environ 10 milliards d'années. Les orbites des grands amas d’étoiles les éloignent du plan de la galaxie pendant une longue période. En conséquence, ils ont moins de chances de rencontrer de gros nuages ​​​​moléculaires, ce qui pourrait conduire à la dissolution de l'amas d'étoiles.

Les étoiles des amas d'étoiles ouverts ont une composition chimique similaire à celle du Soleil et des autres étoiles du disque galactique. La différence de composition chimique dépend de la distance au centre de la Galaxie. Plus un amas d’étoiles est éloigné du centre, moins il contient d’éléments du groupe de métaux. La composition chimique dépend également de l’âge de l’amas d’étoiles. Cela s'applique également aux étoiles simples.

Amas globulaires.

Les amas d'étoiles globulaires, comptant des centaines de milliers d'étoiles, ont une apparence très inhabituelle : ils ont une forme sphérique et les étoiles y sont si densément concentrées que même avec l'aide des télescopes les plus puissants, il est impossible de distinguer des objets isolés. Il y a une forte concentration d'étoiles vers le centre.

L'étude des amas globulaires revêt une grande importance en astrophysique en termes d'étude de l'évolution des étoiles, du processus de formation des galaxies, de l'étude de la structure de notre Galaxie et de la détermination de l'âge de l'Univers.

La forme de la Voie Lactée.

Les scientifiques ont établi que des amas globulaires se sont formés au stade initial de la formation de notre Galaxie - le gaz protogalactique avait une forme sphérique. Au cours de l'interaction gravitationnelle jusqu'à la fin de la compression, qui a conduit à la formation du disque, des amas de matière, de gaz et de poussière se sont retrouvés à l'extérieur de celui-ci. C’est à partir d’eux que se sont formés les amas d’étoiles globulaires. De plus, ils se sont formés avant l’apparition du disque et sont restés au même endroit où ils se sont formés. Ils ont une structure sphérique, un halo, autour duquel s'est ensuite installé le plan de la galaxie. C'est pourquoi les amas globulaires se déploient symétriquement dans la Voie Lactée.

L'étude du problème de la localisation des amas globulaires, ainsi que les mesures de leur distance au Soleil, ont permis de déterminer leur étendue de notre Galaxie jusqu'au centre - elle est de 30 000 années-lumière.

Les amas d’étoiles globulaires sont très anciens quant à leur origine. Leur âge est de 10 à 20 milliards d'années. Ils constituent l’élément le plus important de l’Univers et, sans aucun doute, la connaissance de ces formations sera d’une grande aide pour expliquer les phénomènes de l’Univers. Selon les scientifiques, l'âge de ces amas d'étoiles est identique à l'âge de notre Galaxie, et comme toutes les galaxies se sont formées à peu près au même moment, cela signifie que l'âge de l'Univers peut également être déterminé. Pour cela, il faut ajouter à l'âge des amas globulaires le temps écoulé entre l'apparition de l'Univers et le début de la formation des galaxies. Comparé à l’âge des amas d’étoiles globulaires, il s’agit d’une très courte période de temps.

À l’intérieur des noyaux des amas globulaires.

Les régions centrales de ce type d'amas sont caractérisées par une forte concentration d'étoiles, environ mille fois plus que dans les zones les plus proches du Soleil. Ce n'est qu'au cours de la dernière décennie qu'il est devenu possible d'examiner les noyaux des amas d'étoiles globulaires, ou plutôt les objets célestes qui se trouvent au centre même. Ceci est d'une grande importance dans le domaine de l'étude de la dynamique des étoiles entrant dans le noyau, en termes d'obtention d'informations sur les systèmes de corps célestes reliés par des forces d'attraction - les amas d'étoiles appartiennent à cette catégorie - et aussi en termes d'étude de l'interaction entre les étoiles des amas par des observations ou des traitements de données sur ordinateur.

En raison du degré élevé de concentration des étoiles, de véritables collisions se produisent, de nouveaux objets se forment, par exemple des étoiles qui ont leurs propres caractéristiques. Des systèmes binaires peuvent également apparaître, cela se produit lorsque la collision de deux étoiles ne conduit pas à leur destruction, mais qu'une capture mutuelle se produit en raison de la gravité.

Familles d'amas d'étoiles globulaires.

Les amas d'étoiles globulaires de notre Galaxie sont des formations hétérogènes. Quatre familles dynamiques se distinguent selon le principe de distance au centre de la Galaxie et selon la composition chimique. Certains amas globulaires contiennent plus d'éléments chimiques du groupe métallique, d'autres en ont moins. Le degré de présence de métaux dépend de la composition chimique du milieu interstellaire à partir duquel les objets célestes se sont formés. Les amas globulaires contenant moins de métaux sont plus anciens, situés dans le halo de la Galaxie. Une plus grande composition de métal est caractéristique des étoiles plus jeunes, elles se sont formées à partir d'un milieu déjà enrichi en métaux à la suite d'explosions de supernova - cette famille comprend les « amas de disques » situés sur le disque galactique.

Le halo contient des « amas d'étoiles dans la partie intérieure du halo » et des « amas d'étoiles dans la partie extérieure du halo ». Il existe également des « amas d'étoiles de la partie périphérique du halo », dont la distance au centre de la Galaxie est la plus grande.

Influence environnementale.

Les amas d’étoiles ne sont pas étudiés et subdivisés en familles dans un souci de classification comme une fin en soi. La classification joue également un rôle important dans l'étude de l'influence du milieu entourant les amas d'étoiles sur son évolution. Dans ce cas, nous parlons de notre Galaxie.

Sans aucun doute, le champ gravitationnel du disque de la Galaxie exerce une influence considérable sur l’amas d’étoiles. Les amas d'étoiles globulaires se déplacent autour du centre galactique sur des orbites elliptiques et traversent périodiquement le disque de la Galaxie. Cela se produit environ une fois tous les 100 millions d’années.

Le champ gravitationnel et les saillies de marée émanant du plan galactique agissent si intensément sur l'amas d'étoiles qu'il commence progressivement à se désintégrer. Les scientifiques pensent que certaines des anciennes étoiles actuellement stationnées dans la galaxie faisaient autrefois partie d’amas d’étoiles globulaires. Maintenant, ils se sont effondrés. On pense qu’en un milliard d’années, environ 5 amas d’étoiles se désintègrent. Ceci est un exemple de l'influence de l'environnement galactique sur l'évolution dynamique d'un amas globulaire d'étoiles.

Sous l'influence gravitationnelle du disque galactique sur l'amas d'étoiles, l'étendue de l'amas change également. Nous parlons d'étoiles situées loin du centre de l'amas, elles sont davantage affectées par la force d'attraction du disque galactique, et non par l'amas d'étoiles lui-même. Il y a une « évaporation » des étoiles, la taille de l'amas diminue.

SUPERNOUVELLES ÉTOILES.

Les étoiles aussi naissent, grandissent et meurent. Leur fin peut être lente et progressive, ou brutale et catastrophique. Ceci est typique des étoiles de très grande taille, qui terminent leur existence par un éclair, ce sont des supernovae.

Découverte des supernovae.

Pendant des siècles, la nature des supernovae était inconnue des scientifiques, mais des observations ont été faites depuis des temps immémoriaux. De nombreuses supernovae sont si brillantes qu’elles peuvent être vues à l’œil nu, parfois même de jour. La première mention de ces étoiles est apparue dans des chroniques anciennes en 185 après JC. Par la suite, ils ont été observés régulièrement et ont scrupuleusement enregistré toutes les données. Par exemple, les astronomes de la cour des empereurs de la Chine ancienne ont enregistré de nombreuses supernovae découvertes plusieurs années plus tard.

Parmi elles, il faut noter une supernova qui a éclaté en 1054 après JC. dans la constellation du Taureau. Le reste de cette supernova est appelé la nébuleuse du Crabe en raison de sa forme caractéristique. Les astronomes occidentaux ont commencé tardivement à effectuer des observations systématiques des supernovae. Seulement vers la fin du XVIe siècle. il y en a eu des mentions dans des documents scientifiques. Les premières observations de supernovae par les astronomes européens remontent à 1575 et 1604. En 1885, la première supernova est découverte dans la galaxie d'Andromède. Cela a été fait par la baronne Berta de Podmanitskaya.

Des années 20 du XXe siècle. grâce à l'invention des plaques photographiques, les découvertes de supernova se succèdent. Actuellement, il y en a jusqu'à un millier ouverts. La recherche de supernovae demande beaucoup de patience et une observation constante du ciel. L’étoile ne doit pas seulement être très brillante, son comportement doit être inhabituel et imprévisible. Il n'y a pas tellement de « chasseurs » de supernovae, un peu plus d'une dizaine d'astronomes peuvent se targuer d'avoir découvert plus de 20 supernovae au cours de leur vie. La palme d'une classification aussi intéressante appartient à Fred Zwicky - depuis 1936, il a identifié 123 étoiles.

Que sont les supernovae ?

Les supernovae sont des étoiles qui s’enflamment soudainement. Cette explosion est un événement catastrophique, la fin de l’évolution des grandes étoiles. Lors des éruptions, la puissance de rayonnement atteint 1051 erg, ce qui est comparable à l'énergie émise par une étoile tout au long de sa vie. Les mécanismes qui provoquent les éruptions dans les étoiles binaires et simples sont différents.

Dans le premier cas, l’explosion se produit à condition que la deuxième étoile du système binaire soit une naine blanche. Les naines blanches sont des étoiles relativement petites, leur masse correspond à la masse du Soleil, au bout de leur « chemin de vie » elles ont la taille d'une planète. La naine blanche interagit avec sa paire en termes gravitationnels, elle « vole » la matière de ses couches superficielles. La substance « empruntée » s'échauffe, les réactions nucléaires commencent, un éclair se produit.

Dans le second cas, l'étoile elle-même s'enflamme, cela se produit lorsqu'il n'y a plus de conditions pour des réactions thermonucléaires dans ses profondeurs. A ce stade, la gravité prévaut et l’étoile commence à se contracter rapidement. En raison de l'échauffement soudain résultant de la compression, des réactions nucléaires incontrôlées commencent à se produire dans le noyau de l'étoile, de l'énergie est libérée sous forme d'éclair, provoquant la destruction de l'étoile.

Après le flash, un nuage de gaz subsiste, il se propage dans l'espace. Ce sont des "restes d'une supernova" - ce qui reste des couches superficielles d'une étoile explosée. La morphologie des restes de supernova est différente et dépend des conditions dans lesquelles l'explosion de l'étoile « progénitrice » s'est produite, ainsi que de ses caractéristiques internes caractéristiques. La propagation du nuage se produit de manière inégale dans différentes directions, ce qui est associé à l'interaction avec le gaz interstellaire ; elle peut modifier considérablement la forme du nuage sur des milliers d'années.

caractéristiques des supernovae.

Les supernovae sont une variante des étoiles variables éruptives. Comme toutes les variables, les supernovae sont caractérisées par des courbes de lumière et des caractéristiques facilement reconnaissables. Tout d'abord, une supernova se caractérise par une augmentation rapide de la luminosité, qui dure plusieurs jours jusqu'à ce qu'elle atteigne un maximum - cette période est d'environ dix jours. Ensuite, la brillance commence à diminuer - d'abord au hasard, puis de manière séquentielle. En étudiant la courbe de lumière, on peut retracer la dynamique de l'explosion et étudier son évolution. Une partie de la courbe lumineuse depuis le début de l'ascension jusqu'au maximum correspond à l'éclatement de l'étoile, la descente ultérieure signifie l'expansion et le refroidissement de l'enveloppe gazeuse.

NAIN BLANC.

Dans le "zoo des étoiles", il y a une grande variété d'étoiles, de tailles, de couleurs et d'éclat différents. Parmi elles, les étoiles « mortes » sont particulièrement impressionnantes, leur structure interne diffère considérablement de la structure des étoiles ordinaires. Les étoiles mortes comprennent les grandes étoiles, les naines blanches, les étoiles à neutrons et les trous noirs. En raison de la forte densité de ces étoiles, elles sont classées comme « crise ».

Ouverture.

Au début, l'essence des naines blanches était un mystère complet, on savait seulement qu'elles avaient une densité élevée par rapport aux étoiles ordinaires.

La première naine blanche découverte et étudiée fut Sirius B, une paire de Sirius, une étoile très brillante. En appliquant la troisième loi de Kepler, les astronomes ont calculé la masse de Sirius B : 0,75-0,95 masse solaire. En revanche, sa luminosité était bien inférieure à celle du soleil. La luminosité d'une étoile est liée au carré de son rayon. Après avoir analysé les chiffres, les astronomes sont arrivés à la conclusion que la taille de Sirius est petite. En 1914, ils ont compilé le spectre stellaire de Sirius B et déterminé la température. Connaissant la température et la luminosité, ils ont calculé le rayon - 18 800 kilomètres.

Première recherche.

Le résultat a marqué la découverte d’une nouvelle classe d’étoiles. En 1925, Adams mesura la longueur d'onde de certaines des raies d'émission du spectre de Sirius B et détermina qu'elles étaient plus longues que prévu. Redshift s'inscrit dans le cadre de la théorie de la relativité, découverte par Einstein quelques années avant les événements. En appliquant la théorie de la relativité, Adams a pu calculer le rayon de l'étoile. Après la découverte de deux autres étoiles similaires à Sirius B, Arthur Eddington a conclu qu'il existe de nombreuses étoiles de ce type dans l'Univers.

Ainsi, l’existence des nains était établie, mais leur nature restait encore un mystère. En particulier, les scientifiques ne pouvaient en aucun cas comprendre comment une masse semblable à celle du soleil pouvait tenir dans un si petit corps. Eddington conclut qu'« à une densité aussi élevée, le gaz perd ses propriétés. Très probablement, les naines blanches sont composées de gaz dégénéré.

Essence des naines blanches.

En août 1926, Enrico Fermi et Paul Dirac développent une théorie décrivant l'état d'un gaz dans des conditions de très haute densité. En l'utilisant, Fowler a trouvé la même année une explication à la structure stable des naines blanches. À son avis, en raison de la densité élevée, le gaz contenu dans les entrailles d'une naine blanche est dans un état dégénéré et la pression du gaz est pratiquement indépendante de la température. La stabilité d’une naine blanche est renforcée par le fait que la force de gravité s’oppose à la pression du gaz dans les entrailles de la naine. L'étude des naines blanches a été poursuivie par le physicien indien Chandrasekhar.

Dans l'un de ses ouvrages, publié en 1931, il fait une découverte importante : la masse des naines blanches ne peut pas dépasser une certaine limite, cela est dû à leur composition chimique. Cette limite est de 1,4 masse solaire et est appelée « limite de Chandrasekhar » en l'honneur du scientifique.

Près d'une tonne en cm3 !

Comme leur nom l’indique, les naines blanches sont de petites étoiles. Même si leur masse est égale à celle du Soleil, leur taille est néanmoins similaire à celle d’une planète comme la Terre. Leur rayon est d'environ 6 000 km soit 1/100 du rayon du Soleil. Compte tenu de la masse des naines blanches et de leur taille, une seule conclusion peut être tirée : leur densité est très élevée. Un centimètre cube de matière naine blanche pèse près d’une tonne selon les normes terrestres.

Une densité aussi élevée conduit au fait que le champ gravitationnel de l'étoile est très fort - environ 100 fois supérieur à celui du Soleil et avec la même masse.

Caractéristiques principales.

Bien que le noyau des naines blanches ne subisse plus de réactions nucléaires, sa température est très élevée. La chaleur se précipite à la surface de l’étoile, puis se propage dans l’espace. Les étoiles elles-mêmes se refroidissent lentement jusqu'à devenir invisibles. La température de surface des « jeunes » naines blanches est d’environ 20 000 à 30 000 degrés. Les naines blanches ne sont pas seulement blanches, il y en a aussi des jaunes. Malgré la température de surface élevée, en raison de sa petite taille, la luminosité est faible, la magnitude absolue peut être de 12 à 16. Les naines blanches se refroidissent très lentement, c’est pourquoi nous les voyons en si grand nombre. Les scientifiques ont la possibilité d’étudier leurs principales caractéristiques. Les naines blanches sont incluses dans le diagramme G-R, elles occupent peu de place en dessous de la séquence principale.

ÉTOILES À NEUTRONS ET PULSARS.

Le nom « pulsar » vient de la combinaison anglaise « pulsating star » - « pulsating star ». Une caractéristique des pulsars, contrairement aux autres étoiles, n'est pas un rayonnement constant, mais une émission radio pulsée régulière. Les impulsions sont très rapides, la durée d'une impulsion va de quelques millièmes de seconde à plusieurs secondes au maximum. La forme de l’impulsion et les périodes des différents pulsars ne sont pas les mêmes. En raison de la stricte périodicité des émissions radio, les pulsars peuvent être considérés comme des horloges spatiales. Au fil du temps, les périodes diminuent jusqu'à 10-14 s/s. Chaque seconde, la période change de 10 à 14 secondes, c'est-à-dire que la diminution se produit sur environ 3 millions d'années.

Signaux réguliers.

L'histoire de la découverte des pulsars est assez intéressante. Le premier pulsar, PSR 1919+21, a été détecté en 1967 par Bell et Anthony Husch de l'Université de Cambridge. Bell, un jeune physicien, a mené des recherches dans le domaine de la radioastronomie pour confirmer les thèses avancées par lui. Soudain, il détecte un signal radio d'intensité modérée dans une région proche du plan galactique. Ce qui était étrange, c'était que le signal était intermittent : il disparaissait et réapparaissait à intervalles réguliers de 1,377 seconde. On raconte que Bell a couru vers son professeur pour l'informer de la découverte, mais ce dernier n'y a pas prêté attention, croyant qu'il s'agissait d'un signal radio provenant de la Terre.

Néanmoins, le signal a continué à apparaître quelle que soit la radioactivité terrestre. Cela indique que la source de son apparition n'a pas encore été établie. Dès la publication des données sur la découverte, de nombreuses suggestions ont été émises selon lesquelles les signaux provenaient d'une civilisation extraterrestre fantomatique. Mais les scientifiques ont pu comprendre l'essence des pulsars sans l'aide de mondes extraterrestres.

Essence des pulsars.

Après le premier, de nombreux autres pulsars ont été découverts. Les astronomes sont arrivés à la conclusion que ces corps célestes sont des sources de rayonnement pulsé. Les objets les plus nombreux dans l'univers sont les étoiles, les scientifiques ont donc décidé que ces corps célestes appartenaient très probablement à la classe des étoiles.

Le mouvement rapide de l’étoile autour de son axe est probablement la cause des pulsations. Les scientifiques ont mesuré les périodes et tenté de déterminer l'essence de ces corps célestes. Si le corps tourne à une vitesse dépassant une certaine vitesse maximale, il se désintègre sous l'influence des forces centrifuges. Cela signifie qu'il doit y avoir une valeur minimale pour la période de rotation.

Il ressort des calculs que pour qu'une étoile tourne avec une période mesurée en millièmes de seconde, sa densité doit être d'environ 1014 g/cm3, comme les noyaux des atomes. Pour plus de clarté, nous pouvons donner un tel exemple : imaginez une masse égale à l'Everest, dans le volume d'un morceau de sucre.

étoiles à neutrons.

Depuis les années trente, les scientifiques supposent qu’il existe quelque chose de similaire dans le ciel. Les étoiles à neutrons sont des corps célestes très petits et très denses. Leur masse est approximativement égale à 1,5 de la masse du Soleil, concentrée dans un rayon d'environ 10 km.

Les étoiles à neutrons sont composées principalement de neutrons - des particules dépourvues de charge électrique qui, avec les protons, constituent le noyau d'un atome. En raison de la température élevée à l’intérieur de l’étoile, la matière est ionisée, les électrons existent séparément des noyaux. À une densité aussi élevée, tous les noyaux se désintègrent en neutrons et protons qui les constituent. Les étoiles à neutrons sont le résultat final de l’évolution d’une étoile de grande masse. Après avoir épuisé les sources d’énergie thermonucléaire dans ses entrailles, elle explose brusquement, telle une supernova. Les couches externes de l'étoile sont projetées dans l'espace, un effondrement gravitationnel se produit dans le noyau et une étoile à neutrons chaude se forme. Le processus d’effondrement prend une fraction de seconde. À la suite de l’effondrement, il commence à tourner très rapidement, avec des périodes de quelques millièmes de seconde, ce qui est typique d’un pulsar.

Rayonnement de pulsations.

Il n'y a pas de sources de réactions thermonucléaires dans une étoile à neutrons ; ils sont inactifs. Le rayonnement des pulsations ne vient pas de l’intérieur de l’étoile, mais de l’extérieur, des zones entourant la surface de l’étoile.

Le champ magnétique des étoiles à neutrons est très puissant, des millions de fois supérieur au champ magnétique du Soleil, il traverse l'espace, créant une magnétosphère.

Une étoile à neutrons émet des flux d'électrons et de positons dans la magnétosphère, ils tournent à une vitesse proche de la vitesse de la lumière. Le champ magnétique affecte le mouvement de ces particules élémentaires, elles se déplacent le long des lignes de force, suivant une trajectoire en spirale. Ainsi, ils libèrent de l’énergie cinétique sous forme de rayonnement électromagnétique.

La période de rotation augmente en raison de la diminution de l'énergie de rotation. Les pulsars plus anciens ont une période de pulsations plus longue. D’ailleurs, la période des pulsations n’est pas toujours strictement périodique. Parfois, il ralentit considérablement, cela est dû à des phénomènes appelés « pépins » – c'est le résultat de « micro-séismes stellaires ».

TROUS NOIRS.

L'image du firmament frappe par la variété des formes et des couleurs des corps célestes. Qu'y a-t-il dans l'Univers : des étoiles de toutes couleurs et de toutes tailles, des galaxies spirales, des nébuleuses de formes et de couleurs inhabituelles. Mais dans ce « zoo spatial », il y a des « spécimens » qui suscitent un intérêt particulier. Ce sont des corps célestes encore plus mystérieux, car difficiles à observer. De plus, leur nature n’est pas entièrement élucidée. Parmi eux, une place particulière appartient aux « trous noirs ».

Vitesse de mouvement.

Dans le langage courant, l'expression « trou noir » signifie quelque chose sans fond, où la chose tombe, et personne ne saura jamais ce qui lui est arrivé dans le futur. Que sont réellement les trous noirs ? Pour comprendre cela, remontons l’histoire il y a deux siècles. Au XVIIIe siècle, le mathématicien français Pierre Simon de Laplace introduisit pour la première fois ce terme alors qu'il étudiait la théorie de la gravité. Comme vous le savez, tout corps ayant une certaine masse - la Terre, par exemple - possède également un champ gravitationnel, il attire les corps environnants.

C'est pourquoi un objet lancé tombe au sol. Si le même objet est projeté vers l’avant avec force, il surmontera la gravité de la Terre pendant un certain temps et volera sur une certaine distance. La vitesse minimale requise est appelée « vitesse de déplacement », sur Terre elle est de 11 km/s. La vitesse de déplacement dépend de la densité du corps céleste, ce qui crée un champ gravitationnel. Plus la densité est grande, plus la vitesse doit être grande. Ainsi, on peut émettre l'hypothèse, comme Laplace l'a fait il y a deux siècles, que dans l'Univers il existe des corps avec une densité si élevée que la vitesse de leur mouvement dépasse la vitesse de la lumière, soit 300 000 km/s.

Dans ce cas, même la lumière pourrait succomber à la force d’attraction d’un tel corps. Un tel corps ne pourrait pas émettre de lumière et resterait donc invisible. On peut l'imaginer comme un énorme trou, sur la photo il est noir. Sans doute, la théorie formulée par Laplace ne porte pas l’empreinte de l’époque et semble trop simpliste. Cependant, à l’époque de Laplace, la théorie quantique n’était pas encore formulée et, d’un point de vue conceptuel, considérer la lumière comme un corps matériel semblait absurde. Au tout début du XXe siècle, avec l’avènement et le développement de la mécanique quantique, on a appris que, dans certaines conditions, la lumière agit également comme un rayonnement matériel.

Cette position a été développée dans la théorie de la relativité d'Albert Einstein, publiée en 1915, et dans les travaux du physicien allemand Karl Schwarzschild en 1916, il a résumé les bases mathématiques de la théorie des trous noirs. La lumière peut également être soumise à la force d’attraction. Il y a deux siècles, Laplace soulevait un problème très important en termes de développement de la physique en tant que science.

Comment apparaissent les trous noirs ?

Les phénomènes dont nous parlons ont été appelés « trous noirs » en 1967 grâce à l'astrophysicien américain John Wheeler. Ils sont le résultat final de l’évolution de grandes étoiles dont la masse est supérieure à cinq masses solaires. Lorsque toutes les réserves de combustible nucléaire sont épuisées et que les réactions ne se produisent plus, la mort de l'étoile survient. De plus, son sort dépend de sa masse.

Si la masse d’une étoile est inférieure à la masse du soleil, elle continue de se contracter jusqu’à s’éteindre. Si la masse est importante, les étoiles explosent, alors on parle de supernova. Une étoile laisse des traces derrière elle : lorsqu'un effondrement gravitationnel se produit dans le noyau, la masse entière se rassemble en une boule de taille compacte avec une densité très élevée - 10 000 fois supérieure à celle du noyau d'un atome.

effets relatifs.

Pour les scientifiques, les trous noirs constituent un excellent laboratoire naturel, permettant d’expérimenter diverses hypothèses en termes de physique théorique. Selon la théorie de la relativité d’Einstein, les lois de la physique sont affectées par un champ d’attraction local. En principe, le temps s'écoule différemment en fonction des champs gravitationnels d'intensité différente.

De plus, un trou noir affecte non seulement le temps, mais aussi l'espace environnant, affectant sa structure. Selon la théorie de la relativité, la présence d'un fort champ gravitationnel provenant d'un corps céleste aussi puissant qu'un trou noir déforme la structure de l'espace environnant et ses données géométriques changent. Cela signifie qu’à proximité d’un trou noir, une courte distance reliant deux points ne sera pas une ligne droite, mais une courbe.

Pleshakov a eu une bonne idée : créer un atlas pour les enfants, grâce auquel il est facile de déterminer les étoiles et les constellations. Nos professeurs ont repris cette idée et ont créé leur propre atlas clé, encore plus informatif et visuel.

Que sont les constellations ?

Si vous levez les yeux vers le ciel par une nuit claire, vous pourrez voir de nombreuses lumières scintillantes de différentes tailles qui, comme une dispersion de diamants, ornent le ciel. Ces lumières sont appelées étoiles. Certains d'entre eux semblent être rassemblés en grappes et après un long examen, ils peuvent être divisés en certains groupes. Ces groupes sont appelés « constellations ». Certains d’entre eux peuvent ressembler à la forme d’un seau ou aux contours complexes d’animaux, mais à bien des égards, ce n’est qu’un fruit de l’imagination.

Pendant de nombreux siècles, les astronomes ont tenté d’étudier de tels amas d’étoiles et leur ont attribué des propriétés mystiques. Les gens ont essayé de les systématiser et de trouver un modèle commun, et c’est ainsi que les constellations sont apparues. Pendant longtemps, les constellations ont été soigneusement étudiées, certaines ont été divisées en plus petites et ont cessé d'exister, et certaines ont simplement été corrigées après clarification. Par exemple, la constellation Argo était divisée en constellations plus petites : Compass, Carina, Sail, Korma.

L'histoire de l'origine des noms des constellations est également très intéressante. Pour faciliter la mémorisation, on leur a donné des noms unis par un élément ou une œuvre littéraire. Par exemple, on a remarqué que lors de fortes pluies, le Soleil se lève du côté de certaines constellations, auxquelles on donne les noms suivants : Capricorne, Baleine, Verseau, la constellation des Poissons.

Afin d'amener toutes les constellations à une certaine classification, en 1930, lors d'une réunion de l'Union astronomique internationale, il fut décidé d'enregistrer officiellement 88 constellations. Selon la décision acceptée, les constellations ne sont pas constituées de groupes d'étoiles, mais constituent des sections du ciel étoilé.

Quelles sont les constellations ?

Les constellations diffèrent par le nombre et la luminosité des étoiles qui composent leur composition. Attribuez 30 groupes d’étoiles les plus remarquables. La plus grande constellation en termes de superficie est la Grande Ourse. Il se compose de 7 étoiles brillantes et de 118 étoiles visibles à l'œil nu.

La plus petite constellation située dans l’hémisphère sud s’appelle la Croix du Sud et n’est pas visible à l’œil nu. Il se compose de 5 étoiles brillantes et de 25 étoiles moins visibles.

Le Petit Cheval est la plus petite constellation de l'hémisphère nord et se compose de 10 étoiles faiblement visibles à l'œil nu.

La constellation la plus belle et la plus brillante est Orion. Il est constitué de 120 étoiles visibles à l’œil nu et 7 d’entre elles sont très brillantes.

Toutes les constellations sont classiquement divisées en celles situées dans l'hémisphère sud ou nord. Ceux qui vivent dans l’hémisphère sud de la Terre ne peuvent pas voir les amas d’étoiles situés dans l’hémisphère nord et vice versa. Sur les 88 constellations, 48 ​​se trouvent dans l’hémisphère sud et 31 dans l’hémisphère nord. Les 9 groupes d'étoiles restants sont situés dans les deux hémisphères. L'hémisphère nord est facile à identifier grâce à l'étoile polaire, qui brille toujours très fort dans le ciel. Elle est l'étoile extrême sur le manche du seau de la Petite Ourse.

Du fait que la Terre tourne autour du Soleil, ce qui ne permet pas de voir certaines constellations, les saisons changent et la position de cet astre dans le ciel change. Par exemple, en hiver, la position de notre planète sur l’orbite circumsolaire est opposée à celle en été. Par conséquent, seules certaines constellations peuvent être vues à tout moment de l’année. Par exemple, en été, un triangle formé par les étoiles Altair, Vega et Deneb peut être vu dans le ciel nocturne. En hiver, il est possible d'admirer l'infiniment belle constellation d'Orion. C'est pourquoi on dit parfois : constellations d'automne, constellations d'hiver, d'été ou de printemps.

Les constellations sont mieux vues en été et il est conseillé de les observer dans un espace ouvert, en dehors de la ville. Certaines étoiles peuvent être observées à l’œil nu, tandis que d’autres nécessitent un télescope. Les constellations Ursa Major et Ursa Minor, ainsi que Cassiopée, sont mieux visibles. En automne et en hiver, les constellations du Taureau et d'Orion sont clairement visibles.

Constellations lumineuses visibles en Russie

Les plus belles constellations de l'hémisphère nord visibles en Russie comprennent : Orion, la Grande Ourse, le Taureau, le Canis Major, le Canis Minor.

Si vous regardez leur emplacement et laissez libre cours à votre imagination, vous pourrez voir une scène de chasse qui, comme une fresque ancienne, est représentée dans le ciel depuis plus de deux mille ans. Le courageux chasseur Orion est toujours représenté entouré d'animaux. Taureau court à sa droite et le chasseur lui lance un gourdin. Aux pieds d'Orion se trouvent les fidèles Grands et Petits Chiens.

Constellation d'Orion

C'est la constellation la plus grande et la plus colorée. Il est bien visible en automne et en hiver. Orion est visible sur tout le territoire de la Russie. La disposition de ses étoiles ressemble aux contours d’une personne.

L'histoire de la formation de cette constellation trouve son origine dans les mythes grecs anciens. Selon eux, Orion était un chasseur courageux et fort, fils de Poséidon et de la nymphe Emvriala. Il chassait souvent avec Artémis, mais un jour, pour l'avoir vaincue lors d'une chasse, il fut touché par une flèche de la déesse et mourut. Après sa mort, il fut transformé en constellation.

L'étoile la plus brillante d'Orion est Rigel. Il est 25 000 fois plus brillant que le Soleil et 33 fois sa taille. Cette étoile a une lueur blanc bleuâtre et est considérée comme supergéante. Cependant, malgré sa taille impressionnante, elle est bien plus petite que Bételgeuse.

Bételgeuse orne l'épaule droite d'Orion. Elle fait 450 fois le diamètre du Soleil, et si vous la mettez à la place de notre astre, alors cette étoile remplacera quatre planètes avant Mars. Bételgeuse brille 14 000 fois plus que le Soleil.

La constellation d'Orion comprend également une nébuleuse et des astérismes.

Constellation du Taureau

Une autre constellation grande et d’une beauté inimaginable de l’hémisphère nord est le Taureau. Il est situé au nord-ouest d'Orion et se situe entre les constellations du Bélier et des Gémeaux. Non loin du Taureau se trouvent des constellations telles que : Aurige, Keith, Persée, Éridan.

Cette constellation aux latitudes moyennes peut être observée presque toute l’année, à l’exception de la seconde moitié du printemps et du début de l’été.

L'histoire de la constellation remonte aux mythes anciens. Ils parlent de Zeus, qui s'est transformé en veau pour kidnapper la déesse Europe et l'amener sur l'île de Crète. Cette constellation a été décrite pour la première fois par Eudoxe, un mathématicien ayant vécu bien avant notre ère.

Aldébaran est l'étoile la plus brillante non seulement de cette constellation, mais également des 12 autres groupes d'étoiles. Il est situé sur la tête du Taureau et était autrefois appelé « œil ». Aldébaran a un diamètre 38 fois supérieur à celui du Soleil et est 150 fois plus lumineux. Cette étoile est située à 62 années-lumière de nous.

La deuxième étoile la plus brillante de la constellation est Nat ou El Nat (cornes de taureau). Il est situé près de l'Auriga. Il est 700 fois plus brillant que le Soleil et 4,5 fois plus grand que lui.

Au sein de la constellation se trouvent deux amas ouverts incroyablement beaux d’étoiles Hyades et Pléiades.

L'âge des Hyades est de 650 millions d'années. On les retrouve facilement dans le ciel étoilé grâce à Aldébaran, parfaitement visible parmi eux. Ils comprennent environ 200 étoiles.

Les Pléiades tirent leur nom des neuf parties. Sept d’entre elles portent le nom des sept sœurs de la Grèce antique (Pléiades), et deux autres portent le nom de leurs parents. Les Pléiades sont très visibles en hiver. Ils comprennent environ 1 000 corps stellaires.

Une formation tout aussi intéressante dans la constellation du Taureau est la nébuleuse du Crabe. Elle s'est formée après une explosion de supernova en 1054 et a été découverte en 1731. La distance entre la nébuleuse et la Terre est de 6 500 années-lumière et son diamètre est d'environ 11 années-lumière. années.

Cette constellation appartient à la famille d'Orion et confine aux constellations Orion, Licorne, Canis Minor, Lièvre.

La constellation Canis Major a été découverte pour la première fois par Ptolémée au IIe siècle.

Il existe un mythe selon lequel Big Dog était Lelap. C'était un chien très rapide, capable de rattraper n'importe quelle proie. Une fois, il a poursuivi un renard qui ne lui était pas inférieur en vitesse. L’issue de la course était jouée d’avance et Zeus transforma les deux animaux en pierre. Il a placé le chien au paradis.

La constellation Canis Major est très visible en hiver. L’étoile la plus brillante non seulement dans cette constellation, mais dans toutes les autres constellations, est Sirius. Il a un éclat bleuâtre et est situé assez près de la Terre, à une distance de 8,6 années-lumière. En termes de luminosité dans notre système solaire, elle est dépassée par Jupiter, Vénus et la Lune. La lumière de Sirius atteint la Terre après 9 ans et elle est 24 fois plus forte que celle du soleil. Cette étoile possède un satellite appelé "Puppy".

Sirius est associé à la formation de quelque chose comme « Vacances ». Le fait est que cette étoile est apparue dans le ciel pendant la chaleur estivale. Puisque Sirius en grec est appelé « canis », les Grecs ont commencé à appeler cette période des vacances.

Constellation Canis Mineur

Le Petit Chien confine à des constellations telles que : Licorne, Hydra, Cancer, Gémeaux. Cette constellation représente l'animal qui, avec Canis Major, suit le chasseur Orion.

L'histoire de la formation de cette constellation, si l'on s'appuie sur les mythes, est très intéressante. Selon eux, le Petit Chien est Mera, le chien d'Ikaria. Dionysos a appris à cet homme à faire du vin et cette boisson s'est avérée très forte. Un jour, ses invités décidèrent qu'Ikaria avait décidé de les empoisonner et le tua. Le maire était très triste pour le propriétaire et mourut bientôt. Zeus l'a placé sous la forme d'une constellation dans le ciel étoilé.

Cette constellation est mieux observée en janvier et février.

Les étoiles les plus brillantes de cette constellation sont Portion et Gomeisa. La partie est à 11,4 années-lumière de la Terre. Il est un peu plus brillant et plus chaud que le Soleil, mais n’en diffère pas physiquement.

Gomeisa est visible à l'œil nu et brille d'une lumière bleu-blanc.

Constellation de la Grande Ourse

La Grande Ourse, en forme de seau, est l'une des trois plus grandes constellations. Il est mentionné dans les écrits d'Homère et dans la Bible. Cette constellation est très bien étudiée et revêt une grande importance dans de nombreuses religions.

Il borde des constellations telles que : Cascade, Lion, Chiens Chiens, Dragon, Lynx.

Selon les mythes grecs anciens, la Grande Ourse est associée à Callisto, une belle nymphe bien-aimée de Zeus. Sa femme Hera a transformé Callisto en ours en guise de punition. Un jour, cet ours tomba sur Héra et leur fils Arkas avec Zeus. Pour éviter une tragédie, Zeus transforma son fils et sa nymphe en constellations.

Le grand seau est formé de sept étoiles. Les plus marquants d'entre eux sont au nombre de trois : Dubhe, Alkaid, Aliot.

Dubhe est une géante rouge et pointe vers l'étoile polaire. Elle est située à 120 années-lumière de la Terre.

Alkaid, la troisième étoile la plus brillante de la constellation, exprime l'extrémité de la queue de la Grande Ourse. Il est situé à 100 années-lumière de la Terre.

Alioth est l'étoile la plus brillante de la constellation. Elle représente la queue. En raison de sa luminosité, il est utilisé en navigation. Alioth brille 108 fois plus que le Soleil.

Ces constellations sont les plus brillantes et les plus belles de l’hémisphère nord. Ils sont parfaitement visibles à l’œil nu lors d’une nuit d’automne ou d’hiver glacial. Les légendes de leur formation permettent à l'imagination de se déchaîner et d'imaginer comment le puissant chasseur Orion, accompagné de ses fidèles chiens, court après une proie, tandis que le Taureau et la Grande Ourse le surveillent attentivement.

La Russie est située dans l’hémisphère nord et dans cette partie du ciel, nous ne parvenons à voir que quelques-unes de toutes les constellations qui existent dans le ciel. Selon les saisons, seule leur position dans le ciel change.

POUR LES ENFANTS À PROPOS DE L'ESPACE. CONVERSATION SIXIÈME. ÉTOILES ET CONSTELLATIONS

(Shorygine T.UN. enfants Ô Cosmos Et Youri Gagarine - d'abord astronaute Terre: Conversations, loisirs, histoires. -M. : Sfera, 2014.-128s.)

L'espace n'est pas une promenade, une fusée n'est pas un avion.

(Youri Gagarine)

ciel étoilé

Imaginez que par une soirée claire et glaciale, vous sortez et regardez le ciel.

Combien d'étoiles ! Comme ils sont brillants ! Il semble qu'un sorcier de conte de fées ait dispersé des poignées de diamants étincelants dans le ciel bleu foncé.

Étoiles

Les astérisques sont clairs

Les astérisques sont fréquents

Ils brûlent haut dans le ciel.

Comme s'ils chantaient de belles chansons -

Ils nous parlent !

Le ciel est immense

ciel sans fond,

Les étoiles, comme les grains de sable, ne se comptent pas.

Pourtant, crois-moi

l'étoile guidante

Tout le monde en a un dans la vie !

Il y a de très nombreuses étoiles dans le ciel. Sans aucun instrument, vous pouvez voir environ six mille étoiles, et avec l'aide d'un télescope - près de deux milliards !

Toutes les étoiles sont d’énormes boules de feu. Mais la température de ces boules chaudes est différente, donc leur couleur est différente.

Les étoiles les plus chaudes sont blanches, les étoiles légèrement moins chaudes sont bleues, puis le jaune suit et le rouge ferme la rangée.

Les étoiles les plus brillantes de notre hémisphère nord sont Sirius et Aldébaran.

- Pourquoi pensez-vous qu'ils semblent petits, comme des grains de sable ?

Droite! Les étoiles sont infiniment loin de nous. La lumière provenant d’étoiles lointaines arrive sur Terre après des centaines, voire des milliers d’années.

Quelle est l'étoile la plus proche de la Terre ?

Droite! Soleil.

Des places d'étoiles scintillent dans le ciel lors d'une nuit sombre et disparaissent le matin.

D'ailleurs, cela est également mentionné dans l'énigme :

Dispersé sur la peau de mouton

sables dorés,

Et quand il s'est levé

Ils sont audacieux comme le vent !

Où vont les étoiles pendant la journée ?

Droite! Ils ne disparaissent nulle part, mais dans les rayons lumineux de notre luminaire, nous ne les voyons pas.

Les étoiles sont différentes non seulement par leur température et leur couleur, mais aussi par leur taille.

Il y a des étoiles dans l’espace appelées géantes rouges. Ces étoiles étaient tout à fait ordinaires dans le passé, mais elles se sont formées à partir d’étoiles ordinaires lorsqu’elles ont progressivement commencé à se refroidir. Le noyau même de l'étoile, ou, comme on dit, son noyau, devient plus petit, se rétrécit, tandis que la couche externe, au contraire, grandit et se dilate. L'étoile ne devient pas si chaude, elle se refroidit. De blanche, elle se transforme en une étoile rouge géante.

Dans l’espace, il existe des étoiles petites mais très chaudes. On les appelle les Naines Blanches.

Il existe également des étoiles spéciales dans l'Univers : les trous noirs. Les scientifiques étudient depuis longtemps ces étranges corps célestes et sont arrivés à la conclusion qu'ils semblent complètement noirs, car ils absorbent complètement les rayons de lumière qui tombent sur eux.

Pourquoi cela arrive-t-il?

Parce que le Trou Noir est constitué d’une matière comprimée très dense (parfois cette étoile se transforme en pointe !) et possède une énorme force d’attraction.

Dans les temps anciens, les voyageurs et les navigateurs se dirigeaient vers les étoiles. Mais il y a tellement d’étoiles dans le ciel qu’il n’est pas facile de se souvenir de leur emplacement.

Par conséquent, même autrefois, les étoiles étaient reliées par des lignes sur des cartes spéciales du ciel étoilé, de sorte que de simples figures ressemblant à des personnes ou à des animaux se formaient. Ces groupes d'étoiles sont appelés constellations.

En un an, la Terre fait une révolution autour du Soleil et chaque mois, le Soleil se lève sur fond d'une constellation différente. Il existe 12 constellations de ce type, appelées zodiaque.

Connaissez-vous les noms des constellations du zodiaque ?

Le compteur vous aidera à mémoriser les noms de ces constellations :

Comme des mois - frères,

Constellations douze.

Et leurs noms sont : Cancer, Taureau,

Vierge, Bélier et Sagittaire

Scorpion et Gémeaux

Poissons, Capricorne, Balance,

Lion et Verseau ensuite.

Souvenez-vous-en vite !

En plus des constellations du zodiaque, il en existe d’autres dans le ciel. La science de l'astronomie est originaire de l'Égypte ancienne, de Babylone, de la Grèce et de Rome. De nombreuses constellations portent des noms grecs ou latins et des légendes et mythes intéressants leur sont associés.

Vous devez avoir vu les brillantes constellations Ursa Major et Ursa Minor dans le ciel nocturne. Il y avait une légende à propos de ces constellations dans la Grèce antique.

Autrefois, le dieu du tonnerre Zeus admirait la beauté terrestre Callisto. Sa femme jalouse, Héra, fut offensée et, utilisant ses pouvoirs magiques, transforma Callisto en ours. Elle espérait que son fils, un chasseur expérimenté Arkas, tuerait la bête lorsqu'il le verrait dans sa maison. Mais Zeus a transformé l'ours en une constellation céleste. Pour que la pauvre ne s'ennuie pas seule, il plaça son chien bien-aimé à côté d'elle. Cette constellation s'appelait la Petite Ourse.

Écoutez le poème.

Grande Ourse

La beauté de Callisto terrestre

Le Thunderer-Zeus est capturé.

Ayez l'air enthousiaste et rapide

Il lui lance.

Héra a attiré son attention,

Plein de feu caché.

Le cœur embrasé de colère :

«Je vais venger Callista.

je vais la rendre poilue

Pied bot comme un ours.

Au lieu de belles mains - pattes,

Que la mort lui arrive !

Son fils est un courageux chasseur,

Il tuera l'ours

Les flèches lui transpercent le cœur

Le corps deviendra comme de la glace.

Mais d'un destin terrible

Zeus a sauvé sa bien-aimée :

"Je ne te tuerai pas en vain

Votre fils bien-aimé Arkas.

Au lieu de la vie humaine

Avec une âme souffrante

je te donnerai l'éternité

Devenez un gros ours.

Le châtiment ne vous trouvera pas

La douleur et la peur ne se toucheront pas.

Veux-tu scintiller la constellation

Des étoiles de diamant dans le ciel !

Cette constellation est aussi appelée la Grande Ourse. Cela ressemble vraiment à une louche avec un long manche.

Ours ou seau ?

Scintillant et brillant

Grande Ourse.

La constellation est comme un seau,

Et la louche ne ressemble pas du tout à un ours !

Avec l'aide de la constellation de la Grande Ourse, vous pouvez trouver l'étoile polaire. Pour les vagabonds, cette étoile directrice a toujours servi de guide. Si vous vous tenez face à elle, alors devant vous sera le nord, derrière vous, derrière vous - le sud, à votre droite - l'est et à votre gauche - l'ouest.

Il y a une petite constellation dans le ciel appelée Lyre. Il est décoré de l'une des étoiles les plus brillantes de l'hémisphère nord - Vega.

À votre avis, pourquoi la constellation s’appelle Lyre ?

La constellation ressemble à un instrument de musique joué par l'étonnant chanteur Orphée. Selon l'une des légendes grecques, Orphée chantait si bien que les gens, les animaux et les oiseaux entendaient son chant. Les sons de sa voix faisaient des merveilles - le murmure du souffle dans les sources cessa, le vent s'apaisa, les rochers nus étaient couverts de fleurs, d'arbres secs - de jeunes feuilles vertes. La constellation Coma Veronica brille dans le ciel sombre. La légende raconte que la reine Véronique avait des cheveux dorés et bouclés d'une beauté incroyable. Comment sont-ils arrivés au paradis ? Écoutez le poème.

Les cheveux de Véronique

Merveilleuses tresses de la reine,

Pas jusqu'à la taille, mais jusqu'aux orteils.

Coule le long du dos, coule

Cascade dorée !

Des cheveux bouclés comme des jets

Coule comme une rivière ensoleillée

Le roi admire, embrasse,

Il se caresse les cheveux avec la main.

Une fois lors d'une fête

Le roi embrassa sa femme.

Les Lyres jouaient tristement :

"Je pars pour la guerre !

Chère Véronique!

Je t'aime seul"

Le roi murmure en caressant doucement

Vague parfumée de Kos.

Et la reine fit le vœu :

Si le roi revient vivant,

Puis elle perdra ses tresses

Précieux, doré.

Mais la guerre fut courte

Et le message parvint à la reine :

"Le roi est vivant et indemne

Bientôt, bientôt nous serons là !

"Eh bien," dit Veronica,

J'accomplirai mon vœu.

Et couper les tresses

Ils sont tombés par terre près de leurs pieds.

Quelque part fantomatique et calme

"Les tresses de la jeune Véronique

Envole-toi vers le paradis!"

Une femme n'a pas de belle

Longues tresses dorées

Mais brille dans le ciel clair

Fantastique dispersion d'étoiles !

Les étoiles forment de grands amas. On les appelle des galaxies. Une galaxie est une collection tournante d’étoiles.

Le système solaire fait partie d’une galaxie appelée la Voie Lactée. Par une nuit sombre, une partie de la Voie Lactée peut être vue dans le ciel. Cela ressemble à une bande légèrement chatoyante de lait renversé. À propos, le mot « galaxie » lui-même vient du mot grec signifiant « lait ».

Voie Lactée.

Notre système solaire est situé aux confins de la Voie lactée et comprend au total environ 10 milliards d’étoiles.

En plus de la Voie Lactée, il existe un grand nombre d'autres galaxies dans l'Univers, il y en a au moins des centaines de millions ! La galaxie la plus proche de nous s'appelle la nébuleuse d'Andromède.

Galaxie.

Écoutez le conte fantastique "L'observateur d'étoiles et Mickey le singe"

Quelle forme ont les étoiles ?

Pourquoi les étoiles nous semblent-elles petites ?

Quelle étoile est la plus proche de la Terre ?

Pourquoi les étoiles ont-elles des couleurs différentes ?

Quelles étoiles sont appelées géantes rouges ? Des naines blanches ? Trous noirs?

Qu'est-ce qu'une constellation ? Quelles constellations du zodiaque connaissez-vous ?

Quelles légendes et contes connaissez-vous sur les étoiles et les constellations ?

Quelle est l’étoile directrice ?

Comment appelle-t-on les grands amas d’étoiles ?

Quel est le nom de notre galaxie ?

Ciel étoilé. Étoiles.

Dessin animé - Si les étoiles tombent.

Poèmes pour enfants sur les étoiles, les constellations et les planètes à lire (mémorisation)

voie Lactée
Rimma Aldonina

ciel de velours noir
Brodé d'étoiles.
chemin de lumière
Traverse le ciel.
Côte à côte
Se glisse facilement
Comme si quelqu'un s'était renversé
Du lait dans le ciel.
Mais non, bien sûr, dans le ciel
Pas de lait, pas de jus
Nous sommes un système stellaire
Nous voyons le nôtre de côté.
C'est ainsi que nous voyons les galaxies
Lumière lointaine native -
espace pour l'astronautique
Depuis plusieurs milliers d’années.

Étoiles
Rimma Aldonina

Que sont les étoiles ?
S'ils vous demandent -
Répondez hardiment :
Gaz chaud.
Et ajoutez également
Ce qui est toujours
Réacteur nucléaire -
Chaque étoile !

***
G. Krujkov

Il y a une étoile dans le ciel
Lequel, je ne dirai pas
Mais chaque soir depuis la fenêtre
Je la regarde.

Elle scintille si fort !
Et quelque part dans la mer
Maintenant, probablement un marin
Il guide le chemin.

constellations
Y. Sinitsyne

Des étoiles, des étoiles, depuis longtemps
tu es enchaîné pour toujours
Le regard gourmand de l'homme.

Et assis dans une peau de bête
Près du feu rouge
Inséparables dans le dôme bleu
Il pourrait veiller jusqu'au matin.

Et j'ai regardé en silence pendant un long moment
Homme dans l'étendue de la nuit -
C'est avec peur
C'est avec délice
Cela avec un vague rêve.

Et puis avec un rêve ensemble
Le conte est mûr sur les lèvres :
À propos des constellations mystérieuses
Sur des mondes inconnus.

Depuis, ils vivent au paradis,
Comme au pays nocturne des miracles, -
Verseau,
Sagittaire et Cygne
Lion, Pégase et Hercule.

conte de fée spatial(fragment)
Vassili Lépilov

Espace peint en noir
Parce qu'il n'y a pas d'ambiance
Il n'y a ni nuit, ni jour.
Il n'y a pas de bleu terrestre ici,
Ici, les vues sont étranges et merveilleuses :
Et les étoiles sont toutes visibles en même temps,
Le Soleil et la Lune.

Une étoile est visible au nord
Et elle s'appelle
Étoile polaire.
C'est une amie fiable des gens
Et deux ours avec elle
Parmi les feux cosmiques
Tout se déroule en séquence.

Non loin de là, le Dragon se tut.
Il louche vers les ours,
Mâche les extrémités de la moustache.
Et l'Aigle a regardé longtemps,
Comme un loup maigre errant quelque part
Et contourné
Constellation des Chiens des Chiens.

Le lion céleste dormait paisiblement,
Ouvrir ton terrible muflier
(Ne plaisante pas avec les lions !)
La baleine a nagé jusqu'à Andromède,
Pégase galopait vite
Et fièrement le cygne s'envola
Le long de la Voie Lactée.

Hydra gardait quelqu'un
Après tout, l'Hydre était une Hydra
Amis pour toujours!
À travers le ciel géant
Elle rampe mystérieusement.
Qui Hydra garde-t-elle ?
Il est impossible de le dire pour l'instant.

Et près de la Voie Lactée,
Où ni passer ni passer,
Se trouve un énorme Cancer.
Se trouve dans la poussière de l'espace
Remue légèrement les griffes
Et tout cela pour l'Hydre qui regarde.
(Le cancer, apparemment, n'est pas un imbécile !)

Ici le corbeau agitait ses ailes,
Phénix renaît de ses cendres
Queue de paon pelucheuse,
Ici le serpent se tordait,
Les girolles couraient en gambadant,
Et le Lynx s'assit, se cachant,
Le chanteur a été sauvé par Dolphin.

La girafe marchait comme un dieu
Voici le Lièvre, voici la Licorne,
Grue, caméléon.
Et la colombe avec le lézard est...
Non, apparemment, je ne sais pas compter
Toutes ces créatures fabuleuses
Qui habitait l'espace.

Cité de la publication : V.P. Lepilov "Space Tale" Astrakhan : "Volga", 1992, pp. 34-35

Arkady Khait
Extrait de « Écoute-bébé »

Sur la Terre tard dans la nuit,
Il suffit de tendre la main
Tu t'accrocheras aux étoiles
Ils semblent être à proximité.
Tu peux prendre une plume de paon,
Touchez les aiguilles de l'horloge
Monter sur un dauphin
Montez sur la balance.
Sur la Terre tard dans la nuit,
Si tu regardes le ciel,
Vous verrez, comme des clusters,
Les constellations sont là.
Sur la Terre tard dans la nuit,
Il suffit de tendre la main
Tu t'accrocheras aux étoiles
Ils semblent être à proximité.

Voici le Gros Ours
La bouillie étoilée interfère
grand seau
Dans un grand chaudron.

Et à côté brille faiblement
La Petite Ourse.
petite louche
Ramasse les miettes.

***
G. Sapgir

Nous avons entendu : deux ours
Brille dans le ciel la nuit.
La nuit, nous avons levé les yeux
Nous avons vu deux pots.

***
Léonid Tkachuk

Voici le bord du manche, là où se trouve notre louche
Benetnash est marqué d'une étoile.
Vous jetterez un coup d'œil dans le quartier -
Vous verrez Mizar et Alcor.
Et voici le tour de poignée
Aliot mène à l'étoile.
Eh bien, nous avons enfin
Nous verrons le bord du bol - Mégrets.
Et nous passerons par le bas comme ça,
Voir Fekda et Merak.
Et ci-dessus brille comme toujours
Nam Dubhe est une étoile brillante.

Grande Ourse
Y. Sinitsyne

À la Grande Ourse
Ça fait mal le stylo c'est bien !
Trois étoiles - et tout,
Comme les diamants, ils brûlent !

Parmi les étoiles, grandes et brillantes,
Un autre est visible :
Au milieu de la poignée
Elle s'est mise à l'abri.

Tu regardes mieux
Tu vois
Deux étoiles fusionnées ?

Celui qui est plus grand
Cela s'appelle le Cheval.
Et le bébé à côté d'elle -
Cavalier,
Monter dessus.

merveilleux cavalier,
Ce prince vedette Alcor,
Et le porte aux constellations
Cheval Mizar à toute vitesse.

Le cheval à la crinière d'or tremble
Noeud doré.
Règles du cavalier silencieux
À l'étoile du Nord.

constellations
Rimma Aldonina

Toute la nuit les constellations brillent
Ne ralentissez pas la danse en rond
Autour d'une étoile debout
Comme au centre du ciel.

L'axe de la terre se penchait vers elle,
Nous l'avons nommé Polar.
Où est le nord, nous le saurons
Et elle en est reconnaissante.

Orion
Natalia Tennova

Je n'ai pas peur de l'hiver et du froid,
ceint plus serré,
Equipé pour la chasse
Orion parlant.
Deux stars de la cour des grands
À Orion, c'est Rigel
Dans le coin inférieur droit
Comme un nœud sur une chaussure.
Et sur l'épaulette gauche -
Bételgeuse brille de mille feux.
Trois étoiles en oblique
Décorez la ceinture.
Cette ceinture est comme un indice.
C'est un guide céleste.
Si tu vas à gauche
Vous trouverez Miracle Sirius.
Et du côté droit -
Chemin vers la constellation du Taureau.
Il pointe droit
Dans l'œil rouge d'Aldébaran.

ceinture du zodiaque
A.G. Novak

Neige de janvier sur la route
Le soleil brille en Capricorne.

En février, la journée est plus longue
Le soleil brille dans... (Verseau).

En mars, il y a beaucoup de blocs de neige,
Le soleil est quelque part... (Poissons).

Et en avril à partir de... (Bélier)
Le soleil se réchauffe déjà.

En mai, le soleil est... (Corpuscule) -
Attendez-vous à des taches de rousseur sur votre visage.

En juin, le soleil est au rendez-vous... (Gémeaux)
Les enfants Fanta boivent dans les buissons.

En juillet, le soleil roule vers... (Raku),
Amateur de musique - dans le jardin au coquelicot.

Août ouvre les écoles
... (Un lion) court après le soleil.

Devant la fenêtre "septembre",
... (Vierge) Le soleil abrite.

En octobre, selon les hiboux,
Le soleil brille depuis... (Balance).

Novembre dans le ciel
Le soleil brille dans... (Scorpion).

En décembre, comme un garçon manqué,
Caché derrière le soleil... (Sagittaire).

Poèmes pour enfants sur les comètes et des étoiles pour lire et mémoriser

Comète
Rimma Aldonina

Quelle merveille luxueuse !
Occupant presque la moitié du monde
Mystérieux, très beau
Une comète plane au-dessus de la Terre.

Et je veux penser :
- Où
Un miracle nous est-il arrivé ?
Et j'ai envie de pleurer quand
Il s'envolera sans laisser de trace.

Et ils nous disent :
- C'est de la glace !
Et sa queue est poussière et eau !
Ce n'est pas grave, un miracle nous arrive,
Un miracle est toujours génial !

***
G. Sapgir

Déployant sa queue enflammée,
La comète s'engouffre entre les étoiles.
- Écoutez, constellations,
Dernières nouvelles,
merveilleuse nouvelle,
Une nouvelle céleste !

Se précipiter à des vitesses folles
Je visitais le Soleil.
J'ai vu la terre au loin
Et de nouveaux satellites de la Terre.
Je me suis envolé de la terre
Les navires ont volé après moi !

Chers étudiants, à mon avis, c'est important !

Je vous conseille de parcourir d'autres rubriques de « Navigation » et de lire des articles intéressants ou de regarder des présentations, du matériel didactique sur des sujets (pédagogie, méthodes de développement du discours des enfants, fondements théoriques de l'interaction entre les établissements d'enseignement préscolaire et les parents) ; matériel pour préparer les tests, tests, examens, dissertations et thèses, je serai heureux si les informations publiées sur mon site Web vous aideront dans votre travail et vos études.

Cordialement, O.G. Golskaïa.

La question de savoir combien d'étoiles il y a dans le ciel a inquiété l'esprit des gens dès qu'ils ont vu la première étoile dans le ciel (et ils résolvent toujours ce problème). Les astronomes ont néanmoins effectué quelques calculs, établissant qu'environ 4,5 mille corps célestes peuvent être vus à l'œil nu dans le ciel et qu'environ 150 milliards d'étoiles font partie de notre galaxie, la Voie lactée. Étant donné que l'univers contient plusieurs milliards de galaxies, le nombre total d'étoiles et de constellations dont la lumière atteint la surface de la Terre est égal à un septillion - et cette estimation n'est qu'approximative.

Une étoile est une énorme boule de gaz qui rayonne de la lumière et de la chaleur (c'est sa principale différence avec les planètes qui, étant des corps absolument sombres, ne peuvent réfléchir que les rayons lumineux qui tombent sur elles). L'énergie génère de la lumière et de la chaleur, résultant de réactions thermonucléaires se produisant à l'intérieur du noyau : contrairement aux planètes, qui comprennent à la fois des éléments solides et légers, les corps célestes contiennent des particules légères avec un léger mélange de substances solides (par exemple, le Soleil contient près de 74 % d'hydrogène et 25% d'hélium).

La température des corps célestes est extrêmement chaude : à la suite d'un grand nombre de réactions thermonucléaires, les indicateurs de température des surfaces stellaires varient de 2 000 à 22 000 degrés Celsius.

Étant donné que le poids de la plus petite étoile dépasse de loin la masse des plus grandes planètes, les corps célestes ont une gravité suffisante pour retenir tous les objets plus petits autour d'eux, qui commencent à tourner autour d'eux, formant un système planétaire (dans notre cas, le système solaire). ).

luminaires clignotants

Il est intéressant de noter qu'en astronomie, il existe des «nouvelles étoiles» - et il ne s'agit pas de l'apparition de nouveaux corps célestes: tout au long de leur existence, des corps célestes chauds de luminosité modérée clignotent périodiquement, et ils commencent à se démarquer ainsi. fortement dans le ciel que les gens croyaient autrefois que de nouvelles étoiles étaient en train de naître.

En fait, l'analyse des données a montré que ces corps célestes existaient auparavant, mais qu'en raison du gonflement de la surface (la photosphère gazeuse), ils ont soudainement acquis une luminosité particulière, augmentant leur éclat des dizaines de milliers de fois, ce qui donne l'impression que de nouveaux corps célestes existaient auparavant. des étoiles sont apparues dans le ciel. En revenant au niveau de luminosité d'origine, les nouvelles étoiles peuvent changer leur luminosité jusqu'à 400 000 fois (en même temps, si le flash lui-même ne dure que quelques jours, leur retour à l'état précédent prend souvent des années).

La vie des corps célestes

Les astronomes affirment que les étoiles et les constellations se forment encore : selon les dernières données scientifiques, une quarantaine de nouveaux corps célestes apparaissent chaque année dans la seule notre galaxie.

Au stade initial de sa formation, une nouvelle étoile est un nuage froid et raréfié de gaz interstellaire qui tourne autour de sa galaxie. L'impulsion pour que les réactions commencent à se produire dans le nuage, stimulant la formation d'un corps céleste, peut être une supernova qui a explosé à proximité (une explosion d'un corps céleste, à la suite de laquelle il est complètement détruit après un certain temps).

Des raisons très probables peuvent également être sa collision avec un autre nuage, ou le processus peut être affecté par la collision de galaxies les unes avec les autres, en un mot, tout ce qui peut affecter le nuage interstellaire gazeux et le faire rétrécir en boule sous l'influence de son propre nuage. la gravité.

Lors de la compression, l’énergie gravitationnelle est convertie en chaleur, ce qui rend la boule de gaz extrêmement chaude. Lorsque la température à l'intérieur de la boule atteint 15-20 K, des réactions thermonucléaires commencent à se produire, entraînant l'arrêt de la compression. La boule se transforme en un corps céleste à part entière, et pendant longtemps à l'intérieur de son noyau, l'hydrogène se transforme en hélium.

Lorsque les réserves d'hydrogène s'épuisent, les réactions s'arrêtent, un noyau d'hélium se forme et la structure du corps céleste commence progressivement à changer : il devient plus brillant et ses couches externes se dilatent. Une fois que le poids du noyau d'hélium atteint son maximum, le corps céleste commence à diminuer et la température augmente.

Lorsque les températures atteignent 100 millions de K, les processus thermonucléaires reprennent à l'intérieur du noyau, au cours desquels l'hélium est converti en métaux solides : hélium - carbone - oxygène - silicium - fer (lorsque le noyau devient fer, toutes les réactions s'arrêtent complètement). En conséquence, une étoile brillante, multipliée par cent, se transforme en géante rouge.

La durée de vie de telle ou telle étoile dépend en grande partie de sa taille : les petits corps célestes brûlent très lentement leurs réserves d'hydrogène et sont tout à fait capables de survivre des milliards d'années. En raison de leur manque de masse, ils ne réagissent pas avec l’hélium et, après refroidissement, ils continuent d’émettre une petite partie du spectre électromagnétique.

La durée de vie des luminaires de paramètres moyens, y compris le Soleil, est d'environ 10 milliards. Après cette période, leurs couches superficielles se transforment généralement en une nébuleuse avec un noyau absolument sans vie à l'intérieur. Ce noyau se transforme quelque temps plus tard en une naine blanche d'hélium, d'un diamètre à peine plus grand que la Terre, puis s'assombrit et devient invisible.

Si un corps céleste de taille moyenne était assez grand, il se transforme d'abord en trou noir, puis une supernova apparaît à sa place.

Mais la durée d'existence des luminaires supermassifs (par exemple, l'étoile polaire) ne dure que quelques millions d'années : dans les corps célestes chauds et de grande taille, l'hydrogène brûle extrêmement rapidement. Après qu'un énorme corps céleste ait mis fin à son existence, à sa place se produit une explosion d'une force extrêmement énorme - et une supernova apparaît.

Explosions dans l'univers

Les astronomes appellent une supernova l'explosion d'une étoile, au cours de laquelle l'objet est presque complètement détruit. Après quelques années, le volume de la supernova augmente tellement qu'elle devient translucide et très raréfiée - et ces restes peuvent être vus pendant plusieurs milliers d'années supplémentaires, après quoi elle s'assombrit et se transforme en un corps entièrement composé de neutrons. Fait intéressant, ce phénomène n’est pas rare et se produit dans la galaxie une fois tous les trente ans.

Classification

La plupart des corps célestes que nous voyons sont classés comme étoiles de la séquence principale, c'est-à-dire des corps célestes au sein desquels se produisent des processus thermonucléaires, provoquant la conversion de l'hydrogène en hélium. Les astronomes les divisent en fonction de leurs indicateurs de couleur et de température dans les classes d'étoiles suivantes :

• Bleu, température : 22 000 degrés Celsius (classe O) ;
• Blanc-bleu, température : 14 000 degrés Celsius (classe B) ;
• Blanc, température : 10 000 degrés Celsius (classe A) ;
• Blanc-jaune, température : 6,7 mille degrés Celsius (classe F) ;
• Jaune, température : 5,5 mille degrés Celsius (classe G) ;
• Jaune-orange, température : 3,8 mille degrés Celsius (classe K) ;
• Rouge, température : 1,8 mille degrés Celsius (classe M).

En plus des luminaires de la séquence principale, les scientifiques distinguent les types de corps célestes suivants :

• Les naines brunes sont des corps célestes trop petits pour le processus de conversion de l'hydrogène en hélium à l'intérieur du noyau, ce ne sont donc pas des étoiles à part entière. À eux seuls, ils sont extrêmement sombres et les scientifiques n’ont appris leur existence que grâce au rayonnement infrarouge qu’ils émettent.
• Géantes rouges et supergéantes - malgré sa basse température (de 2,7 à 4,7 mille degrés Celsius), il s'agit d'une étoile extrêmement brillante dont le rayonnement infrarouge atteint son maximum.
• Type Wolf-Rayet - le rayonnement diffère en ce qu'il contient de l'hélium ionisé, de l'hydrogène, du carbone, de l'oxygène et de l'azote. Il s'agit d'une étoile très chaude et brillante, qui est constituée des restes d'hélium d'énormes corps célestes qui, à un certain stade de développement, ont perdu leur masse.
• Type T Tauri - appartiennent à la classe des étoiles variables, ainsi qu'à des classes telles que F, G, K, M. Ils ont un grand rayon et une luminosité élevée. Vous pouvez voir ces luminaires à proximité des nuages ​​moléculaires.
• Les variables bleu vif (également connues sous le nom de variables Doradus de type S) sont des hypergéantes extrêmement brillantes et pulsantes dont la luminosité peut dépasser celle du Soleil d'un million de fois et être 150 fois plus lourde. On pense qu'un corps céleste de ce type est l'étoile la plus brillante de l'Univers (cela se produit cependant très rarement).
• Les naines blanches sont des corps célestes mourants dans lesquels se transforment des luminaires de taille moyenne ;
• Les étoiles à neutrons font également référence à des corps célestes mourants qui, après leur mort, forment des luminaires plus grands que le Soleil. Le noyau qu'ils contiennent diminue jusqu'à ce qu'il soit converti en neutrons.

Fil conducteur pour les marins

L'un des corps célestes les plus célèbres de notre ciel est l'étoile polaire de la constellation de la Petite Ourse, qui ne change presque jamais de position dans le ciel par rapport à une certaine latitude. À tout moment de l'année, il pointe vers le nord, c'est pourquoi il tire son deuxième nom - l'étoile du Nord.

Naturellement, la légende selon laquelle l'étoile polaire ne bouge pas est loin d'être vraie : comme tout autre corps céleste, elle fait des révolutions. L'étoile boréale est unique en ce sens qu'elle est la plus proche du pôle nord, à une distance d'environ un degré. Par conséquent, en raison de l'angle d'inclinaison, l'étoile polaire semble immobile et, depuis plus d'un millénaire, elle constitue un excellent guide pour les marins, les bergers et les voyageurs.

Il est à noter que l'étoile polaire se déplacera si l'observateur change de position, puisque l'étoile polaire change de hauteur en fonction de la latitude géographique. Cette fonctionnalité permettait aux marins, lorsqu'ils mesuraient l'angle d'inclinaison entre l'horizon et l'étoile polaire, de déterminer leur emplacement.

En fait, l'étoile polaire se compose de trois objets : non loin d'elle se trouvent deux étoiles satellites qui lui sont reliées par des forces d'attraction mutuelle. Dans le même temps, l'étoile polaire elle-même appartient aux géants : son rayon est près de 50 fois supérieur au rayon du Soleil et sa luminosité dépasse 2,5 mille fois. Cela signifie que l'Étoile polaire aura une durée de vie extrêmement courte et, par conséquent, malgré son âge relativement jeune (pas plus de 70 millions d'années), l'Étoile polaire est considérée comme vieille.

Fait intéressant, dans la liste des étoiles les plus brillantes, l'étoile polaire occupe la 46e place - c'est pourquoi dans la ville dans le ciel nocturne, éclairée par des lampadaires, l'étoile polaire n'est presque jamais visible.

luminaires qui tombent

Parfois, en regardant le ciel, vous pouvez voir comment une étoile déchue balaie le ciel, un point lumineux brillant - parfois un, parfois plusieurs. On dirait qu'une étoile est tombée, et la légende vient immédiatement à l'esprit selon laquelle lorsqu'une étoile tombée attire votre attention, vous devez faire un vœu - et il se réalisera certainement.

Peu de gens pensent qu'en réalité il s'agit de météorites volant vers notre planète depuis l'espace, qui, après être entrées en collision avec l'atmosphère terrestre, se sont révélées si chaudes qu'elles ont commencé à brûler et à ressembler à une étoile volante brillante, qui a reçu le concept d'un "étoile déchue". Curieusement, ce phénomène n'est pas rare : si vous surveillez constamment le ciel, vous pouvez voir comment une étoile tombe presque toutes les nuits - pendant la journée, environ une centaine de millions de météores et une centaine de tonnes de très petites particules de poussière brûlent dans le ciel. l'atmosphère de notre planète.

Certaines années, une étoile tombée apparaît dans le ciel beaucoup plus souvent que d'habitude, et si elle n'est pas seule, les terriens ont la possibilité d'observer une pluie de météores - malgré le fait qu'il semble qu'une étoile soit tombée à la surface de notre planète, presque tous les corps célestes du courant brûlent dans l'atmosphère.

Ils apparaissent en telle quantité lorsqu'une comète s'approche du Soleil, se réchauffe et s'effondre partiellement, laissant une certaine quantité de pierres dans l'espace. Si vous tracez la trajectoire des météorites, vous aurez l'impression trompeuse qu'elles volent toutes à partir d'un même point : elles se déplacent le long de trajectoires parallèles et chaque étoile tombée a la sienne.

Il est intéressant de noter que bon nombre de ces pluies de météores se produisent au cours de la même période de l'année et que les Terriens ont la possibilité de voir la chute d'une étoile pendant une période assez longue - de plusieurs heures à plusieurs semaines.

Et seules des météorites de grande taille avec une masse suffisante sont capables d'atteindre la surface de la Terre, et si à ce moment-là une telle étoile tombait près d'une colonie, par exemple, cela s'est produit il y a quelques années à Chelyabinsk, cela peut avoir des conséquences extrêmement dévastatrices. Parfois, il peut y avoir plus d’une étoile tombée, ce qu’on appelle une pluie de météores.

Pendant des siècles, les gens ont observé les motifs des étoiles dans le ciel nocturne. constellations.

Lorsqu’ils étudiaient le ciel étoilé, les astronomes du monde antique divisaient le ciel en régions. Chaque région était divisée en groupes d’étoiles appelés constellations.

constellations- ce sont les sections dans lesquelles la sphère céleste est divisée pour faciliter l'orientation dans le ciel étoilé. Traduit du latin, « constellation » signifie « un groupe d'étoiles ». Ils constituent d’excellents repères pour vous aider à trouver les étoiles. Une constellation peut contenir de 10 à 150 étoiles.

Au total, 88 constellations sont connues. 47 sont anciennes, connues depuis plusieurs millénaires. Beaucoup d'entre eux portent les noms des héros des mythes grecs antiques, comme Hercule, Hydra, Cassiopée, et couvrent la région du ciel accessible aux observations du sud de l'Europe. Les 12 constellations sont traditionnellement appelées le zodiaque. Ceux-ci sont connus de tous : Sagittaire, Capricorne, Verseau, Poissons, Bélier, Taureau, Gémeaux, Cancer, Lion, Vierge, Balance et Scorpion. Les constellations modernes restantes ont été introduites aux XVIIe et XVIIIe siècles à la suite de l'étude du ciel austral.

Vous pouvez déterminer votre emplacement en trouvant une certaine constellation dans le ciel à un endroit particulier du ciel. La sélection de certains motifs dans la masse des étoiles a aidé à l'étude du ciel étoilé. Les astronomes du monde antique divisaient le ciel en régions. Chaque région était divisée en groupes d’étoiles appelés constellations.

Les constellations sont des formes imaginaires que les étoiles forment dans le ciel. Le ciel nocturne est une toile parsemée de peintures en pointillés. Les gens ont trouvé des images dans le ciel depuis l’Antiquité.

Les constellations ont reçu des noms, des légendes et des mythes ont été composés à leur sujet. Différents peuples divisaient les étoiles en constellations de différentes manières.

Certaines histoires associées à la formation des constellations étaient extrêmement bizarres. Voici, par exemple, l'image que les anciens Égyptiens voyaient dans la constellation entourant le seau de la Grande Ourse. Ils virent un taureau, un homme allongé à côté de lui, un homme traîné sur le sol par un hippopotame qui marchait sur deux pattes et portait un crocodile sur son dos.

Les gens voyaient dans le ciel ce qu’ils voulaient voir. Les tribus de chasseurs voyaient des peintures d'étoiles représentant les animaux sauvages qu'elles chassaient. Les navigateurs européens ont trouvé des constellations dont la forme ressemblait à une boussole. En effet, les scientifiques estiment que l’utilité principale des constellations était d’apprendre à naviguer sur la mer en naviguant.

Il existe une légende qui raconte que l'épouse du pharaon égyptien Bérénice (Véronique) a offert ses cheveux luxueux en cadeau à la déesse Vénus. Mais les cheveux ont été volés dans les couloirs de Vénus et sont entrés dans le ciel sous forme de constellation. En été, la constellation Coma Bérénices est visible dans l'hémisphère nord, sous l'anse de la Grande Ourse.

De nombreuses histoires de constellations trouvent leur origine dans la mythologie grecque. Voici l'un d'entre eux. La déesse Junon était jalouse de son mari Jupiter, la servante Callisto. Pour protéger Callisto, Jupiter la transforma en ours. Mais cela a créé un nouveau problème. Un jour, le fils de Callisto partit à la chasse et vit sa mère. Pensant qu'il s'agissait d'un ours ordinaire, il leva son arc et visa, Jupiter intervint et, pour empêcher le meurtre, transforma le jeune homme en un petit ourson. Ainsi, selon le mythe, un gros ours et un petit ourson sont apparus dans le ciel. Maintenant, ces constellations sont appelées Ursa Major et Ursa Minor.

La position des étoiles les unes par rapport aux autres est constante, mais elles tournent toutes autour d'un certain point. Dans l'hémisphère nord ce point correspond étoile polaire. Si vous pointez un appareil photo vers cette étoile sur un trépied fixe et attendez une heure, vous pouvez être sûr que chacune des étoiles photographiées décrit une partie du cercle.

Lorsque l’on regarde le ciel depuis l’hémisphère nord, l’étoile polaire est au centre et la Petite Ourse est au-dessus. La Grande Ourse est située à gauche, le Dragon « coincé » entre les deux Ourses. Sous la Petite Ourse, en forme de M inversé, se trouve la constellation de Cassiopée.

Dans l'hémisphère sud il n'y a pas d'étoile centrale qui pourrait servir de point de référence (axe) autour duquel, nous semble-t-il, tournent toutes les étoiles. Au-dessus du centre se trouve Croix du Sud, et au-dessus de lui, à son tour, le Centaure, comme s'il l'entourait. Le Triangle du Sud est visible à gauche et en dessous se trouve le Paon. Encore plus bas se trouve la constellation du Toucan.

Puisque la Terre tourne autour du Soleil en un an, sa position par rapport aux étoiles change constamment. Chaque nuit, la vue du ciel est légèrement différente de ce qu'elle était hier. Dans l'hémisphère nord, en été, la Petite Ourse est visible au centre, et au-dessus est visible le Dragon, comme s'il l'entourait, et en bas, à droite, le zigzag de Cassiopée, au-dessus, la constellation de Céphée, à droite. à gauche, la Grande Ourse.

En hiver, dans l’hémisphère nord, une autre partie du ciel est visible depuis la Terre. Sur la droite, on distingue l'une des plus belles constellations, Orion, et au milieu se trouve la ceinture d'Orion. Ci-dessous, vous pouvez voir la petite constellation du Lièvre. Si vous tracez une ligne depuis la ceinture d'Orion, vous remarquerez l'étoile la plus brillante du ciel, Sirius, qui, sous nos latitudes, ne s'élève jamais au-dessus de l'horizon.

Il semble que les étoiles des constellations soient proches les unes des autres, en fait c'est une illusion.

Les étoiles des constellations sont séparées les unes des autres par des milliards de kilomètres. Mais les étoiles plus éloignées peuvent être plus brillantes et avoir la même apparence que les étoiles moins lumineuses plus rapprochées. Depuis la Terre, nous voyons les constellations plates.

Les étoiles sont comme les gens, elles naissent et meurent. Ils sont en mouvement constant. Ainsi, au fil du temps, les contours des constellations changent. Il y a un million d'années, le seau actuel de la Grande Ourse ne ressemblait pas à un seau, mais à une longue lance. Peut-être que dans un million d'années, les gens devront trouver de nouveaux noms pour les constellations, car leur forme changera sans aucun doute.

Peut-être existe-t-il quelque part un système planétaire à partir duquel notre Soleil ressemble à une petite étoile, faisant partie d'une constellation, dans les contours de laquelle les habitants d'une planète lointaine voient la silhouette de leur animal exotique natal.

ABSTRAIT

Élèves de 4ème classe "B"

Lycée MBOU №3

eux. chef M.I. Platov

Lydia Golovatcheva

Enseignant:

Oudovitchenko

Lyudmila Nikolaïevna

sur le thème de :

"Étoiles et constellations"

1. Le concept de constellations, types de constellations.

2. L'histoire des noms des constellations.

3. Cartes étoiles.

Bibliographie:

1. Univers : Encyclopédie pour enfants / Per. du fr. N. Klokovoy M. : Egmont Russia LTD., 2001 /