가장 주목할만한 별의 특징. 스타 컨셉

옛날부터 인간은 자신을 둘러싼 사물과 현상에 이름을 붙이려고 노력했습니다. 이는 천체에도 적용됩니다. 첫째, 가장 밝고 명확하게 보이는 별에는 이름이 부여되었고, 시간이 지남에 따라 다른 별에도 이름이 부여되었습니다.

일부 별은 별자리에서 차지하는 위치에 따라 이름이 지정됩니다. 예를 들어, Cygnus 별자리에 위치한 별 Deneb ( "꼬리"로 번역되는 단어)는 실제로 상상의 백조 몸의 이 부분에 있습니다. 또 하나의 예입니다. 라틴어로 "놀라운"으로 번역되는 Mira로 더 잘 알려진 별 Omicron은 Cetus 별자리에 있습니다. Mira는 밝기를 변경할 수 있는 능력을 가지고 있습니다. 장기간 동안 시야에서 완전히 사라지므로 육안으로 관찰할 수 있습니다. 별의 이름은 그 특이성으로 설명됩니다. 기본적으로 별은 고대 시대에 이름을 받았기 때문에 대부분의 이름이 라틴어, 그리스어 및 나중에 아랍어에 뿌리를 두고 있다는 것은 놀라운 일이 아닙니다.

시간이 지남에 따라 겉보기 밝기가 변하는 별의 발견으로 인해 특별한 명칭이 생겼습니다. 그것들은 대문자 라틴 문자로 지정되고 속격의 경우 별자리 이름이 뒤따릅니다. 그러나 특정 별자리에서 발견된 첫 번째 변광성은 문자 A로 지정되지 않습니다. 카운트다운은 문자 R에서 시작됩니다. 다음 별은 문자 S로 지정됩니다. 알파벳의 모든 문자가 소진되면 새로운 원이 시작됩니다, 즉 Z 이후에 A가 다시 사용됩니다.이 경우 "RR"과 같이 문자가 두 배가 될 수 있습니다. "R 사자자리"는 사자자리에서 발견된 최초의 변광성이라는 뜻입니다.

스타가 탄생하는 방법.

별은 성간 가스와 먼지 구름이 자체 중력에 의해 압축되고 압축될 때 탄생합니다. 이 과정이 별의 형성으로 이어진다고 믿어진다. 천문학자들은 광학 망원경을 사용하여 이러한 구역을 볼 수 있는데, 이는 밝은 배경에 비해 어두운 점처럼 보입니다. 수소가 분자 형태로 존재하기 때문에 이를 "거대한 분자 구름 복합체"라고 부릅니다. 이러한 복합체 또는 시스템은 구형 성단과 함께 은하계에서 가장 큰 구조이며 때로는 직경이 1,300광년에 이릅니다.

"항성 개체군 I"이라고 불리는 젊은 별은 오래된 별의 폭발로 인해 생성된 잔해로 형성되었으며, 이를 "항성 개체군 II"라고 합니다. 폭발성 플레어는 가장 가까운 성운에 도달하고 압축을 유발하는 충격파를 발생시킵니다.

블록 소구체 .

그래서 성운의 일부가 압축됩니다. 이 과정과 동시에 조밀하고 어두운 원형 가스와 먼지 구름이 형성되기 시작합니다. 그들은 "Bock Globules"이라고 불립니다. 구상체를 최초로 기술한 사람은 네덜란드 출신의 미국 천문학자 복(1906~1983)이었습니다. 소구체의 질량은 우리 태양 질량의 약 200배입니다.

복 소구체는 계속 응축되면서 질량이 증가하고 중력으로 인해 인근 지역의 물질을 끌어당깁니다. 소구체의 내부 부분이 외부 부분보다 더 빨리 응축되기 때문에 소구체는 가열되어 회전하기 시작합니다. 압축이 일어나는 동안 수십만 년이 지나면 원시별이 형성됩니다.

프로토스타의 진화.

질량이 증가함에 따라 원시별의 중심으로 점점 더 많은 물질이 끌어당겨집니다. 내부의 압축된 가스에서 방출되는 에너지는 열로 변환됩니다. 프로토스타의 압력, 밀도, 온도가 증가합니다. 온도가 상승함에 따라 별은 짙은 붉은색으로 빛나기 시작합니다.

원시별은 매우 크고 열에너지가 전체 표면에 분산되어 있지만 여전히 상대적으로 차가운 상태를 유지합니다. 중심부에서는 온도가 상승하여 섭씨 수백만도에 이릅니다. 프로토스타의 회전과 둥근 모양이 다소 바뀌어 더 평평해집니다. 이 과정은 수백만 년 동안 지속됩니다.

어린 별은 여전히 어두운 먼지 구름에 둘러싸여 있어 별의 밝기가 거의 보이지 않기 때문에 보기가 어렵습니다. 그러나 특수 적외선 망원경을 사용하여 볼 수 있습니다. 원시성의 뜨거운 핵은 강한 중력을 지닌 회전하는 물질 원반으로 둘러싸여 있습니다. 코어는 너무 뜨거워져 저항이 최소인 두 극에서 물질을 방출하기 시작합니다. 이러한 방출이 성간 매체와 충돌하면 속도가 느려지고 양쪽으로 분산되어 Herbic-Haro 개체로 알려진 눈물방울 모양 또는 아치형 구조를 형성합니다.

별인가 행성인가?

원시성의 온도는 수천도에 이릅니다. 추가 개발은 이 천체의 크기에 따라 달라집니다. 질량이 작고 태양 질량의 10% 미만이라면 핵반응이 일어날 조건이 없다는 뜻이다. 그러한 원시성(protostar)은 진짜 별이 될 수 없을 것이다.

과학자들은 수축하는 천체가 별로 변하려면 최소 질량이 태양 질량의 0.08 이상이어야 한다고 계산했습니다. 응축된 더 작은 크기의 가스 함유 구름은 점차 냉각되어 별과 행성 사이의 전이 물체로 변하는데, 이것이 소위 "갈색 왜성"입니다.

목성은 별이 되기에는 너무 작은 천체입니다. 그것이 더 크다면 아마도 핵반응이 깊은 곳에서 시작될 것이고 태양과 함께 이중 별 시스템의 출현에 기여할 것입니다.

핵 반응.

원시성의 질량이 크면 자체 중력의 영향으로 계속 응축됩니다. 코어의 압력과 온도가 증가하여 온도가 점차 천만도에 도달합니다. 이는 수소와 헬륨 원자를 결합하기에 충분합니다.

다음으로 프로토스타의 '원자로'가 활성화되어 평범한 별로 변한다. 그런 다음 강한 바람이 방출되어 주변의 먼지 껍질이 분산됩니다. 그러면 생성된 별에서 빛이 나오는 것을 볼 수 있습니다. 이 단계를 "T-황소자리 단계"라고 하며 3천만년 동안 지속될 수 있습니다. 행성의 형성은 별 주위의 가스와 먼지의 잔해로부터 가능합니다.

새로운 별의 탄생은 충격파를 일으킬 수 있다. 성운에 도달하면 새로운 물질의 응축이 일어나고 가스와 먼지 구름을 통해 별 형성 과정이 계속됩니다. 작은 별은 어둡고 차갑고 큰 별은 뜨겁고 밝습니다. 대부분의 존재 동안 별은 평형 단계에서 균형을 유지합니다.

별의 특성.

육안으로도 하늘을 관찰하면 별의 밝기와 같은 특징을 즉시 알 수 있습니다. 일부 별은 매우 밝고 다른 별은 더 희미합니다. 특별한 장비 없이 이상적인 가시성 조건에서는 약 6,000개의 별을 볼 수 있습니다. 쌍안경이나 망원경 덕분에 우리의 능력이 크게 향상되어 우리는 은하수와 은하계에 있는 수백만 개의 별을 감상할 수 있습니다.

프톨레마이오스와 알마게스트.

광도의 원리에 기초하여 별 목록을 작성하려는 첫 번째 시도는 기원전 2세기에 그리스 천문학자 니케아의 히파르코스에 의해 이루어졌습니다. 그의 수많은 작품 중에는 좌표와 광도에 따라 분류된 850개의 별에 대한 설명이 포함된 별 카탈로그(Star Catalog)가 있습니다. 세차 현상을 발견한 히파르코스가 수집한 데이터는 2세기 알렉산드리아의 클라우디우스 프톨레마이오스 덕분에 연구되고 더욱 발전되었습니다. 기원 후 그는 13권의 책으로 근본적인 작품 "Almagest"를 만들었습니다. 프톨레마이오스는 당시의 모든 천문학 지식을 수집하고 분류하여 접근 가능하고 이해하기 쉬운 형식으로 제시했습니다. Almagest에는 Star Catalog도 포함되어 있습니다. 그것은 4세기 전에 히파르코스가 관찰한 내용에 근거한 것입니다. 그러나 프톨레마이오스의 별 목록에는 약 천 개의 별이 더 포함되어 있습니다.

프톨레마이오스의 목록은 천년 동안 거의 모든 곳에서 사용되었습니다. 그는 광도의 정도에 따라 별을 6개 등급으로 나누었습니다. 가장 밝은 별을 첫 번째 등급으로, 덜 밝은 별을 두 번째 등급으로 분류했습니다.

여섯 번째 클래스에는 육안으로 거의 볼 수 없는 별이 포함됩니다. “천체의 광도”라는 용어는 오늘날에도 별뿐만 아니라 성운, 은하 및 기타 천체 현상을 포함하여 천체의 광도를 측정하는 데 사용됩니다.

현대 과학의 위대함.

19세기 중반. 영국의 천문학자 노먼 포그슨(Norman Pogson)은 히파르코스(Hipparchus)와 프톨레마이오스(Ptolemy) 시대부터 존재했던 광도의 원리를 바탕으로 별을 분류하는 방법을 개량했다. Pogson은 두 등급 간의 광도 차이가 2.5라는 점을 고려했습니다. Pogson은 1등급과 6등급 별의 차이가 100AU라는 새로운 척도를 도입했습니다. 즉, 1등급 별의 밝기 비율은 100이다. 이 비율은 5등급 간격에 해당한다.

상대 및 절대 크기.

망원경에 장착된 특수 장비를 사용하여 측정한 크기는 별에서 나온 빛이 지구 관측자에게 도달하는 양을 나타냅니다. 빛은 별에서 우리까지의 거리만큼 이동하므로 별이 멀어질수록 더 희미하게 보입니다. 즉, 항성 등급을 결정할 때 별까지의 거리를 고려해야 합니다. 이 경우 우리는 상대적 크기에 대해 이야기하고 있습니다. 거리에 따라 다릅니다.

매우 밝고 매우 희미한 별이 있습니다. 지구로부터의 거리에 관계없이 별의 밝기를 비교하기 위해 "절대 별 등급"이라는 개념이 도입되었습니다. 이는 10파섹(10파섹 = 3.26광년)의 특정 거리에서 별의 밝기를 특성화합니다. 절대 등급을 결정하려면 별까지의 거리를 알아야 합니다.

별의 색깔.

별의 다음 중요한 특성은 색상입니다. 별들을 맨눈으로 보면 다 똑같은 별이 아니라는 것을 알 수 있습니다.

흰색 별뿐만 아니라 파란색, 노란색, 주황색, 빨간색 별이 있습니다. 별의 색깔은 주로 별 표면의 온도에 따라 천문학자들에게 많은 것을 알려줍니다. 빨간색 별은 가장 차갑고 온도는 약 2000-3000oC입니다. 태양과 마찬가지로 노란색 별의 평균 온도는 5000-6000oC입니다. 가장 뜨거운 것은 흰색과 파란색 별이며 온도는 50000-60000oC입니다. 그리고 더 높은.

신비한 선.

별빛을 프리즘에 통과시키면 선이 교차하는 스펙트럼이 생성됩니다. 이 선은 별의 일종의 "신분증"입니다. 왜냐하면 천문학자들은 이를 사용하여 별 표면층의 화학적 구성을 결정할 수 있기 때문입니다. 선은 다른 화학 원소에 속합니다.

항성 스펙트럼의 선을 실험실에서 만든 선과 비교함으로써 별의 구성에 어떤 화학 원소가 포함되어 있는지 확인할 수 있습니다. 스펙트럼에서 주요 선은 수소와 헬륨이며, 별의 주요 부분을 구성하는 것은 이러한 요소입니다. 그러나 철, 칼슘, 나트륨 등과 같은 금속 그룹의 원소도 있습니다. 밝은 태양 스펙트럼에서는 거의 모든 화학 원소의 선이 보입니다.

헤르츠스프룽-러셀 다이어그램.

별을 특징짓는 매개변수 중 가장 중요한 두 가지 매개변수는 온도와 절대 등급입니다. 온도 표시기는 별의 색상과 밀접한 관련이 있으며 절대 등급은 스펙트럼 등급과 밀접한 관련이 있습니다. 이는 스펙트럼의 선 강도에 따라 별을 분류하는 것을 의미합니다. 현재 사용되는 분류에 따르면 별은 스펙트럼에 따라 7개의 주요 스펙트럼 등급으로 나뉩니다. 그들은 라틴 문자 O, B, A, F, G, K, M으로 지정됩니다. 이 순서에 따라 별의 온도는 O 등급의 수만도에서 M 유형의 2000-3000도까지 감소합니다. 별.

절대 크기, 즉 별이 방출하는 에너지의 양을 나타내는 밝기의 척도. 별의 거리를 알면 이론적으로 계산할 수 있습니다.

뛰어난 아이디어.

별의 두 가지 주요 매개변수를 연결하는 아이디어는 1913년 두 과학자의 마음에 떠올랐고 그들은 서로 독립적으로 작업을 수행했습니다.

우리는 네덜란드 천문학자 Einar Hertzsprung과 미국 천체물리학자 Henry Norris Russell에 대해 이야기하고 있습니다. 과학자들은 서로 수천 킬로미터 떨어진 곳에서 일했습니다. 그들은 두 가지 주요 매개변수를 함께 연결하는 그래프를 만들었습니다. 가로축은 온도를, 세로축은 절대 등급을 나타냅니다. 그 결과는 두 명의 천문학자의 이름이 붙은 다이어그램, 즉 Hertzsprung-Russell 다이어그램 또는 더 간단하게 H-R 다이어그램이 탄생했습니다.

스타는 기준이다.

G-R 다이어그램이 어떻게 만들어지는지 살펴보겠습니다. 먼저 기준별을 선택해야 합니다. 거리가 알려진 별이나 절대 등급이 이미 계산된 별이 이에 적합합니다.

양초, 전구, 별 등 모든 광원의 광도는 거리에 따라 변한다는 점을 명심해야 합니다. 이는 수학적으로 다음과 같이 표현됩니다. 광원으로부터 특정 거리 "d"에서의 광도 강도 "I"는 "d2"에 반비례합니다. 실제로 이는 거리가 두 배가 되면 광도 강도가 네 배로 감소한다는 것을 의미합니다.

그런 다음 선택한 별의 온도를 결정해야 합니다. 이렇게 하려면 스펙트럼 등급과 색상을 식별한 다음 온도를 결정해야 합니다. 현재 스펙트럼 유형 대신 "색상 인덱스"라는 또 다른 동등한 표시기가 사용됩니다.

이 두 매개변수는 가로좌표에서 온도가 왼쪽에서 오른쪽으로 감소하면서 동일한 평면에 표시됩니다. 절대 광도는 세로 좌표에 고정되어 있으며 아래에서 위로 증가합니다.

메인 시퀀스.

H-R 다이어그램에서 별은 아래에서 위로, 왼쪽에서 오른쪽으로 이어지는 대각선을 따라 위치합니다. 이 스트립을 메인 시퀀스라고 합니다. 이를 구성하는 별을 주계열성이라고 합니다. 태양은 이 그룹에 속합니다. 이것은 표면 온도가 약 5600도인 노란색 별 그룹입니다. 주계열성들은 존재의 가장 "조용한 단계"에 있습니다. 핵 깊은 곳에서 수소 원자가 혼합되고 헬륨이 형성됩니다. 주계열 단계는 별 수명의 90%를 차지합니다. 100개의 별 중 90개가 이 단계에 있지만 온도와 광도에 따라 다른 위치에 분포됩니다.

주계열은 '좁은 영역'으로, 별이 안쪽으로 당기는 중력과 영역 바깥쪽으로 당기는 핵반응에 의해 생성되는 힘 사이의 균형을 유지하는 데 어려움이 있음을 나타냅니다. 5600도에 해당하는 태양과 같은 별은 균형을 유지하기 위해 약 +4.7의 절대 등급을 가져야 합니다. 이는 G-R 다이어그램에서 따온 것입니다.

적색거성과 백색왜성.

적색거성은 주계열의 바깥쪽에 위치한 오른쪽 상단 영역에서 발견됩니다. 이 별들의 특징은 온도가 매우 낮다는 것(약 3000도)이지만, 동시에 같은 온도를 갖고 주계열에 위치한 별들보다 더 밝습니다.

당연히 질문이 생깁니다. 별에서 방출되는 에너지가 온도에 따라 달라지면 왜 같은 온도의 별의 광도가 다른가요? 설명은 별의 크기에서 찾아야 합니다. 적색거성은 주계열성보다 방출 표면이 훨씬 크기 때문에 더 밝습니다.

이러한 유형의 별을 "거성"이라고 부르는 것은 우연이 아닙니다. 실제로, 그들의 직경은 태양 직경의 200배를 초과할 수 있으며, 이 별들은 지구에서 태양까지의 거리의 두 배인 3억 km의 공간을 차지할 수 있습니다! 별 크기의 영향에 대한 설명을 사용하여 다른 별인 백색 왜성의 존재에 대한 몇 가지 측면을 설명하려고 노력할 것입니다. H-R 다이어그램의 왼쪽 하단에 위치합니다.

백색 왜성은 매우 뜨겁지만 매우 희미한 별입니다. 주계열의 크고 뜨거운 청백색 별과 같은 온도에서 백색 왜성은 크기가 훨씬 작습니다. 이들은 매우 밀도가 높고 콤팩트한 별이며 태양보다 100배 작으며 직경은 지구와 거의 같습니다. 백색왜성의 밀도가 매우 높다는 놀라운 예는 이들이 구성하는 물질의 1입방센티미터의 무게가 약 1톤에 달한다는 것입니다!

구형 성단.

구상성단의 HR 다이어그램을 편집할 때 주로 오래된 별을 포함하고 있어 주계열을 결정하는 것은 매우 어렵습니다. 그 흔적은 주로 더 차가운 별들이 집중되어 있는 낮은 영역에 기록됩니다. 이는 뜨겁고 밝은 별이 이미 안정적인 존재 단계를 통과하여 오른쪽으로 적색 거성 영역으로 이동하고, 이를 통과한 경우 백색 왜성 영역으로 이동하고 있기 때문입니다. 사람들이 별의 일생 동안 별의 모든 진화 단계를 추적할 수 있다면 별의 특성이 어떻게 변하는지 볼 수 있을 것입니다.

예를 들어, 별의 중심부에 있는 수소가 연소를 멈추면 별의 바깥층의 온도가 감소하고 층 자체가 팽창합니다. 별은 주계열 단계를 떠나 다이어그램의 오른쪽으로 향하고 있습니다. 이는 주로 질량이 크고 가장 밝은 별에 적용되며, 이러한 유형이 더 빠르게 진화합니다.

시간이 지남에 따라 별은 주계열에서 벗어나게 됩니다. 다이어그램은 "전환점"을 기록하므로 클러스터에 있는 별의 나이를 매우 정확하게 계산할 수 있습니다. 다이어그램에서 "전환점"이 높을수록 성단이 젊어지고, 따라서 다이어그램에서 낮을수록 성단이 오래됩니다.

차트의 의미.

헤르츠스프룽-러셀 도표는 별이 존재하는 동안 별의 진화를 연구하는 데 큰 도움이 됩니다. 이 기간 동안 별은 변화와 변화를 겪으며 어떤 기간에는 매우 심오합니다. 우리는 별이 그 자체의 특성이 아니라 특정 시점에 존재하는 단계의 유형이 다르다는 것을 이미 알고 있습니다.

이 도표를 사용하면 별까지의 거리를 계산할 수 있습니다. 이미 온도가 결정된 주계열에 있는 별을 선택하고 다이어그램에서 진행 상황을 확인할 수 있습니다.

별까지의 거리.

육안으로 하늘을 보면 별, 심지어 가장 밝은 별이라도 우리와 같은 거리에 위치한 빛나는 점처럼 보입니다. 천국의 둥근 천장은 양탄자처럼 우리 위에 펼쳐져 있습니다. 별의 위치가 마치 3차원 공간이 아닌 표면에 있는 것처럼 3개의 좌표가 아닌 두 개의 좌표(적경과 적위)로만 표현되는 것은 우연이 아닙니다. 망원경의 도움으로는 별에 관한 모든 정보를 얻을 수 없습니다. 예를 들어 허블 우주 망원경의 사진에서는 별이 어느 거리에 있는지 정확하게 알 수 없습니다.

공간의 깊이.

사람들은 우주에도 3차원, 즉 깊이가 있다는 사실을 비교적 최근에 알게 되었습니다. 19세기 초에야 천문학 장비와 장비의 발전 덕분에 과학자들은 일부 별까지의 거리를 측정할 수 있었습니다. 첫 번째는 별 61 Cygni였습니다. 천문학자 F.V. 베셀은 그것이 10광년 거리에 있다는 것을 발견했다. 베셀은 "연간 시차"를 측정한 최초의 천문학자 중 한 명이었습니다. 지금까지 별까지의 거리를 측정하는 방법은 '연간 시차' 방식이었다. 이것은 순전히 기하학적 방법입니다. 각도를 측정하고 결과를 계산하기만 하면 됩니다.

그러나 방법의 단순성이 항상 효율성과 일치하는 것은 아닙니다. 별들의 거리가 멀기 때문에 각도가 매우 작습니다. 망원경을 사용하여 측정할 수 있습니다. 삼중계 Alpha Centauri 중 가장 가까운 별 Proxima Centauri의 시차 각도는 작지만(정확히 0.76 버전), 이 각도에서 10km 거리에서 100리라 동전을 볼 수 있습니다. 물론 거리가 멀수록 각도는 작아집니다.

불가피한 부정확성.

시차를 결정하는 데 있어 오류가 발생할 가능성이 매우 높으며 물체가 멀어짐에 따라 그 수가 증가합니다. 현대 망원경을 사용하면 1000분의 1의 정확도로 각도를 측정할 수 있지만 여전히 오류가 있습니다. 30광년 거리에서는 약 7%, 150광년이 됩니다. 연도 - 35%, 350 St. 년 – 최대 70%. 물론, 큰 부정확성은 측정을 쓸모없게 만듭니다. "시차 방법"을 사용하면 약 100광년의 영역에 위치한 수천 개의 별까지의 거리를 성공적으로 결정할 수 있습니다. 그러나 우리 은하계에는 지름이 10만 광년에 달하는 1000억 개가 넘는 별이 있습니다!

연간 시차 방법에는 세속 시차와 같은 여러 가지 변형이 있습니다. 이 방법은 20km/초의 속도로 헤라클레스 별자리 방향으로 태양과 전체 태양계의 움직임을 고려합니다. 이러한 움직임을 통해 과학자들은 성공적인 시차 계산을 수행하는 데 필요한 데이터베이스를 수집할 수 있는 기회를 갖게 됩니다. 10년 동안 이전보다 40배 더 많은 정보를 얻었습니다.

그런 다음 삼각법 계산을 사용하여 특정 별까지의 거리가 결정됩니다.

성단까지의 거리.

성단, 특히 열린 성단까지의 거리를 계산하는 것이 더 쉽습니다. 별들은 서로 비교적 가까이 위치하고 있으므로 하나의 별까지의 거리를 계산하면 전체 성단까지의 거리를 알 수 있습니다.

또한 이 경우 통계적 방법을 사용하여 부정확성을 줄일 수 있습니다. 예를 들어, "점 수렴" 방법은 천문학자들이 자주 사용합니다. 이는 산개성단의 별을 장기간 관찰하는 동안 공통점(수렴점)을 향해 움직이는 별이 식별된다는 사실에 기초합니다. 각도와 시선 속도(즉, 지구에 접근하고 멀어지는 속도)를 측정하여 성단까지의 거리를 결정할 수 있습니다. 이 방법을 사용하면 1500광년 거리에서 15%의 부정확성이 발생할 수 있습니다. 또한 15,000광년 거리에서도 사용되는데, 이는 우리 은하계의 천체에 매우 적합합니다.

기본 순서 장착 – 메인 시퀀스의 확립.

예를 들어 플레이아데스와 같이 먼 성단까지의 거리를 결정하려면 다음과 같이 진행할 수 있습니다. G-R 다이어그램을 작성하고 수직 축에 별의 겉보기 등급(거리에 따라 다르므로 절대 등급이 아님)을 기록합니다. 온도에 따라 다릅니다.

그런 다음 결과 그림을 G-R Iad 다이어그램과 비교해야 합니다. 이는 메인 시퀀스 측면에서 많은 공통 기능을 가지고 있습니다. 두 다이어그램을 최대한 가깝게 결합하면 거리를 측정해야 하는 성단의 주계열을 결정할 수 있습니다.

그런 다음 방정식을 사용해야 합니다.

m-M=5log(d)-5, 여기서

m - 겉보기 등급;

M – 절대 등급;

d – 거리.

영어로는 이 방법을 “Main Sequence Fitting”이라고 합니다. 이는 NGC 2362, 알파 페르세우스, III 세페이, NGC 6611과 같은 산개성단에 사용될 수 있습니다. 천문학자들은 페르세우스자리("h" 및 "chi")에 있는 유명한 이중 산개성단까지의 거리를 결정하려고 시도했습니다. 많은 별이 위치한 곳 -초거성. 하지만 데이터는 모순되는 것으로 드러났다. "주계열 피팅" 방법을 사용하면 최대 20,000~25,000광년의 거리를 확인할 수 있는데, 이는 우리 은하계의 5분의 1에 해당합니다.

빛의 강도와 거리.

천체가 멀리 떨어져 있을수록 그 빛은 더 약해집니다. 이 위치는 빛의 강도 "I"가 거리 제곱 "d"에 반비례한다는 광학 법칙과 일치합니다.

예를 들어, 한 은하가 1천만 광년 떨어진 곳에 있다면, 2천만 광년 떨어진 다른 은하의 밝기는 첫 번째 은하보다 4배 더 작습니다. 즉, 수학적 관점에서 볼 때 "I"와 "d"라는 두 수량 사이의 관계는 정확하고 측정 가능합니다. 천체 물리학의 언어에서 빛의 강도는 측정해야 하는 거리인 일부 천체의 별 등급 M의 절대 등급입니다.

방정식 m-M=5log(d)-5(밝기 변화의 법칙을 반영함)를 사용하고 m은 항상 광도계를 사용하여 결정될 수 있고 M이 알려져 있음을 알고 거리 "d"를 측정합니다. 따라서 절대 등급을 알면 계산을 통해 거리를 결정하는 것이 어렵지 않습니다.

성간 흡수.

거리 측정 방법과 관련된 주요 문제 중 하나는 빛 흡수 문제입니다. 지구로 가는 길에 빛은 성간 먼지와 가스를 통과하여 먼 거리를 이동합니다. 따라서 빛의 일부가 흡수되어 지구에 설치된 망원경에 도달하면 이미 원래의 강도가 아닌 상태가 됩니다. 과학자들은 이것을 “멸종”, 즉 빛의 약화라고 부릅니다. 칸델라 등 여러 가지 방법을 사용할 때 소멸량을 계산하는 것은 매우 중요합니다. 이 경우 정확한 절대 등급을 알아야 합니다.

우리 은하의 멸종을 결정하는 것은 어렵지 않습니다. 은하수의 먼지와 가스만 고려하면 됩니다. 다른 은하계에 있는 물체의 빛이 소멸되는 것을 결정하는 것은 더 어렵습니다. 우리 은하계의 경로를 따라 멸종하려면 다른 은하계에서 흡수된 빛의 일부도 추가해야 합니다.

별의 진화.

별의 내부 수명은 두 가지 힘, 즉 별에 대항하여 별을 붙잡고 있는 중력과 핵에서 일어나는 핵반응 중에 방출되는 힘의 영향에 의해 조절됩니다. 반대로, 별을 먼 우주로 "밀어내는" 경향이 있습니다. 형성 단계에서 밀도가 높고 압축된 별은 중력의 영향을 많이 받습니다. 결과적으로 강한 가열이 발생하고 온도는 1000만~2000만도에 이릅니다. 이것은 핵반응을 시작하기에 충분하며 그 결과 수소가 헬륨으로 변환됩니다.

그런 다음 오랜 기간 동안 두 힘이 서로 균형을 이루고 별은 안정된 상태에 있게 됩니다. 중심핵의 핵연료가 점차 고갈되면 별은 두 힘이 서로 반대되는 불안정 단계에 들어갑니다. 온도, 밀도, 화학적 조성 등 다양한 요소가 영향을 미치는 중요한 순간이 별에 찾아옵니다. 별의 질량이 우선이며, 이 천체의 미래는 그것에 달려 있습니다. 별은 초신성처럼 폭발하거나 백색왜성, 중성자별 또는 블랙홀로 변할 것입니다.

수소는 어떻게 고갈되나요?

천체 중에서 가장 큰 것만 별이 되고, 작은 것은 행성이 됩니다. 평균 질량의 몸체도 있으며, 행성 클래스에 속하기에는 너무 크고, 별의 특징적인 핵반응이 깊이에서 발생하기에는 너무 작고 차갑습니다.

따라서 별은 성간 가스 구름으로 형성됩니다. 이미 언급했듯이 별은 꽤 오랫동안 균형 잡힌 상태를 유지합니다. 그런 다음 불안정한 기간이옵니다. 별의 추가 운명은 다양한 요인에 따라 달라집니다. 질량이 태양질량의 0.1~4배인 가상의 작은 별을 생각해 보세요. 질량이 낮은 별의 특징은 내부 층에 대류가 없다는 것입니다. 별을 구성하는 물질은 질량이 큰 별에서 일어나는 것처럼 혼합되지 않습니다.

이는 핵의 수소가 고갈되면 외부 층에 이 원소의 새로운 매장량이 없다는 것을 의미합니다. 수소는 연소되어 헬륨으로 변합니다. 조금씩 핵이 가열되고, 표면층이 자체 구조를 불안정하게 만들고, H-R 다이어그램에서 볼 수 있듯이 별은 천천히 주계열을 벗어납니다. 새로운 단계에서는 별 내부의 물질 밀도가 증가하고 핵의 구성이 "퇴화"되어 결과적으로 특별한 일관성이 나타납니다. 일반적인 물질과는 다릅니다.

문제의 수정.

물질이 변할 때 압력은 온도가 아닌 기체의 밀도에만 의존합니다.

헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 별은 오른쪽으로 이동한 다음 위쪽으로 이동하여 적색거성 영역에 접근합니다. 크기가 크게 증가하고 이로 인해 외부 레이어의 온도가 떨어집니다. 적색 거성의 직경은 수억 킬로미터에 이릅니다. 우리 태양이 이 단계에 들어가면 수성과 금성을 모두 "삼킬" 것이며, 지구를 포착할 수 없다면 지구상의 생명체가 더 이상 존재하지 않을 정도로 가열될 것입니다.

별이 진화하는 동안 중심핵의 온도는 증가합니다. 먼저 핵반응이 일어나고 최적의 온도에 도달하면 헬륨이 녹기 시작합니다. 이런 일이 발생하면 중심 온도의 급격한 증가로 인해 플레어가 발생하고 별은 H-R 다이어그램의 왼쪽으로 빠르게 이동합니다. 이른바 '헬륨 플래시'다. 이때 헬륨을 함유한 핵은 핵을 둘러싸고 있는 껍질의 일부인 수소와 함께 연소됩니다. H-R 다이어그램에서 이 단계는 수평선을 따라 오른쪽으로 이동하여 기록됩니다.

진화의 마지막 단계.

헬륨이 탄화수소로 변환되면 코어가 변형됩니다. 탄소가 타기 시작할 때까지 온도가 상승합니다. 새로운 발병이 발생합니다. 어쨌든 별 진화의 마지막 단계에서 질량이 크게 감소하는 것으로 나타났습니다. 이것은 폭발 중에 별의 바깥층이 큰 거품처럼 터질 때 점진적으로 또는 갑자기 발생할 수 있습니다. 후자의 경우 행성상 성운이 형성됩니다. 구형 껍질은 수십 또는 수백 km/초의 속도로 우주 공간으로 퍼집니다.

별의 최종 운명은 별에 일어난 모든 일 이후에 남은 질량에 달려 있습니다. 모든 변형과 플레어 중에 많은 물질을 방출하고 질량이 1.44 태양 질량을 초과하지 않으면 별은 백색 왜성으로 변합니다. 이것은 파키스탄 천체물리학자 수브라마니안 찬드라세카르의 이름을 따서 “찬드라세카르 한계”라고 불립니다. 이는 핵의 전자 압력으로 인해 재앙적인 종말이 발생하지 않을 수 있는 별의 최대 질량입니다.

외층이 폭발한 후에도 별의 핵은 남아 있고 표면 온도는 약 100,000K로 매우 높습니다. 별은 H-R 다이어그램의 왼쪽 가장자리로 이동하여 하강합니다. 크기가 작아질수록 광도도 감소합니다.

별은 천천히 백색 왜성 영역에 도달하고 있습니다. 이들은 직경은 작지만 밀도는 물의 150만 배에 달하는 매우 높은 별입니다.

백색 왜성은 폭발이 없는 별 진화의 마지막 단계를 나타냅니다. 그녀는 점차 식어 가고 있습니다. 과학자들은 백색 왜성의 종말이 매우 느리다고 믿습니다. 적어도 우주가 시작된 이래로 백색 왜성은 단 한 마리도 "열사"를 겪은 적이 없는 것 같습니다.

별이 크고 질량이 태양보다 크면 초신성처럼 폭발합니다. 플레어가 발생하는 동안 별은 완전히 또는 부분적으로 붕괴될 수 있습니다. 첫 번째 경우, 뒤에 남는 것은 별의 잔여 물질이 포함된 가스 구름입니다. 두 번째에는 중성자 별이나 블랙홀과 같은 밀도가 가장 높은 천체가 남습니다.

가변 별.

아리스토텔레스의 개념에 따르면 우주의 천체는 영원하고 영원합니다. 그러나 이 이론은 17세기에 등장하면서 큰 변화를 겪었다. 최초의 쌍안경. 이후 몇 세기에 걸쳐 수행된 관측을 통해 실제로 천체의 겉보기 불변성은 관측 기술의 부족이나 불완전성으로 설명된다는 사실이 입증되었습니다. 과학자들은 변동성이 모든 유형의 별의 공통된 특징이라고 결론지었습니다. 진화하는 동안 별은 여러 단계를 거치며, 그 동안 주요 특성인 색상과 광도가 심오한 변화를 겪습니다. 이는 수천만 년 또는 수억 년 동안 별이 존재하는 동안 발생하므로 사람은 무슨 일이 일어나고 있는지 목격자가 될 수 없습니다. 일부 별 클래스의 경우 발생하는 변화는 짧은 기간(예: 몇 달, 며칠 또는 하루의 일부)에 기록됩니다. 별의 변화와 광속은 이후 밤 동안 여러 번 측정될 수 있습니다.

측정.

사실 이 문제는 언뜻 보이는 것만큼 간단하지 않습니다. 측정을 수행할 때 대기 조건을 고려해야 하며 때로는 하룻밤 사이에 크게 변하는 경우도 있습니다. 이와 관련하여 별의 광속에 대한 데이터는 크게 다릅니다.

광속의 실제 변화를 구별할 수 있는 것이 매우 중요하며, 이는 대기 조건의 변화로 설명되는 겉보기 밝기와 별의 밝기와 직접적으로 관련됩니다.

이를 위해서는 관찰된 별의 광속을 망원경을 통해 볼 수 있는 랜드마크인 다른 별과 비교하는 것이 좋습니다. 변경 사항이 명백한 경우, 즉 대기 조건의 변화와 관련하여 관측된 모든 별에 영향을 미칩니다.

어떤 단계에서 별의 상태에 대한 정확한 데이터를 얻는 것이 첫 번째 단계입니다. 다음으로, 밝기의 가능한 변화를 기록하기 위해 "광도 곡선"을 작성해야 합니다. 크기의 변화를 보여줍니다.

변수인지 아닌지.

크기가 일정하지 않은 별을 변광성이라고 합니다. 그들 중 일부의 경우 변동성은 명백할 뿐입니다. 이들은 주로 이진계에 속하는 별입니다. 더욱이, 시스템의 궤도면이 관찰자의 시선과 어느 정도 일치할 때, 두 별 중 하나가 다른 별에 의해 완전히 또는 부분적으로 가려지고 덜 밝아지는 것처럼 보일 수 있습니다. 이 경우 변화는 주기적이며 일식 별의 밝기 변화 기간은 쌍성계의 궤도주기와 일치하는 간격으로 반복됩니다. 이 별들을 '식변량(Eclipsing Variable)'이라고 합니다.

변수 별의 다음 클래스는 "내부 변수"입니다. 이 별들의 밝기 변동 폭은 반지름, 온도 등 별의 물리적 매개변수에 따라 달라집니다. 수년 동안 천문학자들은 변광성의 변동성을 관찰해 왔습니다. 우리 은하계에만 30,000개의 변광성이 기록되어 있습니다. 그들은 두 그룹으로 나뉘었습니다. 첫 번째 범주에는 "분출 변광성"이 포함됩니다. 단일성 또는 반복성 발병이 특징입니다. 항성 등급의 변화는 일시적입니다. "분출 변수" 또는 폭발성 변수에는 신성과 초신성도 포함됩니다. 두 번째 그룹에는 다른 모든 사람이 포함됩니다.

세페이드.

밝기가 주기적으로 엄격하게 변하는 변광성이 있습니다. 변경 사항은 특정 간격으로 발생합니다. 빛의 곡선을 그리면 변화의 규칙성이 명확하게 기록되고, 곡선의 모양은 최대 및 최소 특성을 나타냅니다. 최대 변동과 최소 변동의 차이는 두 특성 사이의 큰 공간을 정의합니다. 이 유형의 별은 "맥동 변수"로 분류됩니다. 광도 곡선을 통해 별의 밝기가 감소하는 것보다 더 빠르게 증가한다는 결론을 내릴 수 있습니다.

변광성은 클래스로 구분됩니다. 프로토타입 별은 기준으로 간주되며 클래스에 이름을 부여하는 것은 바로 이 별입니다. 대표적인 것이 세페이드이다. 이 이름은 세페우스(Cepheus) 별에서 따왔습니다. 이것이 가장 간단한 기준입니다. 또 다른 것이 있습니다. 별은 스펙트럼에 따라 나누어집니다.

변광성은 다양한 기준에 따라 하위 그룹으로 나눌 수 있습니다.

더블 스타.

궁창의 별은 개별 몸체가 아닌 성단, 연합의 형태로 존재합니다. 성단은 별들로 매우 밀집되어 있을 수도 있고 그렇지 않을 수도 있습니다.

별들 사이에는 더 가까운 연결이 존재할 수 있습니다. 우리는 천문학자들이 부르는 이진 시스템에 대해 이야기하고 있습니다. 한 쌍의 별에서는 하나의 진화가 두 번째 별에 직접적인 영향을 미칩니다.

열리는.

현재 불리는 이중별의 발견은 천문 쌍안경을 사용하여 이루어진 최초의 발견 중 하나였습니다. 이 유형의 별의 첫 번째 쌍은 큰곰자리 별자리의 미자르(Mizar)였습니다. 이 발견은 이탈리아의 천문학자 리치올리(Riccioli)에 의해 이루어졌습니다. 우주에 있는 엄청난 수의 별을 고려할 때 과학자들은 미자르가 그들 중 유일한 이진계가 아니며 그들이 옳았다는 결론에 도달했으며, 관찰을 통해 이 가설이 곧 확인되었습니다. 1804년, 24년 동안 과학 관찰에 전념한 유명한 천문학자 윌리엄 허셜(William Herschel)은 약 700개의 이중성에 대한 설명이 포함된 카탈로그를 출판했습니다. 처음에 과학자들은 이진 시스템의 구성 요소가 물리적으로 서로 연결되어 있는지 여부를 확실히 알지 못했습니다.

일부 밝은 마음은 특히 쌍의 구성 요소의 밝기가 동일하지 않기 때문에 이중 별이 전체적으로 별 협회의 영향을 받는다고 믿었습니다. 그런 점에서 그들은 근처에 없는 것 같았다. 물체의 실제 위치를 결정하려면 별의 시차 변위를 측정해야 했습니다. 이것이 허셜이 한 일입니다. 놀랍게도 측정 중에 한 별이 다른 별에 비해 시차 변위가 발생하여 예상치 못한 결과가 나왔습니다. Herschel은 6개월의 주기로 대칭적으로 진동하는 대신 각 별이 복잡한 타원체 경로를 따른다는 사실을 발견했습니다. 천체 역학의 법칙에 따라 중력으로 연결된 두 몸체는 타원형 궤도를 따라 움직입니다. Herschel의 관찰은 이중성이 물리적으로, 즉 중력에 의해 연결되어 있다는 논제를 확증해 주었습니다.

이중 별의 분류.

이중성에는 시각 쌍성, 광도 쌍성, 분광 쌍성의 세 가지 주요 클래스가 있습니다. 이 분류는 클래스 간의 내부 차이를 완전히 반영하지는 않지만 별 연관성에 대한 아이디어를 제공합니다.

시각적 이중별의 이중성은 망원경을 통해 움직이는 동안 명확하게 볼 수 있습니다. 현재 약 70,000개의 시각적 바이너리가 식별되었지만 그 중 정확하게 결정된 궤도를 가진 것은 1%에 불과합니다.

이 수치(1%)는 놀라운 일이 아닙니다. 사실 궤도 기간은 전체 세기는 아니더라도 수십 년이 될 수 있습니다. 그리고 궤도를 따라 경로를 구축하는 것은 매우 힘든 작업이므로 다양한 관측소에서 수많은 계산과 관찰이 필요합니다. 종종 과학자들은 궤도 운동의 일부만 가지고 있으며, 이용 가능한 데이터를 사용하여 나머지 경로를 연역적으로 재구성합니다. 시스템의 궤도면이 시선에 대해 기울어질 수 있다는 점을 명심해야 합니다. 이 경우 재구성된 궤도(겉보기)는 실제 궤도와 크게 다릅니다.

실제 궤도가 결정되고 공전 주기와 두 별 사이의 각도 거리가 알려지면 케플러의 제3법칙을 적용하여 시스템 구성 요소의 질량의 합을 결정하는 것이 가능합니다. 이중별과 우리 사이의 거리도 알아야 합니다.

이중 광도별.

이 별 체계의 이중성은 밝기의 주기적인 변동을 통해서만 판단할 수 있습니다. 움직일 때 이러한 별들은 교대로 서로를 차단합니다. 그들은 또한 "식 이중 별"이라고도 불립니다. 이 별들은 시선 방향에 가까운 궤도면을 가지고 있습니다. 일식이 차지하는 면적이 클수록 광채가 더 뚜렷해집니다. 이중 측광성 별의 광도 곡선을 분석하면 궤도면의 기울기를 확인할 수 있습니다.

광도 곡선을 사용하여 시스템의 궤도 주기를 결정할 수도 있습니다. 예를 들어 두 번의 일식이 기록되면 광도 곡선은 두 번 감소합니다(최소). 광도 곡선을 따라 세 번의 연속적인 감소가 기록되는 기간은 궤도 주기에 해당합니다.

광도 쌍성의 주기는 시각 쌍성의 주기에 비해 훨씬 짧으며 몇 시간 또는 며칠 동안 지속됩니다.

스펙트럼 이중 별.

분광학을 사용하면 도플러 효과로 인해 스펙트럼 선이 분할되는 것을 확인할 수 있습니다. 구성 요소 중 하나가 약한 별이면 단일 선 위치의 주기적인 진동만 관찰됩니다. 이 방법은 이중성의 구성 요소가 서로 매우 가깝고 망원경으로 시각적 이중성으로 식별하기 어려울 때 사용됩니다. 분광기와 도플러 효과를 사용하여 결정된 쌍성별을 스펙트럼 쌍성이라고 합니다. 모든 이중별이 스펙트럼을 이루는 것은 아닙니다. 쌍성의 두 구성 요소는 멀어지고 방사형 방향으로 접근할 수 있습니다.

관측에 따르면 이중별은 주로 우리 은하에서 발견됩니다. 이중 별과 단일 별의 비율을 결정하는 것은 어렵습니다. 빼기 방법을 사용하여 전체 항성 개체군에서 식별된 이중별의 수를 빼면 이들이 소수를 구성한다는 결론을 내릴 수 있습니다. 이 결론은 잘못된 것일 수 있습니다. 천문학에는 '선택효과'라는 개념이 있다. 별의 이진성을 결정하려면 별의 주요 특성을 식별해야 합니다. 이를 위해서는 좋은 장비가 필요합니다. 쌍성별은 때때로 식별하기 어려울 수 있습니다. 예를 들어, 시각적 이중별은 관찰자로부터 먼 거리에서 항상 볼 수는 없습니다. 때로는 구성 요소 사이의 각도 거리가 망원경에 의해 기록되지 않는 경우가 있습니다. 광도 및 분광 쌍성을 감지하려면 밝기가 광속 변조를 수집하고 스펙트럼 선의 파장을 주의 깊게 측정할 수 있을 만큼 강해야 합니다.

모든 측면에서 연구에 적합한 별의 수는 그리 많지 않습니다. 이론적 발전에 따르면 이중별은 항성 인구의 30~70%를 차지한다고 가정할 수 있습니다.

새로운 스타.

변광성폭발성은 백색왜성과 태양과 같은 주계열성, 또는 적색거성과 같은 후계열성으로 구성됩니다. 두 별은 몇 시간마다 좁은 궤도를 따라 움직입니다. 그들은 서로 가까운 거리에 위치하고 있기 때문에 긴밀하게 상호 작용하며 놀라운 현상을 일으 킵니다.

19세기 중반 이후 과학자들은 변광성 폭발성의 광학대에서 특정 시간에 보라색이 우세하다는 것을 기록해 왔으며, 이 현상은 광도 곡선의 최고점 존재와 일치합니다. 이 원리에 따라 별은 여러 그룹으로 나뉘었습니다.

클래식 노바.

고전적인 신성은 광학적 폭발이 반복되는 성격을 갖지 않는다는 점에서 폭발성 변광성과 다릅니다. 광 곡선의 진폭이 더 명확하게 표현되고 최대 지점까지의 상승이 훨씬 더 빠르게 발생합니다. 그들은 일반적으로 몇 시간 안에 최대 밝기에 도달하며, 이 기간 동안 새로운 별은 약 12 등급, 즉 광속이 60,000 단위 증가합니다.

최대로 상승하는 과정이 느려질수록 밝기 변화가 눈에 띄게 줄어듭니다. 신성은 오랫동안 최대 위치에 머물지 않으며, 이 기간은 일반적으로 며칠에서 몇 달까지 지속됩니다. 그 후 광택이 감소하기 시작합니다. 처음에는 빠르게, 그 다음에는 더 천천히 정상 수준으로 돌아옵니다. 이 단계의 기간은 다양한 상황에 따라 다르지만 그 기간은 최소 몇 년입니다.

새로운 고전별에서 이러한 모든 현상은 별의 두 번째 구성 요소에서 "빌려온" 수소가 위치한 백색 왜성의 표면층에서 발생하는 통제되지 않은 열핵 반응을 동반합니다. 새로운 별은 항상 쌍성이며 구성 요소 중 하나는 반드시 백색 왜성입니다. 별 성분의 질량이 백색 왜성으로 흘러 들어가면 수소층이 압축되기 시작하고 가열되기 시작하여 온도가 상승하고 헬륨이 가열됩니다. 이 모든 일은 신속하고 급격하게 발생하여 발병을 초래합니다. 방출 표면이 증가하고 별의 밝기가 밝아지며 빛의 곡선에 폭발이 기록됩니다.

활성 플레어 단계 동안 신성은 최대 밝기에 도달합니다. 최대 절대 등급은 -6에서 -9 정도입니다. 새로운 별에서는 이 수치에 더 느리게 도달하고, 가변폭발성에서는 더 빨리 도달합니다.

새로운 별은 다른 은하계에도 존재합니다. 그러나 우리가 관찰하는 것은 겉보기 등급일 뿐이며 지구까지의 정확한 거리를 알 수 없기 때문에 절대 등급을 결정할 수 없습니다. 원칙적으로는 신성이 다른 신성과 최대로 근접해 있는 경우 그 신성의 절대등급을 알아내는 것이 가능하며, 그 거리는 알려진다. 최대 절대값은 다음 방정식을 사용하여 계산됩니다.

M=-10.9+2.3log(t).

t는 신성의 광도 곡선이 3등급으로 떨어지는 시간입니다.

왜소신성과 반복신성.

신성의 가장 가까운 친척은 왜소신성, 즉 그 프로토타입인 "U 쌍둥이자리"입니다. 이들의 광학 플레어는 새로운 별의 플레어와 거의 유사하지만 광도 곡선에는 차이가 있습니다. 진폭이 더 작습니다. 플레어의 빈도에도 차이가 있습니다. 새로운 왜성에서는 다소 규칙적으로 발생합니다. 평균적으로 120일에 한 번, 때로는 몇 년에 한 번입니다. 신성의 광학 섬광은 몇 시간에서 며칠까지 지속되며, 그 후 몇 주에 걸쳐 밝기가 감소하고 마침내 정상 수준에 도달합니다.

기존의 차이점은 광학 플래시를 유발하는 다양한 물리적 메커니즘으로 설명할 수 있습니다. 쌍둥이자리 U에서는 백색 왜성 물질의 비율이 갑자기 증가하여 플레어가 발생합니다. 그 결과 엄청난 양의 에너지가 방출됩니다. 일식 단계, 즉 백색왜성과 이를 둘러싼 원반이 계의 구성성분 별에 의해 가려지는 동안 왜소신성을 관찰한 결과, 이것이 백색왜성, 또는 그 원반이 원인임을 분명히 알 수 있습니다. 빛.

반복신성은 고전신성과 왜소신성의 교배형이다. 이름에서 알 수 있듯이 광학 플레어가 규칙적으로 반복되므로 새로운 왜성과 유사하지만 이러한 현상은 수십 년 후에 발생합니다. 플레어가 발생하는 동안 밝기의 증가는 더욱 뚜렷해 약 8등급에 이르며, 이 특징으로 인해 고전적인 신성에 더 가까워집니다.

오픈 스타 클러스터.

산개성단은 찾기가 어렵지 않습니다. 그들은 은하단이라고 불립니다. 우리는 수십에서 수천 개의 별을 포함하는 형성에 대해 이야기하고 있으며 그 중 대부분은 육안으로 볼 수 있습니다. 성단은 관측자에게 별이 빽빽하게 점재되어 있는 하늘의 한 부분으로 나타납니다. 일반적으로 이러한 별이 집중된 영역은 하늘에서 명확하게 볼 수 있지만 성단을 실제로 구별할 수 없는 경우는 매우 드뭅니다. 하늘의 어떤 부분이 성단인지, 아니면 단순히 서로 가까이 위치한 별에 대해 이야기하고 있는지를 결정하려면, 그 움직임을 연구하고 지구까지의 거리를 결정해야 합니다. 성단을 구성하는 별들은 같은 방향으로 움직입니다. 또한 서로 멀지 않은 별들이 태양계에서 같은 거리에 위치한다면 당연히 중력에 의해 서로 연결되어 산개성단을 형성하게 된다.

성단의 분류.

이들 항성계의 범위는 6광년에서 30광년까지 다양하며, 평균 범위는 대략 12광년이다. 성단 내부에는 별들이 혼란스럽고 비체계적으로 집중되어 있습니다. 클러스터에는 명확하게 정의된 모양이 없습니다. 성단을 분류할 때는 각도 측정, 별의 대략적인 총 개수, 성단 내 별의 집중도, 밝기의 차이를 고려해야 합니다.

1930년에 미국의 천문학자 로버트 트럼플러(Robert Trumpler)는 다음 매개변수에 따라 성단을 분류할 것을 제안했습니다. 모든 성단은 별의 밀집도에 따라 네 가지 등급으로 나뉘며 I부터 IV까지 로마 숫자로 지정되었습니다. 네 가지 등급 각각은 항성 밝기의 균일성에 따라 세 가지 하위 등급으로 나뉩니다. 첫 번째 하위 클래스에는 별의 광도가 거의 동일한 클러스터가 포함되고 세 번째 하위 클래스에는 이와 관련하여 상당한 차이가 있습니다. 그런 다음 미국 천문학자는 성단에 포함된 별의 수에 따라 성단을 분류하기 위해 세 가지 범주를 더 도입했습니다. 첫 번째 범주 "p"에는 별이 50개 미만인 시스템이 포함됩니다. 두 번째 "m"은 50~100개의 별이 있는 성단입니다. 세 번째는 별이 100개 이상인 것입니다. 예를 들어, 이 분류에 따르면 카탈로그에서 "I 3p"로 식별된 성단은 50개 미만의 별로 구성되어 있으며 하늘에 밀집되어 있고 다양한 밝기 정도를 갖는 시스템입니다.

별의 균일성.

산개성단에 속한 모든 별은 균질성이라는 특징을 가지고 있습니다. 이는 동일한 가스 구름에서 형성되었으며 처음에는 동일한 화학 조성을 가지고 있음을 의미합니다. 게다가 모두 동시에 등장했다는, 즉 같은 나이대라는 가정도 있다. 그들 사이의 차이점은 서로 다른 발달 과정으로 설명될 수 있으며, 이는 별이 형성되는 순간의 질량에 의해 결정됩니다. 과학자들은 큰 별이 작은 별에 비해 수명이 짧다는 것을 알고 있습니다. 큰 것들은 훨씬 더 빨리 진화합니다. 일반적으로 산개성단은 상대적으로 어린 별들로 구성된 천체계입니다. 이러한 유형의 성단은 주로 은하수의 나선팔에 위치합니다. 이 지역은 최근에 활발한 별 형성 지역이었습니다. 예외는 클러스터 NGC 2244, NGC 2264 및 NGC6530이며, 나이는 수천만 년입니다. 스타에게는 짧은 시간이다.

나이와 화학성분.

산개성단의 별들은 중력에 의해 연결되어 있습니다. 그러나 이 연결이 충분히 강하지 않기 때문에 개방형 클러스터가 붕괴될 수 있습니다. 이것은 오랜 기간에 걸쳐 발생합니다. 용해 과정은 성단 근처에 위치한 단일 별의 중력 영향과 관련이 있습니다.

산개성단에는 오래된 별이 거의 없습니다. 예외가 있지만. 이는 주로 별 간의 연결이 훨씬 강한 대규모 성단에 적용됩니다. 따라서 그러한 시스템의 시대는 더 길어졌습니다. 그중에는 NGC 6791이 있습니다. 이 성단은 약 10,000개의 별을 포함하고 있으며 나이는 약 100억 년입니다. 큰 성단의 궤도는 오랜 시간 동안 은하계에서 멀리 떨어져 있습니다. 따라서 성단이 해체될 수 있는 큰 분자 구름을 만날 기회가 적습니다.

산개성단의 별들은 태양 및 은하 원반의 다른 별들과 화학적 구성이 유사합니다. 화학 성분의 차이는 은하 중심으로부터의 거리에 따라 달라집니다. 성단이 중심에서 멀어질수록 포함된 금속족의 원소 수가 적어집니다. 화학적 조성은 또한 성단의 나이에 따라 달라집니다. 이는 단일 별에도 적용됩니다.

구형 성단.

수십만 개의 별로 번호가 매겨진 구상성단은 매우 특이한 모양을 가지고 있습니다. 구형 성단은 그 안에 별이 너무 조밀하게 집중되어 있어 가장 강력한 망원경을 사용해도 단일 물체를 구별하는 것이 불가능합니다. 중심쪽으로 별이 강하게 집중되어 있습니다.

구상성단에 대한 연구는 별의 진화, 은하 형성 과정 연구, 우리 은하의 구조 연구, 우주의 나이 결정 측면에서 천체물리학에서 중요합니다.

은하수의 모양.

과학자들은 우리 은하 형성의 초기 단계에서 구상 성단이 형성되었다는 사실을 발견했습니다. 원시은하 가스는 구형이었습니다. 압축이 완료될 때까지 중력 상호 작용 동안 디스크가 형성되고 물질 덩어리, 가스 및 먼지가 디스크 외부에 나타났습니다. 구형 성단이 형성된 것은 그들로부터입니다. 더욱이, 그것들은 원반이 나타나기 전에 형성되었으며, 그들이 형성된 동일한 장소에 남아 있었다. 그들은 나중에 은하계 평면이 위치한 구형 구조, 후광을 가지고 있습니다. 이것이 구상성단이 은하수에 대칭적으로 분포되어 있는 이유이다.

구상 성단의 위치 문제와 구상 성단에서 태양까지의 거리 측정에 대한 연구를 통해 우리 은하 중심까지의 범위를 결정할 수 있었습니다. 이는 30,000광년입니다.

구상성단은 탄생 시기로 볼 때 매우 오래되었습니다. 그들의 나이는 100억~200억년이다. 그것들은 우주의 가장 중요한 요소를 나타내며, 의심할 여지 없이 이러한 형성에 대한 지식은 우주 현상을 설명하는 데 상당한 도움을 줄 것입니다. 과학자들에 따르면, 이들 성단의 나이는 우리 은하의 나이와 동일하며, 모든 은하가 거의 같은 시기에 형성되었기 때문에 우주의 나이를 결정할 수 있다는 뜻이다. 이를 위해서는 우주의 출현부터 은하계 형성이 시작될 때까지의 시간을 구상성단의 시대에 더해야 한다. 구상성단의 나이에 비하면 이는 매우 짧은 기간이다.

구상성단의 핵 내부.

이 유형의 성단의 중심 지역은 태양에 가장 가까운 지역보다 약 수천 배 더 많은 별의 농도가 높은 것이 특징입니다. 구형 성단의 핵심, 또는 오히려 중심에 위치한 천체를 조사하는 것이 지난 10년에 걸쳐서야 가능해졌습니다. 이는 중력에 의해 연결된 천체 시스템(성단은 정확하게 이 범주에 속함)에 대한 정보를 얻는 측면에서 핵심에 포함된 별의 역학을 연구하는 분야에서 매우 중요합니다. 컴퓨터의 관측 또는 데이터 처리를 통한 성단의 별 간의 상호 작용.

별의 농도가 높기 때문에 실제 충돌이 발생하고 고유한 특성을 가진 별과 같은 새로운 물체가 형성됩니다. 이진 시스템도 나타날 수 있는데, 이는 두 별의 충돌이 파괴로 이어지지 않지만 중력으로 인해 상호 포착이 발생할 때 발생합니다.

구상 성단의 가족.

우리 은하의 구상 성단은 이질적인 형태로 형성되어 있습니다. 네 가지 동적 계열은 은하 중심으로부터의 거리 원리와 화학적 조성에 따라 구별됩니다. 일부 구상 성단에는 더 많은 금속족 화학 원소가 있고 다른 구상 성단에는 더 적은 원소가 있습니다. 금속의 존재 정도는 천체가 형성된 성간 물질의 화학적 조성에 따라 달라집니다. 금속 수가 적은 구상 성단은 더 오래되었으며 은하계 후광에 위치해 있습니다. 더 높은 금속 조성은 젊은 별의 특징이며 초신성 폭발로 인해 이미 금속이 풍부한 환경에서 형성되었습니다. 이 계열에는 은하 원반에서 발견되는 "원반 클러스터"가 포함됩니다.

후광에는 "후광 내부 성단"과 "후광 외부 성단"이 포함되어 있습니다. 은하 중심까지의 거리가 가장 큰 "후광 주변 부분의 성단"도 있습니다.

환경 영향.

성단은 그 자체를 목적으로 분류하기 위해 연구되거나 가족으로 나누어지지 않습니다. 분류는 또한 성단 주변 환경이 진화에 미치는 영향을 연구하는 데 중요한 역할을 합니다. 이 경우 우리는 은하계에 대해 이야기하고 있습니다.

의심할 바 없이, 성단은 은하 원반의 중력장의 영향을 크게 받습니다. 구상성단은 은하 중심 주위를 타원 궤도로 움직이며 주기적으로 은하 원반을 가로지릅니다. 이런 일은 1억년에 한 번씩 일어난다.

은하계에서 나오는 중력장과 조수 투영은 성단에 너무 강렬하게 작용하여 점차적으로 붕괴되기 시작합니다. 과학자들은 현재 은하계에 위치한 일부 오래된 별들이 한때 구상 성단의 일부였다고 믿습니다. 이제 그들은 이미 무너졌습니다. 대략 5개의 성단이 10억년마다 붕괴되는 것으로 추정됩니다. 이것은 구상 성단의 역동적인 진화에 은하 환경이 미치는 영향을 보여주는 예입니다.

성단에 대한 은하 원반의 중력 영향으로 인해 성단의 범위에도 변화가 발생합니다. 우리는 성단 중심에서 멀리 떨어진 별에 대해 이야기하고 있으며 성단 자체가 아닌 은하 원반의 중력에 더 큰 영향을 받습니다. 별은 "증발"하고 성단의 크기는 감소합니다.

초신성 별.

별도 태어나고 성장하고 죽습니다. 그들의 종말은 느리고 점진적일 수도 있고, 갑작스럽고 파국적일 수도 있습니다. 이것은 폭발로 존재를 끝내는 매우 큰 별의 전형적인 현상이며, 이것이 바로 초신성입니다.

초신성의 발견.

수세기 동안 과학자들은 초신성의 본질을 알지 못했지만, 태곳적부터 초신성에 대한 관찰이 수행되어 왔습니다. 많은 초신성은 너무 밝아서 육안으로 볼 수 있으며 때로는 낮에도 볼 수 있습니다. 이 별에 대한 최초의 언급은 서기 185년의 고대 연대기에서 나타났습니다. 이후 정기적으로 관찰되었으며 모든 데이터는 꼼꼼하게 기록되었습니다. 예를 들어, 고대 중국 황제의 궁정 천문학자들은 수년 후에 발견된 많은 초신성을 기록했습니다.

그중 주목할만한 것은 서기 1054년에 폭발한 초신성이다. 황소자리에서. 이 초신성 잔해는 독특한 모양 때문에 게 성운이라고 불립니다. 서양 천문학자들은 초신성에 대한 체계적 관측을 늦게부터 시작했다. 16세기 말까지만 가능합니다. 그들에 대한 언급은 과학 문서에 나타났습니다. 유럽 천문학자들이 초신성을 최초로 관측한 것은 1575년과 1604년으로 거슬러 올라갑니다. 1885년에 최초의 초신성은 안드로메다 은하에서 발견되었습니다. 이것은 Baroness Bertha de Podmanicka가 수행했습니다.

XX세기 20년대부터. 사진 건판의 발명 덕분에 초신성 발견이 잇달아 이어졌습니다. 현재 최대 천 개가 열려 있습니다. 초신성을 찾으려면 많은 인내와 하늘에 대한 지속적인 관찰이 필요합니다. 별은 매우 밝을 뿐만 아니라 그 행동도 특이하고 예측할 수 없어야 합니다. "초신성 사냥꾼"은 그다지 많지 않으며, 10명이 조금 넘는 천문학자들이 일생 동안 20개 이상의 초신성을 발견했다고 자랑할 수 있습니다. 이 흥미로운 분류의 선두주자는 Fred Zwicky입니다. 그는 1936년부터 123개의 별을 확인했습니다.

초신성이란 무엇입니까?

초신성은 갑자기 폭발하는 별이다. 이 플레어는 큰 별의 진화가 끝나는 재앙적인 사건입니다. 플레어 동안 복사 전력은 1051 에르그에 도달하며 이는 별이 평생 동안 방출하는 에너지와 비슷합니다. 이중성과 단일성에서 플레어를 일으키는 메커니즘은 서로 다릅니다.

첫 번째 경우에는 쌍성계의 두 번째 별이 백색왜성이라는 조건에서 폭발이 발생한다. 백색 왜성은 상대적으로 작은 별이며 질량은 태양의 질량에 해당하며 "생명 경로"가 끝나면 행성 크기를 갖습니다. 백색 왜성은 중력 방식으로 쌍과 상호 작용하여 표면층에서 물질을 "훔칩니다". "빌린" 물질이 뜨거워지고 핵반응이 시작되고 발병이 발생합니다.

두 번째 경우에는 별 자체가 타오르는데, 이는 별 깊이에 더 이상 열핵 반응 조건이 없을 때 발생합니다. 이 단계에서는 중력이 지배적이고 별은 빠른 속도로 수축하기 시작합니다. 압축으로 인한 급격한 가열로 인해 별의 핵에서 통제할 수 없는 핵반응이 일어나기 시작하고 에너지가 섬광의 형태로 방출되어 별이 파괴됩니다.

플래시 이후에는 가스 구름이 남아 우주로 퍼집니다. 이들은 폭발하는 별의 표면층에 남아 있는 '초신성 잔해'입니다. 초신성 잔해의 형태는 다르며 "원조"별의 폭발이 발생한 조건과 특징적인 내부 특징에 따라 달라집니다. 구름은 여러 방향으로 불평등하게 퍼지는데, 이는 성간 가스와의 상호 작용으로 인해 수천 년에 걸쳐 구름의 모양이 크게 바뀔 수 있습니다.

초신성의 특징.

초신성은 폭발성 변광성의 변형입니다. 모든 변광성과 마찬가지로 초신성은 광도 곡선과 쉽게 알아볼 수 있는 특징이 특징입니다. 우선, 초신성은 밝기가 급격히 증가하는 것이 특징이며 최대치에 도달할 때까지 며칠 동안 지속됩니다. 이 기간은 약 10일입니다. 그런 다음 광택이 감소하기 시작합니다. 처음에는 우연히, 그다음에는 지속적으로. 빛의 곡선을 연구함으로써 플레어의 역학을 추적하고 그 진화를 연구할 수 있습니다. 상승 시작부터 최대까지의 빛 곡선 부분은 별의 플레어에 해당하며, 후속 하강은 가스 껍질의 팽창과 냉각을 의미합니다.

백색 왜성.

'별 동물원'에는 크기, 색상, 광채가 각기 다른 매우 다양한 별들이 있습니다. 그중에서도 '죽은' 별은 특히 인상적이며, 그 내부 구조는 일반 별의 구조와 크게 다릅니다. 죽은 별의 범주에는 큰 별, 백색 왜성, 중성자 별 및 블랙홀이 포함됩니다. 이 별들의 밀도가 높기 때문에 "위기 별"로 분류됩니다.

열리는.

처음에는 백색왜성의 본질이 일반 별에 비해 밀도가 높다는 것만 알려져 있을 정도로 완전한 미스터리였다.

발견되고 연구된 최초의 백색 왜성은 매우 밝은 별인 시리우스 한 쌍의 시리우스 B였습니다. 천문학자들은 케플러의 세 번째 법칙을 사용하여 시리우스 B의 질량을 0.75-0.95 태양 질량으로 계산했습니다. 반면에 그 밝기는 태양보다 현저히 낮았습니다. 별의 밝기는 반지름의 제곱에 비례합니다. 숫자를 분석한 후 천문학자들은 시리우스의 크기가 작다는 결론에 도달했습니다. 1914년에 시리우스 B의 항성 스펙트럼이 수집되고 온도가 결정되었습니다. 온도와 밝기를 알고 반경을 18,800km로 계산했습니다.

첫 번째 연구.

얻은 결과는 새로운 종류의 별을 발견한 것으로 나타났습니다. 1925년에 아담스는 시리우스 B의 스펙트럼에서 일부 방출선의 파장을 측정하고 그 파장이 예상보다 길다는 것을 확인했습니다. 적색 편이는 사건이 일어나기 몇 년 전에 아인슈타인이 발견한 상대성 이론의 틀에 들어맞습니다. 상대성 이론을 사용하여 Adams는 별의 반경을 계산할 수 있었습니다. 시리우스 B와 유사한 별 두 개를 더 발견한 후 Arthur Eddington은 우주에 그러한 별이 많이 있다고 결론지었습니다.

따라서 난쟁이의 존재는 확립되었지만 그 본질은 여전히 미스테리로 남아 있습니다. 특히 과학자들은 태양과 비슷한 질량이 어떻게 그렇게 작은 몸에 들어갈 수 있는지 이해할 수 없었습니다. Eddington은 “이렇게 높은 밀도에서 가스는 그 특성을 잃습니다. 아마도 백색 왜성은 축퇴 가스로 구성되어 있을 것입니다."

백색 왜성의 본질.

1926년 8월, 엔리코 페르미(Enrico Fermi)와 폴 디랙(Paul Dirac)은 매우 높은 밀도의 조건에서 가스 상태를 설명하는 이론을 개발했습니다. 같은 해 파울러는 이를 사용하여 백색왜성의 안정된 구조에 대한 설명을 발견했습니다. 그의 의견으로는 밀도가 높기 때문에 백색 왜성 내부의 가스는 퇴화된 상태이며 가스 압력은 사실상 온도와 무관합니다. 백색 왜성의 안정성은 중력이 왜성의 장내 가스 압력에 반대된다는 사실에 의해 유지됩니다. 백색 왜성에 대한 연구는 인도의 물리학자 찬드라세카르에 의해 계속되었습니다.

1931년에 출판된 그의 작품 중 하나에서 그는 중요한 발견을 했습니다. 백색 왜성의 질량은 특정 한계를 초과할 수 없으며 이는 화학적 구성 때문입니다. 이 한계는 1.4 태양 질량이며 과학자를 기리기 위해 "찬드라세카르 한계"라고 불립니다.

cm3당 거의 1톤!

이름에서 알 수 있듯이 백색 왜성은 작은 별입니다. 질량이 태양의 질량과 동일하더라도 크기는 여전히 지구와 같은 행성과 비슷합니다. 그들의 반경은 약 6000km - 태양 반경의 1/100입니다. 백색 왜성의 질량과 크기를 고려하면 단 하나의 결론을 내릴 수 있습니다. 즉 밀도가 매우 높습니다. 백색왜성 물질 1입방센티미터의 무게는 지구 기준으로 거의 1톤에 달합니다.

이러한 높은 밀도는 별의 중력장이 매우 강하다는 사실로 이어집니다. 태양 중력보다 약 100배 더 높고 질량도 같습니다.

주요 특징.

백색 왜성의 핵은 더 이상 핵반응을 일으키지 않지만 그 온도는 매우 높습니다. 열은 별 표면으로 돌진한 다음 우주로 퍼집니다. 별 자체는 보이지 않게 될 때까지 천천히 냉각됩니다. "젊은" 백색 왜성의 표면 온도는 약 20,000~30,000도입니다. 백색 왜성은 흰색뿐만 아니라 노란색도 있습니다. 표면 온도가 높음에도 불구하고 크기가 작기 때문에 광도는 낮으며 절대등급은 12~16등급이 될 수 있습니다. 백색 왜성은 매우 느리게 냉각되기 때문에 우리는 이를 그렇게 많은 수로 볼 수 있습니다. 과학자들은 그들의 주요 특성을 연구할 기회를 갖습니다. 백색왜성은 H-R 도표에 포함되며 주계열 아래 작은 공간을 차지합니다.

중성자 별과 펄서.

"펄서"라는 이름은 "pulsating star"- "pulsating star"라는 영어 조합에서 유래되었습니다. 펄서의 특징은 다른 별과 달리 지속적인 방사선이 아니라 규칙적인 펄스 전파 방출입니다. 펄스는 매우 빠르며, 한 펄스의 지속 시간은 수천분의 1초에서 최대 몇 초까지 지속됩니다. 펄스 모양과 주기는 펄서마다 다릅니다. 전파 방출의 엄격한 주기성으로 인해 펄서는 우주 크로노미터로 간주될 수 있습니다. 시간이 지남에 따라 주기는 10-14초/초로 감소합니다. 매초 주기는 10-14초씩 변합니다. 즉, 약 300만 년에 걸쳐 감소가 발생합니다.

일반 신호.

펄서 발견의 역사는 매우 흥미롭습니다. 최초의 펄서인 PSR 1919+21은 1967년 캠브리지 대학의 벨과 앤서니 허쉬에 의해 발견되었습니다. 젊은 물리학자인 벨은 자신이 제시한 논문을 확인하기 위해 전파 천문학 분야의 연구를 수행했습니다. 갑자기 그는 은하계에 가까운 지역에서 적당한 강도의 무선 신호를 발견했습니다. 이상한 점은 신호가 간헐적으로 발생했다는 것입니다. 1.377초의 일정한 간격으로 사라졌다가 다시 나타났습니다. 그들은 벨이 교수에게 달려가 발견 사실을 알렸지만 후자는 그것이 지구에서 오는 무선 신호라고 믿고 이에 충분한 관심을 기울이지 않았다고 말합니다.

그럼에도 불구하고 해당 신호는 지상 방사능과 관계없이 계속해서 나타났다. 이는 출현의 출처가 아직 확립되지 않았음을 나타냅니다. 발견에 관한 데이터가 공개되자마자 그 신호가 유령 같은 외계 문명에서 온 것이라는 수많은 추측이 일어났습니다. 그러나 과학자들은 외계 세계의 도움 없이도 펄서의 본질을 이해할 수 있었습니다.

펄서의 본질.

첫 번째 펄서 이후 더 많은 펄서가 발견되었습니다. 천문학자들은 이 천체가 펄스 방사선의 원천이라는 결론을 내렸습니다. 우주에서 가장 많은 물체는 별이므로 과학자들은 이러한 천체가 별 종류에 속할 가능성이 가장 높다고 결정했습니다.

축을 중심으로 별이 빠르게 움직이는 것이 맥동의 원인일 가능성이 높습니다. 과학자들은 주기를 측정하고 이 천체의 본질을 알아내려고 노력했습니다. 물체가 특정 최대 속도를 초과하는 속도로 회전하면 원심력의 영향으로 분해됩니다. 이는 회전 기간의 최소값이 있어야 함을 의미합니다.

수행된 계산에 따르면 별이 1000분의 1초 단위로 측정된 주기로 회전하려면 밀도가 원자핵의 밀도와 마찬가지로 1014g/cm3 정도여야 합니다. 명확성을 위해 다음 예를 들 수 있습니다. 설탕 한 조각의 양으로 에베레스트와 동일한 질량을 상상해보십시오.

중성자 별.

30년대부터 과학자들은 하늘에도 비슷한 것이 존재한다고 가정해 왔습니다. 중성자별은 매우 작고 밀도가 높은 천체입니다. 그들의 질량은 대략 태양질량의 1.5배에 해당하며 반경 약 10km에 집중되어 있습니다.

중성자별은 주로 중성자, 즉 양성자와 함께 원자핵을 구성하는 전하가 없는 입자로 구성됩니다. 별 내부의 높은 온도로 인해 물질은 이온화되고 전자는 핵과 별도로 존재합니다. 이러한 높은 밀도에서는 모든 핵이 붕괴하여 구성 중성자와 양성자로 구성됩니다. 중성자별은 거대한 질량별의 진화의 최종 결과입니다. 깊은 곳에서 열핵 에너지원을 소진한 후 초신성처럼 급격하게 폭발합니다. 별의 바깥층이 우주로 던져지고, 중심핵에서 중력붕괴가 일어나 뜨거운 중성자별이 형성됩니다. 축소 프로세스는 몇 분의 1초 정도 걸립니다. 붕괴의 결과로 펄서의 전형적인 현상인 수천분의 1초의 주기로 매우 빠르게 회전하기 시작합니다.

맥동의 방사.

중성자별에는 열핵반응의 원인이 없습니다. 그들은 비활성 상태입니다. 맥동 방출은 별의 내부가 아니라 외부, 즉 별 표면을 둘러싼 영역에서 발생합니다.

중성자별의 자기장은 태양의 자기장보다 수백만 배나 매우 강하며, 공간을 관통하여 자기권을 생성합니다.

중성자별은 전자와 양전자의 흐름을 자기권으로 방출하며 빛의 속도에 가까운 속도로 회전합니다. 자기장은 이러한 기본 입자의 움직임에 영향을 미치며 나선형 궤적을 따라 힘의 선을 따라 움직입니다. 따라서 전자기 방사선의 형태로 운동 에너지를 방출합니다.

회전 에너지의 감소로 인해 회전 주기가 증가합니다. 오래된 펄서는 더 긴 맥동 기간을 가지고 있습니다. 그런데 맥동 기간이 항상 엄격하게 주기적이지는 않습니다. 때때로 속도가 급격하게 느려지는데, 이는 "결함"이라는 현상과 관련이 있습니다. 이는 "미소성진"의 결과입니다.

블랙홀.

창공의 이미지는 천체의 다양한 모양과 색상에 놀랐습니다. 우주에는 온갖 색상과 크기의 별, 나선 은하, 특이한 모양과 색상의 성운 등 너무나 많은 것이 있습니다. 그런데 이 '우주 동물원'에는 특별한 관심을 불러일으키는 '표본'이 있다. 이들은 관찰하기 어렵기 때문에 더욱 신비한 천체입니다. 게다가 그 성격도 완전히 이해되지 않았습니다. 그중에서도 특별한 곳은 '블랙홀'이다.

이동 속도.

일상 대화에서 "블랙홀"이라는 표현은 바닥이 없는 것, 사물이 떨어지는 곳, 그리고 미래에 무슨 일이 일어날지 아무도 알 수 없는 곳을 의미합니다. 블랙홀이란 과연 무엇일까? 이를 이해하기 위해 200년 전의 역사를 거슬러 올라가 보겠습니다. 이 용어는 18세기 프랑스 수학자 피에르 시몽 드 라플라스가 중력 이론을 연구하면서 처음으로 소개했다. 아시다시피, 특정 질량을 가진 모든 물체(예: 지구)에는 중력장이 있으며 주변 물체를 끌어당깁니다.

이것이 던져진 물체가 지구로 떨어지는 이유입니다. 같은 물체를 앞으로 힘차게 던지면 일정 시간 동안 지구의 중력을 이겨내고 어느 정도 거리를 날아가게 됩니다. 최소 요구 속도를 "이동 속도"라고 하며, 지구의 경우 11km/s입니다. 이동 속도는 중력장을 생성하는 천체의 밀도에 따라 달라집니다. 밀도가 높을수록 속도도 높아야 합니다. 따라서 200년 전 라플라스가 했던 것처럼, 우주에는 운동 속도가 빛의 속도, 즉 300,000km/s를 초과할 정도로 밀도가 높은 물체가 있다고 가정할 수 있습니다.

이 경우 빛조차도 그러한 물체의 중력에 굴복할 수 있습니다. 그러한 몸체는 빛을 방출할 수 없으므로 보이지 않는 상태로 유지됩니다. 우리는 그것을 그림에서 검은색의 거대한 구멍으로 상상할 수 있습니다. 의심할 여지 없이 라플라스가 공식화한 이론은 시간의 흔적을 남기지 않고 너무 단순화된 것처럼 보입니다. 그러나 라플라스 당시에는 아직 양자론이 정립되지 않았고, 개념적으로도 빛을 물질체로 보는 것은 말도 안 되는 일처럼 보였습니다. 20세기 초, 양자역학의 출현과 발전으로 특정 조건 하의 빛도 물질 방사선으로 작용한다는 것이 알려졌습니다.

이러한 입장은 1915년에 출판된 알베르트 아인슈타인의 상대성 이론에서 발전되었고, 1916년 독일의 물리학자 칼 슈바르츠실트의 연구에서 그는 블랙홀 이론의 수학적 기초를 제공했습니다. 빛은 중력의 영향을 받을 수도 있습니다. 200년 전, 라플라스는 물리학이 과학으로 발전하는 데 있어 매우 중요한 문제를 제기했습니다.

블랙홀은 어떻게 나타나는가?

우리가 이야기하고 있는 현상은 1967년 미국 천체 물리학자 존 휠러(John Wheeler) 덕분에 "블랙홀"이라는 이름을 얻었습니다. 이는 질량이 태양 질량의 5배보다 큰 큰 별의 진화의 최종 결과입니다. 모든 핵연료 매장량이 고갈되고 더 이상 반응이 일어나지 않으면 별이 죽습니다. 또한 그 운명은 질량에 달려 있습니다.

별의 질량이 태양의 질량보다 작으면 별은 꺼질 때까지 계속 수축합니다. 질량이 중요하면 별이 폭발하며 이는 초신성에 대해 이야기하는 것입니다. 별은 흔적을 남깁니다. 핵에서 중력 붕괴가 발생하면 모든 질량은 원자핵보다 10,000배 더 높은 밀도를 가진 작은 크기의 공으로 수집됩니다.

상대적 효과.

과학자들에게 블랙홀은 이론물리학적 측면에서 다양한 가설에 대한 실험을 할 수 있는 탁월한 자연 실험실이다. 아인슈타인의 상대성 이론에 따르면 물리학 법칙은 국부 중력장의 영향을 받습니다. 원칙적으로 시간은 강도가 다른 중력장 근처에서 다르게 흐릅니다.

또한 블랙홀은 시간뿐만 아니라 주변 공간에도 영향을 미쳐 그 구조에도 영향을 미친다. 상대성 이론에 따르면 블랙홀과 같은 강력한 천체에서 발생하는 강한 중력장의 존재는 주변 공간의 구조를 왜곡하고 기하학적 데이터가 변경됩니다. 이는 블랙홀 근처에서 두 점을 연결하는 짧은 거리가 직선이 아니라 곡선이 된다는 것을 의미합니다.

Pleshakov는 별과 별자리를 쉽게 식별할 수 있는 어린이용 지도책을 만드는 좋은 아이디어를 가지고 있었습니다. 우리 선생님들은 이 아이디어를 선택하여 훨씬 더 유익하고 시각적인 아틀라스 식별자를 만들었습니다.

별자리란 무엇입니까?

맑은 밤 하늘을 올려다보면 다이아몬드가 흩뿌려진 것처럼 다양한 크기의 반짝이는 빛들이 하늘을 장식하는 모습을 볼 수 있다. 이 빛을 별이라고 부릅니다. 그 중 일부는 클러스터로 수집된 것으로 보이며 장기간 조사하면 특정 그룹으로 나눌 수 있습니다. 인간은 그러한 그룹을 “별자리”라고 불렀습니다. 그 중 일부는 국자 모양이나 동물의 복잡한 윤곽과 비슷할 수 있지만 많은 측면에서 이는 단지 상상의 산물일 뿐입니다.

수세기 동안 천문학자들은 그러한 별 무리를 연구하고 신비로운 특성을 부여하려고 노력했습니다. 사람들은 그것을 체계화하고 공통된 패턴을 찾으려고 노력했고, 그렇게 별자리가 나타났다. 오랫동안 별자리는 신중하게 연구되었으며 일부는 더 작은 별자리로 나뉘어 더 이상 존재하지 않으며 일부는 설명 후 간단히 조정되었습니다. 예를 들어, Argo 별자리는 Compass, Carina, Parus, Poop 등 더 작은 별자리로 나누어졌습니다.

별자리 이름의 유래에 대한 역사도 매우 흥미롭습니다. 더 쉽게 기억할 수 있도록 하나의 요소 또는 문학 작품으로 통합된 이름이 지정되었습니다. 예를 들어, 폭우가 내리는 동안 태양은 염소자리, 고래, 물병자리, 물고기자리라는 이름이 붙은 특정 별자리의 방향에서 떠오른다는 사실이 알려졌습니다.

모든 별자리를 특정 분류로 분류하기 위해 1930년 국제 천문 연맹 회의에서 공식적으로 88개의 별자리를 등록하기로 결정했습니다. 내려진 결정에 따르면 별자리는 별 그룹으로 구성되지 않고 별이 빛나는 하늘의 부분을 나타냅니다.

별자리는 무엇입니까?

별자리는 그것을 구성하는 별의 수와 밝기에 따라 다릅니다. 가장 눈에 띄는 30개의 별 그룹이 식별됩니다. 면적 측면에서 가장 큰 별자리는 큰곰자리입니다. 육안으로 볼 수 있는 7개의 밝은 별과 118개의 별로 구성되어 있습니다.

남반구에 위치한 가장 작은 별자리는 남십자성이라 불리며 육안으로는 볼 수 없습니다. 5개의 밝은 별과 25개의 덜 눈에 보이는 별로 구성되어 있습니다.

작은 말은 북반구에서 가장 작은 별자리이며 육안으로 볼 수 있는 10개의 희미한 별로 구성되어 있습니다.

별자리 오리온은 가장 아름답고 밝은 것으로 간주됩니다. 육안으로 볼 수 있는 별 120개로 구성되어 있으며 그 중 7개는 매우 밝습니다.

모든 별자리는 일반적으로 남반구 또는 북반구에 위치한 별자리로 나뉩니다. 지구의 남반구에 사는 사람들은 북반구에 위치한 성단을 볼 수 없으며 그 반대의 경우도 마찬가지입니다. 88개의 별자리 중 48개는 남반구에 있고, 31개는 북반구에 있습니다. 나머지 9개 별군은 양쪽 반구에 위치합니다. 북반구는 하늘에서 항상 매우 밝게 빛나는 북극성(North Star)으로 쉽게 식별됩니다. 그녀는 Ursa Minor 국자 손잡이의 극한 별입니다.

지구가 태양을 중심으로 회전하므로 일부 별자리가 보이지 않으므로 계절이 바뀌고 하늘에서 이 별의 위치가 변경됩니다. 예를 들어, 겨울에는 태양 주위 궤도에서 우리 행성의 위치가 여름의 위치와 반대입니다. 따라서 연중 특정 시기에만 특정 별자리만 볼 수 있습니다. 예를 들어 여름에는 밤하늘에 알타이르, 베가, 데네브 별이 이루는 삼각형을 볼 수 있습니다. 겨울에는 한없이 아름다운 오리온자리를 감상할 수 있는 기회가 있습니다. 그래서 그들은 때때로 가을 별자리, 겨울, 여름 또는 봄 별자리라고 말합니다.

별자리는 여름에 가장 잘 볼 수 있으며 도시 외곽의 열린 공간에서 관찰하는 것이 좋습니다. 일부 별은 육안으로 볼 수 있지만 다른 별은 망원경이 필요할 수도 있습니다. 큰곰자리, 작은곰자리, 카시오페이아자리가 가장 잘 보입니다. 가을과 겨울에는 황소자리와 오리온자리가 선명하게 보입니다.

러시아에서 볼 수 있는 밝은 별자리

러시아에서 볼 수 있는 북반구의 가장 아름다운 별자리에는 오리온자리, 큰곰자리, 황소자리, 큰개자리, 작은개자리가 있습니다.

그들의 위치를 자세히 살펴보고 상상력을 자유롭게 발휘하면 고대 프레스코화처럼 2000년이 넘는 시간 동안 하늘에 묘사된 사냥 장면을 볼 수 있다. 용감한 사냥꾼 오리온은 항상 동물들에 둘러싸여 있는 모습으로 묘사됩니다. 황소자리는 그의 오른쪽으로 달리고, 사냥꾼은 그에게 곤봉을 휘두릅니다. 오리온의 발 밑에는 충실한 Canis Major와 Canis Minor가 있습니다.

별자리 오리온

이것은 가장 크고 가장 다채로운 별자리입니다. 가을과 겨울에 분명하게 보입니다. 오리온은 러시아 전역에서 볼 수 있습니다. 별의 배열은 사람의 윤곽과 비슷합니다.

이 별자리 형성의 역사는 고대 그리스 신화에서 유래합니다. 그들에 따르면 오리온은 포세이돈과 요정 엠브리알라의 아들인 용감하고 강한 사냥꾼이었다. 그는 종종 아르테미스와 함께 사냥을 했으나 어느 날 사냥 중에 그녀를 물리쳤다가 여신의 화살에 맞아 죽고 말았다. 죽은 후 그는 별자리로 변했습니다.

오리온자리의 가장 밝은 별은 리겔이다. 태양보다 25,000배 더 밝고 크기는 33배입니다. 이 별은 청백색 빛을 띠고 있으며 초거성으로 간주됩니다. 그러나 이러한 인상적인 크기에도 불구하고 Betelgeuse보다 훨씬 작습니다.

베텔게우스는 오리온의 오른쪽 어깨를 장식하고 있습니다. 그것은 태양의 직경보다 450배 더 크며, 그것을 우리 별의 자리에 놓으면 이 별은 화성 앞의 4개의 행성을 대신하게 될 것입니다. 베텔게우스는 태양보다 14,000배 더 밝게 빛납니다.

오리온자리에는 성운과 별자리도 포함됩니다.

별자리 황소자리

북반구의 또 다른 크고 상상할 수 없을 정도로 아름다운 별자리는 황소자리입니다. 오리온자리 북서쪽에 위치하며 양자리와 쌍둥이자리 사이에 위치합니다. 황소자리에서 멀지 않은 곳에 Auriga, Cetus, Perseus, Eridanus와 같은 별자리가 있습니다.

중위도에 위치한 이 별자리는 봄 후반기와 초여름을 제외하고 거의 일년 내내 관찰할 수 있습니다.

별자리의 역사는 고대 신화까지 거슬러 올라갑니다. 그들은 제우스가 여신 에우로페를 납치하여 크레타 섬으로 데려오기 위해 송아지로 변했다는 이야기를 합니다. 이 별자리는 우리 시대 이전에 살았던 수학자 Eudoxus에 의해 처음 설명되었습니다.

이 별자리뿐만 아니라 다른 12개 별군 중에서 가장 밝은 별은 알데바란입니다. 그것은 황소자리의 머리에 위치하며 이전에는 "눈"이라고 불렸습니다. 알데바란은 태양 지름의 38배, 밝기는 150배 더 밝습니다. 이 별은 우리로부터 62광년 떨어져 있습니다.

별자리에서 두 번째로 밝은 별은 Nat 또는 El-Nat(황소의 뿔)입니다. Auriga 근처에 위치하고 있습니다. 태양보다 700배 더 밝고, 4.5배 더 크다.

별자리 안에는 놀랍도록 아름다운 두 개의 별 무리, 히아데스와 플레이아데스가 있습니다.

히아데스의 나이는 6억 5천만년이다. 그 사이에 선명하게 보이는 알데바란 덕분에 별이 빛나는 하늘에서 쉽게 찾을 수 있습니다. 여기에는 약 200개의 별이 포함됩니다.

플레이아데스라는 이름은 9개의 부분으로 이루어져 있습니다. 그들 중 7명은 고대 그리스의 7자매(플레이아데스)의 이름을 따서 명명되었고, 2명은 그들의 부모의 이름을 따서 명명되었습니다. 플레이아데스는 겨울에도 잘 보입니다. 여기에는 약 1000개의 별이 포함됩니다.

황소자리에서 똑같이 흥미로운 형태는 게 성운(Crab Nebula)입니다. 1054년 초신성 폭발 이후에 형성되었으며 1731년에 발견되었습니다. 지구에서 성운까지의 거리는 6500광년이고 지름은 약 11광년입니다. 연령.

이 별자리는 오리온군에 속하며 오리온자리, 유니콘자리, 작은개자리, 토끼자리와 접해 있습니다.

큰개자리(Canis Major) 별자리는 2세기에 프톨레마이오스(Ptolemy)에 의해 처음 발견되었습니다.

Great Dog가 Lelap이었다는 신화가 있습니다. 어떤 먹이라도 따라잡을 수 있는 매우 빠른 개였습니다. 어느 날 그는 속도면에서 그보다 열등하지 않은 여우를 쫓았습니다. 경주의 결과는 기정사실이었고 제우스는 두 동물을 모두 돌로 만들었습니다. 그는 개를 천국에 두었습니다.

큰개자리(Canis Major) 별자리는 겨울에 매우 잘 보입니다. 이 별뿐만 아니라 다른 모든 별자리 중에서 가장 밝은 별은 시리우스입니다. 그것은 푸른 빛을 띠고 있으며 지구와 아주 가까운 8.6 광년 거리에 위치해 있습니다. 우리 태양계의 밝기는 목성, 금성, 달보다 밝습니다. 시리우스에서 나오는 빛은 지구에 도달하는 데 9년이 걸리고 태양보다 24배 더 강합니다. 이 별에는 "강아지"라는 위성이 있습니다.

"휴일"과 같은 개념의 형성은 시리우스와 관련이 있습니다. 사실 이 별은 여름 더위 동안 하늘에 나타났습니다. 시리우스는 그리스어에서 "canis"로 번역되었기 때문에 그리스인들은 이 기간을 휴가라고 부르기 시작했습니다.

별자리 큰 개자리

Canis Minor는 Unicorn, Hydra, Cancer, Gemini와 같은 별자리에 접해 있습니다. 이 별자리는 큰개자리와 함께 사냥꾼 오리온을 따르는 동물을 나타냅니다.

신화에 의존한다면 이 별자리 형성의 역사는 매우 흥미로울 것입니다. 그들에 따르면 Canis Minor는 Icaria의 개 Mera입니다. 이 남자는 디오니소스에게 포도주 만드는 법을 배웠고, 그 술은 매우 강한 것으로 판명되었습니다. 어느 날 그의 손님들은 Ikaria가 그들을 독살하고 그를 죽이기로 결정했다고 결정했습니다. 시장은 주인을 매우 슬퍼했고 곧 죽었습니다. 제우스는 그것을 별이 빛나는 하늘에 별자리 형태로 놓았습니다.

이 별자리는 1월과 2월에 가장 잘 관찰됩니다.

이 별자리에서 가장 밝은 별은 포르키온(Porcyon)과 고메이사(Gomeisa)입니다. 포키온은 지구에서 11.4광년 떨어져 있습니다. 태양보다 다소 밝고 뜨겁지만 물리적으로는 태양과 거의 다르지 않습니다.

고메이자는 육안으로 볼 수 있으며 청백색 빛으로 빛납니다.

별자리 큰곰자리

국자 모양의 큰곰자리는 3대 별자리 중 하나입니다. 호머의 글과 성서에도 언급되어 있습니다. 이 별자리는 매우 잘 연구되었으며 많은 종교에서 큰 의미를 갖습니다.

Waterfall, Leo, Canes Venatici, Dragon, Lynx와 같은 별자리와 접해 있습니다.

고대 그리스 신화에 따르면 북두칠성은 아름다운 님프이자 제우스의 연인인 칼리스토와 연관되어 있습니다. 그의 아내 헤라(Hera)는 칼리스토를 벌로 곰으로 변하게 만들었다. 어느 날, 이 곰은 숲에서 제우스와 함께 헤라와 그녀의 아들 아르카스를 만났습니다. 비극을 피하기 위해 제우스는 아들과 님프를 별자리로 만들었습니다.

큰 국자는 일곱 개의 별로 이루어져 있습니다. 그 중 가장 눈에 띄는 것은 Dubhe, Alkaid, Aliot의 세 가지입니다.

Dubhe는 적색 거성이며 북극성을 가리킵니다. 지구로부터 120광년 떨어져 있다.

별자리에서 세 번째로 밝은 별인 알카이드는 큰곰자리의 꼬리 끝을 표현합니다. 지구로부터 100광년 떨어진 곳에 위치해 있다.

알리오스는 별자리에서 가장 밝은 별이다. 그녀는 꼬리를 나타냅니다. 밝기 때문에 내비게이션에 사용됩니다. 알리오스는 태양보다 108배 더 밝게 빛난다.

이 별자리는 북반구에서 가장 밝고 아름답습니다. 가을이나 서리가 내린 겨울 밤에는 육안으로 완벽하게 볼 수 있습니다. 그들의 형성에 대한 전설을 통해 당신의 상상력이 마음껏 뛰고 강력한 사냥꾼 오리온이 그의 충실한 개들과 함께 먹이를 쫓는 동안 황소자리와 큰곰자리가 그를 면밀히 관찰하는 방법을 상상할 수 있습니다.

러시아는 북반구에 위치하고 있으며, 이 부분에서는 하늘에 존재하는 모든 별자리 중 극히 일부만 볼 수 있습니다. 연중 시간에 따라 하늘에서의 위치만 변경됩니다.

공간에 관한 아이들. 대화 6. 별과 별자리

(쇼리기나 티.ㅏ. 어린이들을위한 영형 공간 그리고 유리 가가린 - 첫 번째 우주 비행사 지구: 대화, 여가, 이야기. -M.:Sfera, 2014.-128s.)

우주는 산책이 아니며, 로켓은 비행기가 아닙니다.

(유리 가가린)

별이 빛나는 하늘

맑고 서리가 내린 저녁에 밖으로 나가서 하늘을 보았다고 상상해보십시오.

별이 몇개야! 얼마나 밝은지! 마치 동화 속 마법사가 짙푸른 하늘에 반짝이는 다이아몬드 몇 개를 흩뿌려 놓은 것 같습니다.

별

별은 맑고,

별표가 자주 표시됩니다.

그들은 하늘 높이 불타고 있습니다.

마치 아름다운 노래를 부르는 것 같습니다.

그들은 우리에게 말하고 있습니다!

하늘은 거대하다

밑바닥 없는 하늘

모래알처럼 별을 셀 수 없습니다.

그래도 내 말을 믿으세요.

가이딩 스타

누구나 인생에 하나씩은 있어요!

하늘에는 별이 아주 아주 많습니다. 아무런 도구 없이도 약 6천 개의 별을 볼 수 있으며, 망원경의 도움으로 거의 20억 개의 별을 볼 수 있습니다!

모든 별은 거대한 불덩이이다. 하지만 이 뜨거운 공의 온도가 다르기 때문에 색깔도 다릅니다.

가장 뜨거운 별은 흰색이고 약간 덜 뜨거운 별은 파란색, 노란색, 빨간색이 줄을 닫습니다.

북반구에서 가장 밝은 별은 시리우스와 알데바란이다.

- 왜 모래알처럼 작아 보인다고 생각하시나요?

오른쪽! 별은 우리에게서 무한히 멀리 떨어져 있습니다. 먼 별에서 나온 빛은 수백 년, 심지어 수천 년 후에 지구에 도달합니다.

- 지구에 가장 가까운 별은 어느 별인가요?

오른쪽! 해.

흩어진 별들은 어두운 밤하늘에 반짝였다가 아침이 되면 사라진다.

그건 그렇고, 이것은 수수께끼에도 명시되어 있습니다.

양가죽 위에 흩뿌려진

황금빛 모래알,

그리고 날이 밝았을 때,

그들은 바람처럼 휩쓸려 갑니다!

낮에는 별들이 어디로 가나요?

오른쪽! 그들은 어디에서나 사라지지 않지만 우리 별의 밝은 광선에서는 볼 수 없습니다.

별은 온도와 색상뿐 아니라 크기도 다양합니다.

우주에는 적색거성이라고 불리는 별들이 있습니다. 이 별들은 과거에는 완전히 평범했지만 점차 식기 시작하면서 평범한 별들로 형성되었습니다. 별의 핵심, 즉 핵심은 점점 작아지고 수축되며, 반대로 바깥층은 성장하고 팽창합니다. 별은 덜 뜨거워지고 식습니다. 하얀 별에서 거대한 붉은 별로 변합니다.

우주 공간에는 작지만 매우 뜨거운 별이 있습니다. 그들은 백색 왜성이라고 불립니다.

우주에는 블랙홀이라는 특별한 별도 있습니다. 과학자들은 이 이상한 천체를 오랫동안 연구해 왔으며, 천체에 떨어지는 빛의 광선을 완전히 흡수하기 때문에 완전히 검게 보인다는 결론에 도달했습니다.

왜 이런 일이 발생합니까?

블랙홀은 매우 밀도가 높은 압축 물질(때때로 이 별이 점으로 변합니다!)로 구성되어 있고 엄청난 중력을 갖고 있기 때문입니다.

고대에는 여행자와 선원들이 별을 따라가며 길을 찾았습니다. 하지만 하늘에는 별이 너무 많아서 그 위치를 기억하는 것이 쉽지 않습니다.

따라서 고대에도 특별한 별표에 별을 선으로 연결하여 사람이나 동물을 연상시키는 단순한 도형을 형성했습니다. 이러한 별 그룹을 별자리라고 불렀습니다.

매년 지구는 태양 주위를 한 바퀴 돌며, 매달 다른 별자리를 배경으로 태양이 떠오릅니다. 이러한 별자리는 12개가 있으며 이를 황도대라고 합니다.

황도대 별자리의 이름을 알고 있나요?

약간의 운율을 사용하면 다음 별자리의 이름을 기억하는 데 도움이 될 것입니다.

개월처럼-형제,

열두 개의 별자리가 있습니다.

그들의 이름은 게자리, 황소자리,

처녀자리, 양자리, 궁수자리,

전갈자리와 쌍둥이자리,

물고기자리, 염소자리, 천칭자리,

레오와 그 옆에는 물병자리가 있습니다.

빨리 기억하세요!

황도대 별자리 외에도 하늘에는 다른 별자리가 있습니다. 천문학은 고대 이집트, 바빌론, 그리스, 로마에서 시작되었습니다. 많은 별자리에는 그리스 또는 라틴어 이름이 있으며 흥미로운 이야기와 신화가 관련되어 있습니다.

당신은 아마도 밤하늘에서 밝은 별자리 큰곰자리와 작은곰자리를 본 적이 있을 것입니다. 고대 그리스에는 이 별자리에 관한 전설이 있었습니다.

옛날 옛적에 천둥의 신 제우스는 지상의 아름다움 칼리스토와 사랑에 빠졌습니다. 질투심이 많은 그의 아내 헤라는 기분이 상했고, 마법의 힘을 이용해 칼리스토를 곰으로 변하게 했습니다. 그녀는 자신의 아들인 숙련된 사냥꾼 아르카스가 그 짐승을 자기 집에서 발견하면 죽여주기를 바랐습니다. 그러나 제우스는 곰을 천상의 별자리로 만들었습니다. 가난한 사람이 혼자 지루해하지 않도록 그는 사랑하는 개를 근처에 두었습니다. 이 별자리는 Ursa Minor라고 불렸습니다.

시를 들어보세요.

북두칠성

지상 칼리스토의 아름다움

Thunderer Zeus가 캡처되었습니다.

열정적이고 빠른 모습

그는 그것을 그녀에게 던졌습니다.

헤라가 그의 눈을 사로잡았고,

숨겨진 불이 가득합니다.

내 마음은 분노로 타올랐습니다.

“나는 칼리스타에게 복수할 것이다.

내가 그녀를 털복숭이로 만들어줄게

곰처럼 만곡족.

사랑스러운 손 대신 발,

그녀에게 죽음이 닥치게 하라!

그녀의 아들은 용감한 사냥꾼이고,

그는 곰을 죽일 것이다

화살이 그녀의 심장을 꿰뚫을 것이다.

몸이 얼음처럼 될 것이다.”

그러나 끔찍한 운명에서

제우스는 사랑하는 사람을 구했습니다.

"너를 헛되이 죽이지는 않을 거야.

당신의 사랑하는 아들 아르카스.

인간의 생명 대신

고통받는 영혼으로

나는 당신에게 영원을 줄 것이다 -

빅 베어가 되어 보세요.

보복은 당신을 찾지 못할 것입니다.

고통과 두려움은 당신에게 닿지 않을 것입니다.

별자리처럼 반짝일래?

하늘의 다이아몬드 별!

이 별자리는 북두칠성이라고도 불립니다. 정말 손잡이가 긴 국자처럼 생겼어요.

곰인가 양동이인가?

깜박거리고 빛납니다

북두칠성.

이 별자리는 양동이처럼 생겼는데,

그리고 국자는 전혀 곰처럼 보이지 않습니다!

큰곰자리 별자리를 사용하면 북극성을 찾을 수 있습니다. 방랑자들에게 이 길잡이 별은 항상 길잡이 역할을 해왔습니다. 그것을 향하여 서면 북쪽이 네 앞에 있고 남쪽이 네 뒤에 있으며 동쪽이 네 오른쪽에 있고 서쪽이 네 왼편에 있을 것이다.

하늘에는 거문고(Lyra)라는 작은 별자리가 있습니다. 북반구에서 가장 밝은 별 중 하나인 베가(Vega)로 장식되어 있습니다.

별자리 이름이 거문고라고 불리는 이유는 무엇이라고 생각하시나요?

별자리는 놀라운 가수 오르페우스가 연주하는 악기와 비슷합니다. 그리스 전설 중 하나에 따르면 오르페우스는 사람과 동물, 새들이 그의 노래를 들을 수 있을 정도로 노래를 너무 아름답게 불렀습니다. 그의 목소리의 소리는 경이로웠습니다. 샘물의 웅얼거림이 그치고 바람이 잦아들고 맨 바위가 꽃으로 덮여 있었고 마른 나무에는 어린 녹색 잎이 있었습니다. 별자리 Coma Berenices는 어두운 하늘에서 빛난다. 전설에 따르면 베로니카 여왕은 놀랍도록 아름다운 황금빛 곱슬머리를 갖고 있었습니다. 그들은 어떻게 천국에 갔습니까? 시를 들어보세요.

베로니카의 머리카락

여왕님의 땋은 머리는 정말 놀랍습니다.

허리가 아니라 발가락까지.

내 등으로 흘러내려 흘러

황금폭포!

시냇물처럼 곱슬머리

맑은 강물처럼 흐르고,

왕은 존경하고, 키스하고,

그는 손으로 머리를 쓰다듬는다.

옛날에 명절때

왕은 아내를 껴안았습니다.

거문고가 슬프게 연주되기 시작했습니다.

“나는 전쟁에 나설 거야!

친애하는 베로니카!

난 너 하나만 사랑해"

왕은 부드럽게 어루만지며 속삭인다

향기로운 파도를 땋아보세요.

그리고 여왕은 다음과 같이 맹세했습니다.

왕이 살아서 돌아오면

그러면 그녀는 머리띠를 잃을 것이다

소중한, 황금.

그러나 전쟁은 짧았고,

그리고 그 소식이 여왕에게 전해졌습니다.

"왕께서는 살아 계시고 무사하시다.

곧, 곧 여기에 올 것입니다!

"그럼요." 베로니카가 말했습니다.

나는 나의 서원을 이행할 것이다":

그리고 땋은 머리도 잘라주세요

발 근처 바닥에 떨어지십시오.

어딘가 유령같고 조용한 곳

"젊은 베로니카의 머리띠

하늘로 날아갔다!

예쁜 여자가 없네

황금빛 긴 머리띠,

하지만 맑은 하늘에 빛난다

환상적인 별의 흩뿌리기!

별은 큰 클러스터를 형성합니다. 그들은 은하라고 불립니다. 은하계는 회전하는 별들의 집합체입니다.

태양계는 은하수라고 불리는 은하계의 일부입니다. 어두운 밤에는 하늘에 은하수의 일부가 보입니다. 그것은 희미하게 반짝이는 흘린 우유 조각과 비슷합니다. 그런데 "은하"라는 단어 자체는 "우유"를 의미하는 그리스어에서 유래되었습니다.

은하수.

우리 태양계는 은하수의 가장자리에 위치하고 있으며 전체적으로 약 100억 개의 별이 포함되어 있습니다.

은하수 외에도 우주에는 최소한 수억 개의 다른 은하계가 엄청나게 많이 있습니다! 우리에게 가장 가까운 은하계는 안드로메다 성운이라고 불립니다.

은하.

환상적인 이야기 "몽상가와 원숭이 미키"를 들어보세요

별은 어떤 모양을 가지고 있나요?

왜 별은 우리에게 작게 보일까요?

어느 별이 지구에 가장 가깝습니까?

별은 왜 색깔이 다를까?

Red Giants라고 불리는 별은 무엇입니까? 백색 왜성? 블랙홀?

별자리란 무엇입니까? 당신은 어떤 황도대 별자리를 알고 있나요?

별과 별자리에 관한 어떤 전설과 이야기를 알고 있나요?

가이딩 스타라고 불리는 별은 무엇입니까?

큰 별 무리를 무엇이라고 합니까?

우리 은하의 이름은 무엇입니까?

별이 빛나는 하늘. 별.

만화 - 별이 떨어지면.

독서를 위한 별, 별자리, 행성에 관한 어린이 시(암기)

은하수
리마 알도니나

검은 벨벳 하늘
별 자수.
빛의 경로
하늘을 가로질러 달려갑니다.
가장자리에서 가장자리까지
쉽게 퍼진다
누가 흘린거같은데
하늘을 가로지르는 우유.
하지만 아니, 물론 하늘에서는
우유도 없고 주스도 없고
우리는 스타 시스템이다
이것이 우리가 옆에서 보는 방식입니다.
이것이 우리가 은하계를 보는 방법입니다
기본 원거리 조명 -
우주 비행을 위한 공간
수천년 동안.

별
리마 알도니나

별이란 무엇입니까?
그들이 당신에게 묻는다면 -
대담하게 대답하세요:
뜨거운 가스.
그리고 덧붙이자면,
게다가 항상 그렇죠
원자로 -
모든 별!

***
G. 크루즈코프

하늘에는 별이 하나 있고,
어느 쪽인지는 말하지 않겠습니다.
하지만 매일 저녁 창가에서
나는 그녀를 본다.

너무 반짝반짝 빛나네요!
그리고 바다 어딘가
이제 그 사람은 아마 선원이겠지
방법을 확인하는 것입니다.

별자리
Yu.시니친

별아 별아 오래오래
너를 영원히 묶어 놨어
남자의 탐욕스러운 눈빛.

그리고 동물 가죽에 앉아
빨간 불 근처
계속해서 파란 돔에
그는 아침까지 지켜볼 수 있었다.

그리고 오랫동안 말없이 바라보았다
밤의 궁창 속에 있는 사람 -
그러면 두려움으로
그럼 기쁜 마음으로
그러다가 막연한 꿈을 꾸게 됩니다.

그리고 그 꿈을 함께
이야기가 입에서 익어가고 있었습니다.
신비한 별자리에 대해,
미지의 세계에 대해.

그 이후로 그들은 천국에서 살았습니다.
기적의 밤나라처럼-
물병자리,
궁수자리와 백조,
레오, 페가수스, 헤라클레스.

우주동화(파편)
바실리 레필로프

공간은 검은색으로 칠해져 있고,
분위기가 없으니까
밤도 없고 낮도 없습니다.
여기에는 흙빛 파란색이 없습니다.
이곳의 전망은 이상하고 훌륭합니다.
그리고 별들은 모두 한꺼번에 보입니다.
태양과 달 모두.

북쪽에는 별이 보이고,
그리고 그것은 호출됩니다
북극성.
그녀는 사람들의 믿음직한 친구이다
그리고 두 마리의 곰이 그녀와 함께 있어요
우주의 빛들 사이에서
다들 순서대로 갑니다.

얼마 지나지 않아 드래곤은 조용해졌습니다.
그는 베어스를 곁눈질하며,
콧수염 끝을 씹습니다.
그리고 독수리는 오랫동안 지켜보았습니다.
어디론가 떠도는 마른 늑대처럼
그리고 우회
별자리 지팡이 Venatici.

천상의 사자는 편히 잠들었고,
그의 끔찍한 금어초를 열었습니다
(사자와 농담하지 마세요!)
고래는 안드로메다로 헤엄쳐 갔다.
페가수스는 빠르게 질주했고,
그리고 백조는 자랑스럽게 날아갔습니다
은하수를 따라.

히드라가 누군가를 지키고 있었어요
결국 히드라는 히드라였어
옛날부터 친구들!
거대한 창공을 가로질러
그녀는 신비롭게 기어 다닙니다.
히드라는 누구를 지키고 있나요?
아직은 말할 수 없습니다.

그리고 은하수 근처에는
갈 곳도 없고 갈 곳도 없고
거대한 암이 놓여 있습니다.
우주 먼지 속에 누워
발톱을 살짝 움직인다
그리고 모든 것이 Hydra를 지켜보고 있습니다.
(암은 분명히 바보가 아닙니다!)

여기 까마귀가 날개를 퍼덕거렸다.
잿더미 속에서 불사조가 솟아올랐고,
공작이 꼬리를 부풀리고,
여기서 뱀은 몸부림쳤습니다.
여우들이 뛰놀며 뛰놀고,
그리고 Lynx는 앉아서 숨어서,
가수는 돌고래에 의해 구해졌습니다.

기린은 신처럼 걸었다
여기 토끼가 있고, 여기 유니콘이 있습니다.
크레인, 카멜레온.
그리고 비둘기와 도마뱀도 있고...
아니 셀 수 없을 것 같다
이 모든 멋진 생물들
우주에는 누가 거주하는가?

출판물에서 인용: V.P. Lepilov “Cosmic Tale” Astrakhan: “Volga”, 1992, pp. 34-35

아르카디 카이트
"베이비 모니터"에서

늦은 밤 지구 위로,
그냥 손을 뻗어
당신은 별을 잡을 것입니다 :
근처에 있는 것 같아요.
공작 깃털을 가져갈 수 있습니다.
시계 바늘을 터치해 보세요.
돌고래를 타고
천칭 자리에 스윙.
늦은 밤 지구 위로,
하늘을 쳐다보면,
포도처럼 보일 것이다.
별자리가 거기에 매달려 있습니다.
늦은 밤 지구 위로,
그냥 손을 뻗어
당신은 별을 잡을 것입니다 :
근처에 있는 것 같아요.

여기 북두칠성이 있습니다
별이 빛나는 죽이 방해한다
큰 국자
큰 가마솥에.

그리고 근처에는 희미한 빛이 있습니다
작은곰자리.
작은 국자로
부스러기를 수집합니다.

***
G. 삽기르

우리는 들었습니다 : 두 개의 Ursa
밤에는 하늘에서 빛납니다.
밤에 우리는 올려다 보았습니다 -
우리는 두 개의 냄비를 보았습니다.

***
레오니드 트카추크

국자가 있는 손잡이의 가장자리는 다음과 같습니다.
Benetnash에는 별표가 표시되어 있습니다.
당신은 옆집을 힐끔 쳐다봅니다 -
미자르와 알코르가 보입니다.
그런데 손잡이가 돌아가네요
Aliot는 별을 향해 이끈다.
그럼 우리는 마침내
그릇의 가장자리를 봅시다 - Megrets.
그리고 우리는 그렇게 바닥을 통과할 것입니다.
Fekdu와 Merak을 봅니다.
그리고 언제나처럼 위에서 빛난다
Nam Dubhe는 밝은 별이다.

북두칠성
Yu.시니친

북두칠성에서
펜은 고통스러울 정도로 좋다!
별 세 개 - 모든 것이 연속적으로
그들은 다이아몬드처럼 타오릅니다!

크고 밝은 별들 사이에서
또 다른 하나는 거의 보이지 않습니다.
손잡이 중앙에는
그녀는 피난처를 찾았습니다.

자세히 살펴보세요
보시다시피
두 별이 합쳐졌나요?

더 큰 쪽
그것은 말이라고 불립니다.
그리고 그 옆에 있던 아기는 -
타는 사람,
그것을 타고.

멋진 라이더
이 별왕자 알코르,
그리고 그를 별자리로 데려가죠
전속력으로 달리는 말 미자르.

황금 갈기 말은 떨고
금박을 입힌 굴레.
침묵의 기수(silent Horseman)가 다스린다
북극성으로.

별자리
리마 알도니나

밤새도록 별자리가 반짝반짝
라운드 댄스 속도를 늦추지 마세요
별 하나 주위에 서 있는 모습
마치 하늘 중앙에 있는 것처럼.

지구의 축이 그녀쪽으로 기울어졌고,
우리는 그녀를 Polar라고 불렀습니다.
북쪽이 어디에 있는지 알아보자
그리고 우리는 이것에 대해 그녀에게 감사합니다.

오리온
나탈리아 텐노바

겨울과 추위를 두려워하지 않고,
허리띠를 더욱 단단히 매고,
사냥을 위한 장비
오리온이 이야기합니다.
메이저리그의 두 스타
오리온에서는 리겔이다
오른쪽 하단에는
신발에 달린 활처럼요.
그리고 왼쪽 견장에는 -
베텔게우스가 밝게 빛나고 있습니다.
대각선으로 별 3개
벨트를 장식하십시오.
이 벨트는 힌트와 같습니다.
그는 천국의 포인터입니다.
왼쪽으로 가면,
기적의 시리우스를 발견하게 될 것입니다.
그리고 오른쪽 끝부터 -
황소자리로 가는 길.
그는 똑바로 가리킨다
알데바란의 붉은 눈 속으로.

조디악 벨트
A. G. 노박

1월의 길에는 눈이 내리고,
염소자리에는 태양이 빛난다.

2월에는 낮이 길어지고
태양이 빛나고 있습니다 ... (물병자리).

3월에는 눈이 많이 내립니다.
태양은 어딘가에 있습니다 ... (물고기).

그리고 4월부터... (양자리)
태양은 이미 따뜻해지고 있습니다.

5월의 해는... (소체) -
얼굴에 주근깨가 생길 것으로 예상됩니다.

6월에는 태양이 ... (쌍둥이 자리)
아이들은 덤불 속에서 환타를 마십니다.

7월의 태양은... (라쿠),
음악 애호가 - 양귀비 정원으로.

8월 개학,
... (사자)태양 뒤로 도망갑니다.

창밖은 '9월'
... (처녀 자리)태양이 당신을 보호할 것입니다.

올빼미에 따르면 10월에는
태양이 빛나고 있습니다 ... (천칭).

11월 하늘에서
태양이 빛나고 있습니다 ... (천갈궁).

12월에는 말괄량이처럼
태양 뒤에 숨겨진... (궁수).

혜성에 관한 어린이시 읽고 암기하는 별과

혜성
리마 알도니나

정말 럭셔리한 경이로움이군요!
세계의 거의 절반을 차지하고,
신비롭고 매우 아름답습니다
혜성이 지구 위를 맴돌고 있습니다.

그리고 나는 이렇게 생각하고 싶습니다:
- 어디
우리에게 밝은 기적이 찾아왔나요?
그리고 울고 싶을 때는
흔적도 없이 날아가게 됩니다.

그리고 그들은 우리에게 이렇게 말합니다.
- 얼음이에요!
그리고 그녀의 꼬리는 먼지와 물입니다!
상관없습니다. 기적이 우리에게 다가오고 있습니다.
그리고 기적은 언제나 훌륭합니다!

***
G. 삽기르

불 같은 꼬리를 펼치고,
혜성이 별들 사이를 돌진합니다.
- 들어봐, 별자리들아
지난 소식,
멋진 소식
천국의 소식!

엄청난 속도로 돌진하고,
나는 태양을 방문하고 있었다.
저 멀리 지구가 보이더라구요
그리고 지구의 새로운 위성.
나는 지구에서 멀리 날아가고 있었다.
배들이 나를 쫓아오고 있었다!

친애하는 학생 여러분, 제 생각에는 이것이 중요합니다!

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감사합니다, O.G. 골스카야.

하늘에 별이 몇 개나 있는지에 대한 질문은 하늘에서 첫 번째 별을 발견하자마자 사람들의 마음을 걱정했습니다(그리고 그들은 여전히 이 문제를 해결하고 있습니다). 그럼에도 불구하고 천문학자들은 몇 가지 계산을 하여 육안으로 하늘에 있는 천체 약 45,000개를 볼 수 있으며 우리 은하계에는 약 1,500억 개의 별이 포함되어 있다는 사실을 입증했습니다. 우주에 수조 개의 은하가 포함되어 있다는 점을 고려하면 빛이 지구 표면에 도달하는 별과 별자리의 총 수는 칠십억 개에 달하며 이 추정치는 대략적인 수치일 뿐입니다.

별은 빛과 열을 방출하는 거대한 가스 공입니다 (이것이 완전히 어두운 몸체이기 때문에 행성에 떨어지는 광선만 반사할 수 있는 행성과의 주요 차이점입니다). 에너지는 핵 내부에서 발생하는 열핵 반응의 결과로 빛과 열을 생성합니다. 고체와 가벼운 원소를 모두 포함하는 행성과 달리 천체에는 약간의 고체 혼합물이 포함된 가벼운 입자가 포함되어 있습니다(예를 들어 태양은 거의 74%의 수소와 25% 헬륨).

천체의 온도는 매우 뜨겁습니다. 수많은 열핵 반응의 결과로 별 표면의 온도 표시기는 섭씨 2~22,000도 범위입니다.

가장 작은 별의 무게도 가장 큰 행성의 질량을 훨씬 초과하기 때문에 천체는 주위를 회전하기 시작하는 모든 작은 물체를 주위에 유지하여 행성계(우리의 경우 태양계)를 형성할 만큼 충분한 중력을 가지고 있습니다.

깜박이는 유명인

천문학에는 "새로운 별"과 같은 것이 있다는 것이 흥미 롭습니다. 우리는 새로운 천체의 출현에 대해 이야기하고 있지 않습니다. 존재하는 동안 적당한 광도의 뜨거운 천체가 주기적으로 밝게 타 오르고 서기 시작합니다. 하늘에서 너무 강하게 분출되어 옛날 사람들은 새로운 별이 탄생한다고 믿었습니다.

실제로 데이터 분석에 따르면 이들 천체는 이전에도 존재했지만 표면(기체 광구)이 부풀어 오르면서 갑자기 유난히 밝아지면서 빛이 수만배 증가해 새로운 별이 탄생한 듯한 인상을 받았다. 하늘에 나타났습니다. 원래 밝기 수준으로 돌아가면 새로운 별은 밝기를 최대 40만 배까지 변경할 수 있습니다(동시에 발병 자체가 며칠만 지속되면 이전 상태로의 복귀는 수년 동안 지속되는 경우가 많습니다).

천체의 삶

천문학자들은 별과 별자리가 여전히 형성되고 있다고 주장합니다. 최신 과학 데이터에 따르면 우리 은하계에서만 매년 약 40개의 새로운 천체가 나타납니다.

형성 초기 단계에서 새로운 별은 은하계 주위를 회전하는 차갑고 희박한 성간 가스 구름입니다. 천체의 형성을 자극하는 반응이 구름에서 일어나기 시작하는 원동력은 근처에서 폭발하는 초신성일 수 있습니다(천체의 폭발로 인해 일정 시간이 지나면 완전히 파괴됩니다).

또한 다른 구름과의 충돌이 원인일 수도 있고, 은하계가 서로 충돌하는 과정이 영향을 미칠 수도 있습니다. 즉, 가스 성간 구름에 영향을 미칠 수 있고 그 영향으로 공 모양으로 줄어들 수 있는 모든 것입니다. 자신의 중력.

압축하는 동안 중력 에너지가 열로 변환되어 가스 볼이 극도로 뜨거워집니다. 볼 내부 온도가 15-20K로 올라가면 열핵 반응이 일어나기 시작하여 압축이 중지됩니다. 공은 본격적인 천체로 변하고 오랜 시간에 걸쳐 핵 내부에서 수소가 헬륨으로 변환됩니다.

수소 공급이 떨어지면 반응이 멈추고 헬륨 핵이 형성되며 천체의 구조가 점차 변하기 시작합니다. 천체는 더 밝아지고 외층은 팽창합니다. 헬륨핵의 무게가 최대에 도달한 후, 천체는 감소하기 시작하고 온도는 상승합니다.

온도가 1억 K에 도달하면 핵 내부에서 열핵 과정이 재개되고, 그 동안 헬륨은 고체 금속(헬륨-탄소-산소-규소-철)으로 변환됩니다(핵이 철이 되면 모든 반응이 완전히 중지됩니다). 결과적으로 밝은 별은 백 배로 증가하여 적색 거성으로 변합니다.

특정 별이 정확히 얼마나 오래 생존할지는 그 크기에 따라 크게 달라집니다. 작은 천체는 매우 천천히 매장된 수소를 연소하며 수십억 년 동안 존재할 수 있습니다. 질량이 부족하기 때문에 헬륨과 관련된 반응이 일어나지 않으며 냉각 후에도 소량의 전자기 스펙트럼을 계속 방출합니다.

태양을 포함한 중간 매개변수의 발광체의 수명은 약 100억입니다. 이 기간이 지나면 표면층은 일반적으로 내부에 완전히 생명이 없는 핵이 있는 성운으로 변합니다. 이 핵은 얼마 후 지구보다 훨씬 크지 않은 직경을 가진 헬륨 백색 왜성으로 변한 다음 어두워지고 보이지 않게 됩니다.

중간 크기의 천체가 상당히 크면 먼저 블랙홀로 변한 다음 그 자리에서 초신성이 폭발합니다.

그러나 초대질량 발광체(예: 북극성)의 수명은 단지 수백만 년에 불과합니다. 뜨겁고 큰 천체에서는 수소가 매우 빠르게 연소됩니다. 거대한 천체가 그 존재를 마친 후 그 자리에서 매우 강력한 폭발이 일어나고 초신성이 나타납니다.

우주의 폭발

천문학자들은 초신성을 별이 폭발하는 동안 물체가 거의 완전히 파괴되는 현상을 말합니다. 몇 년이 지나면 초신성의 부피가 너무 많이 증가하여 반투명해지고 매우 희박해집니다. 이러한 잔해는 수천 년 동안 더 볼 수 있으며 그 후에는 어두워지고 전적으로 중성자로 구성된 몸체로 변형됩니다. 흥미롭게도 이 현상은 드문 일이 아니며 은하계에서 30년에 한 번씩 발생합니다.

선원을 위한 안내실

우리 하늘에서 가장 유명한 천체 중 하나는 작은곰자리의 북극성으로, 특정 위도에 비해 하늘에서 그 위치가 거의 변하지 않습니다. 일년 중 언제든지 북쪽을 가리키기 때문에 두 번째 이름 인 North Star를 받았습니다.

당연히 북극성이 움직이지 않는다는 전설은 진실과는 거리가 멀다. 다른 천체와 마찬가지로 북극성은 회전한다. 북극성은 약 1도 거리에서 북극에 가장 가깝다는 점에서 독특합니다. 따라서 경사각으로 인해 북극성은 움직이지 않는 것처럼 보이며 수천 년 동안 선원, 목자 및 여행자에게 훌륭한 랜드마크 역할을 해왔습니다.

북극성은 위도에 따라 높이가 바뀌기 때문에 관찰자가 위치를 바꾸면 북극성은 움직일 것이라는 점에 유의해야 합니다. 이 기능을 사용하면 선원이 수평선과 북극성 사이의 경사각을 측정할 때 자신의 위치를 확인할 수 있습니다.

실제로 북극성은 세 개의 물체로 구성됩니다. 멀지 않은 곳에 상호 인력에 의해 연결된 두 개의 위성 별이 있습니다. 동시에 북극성 자체는 거대합니다. 반경은 태양 반경보다 거의 50배 더 크고 광도는 25,000배 더 높습니다. 이는 북극성의 수명이 극히 짧다는 것을 의미하며, 따라서 상대적으로 어린 나이(7천만 년 이하)에도 불구하고 북극성은 오래된 것으로 간주됩니다.

흥미롭게도 가장 밝은 별 목록에서 북극성은 46위를 차지합니다. 이것이 가로등으로 밝혀진 밤하늘의 도시에서 북극성이 거의 보이지 않는 이유입니다.

떨어지는 유명인

때로는 하늘을 바라 보면 떨어진 별, 밝은 빛나는 점, 하늘을 가로 질러 돌진하는 것을 볼 수 있습니다. 때로는 하나, 때로는 여러 개입니다. 별이 떨어진 것 같지만, 즉시 떠오르는 전설은 떨어진 별이 눈에 띄면 소원을 빌어야하며 반드시 이루어질 것이라는 전설입니다.

실제로 이것이 우주에서 우리 행성을 향해 날아가는 운석이라고 생각하는 사람은 거의 없습니다. 운석은 지구 대기와 충돌하여 너무 뜨거워서 타기 시작했고 밝게 날아가는 별과 닮았습니다. 떨어진 별”. 이상하게도 이 현상은 드문 일이 아닙니다. 하늘을 지속적으로 모니터링하면 거의 매일 밤 별이 떨어지는 것을 볼 수 있습니다. 하루 동안 약 1억 개의 유성과 약 100톤의 매우 작은 먼지 입자가 연소됩니다. 우리 행성의 대기에서.

몇 년 동안 떨어진 별은 평소보다 훨씬 더 자주 하늘에 나타나며, 혼자가 아닌 경우 지구인들은 별이 우리 표면에 떨어진 것처럼 보임에도 불구하고 유성우를 관찰할 기회를 갖습니다. 행성, 소나기의 거의 모든 천체가 대기에서 타 버립니다.

혜성이 태양에 접근하여 가열되고 부분적으로 붕괴되어 특정 수의 돌을 우주로 방출할 때 그러한 숫자로 나타납니다. 운석의 궤적을 추적하면 운석이 모두 한 지점에서 날아가고 있다는 오해의 소지가 있는 인상을 받게 됩니다. 운석은 평행한 궤적을 따라 움직이며 떨어진 별마다 고유한 궤적을 가지고 있습니다.

이러한 유성우 중 상당수가 일년 중 같은 기간에 발생하고 지구인들이 몇 시간에서 몇 주까지 꽤 오랜 시간 동안 별이 떨어지는 것을 볼 수 있다는 것이 흥미 롭습니다.

그리고 충분한 질량을 가진 대형 운석만이 지구 표면에 도달할 수 있으며, 그 당시 그러한 별이 인구 밀집 지역 근처에 떨어졌다면, 예를 들어 몇 년 전에 첼랴빈스크에서 이런 일이 발생했다면 이는 극도로 파괴적인 결과를 초래할 수 있습니다. 때로는 하나 이상의 별이 떨어지는 경우가 있는데 이를 유성우라고 합니다.

수세기 동안 사람들은 밤하늘의 별 패턴을 관찰해 왔습니다. 별자리.

고대 천문학자들은 별이 빛나는 하늘을 연구할 때 하늘을 여러 지역으로 나누었습니다. 각 지역은 별자리라고 불리는 별들의 그룹으로 나누어졌습니다.

별자리- 별이 빛나는 하늘에서 방향을 쉽게 잡을 수 있도록 천구가 분할된 영역입니다. 라틴어로 번역된 "별자리"는 "별 그룹"을 의미합니다. 별을 찾는 데 도움이 되는 훌륭한 랜드마크 역할을 합니다. 하나의 별자리에는 10~150개의 별이 포함될 수 있습니다.

총 88개의 알려진 별자리가 있습니다. 47은 고대이며 수천년 동안 알려져 있습니다. 그들 중 다수는 헤라클레스, 히드라, 카시오페이아와 같은 고대 그리스 신화의 영웅 이름을 갖고 있으며 남부 유럽에서 관찰할 수 있는 하늘 영역을 덮고 있습니다. 12개의 별자리는 전통적으로 황도대라고 불립니다. 이들은 궁수자리, 염소자리, 물병자리, 물고기자리, 양자리, 황소자리, 쌍둥이자리, 게자리, 사자자리, 처녀자리, 천칭자리, 전갈자리 등 모든 사람에게 알려져 있습니다. 나머지 현대 별자리는 남쪽 하늘에 대한 연구의 결과로 17세기와 18세기에 도입되었습니다.

하늘의 한 곳, 또 다른 곳에서 하늘의 어떤 별자리를 찾아 자신의 위치를 알아내는 것이 가능했다. 별 덩어리의 특정 패턴을 분리하는 것은 별이 빛나는 하늘을 연구하는 데 도움이 되었습니다. 고대의 천문학자들은 하늘을 여러 지역으로 나누었습니다. 각 지역은 별자리라고 불리는 별들의 그룹으로 나누어졌습니다.

별자리는 하늘에 별이 형성되는 상상의 형상입니다. 밤하늘은 점들의 그림이 점으로 찍힌 캔버스이다. 사람들은 고대부터 하늘에서 그림을 발견했습니다.

별자리에는 이름이 주어졌고, 별자리에 대한 전설과 신화가 만들어졌습니다. 다른 사람들은 별을 다른 방식으로 별자리로 나누었습니다.

별자리 형성을 둘러싼 일부 이야기는 매우 기괴했습니다. 예를 들어, 이것은 고대 이집트인들이 큰곰자리를 둘러싼 별자리에서 본 것입니다. 그들은 황소 한 마리를 보았고, 한 남자가 그 옆에 누워 있었고, 그 남자는 두 다리로 걷고 등에 악어를 짊어진 하마에 의해 땅을 따라 끌려가고 있었습니다.

사람들은 자신이 보고 싶은 것을 하늘에서 보았습니다. 사냥 부족들은 그들이 사냥한 야생 동물의 별 모양 이미지를 보았습니다. 유럽의 항해사들은 나침반 모양의 별자리를 발견했습니다. 실제로 과학자들은 별자리의 주요 용도가 항해하는 동안 바다를 항해하는 방법을 배우는 것이라고 믿습니다.

이집트 파라오 베레니체(베로니카)의 아내가 비너스 여신에게 자신의 고급스러운 머리카락을 선물로 바쳤다는 전설이 있습니다. 하지만 그 머리카락은 비너스의 궁전에서 훔쳐져 별자리가 되어 하늘에 오르게 되었습니다. 여름에는 북두칠성 큰곰자리 손잡이 아래 북반구에서 머리털자리(Coma Berenices)를 볼 수 있습니다.

별자리에 관한 많은 이야기는 그리스 신화에서 유래되었습니다. 여기 그 중 하나가 있습니다. 여신 주노(Juno)는 남편 주피터(Jupiter)의 하인 칼리스토(Callisto)를 질투했습니다. 칼리스토를 보호하기 위해 주피터는 칼리스토를 곰으로 변신시켰습니다. 그러나 이로 인해 새로운 문제가 발생했습니다. 어느 날, 칼리스토의 아들은 사냥을 하러 갔다가 그의 어머니를 만났습니다. 평범한 곰이라고 생각한 그는 활을 들고 조준했고, 주피터가 개입하여 살인을 막기 위해 청년을 작은 새끼 곰으로 만들었습니다. 이것이 신화에 따르면 큰 곰과 작은 곰 새끼가 하늘에 나타난 방법입니다. 이제 이 별자리는 큰곰자리와 작은곰자리라고 불립니다.

서로에 대한 별의 위치는 일정하지만 모두 특정 지점을 중심으로 회전합니다. 북반구에서는이 점이 해당한다 북극성. 고정된 삼각대에 카메라를 이 별에 대고 한 시간을 기다리면 촬영된 각 별이 원의 일부를 묘사하는지 확인할 수 있습니다.

북반구에서 하늘을 보면 중앙에 북극성이 있고 그 위에 작은곰자리가 있습니다. 북두칠성은 왼쪽에 위치하고 있으며, 용은 두 우르사 사이에 “압착”되어 있습니다. 작은곰자리 아래에는 문자 M을 거꾸로 한 모양으로 카시오페이아자리가 있습니다.

남반구에서는우리가 보기에 모든 별이 회전하는 것처럼 보이는 기준점(축) 역할을 할 수 있는 중심 별은 없습니다. 중앙 위는 사우스 크로스, 그리고 그 위에는 마치 그를 둘러싼 것처럼 켄타우로스가 있습니다. 남쪽 삼각형이 왼쪽에 보이고 그 아래에는 공작이 있습니다. 더 낮은 별자리는 Tucan입니다.

지구가 매년 태양 주위를 공전함에 따라 별에 대한 지구 위치는 끊임없이 변합니다. 매일 밤 하늘은 어제의 모습과 조금씩 다르게 보입니다. 여름의 북반구에서는 중앙에 Ursa Minor가 보이고 그 위에는 마치 그것을 둘러싼 것처럼 용이 보이고 아래 오른쪽에는 카시오페이아의 지그재그가 있고 그 위에는 Cepheus 별자리가 있습니다. 왼쪽은 큰곰자리입니다.

북반구의 겨울에는 지구에서 하늘의 다른 부분을 볼 수 있습니다. 오른쪽에는 가장 아름다운 별자리 중 하나인 오리온자리가 보이고 그 중앙에는 오리온자리가 있습니다. 아래에서 작은 별자리 토끼를 볼 수 있습니다. 오리온 벨트에서 아래로 선을 그리면 하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스를 볼 수 있습니다. 이 별은 우리 위도에서는 결코 지평선 위로 올라가지 않습니다.

별자리의 별들이 서로 가까이 있는 것처럼 보이지만 사실 이것은 환상입니다.

별자리의 별들은 수조 킬로미터씩 서로 떨어져 있습니다. 그러나 더 먼 별은 더 밝고 더 가깝고 덜 밝은 별처럼 보일 수 있습니다. 지구에서 우리는 별자리를 평평한 것으로 봅니다.

별은 사람과 같아서 태어나고 죽는다. 그들은 끊임없이 움직이고 있습니다. 따라서 시간이 지남에 따라 별자리의 윤곽이 변경됩니다. 백만년 전, 현재의 북두칠성은 국자처럼 보이지 않고 긴 창처럼 보였습니다. 아마도 백만 년 안에 사람들은 별자리의 모양이 의심할 여지 없이 바뀔 것이기 때문에 별자리에 대한 새로운 이름을 생각해내야 할 것입니다.

아마도 어딘가에는 우리 태양이 일부 별자리의 일부인 작은 별처럼 보이는 행성계가 있을 수 있으며, 그 윤곽선에서 먼 행성의 주민들이 토종 이국적인 동물의 실루엣을 볼 수 있습니다.

추상적인

4학년 "B"학생

MBOU 중등학교 3호

그들을. Ataman M.I.Platov

골로바체바 리디아

담임 선생님:

우도비첸코

류드밀라 니콜라예브나

주제 :

"별과 별자리"

1. 별자리의 개념, 별자리의 종류.