Ievērojamāko zvaigžņu raksturojums. Zvaigznes koncepcija

Kopš neatminamiem laikiem Cilvēks ir mēģinājis dot nosaukumu objektiem un parādībām, kas viņu ieskauj. Tas attiecas arī uz debess ķermeņiem. Sākumā vārdi tika doti spožākajām, redzamākajām zvaigznēm, laika gaitā - un citām.

Dažas zvaigznes ir nosauktas atbilstoši pozīcijai, ko tās ieņem zvaigznājā. Piemēram, zvaigzne Denebs (vārds tulkojumā nozīmē “aste”), kas atrodas Cygnus zvaigznājā, faktiski atrodas šajā iedomātā gulbja ķermeņa daļā. Vēl viens piemērs. Zvaigzne Omikrons, labāk pazīstams kā Mira, kas tulkojumā no latīņu valodas nozīmē "pārsteidzošs", atrodas Cetus zvaigznājā. Mira ir iespēja mainīt savu spilgtumu. Uz ilgu laiku tas parasti pazūd no redzes lauka, kas nozīmē novērojumus ar neapbruņotu aci. Zvaigznes nosaukums ir izskaidrojams ar tās specifiku. Būtībā zvaigznes tika nosauktas senatnes laikmetā, tāpēc nav pārsteidzoši, ka lielākajai daļai vārdu ir latīņu, grieķu un vēlāk arābu saknes.

Tādu zvaigžņu atklāšana, kuru šķietamais spilgtums laika gaitā mainās, ir radījis īpašus apzīmējumus. Tos apzīmē ar lielajiem latīņu burtiem, kam seko zvaigznāja nosaukums ģenitīva gadījumā. Bet pirmā nevienā zvaigznājā atrastā mainīgā zvaigzne nav apzīmēta ar burtu A. To skaita no burta R. Nākamā zvaigzne tiek apzīmēta ar burtu S utt. Kad visi alfabēta burti ir izsmelti, sākas jauns aplis, tas ir, pēc Z atkal tiek lietots A. Šajā gadījumā burtus var dubultot, piemēram, "RR". "R Lauva" nozīmē, ka šī ir pirmā mainīgā zvaigzne, kas atklāta Lauvas zvaigznājā.

KĀ dzimst ZVAIGZNE.

Zvaigznes dzimst, kad mākonis, kas galvenokārt sastāv no starpzvaigžņu gāzes un putekļiem, saraujas un kondensējas sava gravitācijas ietekmē. Tiek uzskatīts, ka šis process noved pie zvaigžņu veidošanās. Ar optisko teleskopu palīdzību astronomi var redzēt šīs zonas, tās izskatās kā tumši plankumi uz spilgta fona. Tos sauc par "milzu molekulāro mākoņu kompleksiem", jo ūdeņradis ir iekļauts to sastāvā molekulu veidā. Šie kompleksi jeb sistēmas kopā ar lodveida zvaigžņu kopām ir lielākās struktūras galaktikā, dažkārt sasniedzot 1300 gaismas gadu diametru.

Jaunākās zvaigznes, ko sauc par "zvaigžņu populāciju I", kas veidojas no paliekām, kas radušās veco zvaigžņu uzliesmojumos, tās sauc par "zvaigžņu populāciju II". Sprādzienbīstams uzliesmojums izraisa triecienvilni, kas sasniedz tuvāko miglāju un provocē tā saspiešanu.

Boka lodītes .

Tātad notiek miglāja daļas saspiešana. Vienlaikus ar šo procesu sākas blīvu tumšu apaļu gāzes un putekļu mākoņu veidošanās. Tos sauc par "Boka globulām". Boks, holandiešu izcelsmes amerikāņu astronoms (1906-1983), pirmo reizi aprakstīja lodītes. Lodīšu masa ir aptuveni 200 reizes lielāka par mūsu Saules masu.

Boka globulei turpinot kondensēties, tās masa palielinās, gravitācijas ietekmē izvelkot vielu no tuvējiem reģioniem. Sakarā ar to, ka lodītes iekšējā daļa sabiezē ātrāk nekā ārējā, globule sāk uzkarst un griezties. Pēc vairākiem simtiem tūkstošu gadu, kuru laikā notiek saspiešana, veidojas protozvaigzne.

Protozvaigznes evolūcija.

Sakarā ar masas pieaugumu protozvaigznes centrā tiek piesaistīts arvien vairāk matērijas. Enerģija, kas izdalās no gāzes, kas saraujas iekšpusē, tiek pārveidota siltumā. Protozvaigznes spiediens, blīvums un temperatūra palielinās. Temperatūras paaugstināšanās dēļ zvaigzne sāk spīdēt ar tumši sarkanu gaismu.

Protozvaigzne ir ļoti liela, un, lai gan siltumenerģija ir sadalīta pa visu tās virsmu, tā joprojām ir salīdzinoši auksta. Kodolā temperatūra paaugstinās un sasniedz vairākus miljonus grādu pēc Celsija. Protozvaigznes rotācija un apaļā forma ir nedaudz pārveidota, tā kļūst plakanāka. Šis process aizņem miljoniem gadu.

Jaunas zvaigznes ir grūti saskatīt, jo tās joprojām ieskauj tumšs putekļu mākonis, kura dēļ zvaigznes spožums ir gandrīz neredzams. Bet tos var redzēt ar īpašu infrasarkano teleskopu palīdzību. Protozvaigznes karsto kodolu ieskauj rotējošs matērijas disks, kuram ir liels pievilkšanas spēks. Kodols kļūst tik karsts, ka tas sāk izmest vielu no diviem poliem, kur pretestība ir minimāla. Kad šīs strūklas saduras ar starpzvaigžņu vidi, tās palēninās un izkliedējas abās pusēs, veidojot asaru vai lokveida struktūru, kas pazīstama kā Herbick-Haro objekts.

Zvaigzne vai planēta?

Protozvaigznes temperatūra sasniedz vairākus tūkstošus grādu. Tālākā notikumu attīstība ir atkarīga no šī debess ķermeņa izmēriem; ja masa ir maza un ir mazāka par 10% no Saules masas, tas nozīmē, ka kodolreakciju norisei nav apstākļu. Šāda protozvaigzne nespēs pārvērsties par īstu zvaigzni.

Zinātnieki ir aprēķinājuši, ka, lai sarūkošs debess ķermenis pārvērstos par zvaigzni, tā minimālajai masai jābūt vismaz 0,08 no mūsu Saules masas. Mazāku izmēru gāzi saturošs mākonis, kas sabiezēs, pamazām atdziest un pārvērtīsies par pārejas objektu, kaut ko pa vidu starp zvaigzni un planētu, tas ir tā sauktais "brūnais punduris".

Planēta Jupiters ir pārāk mazs debesu objekts, lai kļūtu par zvaigzni. Ja tas būtu lielāks, iespējams, tā dziļumos sāktos kodolreakcijas, un kopā ar Sauli tas veicinātu bināro zvaigžņu sistēmas rašanos.

Kodolreakcijas.

Ja protozvaigznes masa ir liela, tā turpina kondensēties savas gravitācijas ietekmē. Spiediens un temperatūra serdē paaugstinās, temperatūra pamazām sasniedz 10 miljonus grādu. Tas ir pietiekami, lai apvienotu ūdeņraža un hēlija atomus.

Tālāk tiek aktivizēts protozvaigznes "kodolreaktors", un tas pārvēršas par parastu zvaigzni. Tad izdalās spēcīgs vējš, kas izkliedē apkārtējo putekļu apvalku. Pēc tam jūs varat redzēt gaismu, kas izplūst no izveidotās zvaigznes. Šo posmu sauc par "T-Vērša fāzi", un tas var ilgt līdz 30 miljoniem gadu. No gāzu un putekļu paliekām, kas ieskauj zvaigzni, ir iespējama planētu veidošanās.

Jaunas zvaigznes piedzimšana var izraisīt triecienvilni. Sasniedzis miglāju, tas provocē jaunas vielas kondensāciju, un zvaigžņu veidošanās process turpināsies caur gāzes un putekļu mākoņiem. Mazas zvaigznes ir vājas un aukstas, savukārt lielās zvaigznes ir karstas un spožas. Lielāko daļu savas pastāvēšanas zvaigzne balansē līdzsvara stadijā.

ZVAIGŽŅU RAKSTUROJUMS.

Vērojot debesis pat ar neapbruņotu aci, uzreiz var atzīmēt tādu zvaigžņu iezīmi kā spilgtums. Dažas zvaigznes ir ļoti spilgtas, citas ir blāvākas. Bez īpašiem instrumentiem ideālās redzamības apstākļos var redzēt aptuveni 6000 zvaigžņu. Pateicoties binoklim vai teleskopam, mūsu iespējas ir ievērojami palielinātas, mēs varam apbrīnot miljoniem zvaigžņu Piena Ceļā un ārējās galaktikās.

Ptolemajs un Almagests.

Pirmo mēģinājumu kataloģizēt zvaigznes, pamatojoties uz to spilgtuma pakāpes principu, veica Grieķijas astronoms Hiparhs no Nikejas 2. gadsimtā pirms mūsu ēras. Starp viņa daudzajiem darbiem bija Zvaigžņu katalogs, kas satur 850 zvaigžņu aprakstu, kas klasificētas pēc koordinātām un spilgtuma. Dati, ko savāca Hiparhs, turklāt viņš atklāja precesijas fenomenu, tika izstrādāti un tālāk attīstīti, pateicoties Aleksandrijas Klaudijam Ptolemajam 2. gadsimtā pirms mūsu ēras. AD Viņš radīja fundamentālo opusu "Almagest" trīspadsmit grāmatās. Ptolemajs savāca visas tā laika astronomiskās zināšanas, klasificēja tās un pasniedza pieejamā un saprotamā formā. Almagest iekļāva arī zvaigžņu katalogu. Tas tika balstīts uz Hiparha novērojumiem, kas veikti pirms četriem gadsimtiem. Bet Ptolemaja zvaigžņu katalogā bija vēl aptuveni tūkstotis zvaigžņu.

Ptolemaja katalogs tūkstošgades laikā tika izmantots gandrīz visur. Viņš sadalīja zvaigznes sešās klasēs pēc spilgtuma pakāpes: spožākās tika iedalītas pirmajā klasē, mazāk spožās - otrajā utt.

Sestajā klasē ietilpst zvaigznes, kas tikko ir redzamas ar neapbruņotu aci. Jēdziens "debess ķermeņu mirdzuma spēks" tiek lietots arī mūsdienās, lai noteiktu debess ķermeņu, ne tikai zvaigžņu, bet arī miglāju, galaktiku un citu debess parādību spilgtuma mēru.

Zvaigžņu lielums mūsdienu zinātnē.

XIX gadsimta vidū. Angļu astronoms Normans Pogsons uzlaboja zvaigžņu klasifikācijas metodi pēc spožuma principa, kas pastāvēja kopš Hiparha un Ptolemaja laikiem. Pogsons ņēma vērā, ka spilgtuma atšķirība starp abām klasēm ir 2,5. Pogsons ieviesa jaunu skalu, saskaņā ar kuru starpība starp pirmās un sestās klases zvaigznēm ir 100 AU. Tas ir, pirmā lieluma zvaigžņu spilgtuma attiecība ir 100. Šī attiecība atbilst 5 magnitūdu intervālam.

Relatīvais un absolūtais zvaigžņu lielums.

Lielums, ko mēra, izmantojot īpašus teleskopā uzstādītus instrumentus, norāda, cik daudz gaismas no zvaigznes sasniedz novērotāju uz Zemes. Gaisma pārvar attālumu no zvaigznes līdz mums, un attiecīgi, jo tālāk zvaigzne atrodas, jo vājāka tā šķiet. Tas ir, nosakot lielumu, ir jāņem vērā attālums līdz zvaigznei. Šajā gadījumā mēs runājam par relatīvo zvaigžņu lielumu. Tas ir atkarīgs no attāluma.

Ir ļoti spilgtas un ļoti vājas zvaigznes. Lai salīdzinātu zvaigžņu spilgtumu neatkarīgi no to attāluma no Zemes, tika ieviests jēdziens "absolūtais lielums". Tas raksturo zvaigznes spilgtumu noteiktā 10 parseku (10 parseku = 3,26 gaismas gadi) attālumā. Lai noteiktu absolūto lielumu, jums jāzina attālums līdz zvaigznei.

Zvaigznes krāsa.

Nākamā svarīgā zvaigznes īpašība ir tās krāsa. Skatoties uz zvaigznēm pat ar neapbruņotu aci, var redzēt, ka ne visas ir vienādas.

Ir zilas, dzeltenas, oranžas, sarkanas zvaigznes, ne tikai baltas. Zvaigžņu krāsa astronomiem daudz pasaka, pirmkārt, tā ir atkarīga no zvaigznes virsmas temperatūras. Sarkanās zvaigznes ir visaukstākās, to temperatūra ir aptuveni 2000-3000 o C. Dzeltenajām zvaigznēm, tāpat kā mūsu Saulei, vidējā temperatūra ir 5000-6000 o C. Viskarstākās ir baltās un zilās zvaigznes, to temperatūra ir 50000-60000 o C. un augstāks.

Noslēpumainas līnijas.

Ja izlaidīsim zvaigznes gaismu caur prizmu, iegūsim tā saukto spektru, to krustos līnijas. Šīs līnijas ir sava veida zvaigznes "identifikācijas karte", jo astronomi var tās izmantot, lai noteiktu zvaigžņu virsmas slāņu ķīmisko sastāvu. Līnijas pieder pie dažādiem ķīmiskajiem elementiem.

Salīdzinot līnijas zvaigžņu spektrā ar laboratorijā izgatavotajām līnijām, var noteikt, kuri ķīmiskie elementi ir iekļauti zvaigžņu sastāvā. Spektros galvenās līnijas ir ūdeņradis un hēlijs, tieši šie elementi veido zvaigznes galveno daļu. Bet ir arī metālu grupas elementi - dzelzs, kalcijs, nātrijs uc Spilgtā saules spektrā ir redzamas gandrīz visu ķīmisko elementu līnijas.

HERTZSHPRUNG-RESSELL DIAGRAMMA.

Starp parametriem, kas raksturo zvaigzni, ir divi vissvarīgākie - tie ir temperatūra un absolūtais lielums. Temperatūras indikatori ir cieši saistīti ar zvaigznes krāsu, un absolūtais zvaigžņu lielums ir cieši saistīts ar spektrālo klasi. Tas attiecas uz zvaigžņu klasifikāciju pēc līniju intensitātes to spektros. Saskaņā ar šobrīd lietoto klasifikāciju zvaigznes pēc spektra tiek iedalītas septiņās galvenajās spektrālajās klasēs. Tie ir apzīmēti ar latīņu burtiem O, B, A, F, G, K, M. Tieši šādā secībā zvaigžņu temperatūra pazeminās no vairākiem desmitiem tūkstošu grādu O līdz 2000-3000 grādiem M zvaigznēm.

Absolūtais lielums, t.i. mirdzuma mērs, kas norāda zvaigznes izstarotās enerģijas daudzumu. To var aprēķināt teorētiski, zinot zvaigznes attālumu.

Izcila ideja.

Ideja savienot divus galvenos zvaigznes parametrus radās diviem zinātniekiem 1913. gadā, un viņi strādāja neatkarīgi viens no otra.

Runa ir par nīderlandiešu astronomu Einaru Hercprungu un amerikāņu astrofiziķi Henriju Norisu Reselu. Zinātnieki strādāja tūkstošiem kilometru attālumā viens no otra. Viņi izveidoja grafiku, kas sasaista divus galvenos parametrus. Horizontālā ass atspoguļo temperatūru, vertikālā - absolūto lielumu. Rezultātā tika izveidota diagramma, kurai tika doti divu astronomu vārdi - Hertzprung-Russell diagramma vai, vienkāršāk sakot, G-R diagramma.

Zvaigzne ir kritērijs.

Apskatīsim, kā tiek sastādīta G-R diagramma. Pirmkārt, ir jāizvēlas kritērija zvaigzne. Šim nolūkam ir piemērota zvaigzne, kuras attālums ir zināms, vai cita - ar jau aprēķinātu absolūto zvaigžņu lielumu.

Jāpatur prātā, ka jebkura avota, neatkarīgi no tā, vai tā ir svece, spuldze vai zvaigzne, spilgtuma intensitāte mainās atkarībā no attāluma. Matemātiski to izsaka šādi: spilgtuma intensitāte "I" noteiktā attālumā "d" no avota ir apgriezti proporcionāla "d2". Praksē tas nozīmē, ka, ja attālums dubultojas, tad spilgtuma intensitāte samazinās četras reizes.

Tad jums vajadzētu noteikt izvēlēto zvaigžņu temperatūru. Lai to izdarītu, ir jānosaka to spektrālais tips, krāsa un pēc tam jānosaka temperatūra. Pašlaik spektrālā tipa vietā tiek izmantots cits līdzvērtīgs indikators - “krāsu indekss”.

Šie divi parametri ir attēloti vienā plaknē, temperatūrai samazinoties no kreisās puses uz labo, uz abscisas. Absolūtais spilgtums ir fiksēts uz ordinātām, pieaugums tiek atzīmēts no apakšas uz augšu.

Galvenā secība.

G-R diagrammā zvaigznes ir izvietotas pa diagonālu līniju, kas virzās no apakšas uz augšu un no kreisās uz labo pusi. Šo joslu sauc par galveno secību. Zvaigznes, kas to veido, sauc par Galvenās secības zvaigznēm. Saule pieder šai grupai. Šī ir dzeltenu zvaigžņu grupa, kuras virsmas temperatūra ir aptuveni 5600 grādi. Galvenās kārtas zvaigznes atrodas savas pastāvēšanas "mierīgākajā fāzē". To kodolu dziļumos sajaucas ūdeņraža atomi, veidojas hēlijs. Galvenās secības fāze ir 90% no zvaigznes dzīves. No 100 zvaigznēm 90 atrodas šajā fāzē, lai gan tās ir sadalītas dažādās pozīcijās atkarībā no temperatūras un spilgtuma.

Galvenā secība ir "šaurs apgabals", kas norāda, ka zvaigznes cīnās, lai saglabātu līdzsvaru starp pievilkšanas spēku, kas velk uz iekšu, un spēku, kas rodas kodolreakciju rezultātā, kas velk uz zonas ārpusi. Tādas zvaigznes kā Saule, kas vienāda ar 5600 grādiem, absolūtajam magnitūdam jābūt apmēram +4,7, lai saglabātu līdzsvaru. Tas izriet no G-R diagrammas.

Sarkanie milži un baltie punduri.

Sarkanie milži atrodas augšējā zonā labajā pusē, kas atrodas galvenās secības ārējā pusē. Šo zvaigžņu raksturīga iezīme ir ļoti zema temperatūra (apmēram 3000 grādi), taču tajā pašā laikā tās ir spožākas par zvaigznēm, kurām ir identiska temperatūra un kuras atrodas Galvenajā secībā.

Protams, rodas jautājums: ja zvaigznes izstarotā enerģija ir atkarīga no temperatūras, tad kāpēc zvaigznēm ar vienādu temperatūru ir dažādas spilgtuma pakāpes. Izskaidrojums jāmeklē zvaigžņu lielumā. Sarkanie milži ir gaišāki, jo to izstarojošā virsma ir daudz lielāka nekā Galvenās secības zvaigznēm.

Nav nejaušība, ka šāda veida zvaigznes tiek sauktas par "milžiem". Patiešām, to diametrs var 200 reizes pārsniegt Saules diametru, šīs zvaigznes var aizņemt 300 miljonus km lielu telpu, kas ir divreiz lielāks attālums no Zemes līdz Saulei! Ar pozīcijas palīdzību par zvaigznes izmēra ietekmi mēģināsim izskaidrot dažus punktus citu zvaigžņu - balto punduru - pastāvēšanā. Tie atrodas HR diagrammas apakšējā kreisajā stūrī.

Baltie punduri ir ļoti karstas, bet ne pārāk spožas zvaigznes. Tajā pašā temperatūrā kā lielās un karstās zili-baltās galvenās secības zvaigznes baltie punduri ir daudz mazāki. Tās ir ļoti blīvas un kompaktas zvaigznes, tās ir 100 reizes mazākas par Sauli, to diametrs ir aptuveni tāds pats kā Zemei. Var minēt spilgtu piemēru balto punduru lielajam blīvumam - vienam kubikcentimetram vielas, no kuras tie sastāv, vajadzētu svērt apmēram vienu tonnu!

lodveida zvaigžņu kopas.

Zīmējot lodveida zvaigžņu kopu G-R diagrammas, kurās galvenokārt ir vecas zvaigznes, ir ļoti grūti noteikt galveno secību. Tās pēdas reģistrētas galvenokārt apakšējā zonā, kur koncentrējas vēsākas zvaigznes. Tas ir saistīts ar faktu, ka karstas un spožas zvaigznes jau ir izturējušas savas pastāvēšanas stabilo fāzi un virzās pa labi, sarkano milžu zonā, un, ja tās ir šķērsojušas, tad balto punduru zonā. Ja cilvēki savas dzīves laikā spētu izsekot visiem zvaigznes evolūcijas posmiem, viņi varētu redzēt, kā tā maina savas īpašības.

Piemēram, kad ūdeņradis zvaigznes kodolā pārstāj degt, temperatūra zvaigznes ārējā slānī pazeminās, un pats slānis izplešas. Zvaigzne iziet no galvenās secības fāzes un virzās uz diagrammas labo pusi. Tas galvenokārt attiecas uz lielas masas zvaigznēm, spožākajām - tieši šāda veida zvaigznes attīstās ātrāk.

Laika gaitā zvaigznes iziet no galvenās secības. Diagrammā ir fiksēts "pagrieziena punkts", pateicoties tam, ir iespējams diezgan precīzi aprēķināt kopu zvaigžņu vecumu. Jo augstāks ir “pagrieziena punkts” diagrammā, jo jaunāks ir klasteris, un attiecīgi, jo zemāks tas ir diagrammā, jo vecāka ir zvaigžņu kopa.

Diagrammas vērtība.

Hertzprung-Russell diagramma lieliski palīdz pētīt zvaigžņu evolūciju visā to pastāvēšanas laikā. Šajā laikā zvaigznes piedzīvo pārmaiņas, pārvērtības, atsevišķos periodos tās ir ļoti dziļas. Mēs jau zinām, ka zvaigznes atšķiras nevis pēc savām īpašībām, bet gan pēc fāžu veidiem, kurās tās vienā vai otrā brīdī atrodas.

Izmantojot šo diagrammu, varat aprēķināt attālumu līdz zvaigznēm. Varat atlasīt jebkuru zvaigzni, kas atrodas galvenajā secībā ar jau noteiktu temperatūru, un skatīt tās norisi diagrammā.

ATTĀLUMS LĪDZ ZVAIGŽŅĀM.

Skatoties uz debesīm ar neapbruņotu aci, zvaigznes, pat spožākās, mums šķiet kā spoži punkti, kas atrodas vienādā attālumā no mums. Debesu velve pletās pār mums kā paklājs. Nav nejaušība, ka zvaigžņu pozīcijas tiek izteiktas tikai divās koordinātēs (labā augšupeja un deklinācija), nevis trijās, it kā tās atrodas uz virsmas, nevis trīsdimensiju telpā. Izmantojot teleskopus, mēs nevaram iegūt visu informāciju par zvaigznēm, piemēram, no Habla kosmiskā teleskopa fotogrāfijām, mēs nevaram precīzi noteikt, cik tālu atrodas zvaigznes.

Telpas dziļums.

To, ka Visumam ir arī trešā dimensija – dziļums – cilvēki uzzināja salīdzinoši nesen. Tikai 19. gadsimta sākumā, pateicoties astronomisko iekārtu un instrumentu uzlabošanai, zinātnieki varēja izmērīt attālumu līdz dažām zvaigznēm. Pirmā bija zvaigzne 61 Cygnus. Astronoms F.V. Besels atklāja, ka tas atrodas 10 gaismas gadu attālumā. Besels bija viens no pirmajiem astronomiem, kas izmērīja "ikgadējo paralaksi". Līdz šim attāluma līdz zvaigznēm mērīšanai pamatā ir "ikgadējās paralakses" metode. Šī ir tīri ģeometriska metode - pietiek ar leņķa mērīšanu un rezultātu aprēķināšanu.

Bet metodes vienkāršība ne vienmēr atbilst efektivitātei. Zvaigžņu lielā attāluma dēļ leņķi ir ļoti mazi. Tos var izmērīt ar teleskopiem. No trīskāršās sistēmas Alpha Centauri tuvākās zvaigznes Proxima Centauri paralakses leņķis ir neliels (0,76 precīzs variants), taču šādā leņķī var redzēt simts liru monētu desmitiem kilometru attālumā. Protams, jo tālāk attālums, jo mazāks kļūst leņķis.

neizbēgamas neprecizitātes.

Kļūdas paralakses noteikšanā ir diezgan iespējamas, un to skaits palielinās, objektam attālinoties. Lai gan ar mūsdienu teleskopu palīdzību ir iespējams izmērīt leņķus līdz tūkstošdaļai, kļūdas joprojām būs: 30 gaismas gadu attālumā tās būs aptuveni 7%, 150 gaismas gadi. gadi - 35%, un 350 St. gados - līdz 70%. Protams, lielas neprecizitātes padara mērījumus bezjēdzīgus. Izmantojot "paralakses metodi", ir iespējams veiksmīgi noteikt attālumus līdz vairākiem tūkstošiem zvaigžņu, kas atrodas aptuveni 100 gaismas gadu apgabalā. Bet mūsu galaktikā ir vairāk nekā 100 miljardu zvaigžņu, kuru diametrs ir 100 000 gaismas gadu!

Ir vairāki "ikgadējās paralakses" metodes varianti, piemēram, "sekulārā paralakse". Metode ņem vērā Saules un visas Saules sistēmas kustību Herkulesa zvaigznāja virzienā, ar ātrumu 20 km/sek. Ar šādu kustību zinātniekiem ir iespēja savākt nepieciešamo datu bāzi veiksmīgam paralakses aprēķinam. Desmit gadu laikā saņemts 40 reižu vairāk informācijas, nekā bija iespējams iepriekš.

Pēc tam, izmantojot trigonometriskos aprēķinus, tiek noteikts attālums līdz noteiktai zvaigznei.

Attālums līdz zvaigžņu kopām.

Vieglāk ir aprēķināt attālumu līdz zvaigžņu kopām, īpaši atklātām. Zvaigznes atrodas salīdzinoši tuvu viena otrai, tādēļ, aprēķinot attālumu līdz vienai zvaigznei, var noteikt attālumu līdz visai zvaigžņu kopai.

Turklāt šajā gadījumā var izmantot statistikas metodes, lai samazinātu neprecizitāšu skaitu. Piemēram, "konverģēšanas punktu" metodi, to bieži izmanto astronomi. Tas ir balstīts uz faktu, ka, ilgstoši novērojot atvērtas kopas zvaigznes, virzoties uz kopīgu punktu, to sauc par saplūstošo punktu. Izmērot leņķus un radiālos ātrumus (tas ir, ātrumu, tuvojoties Zemei un attālinot no tās), var noteikt attālumu līdz zvaigžņu kopai. Izmantojot šo metodi, 1500 gaismas gadu attālumā ir iespējamas 15% neprecizitātes. To izmanto arī 15 000 gaismas gadu attālumā, kas ir diezgan piemērots debess ķermeņiem mūsu galaktikā.

Galvenā Secība Montāža - galvenās secības noteikšana.

Lai noteiktu attālumu līdz tālām zvaigžņu kopām, piemēram, līdz Pleiādēm, varat rīkoties šādi: izveidojiet G-R diagrammu, atzīmējiet redzamo lielumu uz vertikālās ass (nevis absolūto, jo tas ir atkarīgs no attāluma), atkarībā no temperatūras. .

Tad jums vajadzētu salīdzināt iegūto attēlu ar G.R. Jad diagrammu, tai ir daudz līdzību galveno secību ziņā. Saskaņojot abas diagrammas pēc iespējas ciešāk, var noteikt izmērāmās zvaigžņu kopas galveno secību.

Tad jums vajadzētu izmantot vienādojumu:

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

m ir šķietamais zvaigžņu lielums;

M ir absolūtais lielums;

d ir attālums.

Angļu valodā šo metodi sauc par "Main Sequence Fitting". To var izmantot atklātām zvaigžņu kopām, piemēram, NGC 2362, Alpha Perseus, Cepheus III, NGC 6611. Astronomi ir mēģinājuši noteikt attālumu līdz zināmajai dubultai atvērtajai zvaigžņu kopai Perseus zvaigznājā ("h" un "chi") , kur ir daudz zvaigžņu - supergiganti. Taču dati izrādījās pretrunīgi. Izmantojot "Main Sequence Fitting" metodi, ir iespējams noteikt attālumu līdz 20000-25000 gaismas gadiem, šī ir mūsu Galaktikas piektā daļa.

gaismas intensitāte un attālums.

Jo tālāk debess ķermenis atrodas, jo vājāka šķiet tā gaisma. Šī pozīcija atbilst optiskajam likumam, saskaņā ar kuru gaismas intensitāte "I" ir apgriezti proporcionāla attālumam, kas kvadrātā "d".

Piemēram, ja galaktika atrodas 10 miljonu gaismas gadu attālumā, tad citai galaktikai, kas atrodas 20 miljonu gaismas gadu attālumā, ir četras reizes mazāks spilgtums nekā pirmajai. Tas ir, no matemātiskā viedokļa attiecības starp diviem lielumiem "I" un "d" ir precīzas un izmērāmas. Astrofizikas valodā gaismas intensitāte ir jebkura debess objekta zvaigžņu lieluma M absolūtais lielums, līdz kuram būtu jāmēra attālums.

Izmantojot vienādojumu m-M=5log(d)-5 (tas atspoguļo spilgtuma izmaiņu likumu) un zinot, ka m vienmēr var noteikt, izmantojot fotometru, un M ir zināms, tiek mērīts attālums "d". Tātad, zinot absolūto zvaigžņu lielumu, nav grūti noteikt attālumu, izmantojot aprēķinus.

Starpzvaigžņu absorbcija.

Viena no galvenajām problēmām, kas saistīta ar attāluma mērīšanas metodēm, ir gaismas absorbcijas problēma. Ceļā uz Zemi gaisma veic milzīgus attālumus, tā iziet cauri starpzvaigžņu putekļiem un gāzēm. Attiecīgi daļa gaismas tiek adsorbēta, un, sasniedzot uz Zemes uzstādītos teleskopus, tai jau ir neoriģināls spēks. Zinātnieki to sauc par "izmiršanu", gaismas vājināšanos. Ir ļoti svarīgi aprēķināt izzušanas apjomu, izmantojot vairākas metodes, piemēram, kandelu. Šajā gadījumā ir jāzina precīzs absolūtais zvaigžņu lielums.

Mūsu galaktikas izzušanu nav grūti noteikt – pietiek ar Piena Ceļa putekļiem un gāzēm. Ir grūtāk noteikt gaismas izzušanu no objekta no citas galaktikas. Izzušanai pa ceļu mūsu Galaktikā ir jāpievieno arī daļa absorbētās gaismas no citas.

ZVAIGŽŅU EVOLUCIJA.

Zvaigznes iekšējo dzīvi regulē divu spēku darbība: pievilkšanās spēks, kas pretojas zvaigznei, to notur, un spēks, kas izdalās kodolreakciju laikā, kas notiek kodolā. Tai, gluži pretēji, ir tendence zvaigzni "nostumt" tālu kosmosā. Veidošanās stadijā blīva un saspiesta zvaigzne ir pakļauta spēcīgai gravitācijas ietekmei. Tā rezultātā notiek spēcīga karsēšana, temperatūra sasniedz 10-20 miljonus grādu. Ar to pietiek, lai sāktos kodolreakcijas, kuru rezultātā ūdeņradis pārvēršas hēlijā.

Tad ilgu laiku abi spēki līdzsvaro viens otru, zvaigzne atrodas stabilā stāvoklī. Kad kodola kodoldegviela pakāpeniski izžūst, zvaigzne nonāk nestabilitātes fāzē, pretojas divi spēki. Zvaigznei pienāk kritisks brīdis, spēlē dažādi faktori – temperatūra, blīvums, ķīmiskais sastāvs. Zvaigznes masa ir pirmajā vietā, no tās ir atkarīga šī debess ķermeņa nākotne - vai nu zvaigzne uzliesmo kā supernova, vai pārvēršas par baltu punduri, neitronu zvaigzni vai melno caurumu.

Kā beidzas ūdeņradis?

Tikai ļoti lieli debess ķermeņi kļūst par zvaigznēm, mazāki par planētām. Ir arī vidējas masas ķermeņi, tie ir pārāk lieli, lai piederētu planētu klasei, un pārāk mazi un auksti, lai dzīlēs notiktu zvaigznēm raksturīgas kodolreakcijas.

Tātad zvaigzne veidojas no mākoņiem, kas sastāv no starpzvaigžņu gāzes. Kā jau minēts, zvaigzne diezgan ilgu laiku paliek līdzsvarotā stāvoklī. Tad nāk nestabilitātes periods. Zvaigznes tālākais liktenis ir atkarīgs no dažādiem faktoriem. Apsveriet hipotētisku mazu zvaigzni, kuras masa ir no 0,1 līdz 4 Saules masām. Zemas masas zvaigznēm raksturīga iezīme ir konvekcijas neesamība iekšējos slāņos, t.i. vielas, kas veido zvaigzni, nesajaucas, kā tas notiek zvaigznēs ar lielu masu.

Tas nozīmē, ka tad, kad kodolā beidzas ūdeņradis, šī elementa ārējos slāņos nav jauna padeves. Ūdeņradis, degot, pārvēršas hēlijā. Pamazām kodols sasilst, virsmas slāņi destabilizē savu struktūru, un zvaigzne, kā redzams no D-R diagrammas, lēnām iziet no galvenās secības. Jaunajā fāzē palielinās matērijas blīvums zvaigznes iekšpusē, kodola sastāvs “deģenerējas”, kā rezultātā parādās īpaša konsistence. Tas atšķiras no parastās vielas.

Vielas modifikācija.

Kad viela mainās, spiediens ir atkarīgs tikai no gāzu blīvuma, nevis no temperatūras.

Hertzprung-Russell diagrammā zvaigzne nobīdās pa labi un tad uz augšu, tuvojoties sarkanā milža reģionam. Tā izmēri ievērojami palielinās, un tāpēc ārējo slāņu temperatūra pazeminās. Sarkanā milža diametrs var sasniegt simtiem miljonu kilometru. Kad mūsu saule nonāks šajā fāzē, tā “norīs” gan Merkuru, gan Venēru, un, ja tā nespēs notvert Zemi, tā to uzsildīs tiktāl, ka dzīvība uz mūsu planētas pārstās eksistēt.

Zvaigznes evolūcijas laikā tās kodola temperatūra paaugstinās. Pirmkārt, notiek kodolreakcijas, pēc tam, kad tiek sasniegta optimālā temperatūra, hēlijs kūst. Kad tas notiek, pēkšņs kodols temperatūras pieaugums izraisa uzliesmojumu, un zvaigzne ātri pārvietojas uz H-R diagrammas kreiso pusi. šī ir tā sauktā "hēlija zibspuldze". Šajā laikā hēliju saturošais kodols sadedzina kopā ar ūdeņradi, kas ir daļa no kodolu apņemošā apvalka. G-P diagrammā šis posms ir fiksēts, pārvietojoties pa horizontālo līniju pa labi.

Pēdējās evolūcijas fāzes.

Hēlija pārveidošanas laikā par ogļūdeņražiem kodols tiek modificēts. Tā temperatūra paaugstinās, līdz ogleklis sāk degt. Ir jauns uzliesmojums. Jebkurā gadījumā zvaigznes evolūcijas pēdējās fāzēs tiek novērots ievērojams tās masas zudums. Tas var notikt pakāpeniski vai pēkšņi, uzliesmojuma laikā, kad zvaigznes ārējie slāņi pārsprāgst kā liels burbulis. Pēdējā gadījumā veidojas planetārais miglājs – sfērisks apvalks, kas izplatās kosmosā ar ātrumu vairāki desmiti vai pat simti kilometru sekundē.

Zvaigznes galīgais liktenis ir atkarīgs no masas, kas paliek pēc visa, kas ar to notiek. Ja visu pārvērtību un uzliesmojumu laikā tā izmeta daudz vielas un tās masa nepārsniedz 1,44 Saules masas, zvaigzne pārvēršas par balto punduri. To sauc par Čandrasekhara robežu Pakistānas astrofiziķa Subrahmanjana Čandrasekhara vārdā. Tā ir maksimālā zvaigznes masa, pie kuras var nenotikt katastrofāls beigas elektronu spiediena dēļ kodolā.

Pēc ārējo slāņu uzliesmojuma zvaigznei paliek kodols, un tās virsmas temperatūra ir ļoti augsta – aptuveni 100 000 o K. Zvaigzne virzās uz H-R diagrammas kreiso malu un nolaižas. Tā spožums samazinās, samazinoties tā izmēram.

Zvaigzne lēnām sasniedz balto punduru zonu. Tās ir zvaigznes ar mazu diametru, taču tām raksturīgs ļoti augsts blīvums, pusotru miljonu reižu lielāks par ūdens blīvumu.

Baltais punduris attēlo zvaigznes evolūcijas pēdējo posmu bez uzliesmojumiem. Viņa lēnām atdziest. Zinātnieki uzskata, ka baltā pundura beigas paiet ļoti lēni, vismaz kopš Visuma pastāvēšanas sākuma šķiet, ka no "termiskās nāves" nav cietis neviens baltais punduris.

Ja zvaigzne ir liela un tās masa ir lielāka par Sauli, tā uzliesmos kā supernova. Uzliesmojuma laikā zvaigzne var tikt pilnībā vai daļēji iznīcināta. Pirmajā gadījumā tas atstās gāzes mākoni ar zvaigznes atliekām. Otrajā paliks vislielākā blīvuma debess ķermenis - neitronu zvaigzne vai melnais caurums.

MAINĪGĀS ZVAIGZNES.

Saskaņā ar Aristoteļa koncepciju Visuma debess ķermeņi ir mūžīgi un pastāvīgi. Bet šī teorija ir piedzīvojusi būtiskas izmaiņas līdz ar 17. gadsimta parādīšanos. pirmais binoklis. Turpmākajos gadsimtos veiktie novērojumi ir parādījuši, ka patiesībā debess ķermeņu šķietamā noturība ir saistīta ar novērošanas tehnoloģiju trūkumu vai tās nepilnībām. Zinātnieki ir nonākuši pie secinājuma, ka mainīgums ir raksturīga visu veidu zvaigznēm. Evolūcijas laikā zvaigzne iziet vairākus posmus, kuru laikā tās galvenie raksturlielumi – krāsa un spožums – piedzīvo pamatīgas izmaiņas. Tās rodas zvaigznes pastāvēšanas laikā, kas ir desmitiem vai simtiem miljonu gadu, tāpēc cilvēks nevar būt notiekošā aculiecinieks. Dažām zvaigžņu klasēm notiekošās izmaiņas tiek fiksētas īsos laika periodos, piemēram, vairākos mēnešos, dienās vai dienas daļā. Zvaigznē notiekošās izmaiņas, tās gaismas plūsmas var atkārtoti izmērīt nākamajās naktīs.

Mērījumi.

Patiesībā šī problēma nav tik vienkārša, kā šķiet no pirmā acu uzmetiena. Veicot mērījumus, jāņem vērā atmosfēras apstākļi, un tie mainās, dažkārt būtiski vienas nakts laikā. Šajā sakarā dati par zvaigžņu gaismas plūsmām ievērojami atšķiras.

Ļoti svarīgi ir spēt atšķirt reālas gaismas plūsmas izmaiņas, un tās ir tieši saistītas ar zvaigznes spilgtumu, no šķietamajām, tās skaidrojamas ar atmosfēras apstākļu izmaiņām.

Lai to izdarītu, ir ieteicams salīdzināt novērotās zvaigznes gaismas plūsmas ar citām zvaigznēm - orientieriem, kas redzami caur teleskopu. Ja izmaiņas ir acīmredzamas, t.i. saistīti ar atmosfēras apstākļu izmaiņām, tie ietekmē visas novērojamās zvaigznes.

Pareizu datu iegūšana par zvaigznes stāvokli kādā posmā ir pirmais solis. Nākamais solis ir izveidot "gaismas līkni", lai fiksētu iespējamās gaismas izmaiņas. Tas parādīs lieluma izmaiņas.

mainīgie vai nē.

Zvaigznes, kuru lielums nav nemainīgs, sauc par mainīgajiem. Dažiem no tiem mainīgums ir tikai šķietams. Būtībā tās ir zvaigznes, kas pieder pie binārās sistēmas. Turklāt, kad sistēmas orbitālā plakne vairāk vai mazāk sakrīt ar novērotāja redzes līniju, viņam var šķist, ka vienu no divām zvaigznēm pilnībā vai daļēji aptumšo otra un tā ir mazāk spoža. Šajos gadījumos izmaiņas ir periodiskas, aptumšojošo zvaigžņu spilgtuma izmaiņu periodi atkārtojas ar intervālu, kas sakrīt ar zvaigžņu binārās sistēmas orbitālo periodu. Šīs zvaigznes sauc par "aptumsuma mainīgajiem".

Nākamā mainīgo zvaigžņu klase ir "iekšējie mainīgie". Šo zvaigžņu spilgtuma svārstību amplitūdas ir atkarīgas no zvaigznes fiziskajiem parametriem, piemēram, no rādiusa un temperatūras. Daudzus gadus astronomi ir novērojuši mainīgo zvaigžņu mainīgumu. Mūsu galaktikā vien ir 30 000 mainīgo zvaigžņu. Viņi tika sadalīti divās grupās. Pirmajā ietilpst "izvirduma mainīgās zvaigznes". Tiem raksturīgi vienreizēji vai atkārtoti uzliesmojumi. Zvaigžņu lieluma izmaiņas ir epizodiskas. "Eruptīvo mainīgo" jeb sprādzienbīstamo mainīgo klase ietver arī novas un supernovas. Uz otro grupu - visi pārējie.

Cefeīdi.

Ir mainīgas zvaigznes, kuru spilgtums mainās stingri periodiski. Izmaiņas notiek noteiktos intervālos. Ja zīmējat gaismas līkni, tā skaidri atspoguļo izmaiņu regularitāti, savukārt līknes forma iezīmē maksimālos un minimālos raksturlielumus. Atšķirība starp maksimālajām un minimālajām svārstībām nosaka lielu atstarpi starp abiem raksturlielumiem. Šāda veida zvaigznes tiek sauktas par "mainīgām pulsējošām zvaigznēm". Pēc gaismas līknes varam secināt, ka zvaigznes spilgtums palielinās ātrāk nekā samazinās.

Mainīgās zvaigznes ir sadalītas klasēs. Zvaigznes prototips tiek ņemts par kritēriju, tā ir viņa, kas piešķir klasei nosaukumu. Kā piemēru var minēt cefeīdus. Šis vārds cēlies no zvaigznes Cepheus. Šis ir vienkāršākais kritērijs. Ir vēl viens – zvaigznes ir sadalītas spektros.

Mainīgās zvaigznes var iedalīt apakšgrupās pēc dažādiem kritērijiem.

DUBULTZVAIGZNES.

Zvaigznes debesīs pastāv kopu, apvienību veidā, nevis kā atsevišķi ķermeņi. Zvaigžņu kopas var būt ļoti blīvi vai nē.

Starp zvaigznēm var būt ciešāki savienojumi, mēs runājam par binārajām sistēmām, kā tās sauc astronomi. Zvaigžņu pārī vienas evolūcija tieši ietekmē otru.

Atvēršana.

Bināro zvaigžņu atklāšana, kā tās šobrīd sauc, bija viens no pirmajiem atklājumiem, kas tika veikti ar astronomiskā binokļa palīdzību. Pirmais šāda veida zvaigžņu pāris bija Mizars no Lielās Ursas zvaigznāja. Atklājumu veica itāļu astronoms Ričoli. Ņemot vērā milzīgo zvaigžņu skaitu Visumā, zinātnieki nonāca pie secinājuma, ka Mizars nebija vienīgā binārā sistēma starp tām, un viņiem izrādījās taisnība, novērojumi drīz vien apstiprināja šo hipotēzi. 1804. gadā slavenais astronoms Viljams Heršels, kurš veltīja zinātniskiem novērojumiem 24 gadus, publicēja katalogu, kurā bija aptuveni 700 dubultzvaigžņu apraksti. Sākumā zinātnieki nezināja, vai binārās sistēmas komponenti ir fiziski saistīti viens ar otru.

Daži gaiši prāti uzskatīja, ka zvaigžņu asociācija kopumā iedarbojas uz binārajām zvaigznēm, jo ​​īpaši tāpēc, ka komponentu spilgtums pārī nebija vienāds. Šajā sakarā šķita, ka viņi nav tuvu. Lai noskaidrotu ķermeņu patieso novietojumu, bija nepieciešams izmērīt zvaigžņu parallaktiskos pārvietojumus. Tas ir tas, ko Heršels izdarīja. Par lielāko pārsteigumu vienas zvaigznes paralaktiskā nobīde attiecībā pret otru mērījuma laikā deva negaidītu rezultātu. Heršels pamanīja, ka simetriskas svārstības ar 6 mēnešu periodu katra zvaigzne iet pa sarežģītu elipsoidālu ceļu. Saskaņā ar debess mehānikas likumiem divi ķermeņi, kas savienoti ar gravitāciju, pārvietojas pa eliptisku orbītu. Heršela novērojumi apstiprināja tēzi, ka binārās zvaigznes ir savienotas fiziski, tas ir, ar gravitācijas spēkiem.

Bināro zvaigžņu klasifikācija.

Ir trīs galvenās bināro zvaigžņu klases: vizuālās binārās, fotometriskas un spektroskopiskās binārās. Šī klasifikācija pilnībā neatspoguļo klašu iekšējās atšķirības, bet sniedz priekšstatu par zvaigžņu asociāciju.

Vizuālo dubultzvaigžņu dualitāte ir skaidri redzama caur teleskopu, kad tās pārvietojas. Šobrīd ir identificēti aptuveni 70 000 vizuālo bināro failu, bet tikai 1% no tiem ir bijuši precīza orbīta.

Šim skaitlim (1%) nevajadzētu pārsteigt. Fakts ir tāds, ka orbītas periodi var būt vairāki desmiti gadu, ja ne veseli gadsimti. Un ceļa izveide orbītā ir ļoti rūpīgs darbs, kas prasa daudzus aprēķinus un novērojumus no dažādām observatorijām. Ļoti bieži zinātniekiem ir tikai kustības fragmenti pa orbītu, pārējo ceļu viņi atjauno ar deduktīvās metodes palīdzību, izmantojot pieejamos datus. Jāpatur prātā, ka sistēmas orbitālā plakne var būt sasvērta pret redzamības līniju. Šajā gadījumā rekonstruētā orbīta (redzamā) būtiski atšķirsies no patiesās.

Ja ir noteikta patiesā orbīta, zināms apgriezienu periods un leņķiskais attālums starp abām zvaigznēm, ir iespējams, piemērojot Keplera trešo likumu, noteikt sistēmas komponentu masu summu. Ir jāzina arī dubultzvaigznes attālums līdz mums.

Dubultās fotometriskās zvaigznes.

Par šīs zvaigžņu sistēmas dualitāti var spriest tikai pēc periodiskām spilgtuma svārstībām. Kustoties, šādas zvaigznes pārmaiņus bloķē viena otru. Tos sauc arī par "aptumsuma binārajiem failiem". Šīm zvaigznēm orbītu plaknes ir tuvu redzes līnijas virzienam. Jo lielāku aptumsuma aizņemto laukumu, jo spožāks ir spožums. Ja mēs analizējam bināro fotometrisko zvaigžņu gaismas līkni, mēs varam noteikt orbitālās plaknes slīpumu.

Gaismas līkni var izmantot arī, lai noteiktu sistēmas orbitālo periodu. Ja, piemēram, ir fiksēti divi aptumsumi, gaismas līknei būs divi samazinājumi (minimums). Laika periods, kurā tiek reģistrēti trīs secīgi samazinājumi gar gaismas līkni, atbilst orbitālajam periodam.

Dubultfotometrisko zvaigžņu periodi ir daudz īsāki nekā vizuālo bināro zvaigžņu periodi un ilgst vairākas stundas vai vairākas dienas.

Spektrālās-binārās zvaigznes.

Ar spektroskopijas palīdzību var pamanīt spektrālo līniju šķelšanos Doplera efekta dēļ. Ja viena no sastāvdaļām ir vāja zvaigzne, tad tiek novērotas tikai periodiskas svārstības atsevišķu līniju pozīcijās. Šo metodi izmanto, ja binārās zvaigznes sastāvdaļas atrodas ļoti tuvu viena otrai un tās ir grūti identificēt ar teleskopu kā vizuālas dubultzvaigznes. Binārās zvaigznes, kas noteiktas, izmantojot spektroskopu un Doplera efektu, sauc par spektrālām binārajām zvaigznēm. Ne visas binārās zvaigznes ir spektrālas. Divas bināro zvaigžņu sastāvdaļas var atkāpties un tuvoties radiālā virzienā.

Novērojumi liecina, ka dubultzvaigznes galvenokārt atrodamas mūsu galaktikā. Ir grūti noteikt dubultzvaigžņu un vienzvaigžņu procentuālo daudzumu. Ja izmantojam atņemšanas metodi un no visas zvaigžņu populācijas atņemam identificēto bināro zvaigžņu skaitu, varam secināt, ka tās ir mazākums. Šis secinājums var būt nepareizs. Astronomijā ir jēdziens "atlases efekts". Lai noteiktu zvaigžņu dualitāti, ir jānosaka to galvenās īpašības. Tam nepieciešams labs aprīkojums. Dažreiz ir grūti noteikt binārās zvaigznes. Piemēram, vizuālās binārās zvaigznes ne vienmēr var redzēt lielā attālumā no novērotāja. Dažreiz leņķiskais attālums starp sastāvdaļām netiek fiksēts ar teleskopu. Lai uzņemtu fotometriskās un spektroskopiskās binārās zvaigznes, to spilgtumam jābūt pietiekami spēcīgam, lai savāktu gaismas plūsmas modulācijas un rūpīgi izmērītu viļņu garumus spektrālās līnijās.

Visādā ziņā pētniecībai piemēroto zvaigžņu skaits nav tik liels. Saskaņā ar teorētisko attīstību var pieņemt, ka binārās zvaigznes veido no 30% līdz 70% no zvaigžņu populācijas.

JAUNAS ZVAIGZNES.

Sprādzienbīstamās mainīgās zvaigznes sastāv no baltā pundura un galvenās secības zvaigznes, piemēram, Saules, vai pēc secības zvaigznes, piemēram, sarkanā milža. Abas zvaigznes seko šaurai orbītai ar biežumu vairākas stundas. Tie atrodas tuvu viens no otra, un tāpēc tie cieši mijiedarbojas un izraisa iespaidīgas parādības.

Kopš 19. gadsimta vidus zinātnieki mainīgo sprādzienbīstamo zvaigžņu optiskajā joslā ir fiksējuši violetās krāsas pārsvaru noteiktā laikā, šī parādība sakrīt ar pīķu klātbūtni gaismas līknē. Saskaņā ar šo principu zvaigznes tika sadalītas vairākās grupās.

Klasiskās jaunās zvaigznes.

Klasiskās novas atšķiras no sprādzienbīstamiem mainīgajiem ar to, ka to optiskie uzliesmojumi neatkārtojas. Viņu gaismas līknes amplitūda ir izteiktāka, un kāpums līdz maksimālajam punktam ir daudz ātrāks. Parasti tie sasniedz maksimālo spilgtumu dažu stundu laikā, šajā laika periodā jaunā zvaigzne iegūst aptuveni 12 magnitūdu, tas ir, gaismas plūsma palielinās par 60 000 vienībām.

Jo lēnāk notiek kāpums līdz maksimumam, jo ​​mazāk pamanāmas ir spilgtuma izmaiņas. Jaunā zvaigzne ilgi nepaliek “maksimālajā” pozīcijā, parasti šis periods ilgst no vairākām dienām līdz vairākiem mēnešiem. Tad spīdums sāk samazināties, sākumā ātri, tad lēnāk līdz parastajam līmenim. Šīs fāzes ilgums ir atkarīgs no dažādiem apstākļiem, bet tā ilgums ir vismaz vairāki gadi.

Jaunajās klasiskajās zvaigznēs visas šīs parādības pavada nekontrolētas kodoltermiskās reakcijas, kas notiek baltā pundura virsmas slāņos, tieši tur atrodas no zvaigznes otrās sastāvdaļas "aizņemtais" ūdeņradis. Jaunas zvaigznes vienmēr ir bināras, viena no sastāvdaļām obligāti ir baltais punduris. Zvaigznes komponenta masai plūstot uz balto punduri, ūdeņraža slānis sāk sarukt un uzkarst, attiecīgi paaugstinās temperatūra, uzsilst hēlijs. Tas viss notiek ātri, pēkšņi, kā rezultātā rodas zibspuldze. Izstarojošā virsma palielinās, zvaigznes spilgtums kļūst gaišs, un gaismas līknē tiek reģistrēts uzliesmojums.

Uzliesmojuma aktīvās fāzes laikā jaunā zvaigzne sasniedz maksimālo spilgtumu. Maksimālais absolūtais lielums ir robežās no -6 līdz -9. jaunām zvaigznēm šis skaitlis tiek sasniegts lēnāk, mainīgām sprādzienbīstamām zvaigznēm - ātrāk.

Jaunas zvaigznes pastāv arī citās galaktikās. Bet tas, ko mēs novērojam, ir tikai to šķietamais zvaigžņu lielums, absolūto lielumu nevar noteikt, jo to precīzais attālums līdz Zemei nav zināms. Lai gan principā jūs varat uzzināt jaunas zvaigznes absolūto lielumu, ja tā ir pēc iespējas tuvāk citai jaunai zvaigznei, kuras attālums ir zināms. Maksimālo absolūto vērtību aprēķina pēc vienādojuma:

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

t ir laiks, kas nepieciešams, lai novas gaismas līkne nokristu līdz 3 magnitūdām.

Rūķu novas un atkārtotas novas.

Novu tuvākie radinieki ir pundurnovi, to prototips "U Gemini". To optiskie uzliesmojumi ir praktiski līdzīgi jaunu zvaigžņu uzliesmojumiem, taču ir atšķirības gaismas līknēs: to amplitūdas ir mazākas. Atšķirības tiek atzīmētas arī uzliesmojumu biežumā – tie vairāk vai mazāk regulāri notiek jaunajās pundurzvaigznēs. Vidēji reizi 120 dienās, bet dažreiz pēc vairākiem gadiem. Novu optiskie uzplaiksnījumi ilgst no vairākām stundām līdz vairākām dienām, pēc tam spilgtums vairāku nedēļu laikā samazinās un beidzot sasniedz ierasto līmeni.

Esošā atšķirība ir izskaidrojama ar dažādiem fiziskiem mehānismiem, kas provocē optisko zibspuldzi. U Gemini uzliesmojumi ir saistīti ar pēkšņām baltā pundura vielas procentuālā daudzuma izmaiņām - matērijas palielināšanos. Rezultāts ir milzīga enerģijas izdalīšanās. Jauno punduru zvaigžņu novērojumi aptumsuma fāzē, tas ir, kad balto punduri un to apņemošo disku pārklāj zvaigzne - sistēmas sastāvdaļa, skaidri norāda, ka tas ir baltais punduris vai, pareizāk sakot, tā disks. ir gaismas avots.

Atkārtotas novas ir klasisko novu un pundurnovu krustojums. Kā norāda nosaukums, to optiskie uzliesmojumi tiek regulāri atkārtoti, kas padara tos līdzīgus jaunām pundurzvaigznēm, taču tas notiek pēc vairākiem gadu desmitiem. Spilgtuma pieaugums uzliesmojuma laikā ir izteiktāks un ir aptuveni 8 magnitūdas, šī funkcija tuvina tās klasiskajām jaunajām zvaigznēm.

Izkliedētas zvaigžņu kopas.

Atvērtas zvaigžņu kopas ir viegli atrodamas. Tos sauc par galaktiku kopām. Mēs runājam par veidojumiem, kas ietver no vairākiem desmitiem līdz vairākiem tūkstošiem zvaigžņu, no kurām lielākā daļa ir redzama ar neapbruņotu aci. Zvaigžņu kopas novērotājam šķiet kā debess pleķītis, kas blīvi izraibināts ar zvaigznēm. Parasti šādi zvaigžņu koncentrācijas apgabali debesīs ir skaidri redzami, taču gadās un diezgan reti, ka kopu gandrīz nevar atšķirt. Lai noteiktu, vai kāda debess daļa ir zvaigžņu kopa, vai mēs runājam par zvaigznēm, kas atrodas vienkārši tuvu viena otrai, ir jāizpēta to kustība un jānosaka attālums līdz Zemei. Zvaigznes, kas veido kopas, pārvietojas vienā virzienā. Turklāt, ja zvaigznes, kas neatrodas tālu viena no otras, atrodas vienādā attālumā no Saules sistēmas, tās, protams, ir savienotas ar gravitācijas spēkiem un veido atvērtu kopu.

Zvaigžņu kopu klasifikācija.

Šo zvaigžņu sistēmu apjoms svārstās no 6 līdz 30 gaismas gadiem, vidējais garums ir aptuveni divpadsmit gaismas gadi. Zvaigžņu kopu iekšienē zvaigznes koncentrējas haotiski, nesistemātiski. Klasterim nav skaidri noteiktas formas. Klasificējot zvaigžņu kopas, jāņem vērā leņķiskie mērījumi, aptuvenais kopējais zvaigžņu skaits, to koncentrācijas pakāpe kopā un spilgtuma atšķirība.

1930. gadā amerikāņu astronoms Roberts Tramplers ierosināja klasificēt kopas pēc šādiem parametriem. Visas kopas tika sadalītas četrās klasēs saskaņā ar zvaigžņu koncentrācijas principu un tika apzīmētas ar romiešu cipariem no I līdz IV. Katra no četrām klasēm ir sadalīta trīs apakšklasēs atbilstoši zvaigžņu spilgtuma viendabīgumam. Pirmajā apakšklasē ietilpst kopas, kurās zvaigznēm ir aptuveni vienāda spilgtuma pakāpe, bet trešajā - ar būtisku atšķirību šajā ziņā. Tad amerikāņu astronoms ieviesa vēl trīs kategorijas zvaigžņu kopu klasificēšanai pēc zvaigžņu skaita kopā. Pirmā kategorija "p" attiecas uz sistēmām, kurās ir mazāk par 50 zvaigznēm. Uz otro "m" - kopa ar 50 līdz 100 zvaigznēm. Uz trešo - kam ir vairāk nekā 100 zvaigznes. Piemēram, saskaņā ar šo klasifikāciju zvaigžņu kopa, kas katalogā apzīmēta kā "I 3p", ir sistēma, kas sastāv no mazāk nekā 50 zvaigznēm, kuras ir blīvi koncentrētas debesīs un ar dažādu spilgtuma pakāpi.

Zvaigžņu vienveidība.

Visām zvaigznēm, kas pieder jebkurai atvērtai zvaigžņu kopai, ir raksturīga iezīme - viendabīgums. Tas nozīmē, ka tie veidojušies no viena un tā paša gāzes mākoņa un tiem ir vienāds ķīmiskais sastāvs to pastāvēšanas sākumā. Turklāt pastāv pieņēmums, ka viņi visi parādījās vienlaikus, tas ir, viņiem ir vienāds vecums. Atšķirības starp tām ir izskaidrojamas ar atšķirīgo attīstības gaitu, un to nosaka zvaigznes masa no tās veidošanās brīža. Zinātnieki zina, ka lielām zvaigznēm ir īsāks mūžs nekā mazām zvaigznēm. Lielie attīstās daudz ātrāk. Kopumā atklātās zvaigžņu kopas ir debesu sistēmas, kas sastāv no salīdzinoši jaunām zvaigznēm. Šāda veida zvaigžņu kopas atrodas galvenokārt Piena Ceļa spirālveida atzaros. Tieši šīs teritorijas nesenā pagātnē bija aktīvas zvaigžņu veidošanās zonas. Izņēmums ir kopas NGC 2244, NGC 2264 un NGC 6530, to vecums ir vairāki desmiti miljonu gadu. Zvaigznēm šis ir īss laiks.

Vecums un ķīmiskais sastāvs.

Atvērto zvaigžņu kopu zvaigznes saista kopā pievilkšanās spēks. Bet sakarā ar to, ka šis savienojums nav pietiekami spēcīgs, atvērtās kopas var izjukt. Tas notiek ilgā laika periodā. Sadalīšanas process ir saistīts ar atsevišķu zvaigžņu gravitācijas ietekmi, kas atrodas netālu no kopas.

Atklātās zvaigžņu kopās veco zvaigžņu praktiski nav. Lai gan ir izņēmumi. Pirmkārt, tas attiecas uz lielām kopām, kurās savienojums starp zvaigznēm ir daudz spēcīgāks. Attiecīgi šādu sistēmu vecums ir lielāks. Starp tiem var atzīmēt NGC 6791. Šajā zvaigžņu kopā ir aptuveni 10 000 zvaigžņu, tās vecums ir aptuveni 10 miljardi gadu. Lielo zvaigžņu kopu orbītas tos ilgu laiku aiznes prom no galaktikas plaknes. Attiecīgi viņiem ir mazāk iespēju sastapties ar lieliem molekulāriem mākoņiem, kas varētu novest pie zvaigžņu kopas izzušanas.

Atvērto zvaigžņu kopu zvaigznes pēc ķīmiskā sastāva ir līdzīgas Saulei un citām galaktikas diska zvaigznēm. Ķīmiskā sastāva atšķirība ir atkarīga no attāluma no Galaktikas centra. Jo tālāk no centra atrodas zvaigžņu kopa, jo mazāk elementu no metālu grupas tajā ir. Ķīmiskais sastāvs ir atkarīgs arī no zvaigžņu kopas vecuma. Tas attiecas arī uz atsevišķām zvaigznēm.

GLOBULĀRAS KLASTERI.

Lodveida zvaigžņu kopām, kurās ir simtiem tūkstošu zvaigžņu, ir ļoti neparasts izskats: tām ir sfēriska forma, un zvaigznes tajās ir koncentrētas tik blīvi, ka pat ar visspēcīgāko teleskopu palīdzību nav iespējams atšķirt atsevišķus objektus. Uz centru ir spēcīga zvaigžņu koncentrācija.

Lodveida kopu izpētei ir liela nozīme astrofizikā, pētot zvaigžņu evolūciju, galaktiku veidošanās procesu, pētot mūsu Galaktikas uzbūvi un nosakot Visuma vecumu.

Piena ceļa forma.

Zinātnieki ir noskaidrojuši, ka lodveida kopas veidojās mūsu Galaktikas veidošanās sākotnējā stadijā - protogalaktiskajai gāzei bija sfēriska forma. Gravitācijas mijiedarbības laikā līdz kompresijas pabeigšanai, kas noveda pie diska veidošanās, ārpus tā izrādījās vielas, gāzes un putekļu gabali. Tieši no tiem veidojās lodveida zvaigžņu kopas. Turklāt tie tika izveidoti pirms diska parādīšanās un palika tajā pašā vietā, kur tie tika izveidoti. Tiem ir sfēriska struktūra, oreols, ap kuru vēlāk apmetās galaktikas plakne. Tāpēc Piena ceļā lodveida kopas ir izvietotas simetriski.

Lodveida kopu atrašanās vietas problēmas izpēte, kā arī attāluma no tiem līdz Saulei mērījumi ļāva noteikt to mūsu galaktikas apmēru līdz centram - tas ir 30 000 gaismas gadu.

Lodveida zvaigžņu kopas ir ļoti vecas izcelsmes laikā. Viņu vecums ir 10-20 miljardi gadu. Tie ir vissvarīgākais Visuma elements, un, bez šaubām, zināšanas par šiem veidojumiem ļoti palīdzēs izskaidrot Visuma parādības. Pēc zinātnieku domām, šo zvaigžņu kopu vecums ir identisks mūsu Galaktikas vecumam, un, tā kā visas galaktikas veidojušās aptuveni vienā laikā, tas nozīmē, ka var noteikt arī Visuma vecumu. Šim nolūkam laiks no Visuma parādīšanās līdz galaktiku veidošanās sākumam jāpieskaita lodveida zvaigžņu kopu vecumam. Salīdzinot ar lodveida zvaigžņu kopu vecumu, tas ir ļoti mazs laika posms.

Lodveida kopu kodolu iekšpusē.

Šāda veida kopu centrālajiem reģioniem ir raksturīga augsta zvaigžņu koncentrācijas pakāpe, aptuveni tūkstoš reižu vairāk nekā Saulei tuvākajās zonās. Tikai pēdējā desmitgadē ir kļuvis iespējams apsvērt lodveida zvaigžņu kopu kodolus, pareizāk sakot, tos debess objektus, kas atrodas pašā centrā. Tam ir liela nozīme gan kodolā ienākošo zvaigžņu dinamikas izpētes jomā, gan informācijas iegūšanas ziņā par debess ķermeņu sistēmām, kas savienotas ar pievilkšanās spēkiem - pie šīs kategorijas pieder zvaigžņu kopas -, gan arī mijiedarbības izpētē. starp kopu zvaigznēm, veicot novērojumus vai datu apstrādi.datorā.

Pateicoties augstajai zvaigžņu koncentrācijas pakāpei, notiek reālas sadursmes, veidojas jauni objekti, piemēram, zvaigznes, kurām ir savas īpašības. Var parādīties arī binārās sistēmas, tas notiek, ja divu zvaigžņu sadursme nenoved pie to iznīcināšanas, bet savstarpēja uztveršana notiek gravitācijas ietekmē.

Lodveida zvaigžņu kopu ģimenes.

Lodveida zvaigžņu kopas mūsu galaktikā ir neviendabīgi veidojumi. Pēc attāluma principa no Galaktikas centra un ķīmiskā sastāva izšķir četras dinamiskās ģimenes. Dažās lodveida kopās ir vairāk metālu grupas ķīmisko elementu, citās mazāk. Metālu klātbūtnes pakāpe ir atkarīga no starpzvaigžņu vides ķīmiskā sastāva, no kuras veidojās debess objekti. Lodveida kopas, kurās ir mazāk metālu, ir vecākas un atrodas Galaktikas oreolā. Lielāks metāla sastāvs raksturīgs jaunākām zvaigznēm, tās veidojušās no barotnes, kas jau ir bagātināta ar metāliem supernovas uzliesmojumu rezultātā - šajā saimē ietilpst "disku kopas", kas atrodas uz galaktikas diska.

Oreols satur "zvaigžņu kopas oreola iekšējā daļā" un "zvaigžņu kopas oreola ārējā daļā". Ir arī "oreola perifērās daļas zvaigžņu kopas", no kurām attālums līdz Galaktikas centram ir vislielākais.

Vides ietekme.

Zvaigžņu kopas netiek pētītas un sadalītas ģimenēs, lai tos klasificētu kā pašmērķi. Klasifikācijai ir arī svarīga loma, pētot apkārtējo zvaigžņu kopu ietekmi uz to evolūciju. Šajā gadījumā mēs runājam par mūsu Galaktiku.

Neapšaubāmi, Galaktikas diska gravitācijas laukam ir milzīga ietekme uz zvaigžņu kopu. Lodveida zvaigžņu kopas pārvietojas ap galaktikas centru eliptiskās orbītās un periodiski šķērso Galaktikas disku. Tas notiek apmēram reizi 100 miljonos gadu.

Gravitācijas lauks un plūdmaiņu izvirzījumi, kas izplūst no galaktikas plaknes, iedarbojas uz zvaigžņu kopu tik intensīvi, ka tā pamazām sāk sadalīties. Zinātnieki uzskata, ka dažas no vecajām zvaigznēm, kas pašlaik atrodas galaktikā, kādreiz bija daļa no lodveida zvaigžņu kopām. Tagad tie ir sabrukuši. Tiek uzskatīts, ka miljarda gadu laikā sadalās aptuveni 5 zvaigžņu kopas. Šis ir piemērs galaktikas vides ietekmei uz lodveida zvaigžņu kopas dinamisko attīstību.

Galaktikas diska gravitācijas ietekmes ietekmē uz zvaigžņu kopu mainās arī kopas apjoms. Mēs runājam par zvaigznēm, kas atrodas tālu no kopas centra, tās vairāk ietekmē galaktikas diska pievilkšanās spēks, nevis pati zvaigžņu kopa. Notiek zvaigžņu "iztvaikošana", kopas izmērs samazinās.

SUPERJAUNAS ZVAIGZNES.

Arī zvaigznes dzimst, aug un mirst. To beigas var būt lēnas un pakāpeniskas vai pēkšņas un katastrofālas. Tas ir raksturīgi ļoti liela izmēra zvaigznēm, kuras savu eksistenci beidz ar zibspuldzi, tās ir supernovas.

Supernovu atklāšana.

Gadsimtiem ilgi supernovu būtība zinātniekiem nebija zināma, taču to novērojumi ir veikti kopš neatminamiem laikiem. Daudzas supernovas ir tik spilgtas, ka tās var redzēt ar neapbruņotu aci, dažreiz pat dienas laikā. Pirmo reizi šīs zvaigznes tika pieminētas senajās hronikās mūsu ēras 185. gadā. Pēc tam viņi tika regulāri novēroti un skrupulozi reģistrēja visus datus. Piemēram, senās Ķīnas imperatoru galma astronomi daudzus gadus vēlāk reģistrēja daudzas atklātās supernovas.

Starp tiem jāatzīmē supernova, kas izcēlās mūsu ēras 1054. gadā. Vērša zvaigznājā. Šīs supernovas paliekas tās raksturīgās formas dēļ sauc par Krabja miglāju. Rietumu astronomi sistemātiskus supernovu novērojumus sāka veikt vēlu. Tikai uz 16. gadsimta beigām. zinātniskajos dokumentos tie bija minēti. Eiropas astronomi pirmie supernovu novērojumi ir datēti ar 1575. un 1604. gadu. 1885. gadā Andromedas galaktikā tika atklāta pirmā supernova. To izdarīja baronese Berta de Podmaņicka.

No XX gadsimta 20. gadiem. pateicoties fotoplākšņu izgudrošanai, supernovas atklājumi seko viens pēc otra. Šobrīd ir atvērti līdz tūkstotim no tiem. Supernovu meklēšana prasa lielu pacietību un pastāvīgu debesu vērošanu. Zvaigznei nevajadzētu būt tikai ļoti spilgtai, tās uzvedībai jābūt neparastai un neparedzamai. Supernovu "mednieku" nav tik daudz, tikai nedaudz vairāk kā desmit astronomi var lepoties ar to, ka savas dzīves laikā ir atklājuši vairāk nekā 20 supernovas. Palma šādā interesantā klasifikācijā pieder Fredam Cvikijam - kopš 1936. gada viņš ir identificējis 123 zvaigznes.

Kas ir supernovas?

Supernovas ir zvaigznes, kas pēkšņi uzliesmo liesmās. Šis uzliesmojums ir katastrofāls notikums, lielo zvaigžņu evolūcijas beigas. Uzliesmojumu laikā starojuma jauda sasniedz 1051 erg, kas ir salīdzināma ar enerģiju, ko zvaigzne izstaro visā tās dzīves laikā. Mehānismi, kas izraisa uzliesmojumus binārajās un atsevišķās zvaigznēs, ir atšķirīgi.

Pirmajā gadījumā uzliesmojums notiek ar nosacījumu, ka otrā zvaigzne binārajā sistēmā ir baltais punduris. Baltie punduri ir salīdzinoši mazas zvaigznes, to masa atbilst Saules masai, “dzīvības ceļa” beigās tiem ir planētas izmērs. Baltais punduris mijiedarbojas ar savu pāri gravitācijas izteiksmē, tas “zog” vielu no tā virsmas slāņiem. “Aizņemtā” viela uzsilst, sākas kodolreakcijas, notiek uzliesmojums.

Otrajā gadījumā pati zvaigzne uzliesmo, tas notiek, kad tās dziļumos vairs nav apstākļu termokodolreakcijām. Šajā posmā dominē gravitācija, un zvaigzne sāk strauji sarukt. Saspiešanas rezultātā radušās pēkšņas karsēšanas dēļ zvaigznes kodolā sāk notikt nekontrolētas kodolreakcijas, enerģija izdalās zibspuldzes veidā, izraisot zvaigznes iznīcināšanu.

Pēc zibspuldzes paliek gāzes mākonis, tas izplatās kosmosā. Tās ir "supernovas paliekas" – tās, kas paliek pāri no eksplodētas zvaigznes virsmas slāņiem. Supernovas palieku morfoloģija ir atšķirīga un atkarīga no apstākļiem, kādos notika "cilmes" zvaigznes sprādziens, un no tās raksturīgajām iekšējām iezīmēm. Mākoņa izplatība notiek nevienmērīgi dažādos virzienos, kas ir saistīts ar mijiedarbību ar starpzvaigžņu gāzi, tas var būtiski mainīt mākoņa formu gadu tūkstošiem.

supernovu īpašības.

Supernovas ir izvirduma mainīgo zvaigžņu variācija. Tāpat kā visiem mainīgajiem lielumiem, arī supernovām ir raksturīgas gaismas līknes un viegli atpazīstamas pazīmes. Pirmkārt, supernovai raksturīgs straujš spilgtuma pieaugums, kas ilgst vairākas dienas, līdz sasniedz maksimumu – šis periods ir aptuveni desmit dienas. Tad mirdzums sāk samazināties – sākumā nejauši, tad secīgi. Pētot gaismas līkni, var izsekot uzliesmojuma dinamikai un izpētīt tā attīstību. Gaismas līknes daļa no pacelšanās sākuma līdz maksimumam atbilst zvaigznes uzliesmojumam, sekojošā nolaišanās nozīmē gāzes apvalka paplašināšanos un atdzišanu.

BALTAIS RŪĶIS.

"Zvaigžņu zoodārzā" ir ļoti daudz dažādu zvaigžņu, dažāda izmēra, krāsas un mirdzuma. To vidū īpaši iespaidīgas ir "mirušās" zvaigznes, kuru iekšējā struktūra būtiski atšķiras no parasto zvaigžņu uzbūves. Pie mirušajām zvaigznēm pieder lielas zvaigznes, baltie punduri, neitronu zvaigznes un melnie caurumi. Šo zvaigžņu lielā blīvuma dēļ tās tiek klasificētas kā "krīzes".

Atvēršana.

Sākumā balto punduru būtība bija pilnīgs noslēpums, bija zināms tikai tas, ka tiem ir augsts blīvums salīdzinājumā ar parastajām zvaigznēm.

Pirmais baltais punduris, kas tika atklāts un pētīts, bija Sirius B, Sīriusa pāris, ļoti spoža zvaigzne. Izmantojot Keplera trešo likumu, astronomi aprēķināja Sīriusa B masu: 0,75-0,95 Saules masas. No otras puses, tā spilgtums bija daudz mazāks nekā Saulei. Zvaigznes spilgtums ir saistīts ar rādiusa kvadrātu. Pēc skaitļu analīzes astronomi nonāca pie secinājuma, ka Siriusa izmērs ir mazs. 1914. gadā viņi apkopoja Sīriusa B zvaigžņu spektru, noteica temperatūru. Zinot temperatūru un spilgtumu, viņi aprēķināja rādiusu - 18 800 kilometru.

Pirmais pētījums.

Rezultāts iezīmēja jaunas zvaigžņu klases atklāšanu. 1925. gadā Adams izmērīja dažu Sirius B spektra emisijas līniju viļņa garumu un konstatēja, ka tās ir garākas, nekā gaidīts. Sarkanā nobīde iekļaujas relativitātes teorijas ietvaros, ko Einšteins atklāja dažus gadus pirms notikumiem. Lietojot relativitātes teoriju, Adamss spēja aprēķināt zvaigznes rādiusu. Pēc vēl divu Sīriusam B līdzīgu zvaigžņu atklāšanas Arturs Edingtons secināja, ka Visumā ir daudz šādu zvaigžņu.

Tātad punduru esamība tika noskaidrota, taču to daba joprojām bija noslēpums. Konkrēti, zinātnieki nekādi nevarēja saprast, kā saulei līdzīga masa var ietilpt tik mazā ķermenī. Edingtons secina, ka “pie tik liela blīvuma gāze zaudē savas īpašības. Visticamāk, baltie punduri sastāv no deģenerētas gāzes.

Balto punduru esence.

1926. gada augustā Enriko Fermi un Pols Diraks izstrādāja teoriju, kas apraksta gāzes stāvokli ļoti augsta blīvuma apstākļos. Izmantojot to, Faulers tajā pašā gadā atrada skaidrojumu balto punduru stabilajai struktūrai. Viņaprāt, lielā blīvuma dēļ gāze baltā pundura zarnās atrodas deģenerētā stāvoklī, un gāzes spiediens praktiski nav atkarīgs no temperatūras. Baltā pundura stabilitāti apstiprina fakts, ka gravitācijas spēkam pretojas gāzes spiediens pundura zarnās. Balto punduru izpēti turpināja indiešu fiziķis Čandrasekhars.

Vienā no saviem darbiem, kas publicēts 1931. gadā, viņš veic svarīgu atklājumu - balto punduru masa nevar pārsniegt noteiktu robežu, tas ir saistīts ar to ķīmisko sastāvu. Šī robeža ir 1,4 Saules masas, un par godu zinātniekam tiek saukta par "Chandrasekhar limitu".

Gandrīz tonna cm3!

Kā norāda nosaukums, baltie punduri ir mazas zvaigznes. Pat ja to masa ir vienāda ar Saules masu, tie joprojām ir līdzīgi planētai, piemēram, Zemei. To rādiuss ir aptuveni 6000 km - 1/100 no Saules rādiusa. Ņemot vērā balto punduru masu un izmērus, var izdarīt tikai vienu secinājumu - to blīvums ir ļoti augsts. Baltā pundura matērijas kubikcentimetrs pēc Zemes standartiem sver gandrīz tonnu.

Tik augsts blīvums noved pie tā, ka zvaigznes gravitācijas lauks ir ļoti spēcīgs - apmēram 100 reizes lielāks nekā Saules un ar tādu pašu masu.

Galvenās īpašības.

Lai gan balto punduru kodolā vairs nenotiek kodolreakcijas, tā temperatūra ir ļoti augsta. Siltums uzplūst uz zvaigznes virsmu un pēc tam izplatās kosmosā. Pašas zvaigznes lēnām atdziest, līdz kļūst neredzamas. "Jauno" balto punduru virsmas temperatūra ir aptuveni 20 000-30 000 grādu. Baltie punduri ir ne tikai balti, ir arī dzeltenie. Neskatoties uz augsto virsmas temperatūru, mazā izmēra dēļ spilgtums ir zems, absolūtais lielums var būt 12-16. Baltie punduri atdziest ļoti lēni, tāpēc mēs tos redzam tik lielā skaitā. Zinātniekiem ir iespēja izpētīt to galvenās īpašības. Baltie punduri ir iekļauti G-R diagrammā, tie aizņem maz vietas zem galvenās secības.

NEITRONU ZVAIGZNES UN PULSĀRI.

Nosaukums "pulsārs" cēlies no angļu kombinācijas "pulsating star" - "pulsating star". Pulsāru raksturīga iezīme, atšķirībā no citām zvaigznēm, ir nevis pastāvīgs starojums, bet gan regulāra impulsa radio emisija. Impulsi ir ļoti ātri, viena impulsa ilgums ir no sekundes tūkstošdaļām līdz, maksimums, vairākām sekundēm. Pulsa forma un dažādu pulsāru periodi nav vienādi. Stingrā radio emisijas periodiskuma dēļ pulsārus var uzskatīt par kosmosa pulksteņiem. Laika gaitā periodi samazinās līdz 10-14 s/s. Katru sekundi periods mainās par 10-14 sekundēm, tas ir, samazinājums notiek apmēram 3 miljonus gadu.

Regulāri signāli.

Pulsāru atklāšanas vēsture ir diezgan interesanta. Pirmo pulsāru PSR 1919+21 1967. gadā atklāja Bels un Entonijs Haši no Kembridžas universitātes. Bells, jauns fiziķis, veica pētījumus radioastronomijas jomā, lai apstiprinātu viņa izvirzītās tēzes. Pēkšņi viņš atklāja mērenas intensitātes radiosignālu reģionā, kas atrodas tuvu galaktikas plaknei. Dīvainākais bija tas, ka signāls bija neregulārs – tas pazuda un atkal parādījās ik pēc 1,377 sekundēm. Runā, ka Bells skrējis pie sava profesora, lai informētu viņu par atklājumu, taču pēdējais tam nepievērsa pienācīgu uzmanību, uzskatot, ka tas ir radiosignāls no Zemes.

Tomēr signāls turpināja parādīties neatkarīgi no zemes radioaktivitātes. Tas norādīja, ka tā parādīšanās avots vēl nav noskaidrots. Tiklīdz tika publicēti dati par notikušo atklājumu, radās neskaitāmi ieteikumi, ka signāli nāk no spokainas ārpuszemes civilizācijas. Taču zinātnieki spēja izprast pulsāru būtību bez svešu pasauļu palīdzības.

Pulsāru būtība.

Pēc pirmā tika atklāti vēl daudzi pulsāri. Astronomi ir nonākuši pie secinājuma, ka šie debess ķermeņi ir impulsa starojuma avoti. Visvairāk objektu Visumā ir zvaigznes, tāpēc zinātnieki nolēmuši, ka šie debess ķermeņi, visticamāk, pieder pie zvaigžņu klases.

Visticamāk, pulsāciju cēlonis ir zvaigznes straujā kustība ap savu asi. Zinātnieki ir mērījuši periodus un mēģinājuši noteikt šo debess ķermeņu būtību. Ja ķermenis griežas ar ātrumu, kas pārsniedz noteiktu maksimālo ātrumu, tas sadalās centrbēdzes spēku ietekmē. Tas nozīmē, ka ir jābūt minimālajai rotācijas perioda vērtībai.

No aprēķiniem izrietēja, ka, lai zvaigzne grieztos ar periodu, ko mēra sekundes tūkstošdaļās, tās blīvumam vajadzētu būt apmēram 1014 g/cm3, tāpat kā atomu kodoliem. Skaidrības labad mēs varam sniegt šādu piemēru - iedomājieties masu, kas vienāda ar Everestu, cukura kuba tilpumā.

neitronu zvaigznes.

Kopš trīsdesmitajiem gadiem zinātnieki ir pieņēmuši, ka debesīs pastāv kaut kas līdzīgs. Neitronu zvaigznes ir ļoti mazi, superblīvi debess ķermeņi. To masa ir aptuveni vienāda ar 1,5 no Saules masas, kas koncentrēta aptuveni 10 km rādiusā.

Neitronu zvaigznes galvenokārt sastāv no neitroniem, daļiņām bez elektriskā lādiņa, kas kopā ar protoniem veido atoma kodolu. Augstās temperatūras dēļ zvaigznes iekšienē matērija tiek jonizēta, elektroni eksistē atsevišķi no kodoliem. Pie tik liela blīvuma visi kodoli sadalās to sastāvā esošajos neitronos un protonos. Neitronu zvaigznes ir lielas masas zvaigznes evolūcijas gala rezultāts. Pēc kodolenerģijas avotu izsīkšanas tās zarnās tas pēkšņi eksplodē kā supernova. Zvaigznes ārējie slāņi tiek izmesti kosmosā, kodolā notiek gravitācijas sabrukums, veidojas karsta neitronu zvaigzne. Sabrukšanas process aizņem sekundes daļu. Sabrukšanas rezultātā tas sāk griezties ļoti ātri, ar sekundes tūkstošdaļu periodiem, kas raksturīgi pulsāram.

Pulsāciju starojums.

Neitronu zvaigznē nav kodoltermisko reakciju avotu; viņi ir neaktīvi. Pulsāciju starojums nenāk no zvaigznes iekšpuses, bet gan no ārpuses, no zonām, kas ieskauj zvaigznes virsmu.

Neitronu zvaigžņu magnētiskais lauks ir ļoti spēcīgs, miljoniem reižu lielāks par Saules magnētisko lauku, tas griežas cauri telpai, radot magnetosfēru.

Neitronu zvaigzne izstaro elektronu un pozitronu plūsmas magnetosfērā, tās griežas ar ātrumu, kas ir tuvu gaismas ātrumam. Magnētiskais lauks ietekmē šo elementārdaļiņu kustību, tās pārvietojas pa spēka līnijām, pa spirālveida trajektoriju. Tādējādi tie izdala kinētisko enerģiju elektromagnētiskā starojuma veidā.

Rotācijas periods palielinās rotācijas enerģijas samazināšanās dēļ. Vecākiem pulsāriem pulsācijas periods ir ilgāks. Starp citu, pulsāciju periods ne vienmēr ir stingri periodisks. Dažreiz tas dramatiski palēninās, tas ir saistīts ar parādībām, ko sauc par "kļūmēm" - tas ir "mikrozvaigžņu zemestrīču" rezultāts.

MELNIE CEURUMI.

Debesu ķermeņu tēls pārsteidz ar dažādu formu un krāsu debess ķermeņiem. Kas ir Visumā: visu krāsu un izmēru zvaigznes, spirālveida galaktikas, neparastu formu un krāsu miglāji. Bet šajā "kosmosa zoodārzā" ir "eksemplāri", kas izraisa īpašu interesi. Tie ir vēl noslēpumaināki debess ķermeņi, jo tos ir grūti novērot. Turklāt to būtība nav pilnībā noskaidrota. Starp tiem īpaša vieta ir "melnajiem caurumiem".

Kustības ātrums.

Ikdienas runā izteiciens "melnais caurums" nozīmē kaut ko bezdibenu, kur lieta nokrīt, un neviens nekad neuzzinās, kas ar to noticis nākotnē. Kas īsti ir melnie caurumi? Lai to saprastu, atgriezīsimies vēsturē pirms diviem gadsimtiem. 18. gadsimtā franču matemātiķis Pjērs Simons de Laplass pirmo reizi ieviesa šo terminu, pētot gravitācijas teoriju. Kā zināms, jebkuram ķermenim, kuram ir noteikta masa – piemēram, Zemei – ir arī gravitācijas lauks, tas pievelk apkārtējos ķermeņus.

Tāpēc izmests priekšmets nokrīt zemē. Ja viens un tas pats objekts tiek izmests uz priekšu ar spēku, tas kādu laiku pārvarēs Zemes gravitāciju un nolidos kādu attālumu. Minimālo nepieciešamo ātrumu sauc par "kustības ātrumu", uz Zemes tas ir 11 km / s. Kustības ātrums ir atkarīgs no debess ķermeņa blīvuma, kas rada gravitācijas lauku. Jo lielāks blīvums, jo lielākam jābūt ātrumam. Attiecīgi var izvirzīt pieņēmumu, kā to darīja Laplass pirms diviem gadsimtiem, ka Visumā ir ķermeņi ar tik lielu blīvumu, ka to kustības ātrums pārsniedz gaismas ātrumu, tas ir, 300 000 km/s.

Šajā gadījumā pat gaisma varētu pakļauties šāda ķermeņa pievilkšanas spēkam. Šāds ķermenis nevarētu izstarot gaismu, un tāpēc tas paliktu neredzams. Varam iedomāties kā milzīgu caurumu, bildē tas ir melns. Neapšaubāmi, Laplasa formulētā teorija nenes laika nospiedumu un šķiet pārāk vienkāršota. Taču Laplasa laikā kvantu teorija vēl nebija formulēta, un no konceptuālā viedokļa gaismas kā materiāla ķermeņa uzskatīšana šķita muļķīga. 20. gadsimta pašā sākumā līdz ar kvantu mehānikas parādīšanos un attīstību kļuva zināms, ka noteiktos apstākļos gaisma darbojas arī kā materiāls starojums.

Šo nostāju relativitātes teorijā izstrādāja Alberts Einšteins, kas publicēts 1915. gadā, un vācu fiziķa Karla Švarcšilda darbos 1916. gadā viņš apkopoja melno caurumu teorijas matemātisko pamatojumu. Gaisma var būt arī pakļauta pievilkšanas spēkam. Pirms diviem gadsimtiem Laplass izvirzīja ļoti svarīgu problēmu saistībā ar fizikas kā zinātnes attīstību.

Kā parādās melnie caurumi?

Parādības, par kurām mēs runājam, 1967. gadā tika nosauktas par "melnajiem caurumiem", pateicoties amerikāņu astrofiziķim Džonam Vīleram. Tie ir lielu zvaigžņu evolūcijas gala rezultāts, kuru masa pārsniedz piecas Saules masas. Kad visas kodoldegvielas rezerves ir izsmeltas un reakcijas vairs nenotiek, notiek zvaigznes nāve. Turklāt tā liktenis ir atkarīgs no tā masas.

Ja zvaigznes masa ir mazāka par saules masu, tā turpina sarukt, līdz tā nodziest. Ja masa ir ievērojama, zvaigznes eksplodē, tad runa ir par supernovu. Zvaigzne atstāj aiz sevis pēdas - kad kodolā notiek gravitācijas sabrukums, visa masa sakrājas kompakta izmēra bumbiņā ar ļoti augstu blīvumu - 10 000 reižu vairāk nekā atoma kodolam.

relatīvie efekti.

Zinātniekiem melnie caurumi ir lieliska dabas laboratorija, kas ļauj eksperimentēt ar dažādām teorētiskās fizikas hipotēzēm. Saskaņā ar Einšteina relativitātes teoriju fizikas likumus ietekmē lokāls pievilcības lauks. Principā laiks plūst atšķirīgi blakus dažādas intensitātes gravitācijas laukiem.

Turklāt melnais caurums ietekmē ne tikai laiku, bet arī apkārtējo telpu, ietekmējot tā struktūru. Saskaņā ar relativitātes teoriju spēcīga gravitācijas lauka klātbūtne, kas rodas no tik spēcīga debess ķermeņa kā melnais caurums, izkropļo apkārtējās telpas struktūru un mainās tās ģeometriskie dati. Tas nozīmē, ka melnā cauruma tuvumā nelielais attālums, kas savieno divus punktus, nebūs taisna līnija, bet gan līkne.

Plešakovam radās laba ideja – izveidot bērniem atlantu, pēc kura viegli noteikt zvaigznes un zvaigznājus. Mūsu skolotāji pārņēma šo ideju un izveidoja savu atslēgu atlantu, kas ir vēl informatīvāks un vizuālāks.

Kas ir zvaigznāji?

Skaidrā naktī paceļot acis pret debesīm, var redzēt daudz dažāda izmēra dzirkstošu gaismiņu, kas gluži kā dimantu izkaisīti rotā debesis. Šīs gaismas sauc par zvaigznēm. Daži no tiem, šķiet, ir savākti klasteros un pēc ilgstošas ​​​​pārbaudes tos var sadalīt noteiktās grupās. Šīs grupas sauc par "zvaigznājiem". Dažas no tām var atgādināt spaiņa formu vai dzīvnieku sarežģītās kontūras, tomēr daudzējādā ziņā tas ir tikai iztēles auglis.

Daudzus gadsimtus astronomi mēģināja pētīt šādas zvaigžņu kopas un piešķīra tām mistiskas īpašības. Cilvēki mēģināja tos sistematizēt un atrast kopīgu modeli, un tā radās zvaigznāji. Ilgu laiku zvaigznāji tika rūpīgi pētīti, daži tika sadalīti mazākos, un tie beidza pastāvēt, un daži tika vienkārši izlaboti pēc precizēšanas. Piemēram, Argo zvaigznājs tika sadalīts mazākos zvaigznājos: Kompass, Karīna, Bura, Korma.

Ļoti interesanta ir arī zvaigznāju nosaukumu izcelsmes vēsture. Lai atvieglotu iegaumēšanu, viņiem tika doti vārdi, kurus vienoja viens elements vai literārs darbs. Piemēram, tika novērots, ka stipru lietusgāžu laikā Saule paceļas no atsevišķu zvaigznāju puses, kuriem tika doti šādi nosaukumi: Mežāzis, Valis, Ūdensvīrs, Zivju zvaigznājs.

Lai novestu visus zvaigznājus noteiktā klasifikācijā, 1930. gadā Starptautiskās Astronomijas savienības sanāksmē tika pieņemts lēmums oficiāli reģistrēt 88 zvaigznājus. Saskaņā ar pieņemto lēmumu zvaigznāji nesastāv no zvaigžņu grupām, bet ir zvaigžņoto debesu posmi.

Kas ir zvaigznāji?

Zvaigznāji atšķiras pēc to sastāvu veidojošo zvaigžņu skaita un spilgtuma. Piešķiriet 30 pamanāmākās zvaigžņu grupas. Lielākais zvaigznājs platības ziņā ir Ursa Major. Tas sastāv no 7 spilgtām un 118 zvaigznēm, kas redzamas ar neapbruņotu aci.

Mazāko zvaigznāju, kas atrodas dienvidu puslodē, sauc par Dienvidu krustu, un to nevar redzēt ar neapbruņotu aci. Tas sastāv no 5 spilgtām un 25 mazāk redzamām zvaigznēm.

Mazais zirgs ir mazākais zvaigznājs ziemeļu puslodē un sastāv no 10 vājām zvaigznēm, kuras var redzēt ar neapbruņotu aci.

Skaistākais un spilgtākais zvaigznājs ir Orions. Tas sastāv no 120 zvaigznēm, kas redzamas ar neapbruņotu aci, un 7 no tām ir ļoti spilgtas.

Visi zvaigznāji ir nosacīti sadalīti tajos, kas atrodas dienvidu vai ziemeļu puslodē. Tie, kas dzīvo Zemes dienvidu puslodē, nevar redzēt zvaigžņu kopas, kas atrodas ziemeļu puslodē un otrādi. No 88 zvaigznājiem 48 atrodas dienvidu puslodē un 31 atrodas ziemeļu puslodē. Atlikušās 9 zvaigžņu grupas atrodas abās puslodēs. Ziemeļu puslodi ir viegli atpazīt pēc Ziemeļzvaigznes, kas vienmēr ļoti spilgti spīd debesīs. Viņa ir galējā zvaigzne uz Ursa Minor kausa roktura.

Sakarā ar to, ka Zeme griežas ap Sauli, kas neļauj redzēt dažus zvaigznājus, mainās gadalaiki un mainās šī spīdekļa novietojums debesīs. Piemēram, ziemā mūsu planētas stāvoklis apkārtsaules orbītā ir pretējs nekā vasarā. Tāpēc jebkurā gadalaikā var redzēt tikai noteiktus zvaigznājus. Piemēram, vasarā naksnīgajās debesīs var redzēt trīsstūri, ko veido zvaigznes Altair, Vega un Deneb. Ziemā ir iespēja apbrīnot bezgala skaisto Oriona zvaigznāju. Tāpēc dažreiz viņi saka: rudens zvaigznāji, ziemas, vasaras vai pavasara zvaigznāji.

Zvaigznājus vislabāk var redzēt vasarā, un tos vēlams novērot atklātā kosmosā, ārpus pilsētas. Dažas zvaigznes var redzēt ar neapbruņotu aci, savukārt citām var būt nepieciešams teleskops. Vislabāk ir redzami zvaigznāji Ursa Major, Ursa Minor un Cassiopeia. Rudenī un ziemā skaidri redzami Vērša un Oriona zvaigznāji.

Spilgti zvaigznāji, kas ir redzami Krievijā

Pie skaistākajiem Krievijā redzamajiem ziemeļu puslodes zvaigznājiem pieder: Orion, Ursa Major, Taurus, Canis Major, Canis Minor.

Ielūkojoties to atrašanās vietā un dodot vaļu iztēlei, var redzēt medību ainu, kas, tāpat kā sena freska, debesīs ir attēlota jau vairāk nekā divus tūkstošus gadu. Drosmīgais mednieks Orions vienmēr tiek attēlots dzīvnieku ieskauts. Vērsis skrien viņam pa labi, un mednieks pagriež viņam nūju. Pie Oriona kājām ir uzticīgie Lielie un mazie suņi.

Oriona zvaigznājs

Šis ir lielākais un krāsainākais zvaigznājs. Tas ir skaidri redzams rudenī un ziemā. Orionu var redzēt visā Krievijas teritorijā. Tā zvaigžņu izkārtojums atgādina cilvēka aprises.

Šī zvaigznāja veidošanās vēsture cēlusies no sengrieķu mītiem. Pēc viņu domām, Orions bija drosmīgs un spēcīgs mednieks, Poseidona un nimfas Emvrialas dēls. Viņš bieži medīja kopā ar Artemīdu, bet kādu dienu par viņu sakāvi medību laikā viņu trāpīja dievietes bulta un viņš nomira. Pēc viņa nāves viņš tika pārvērsts par zvaigznāju.

Oriona spožākā zvaigzne ir Rigels. Tas ir 25 tūkstošus reižu spožāks par Sauli un 33 reizes lielāks par savu izmēru. Šai zvaigznei ir zilgani balts mirdzums, un tā tiek uzskatīta par supergigantu. Tomēr, neskatoties uz tik iespaidīgo izmēru, tas ir daudz mazāks nekā Betelgeuse.

Betelgeuse rotā Oriona labo plecu. Tā ir 450 reižu lielāka par Saules diametru, un, ja jūs to ievietojat mūsu spīdekļa vietā, tad šī zvaigzne ieņems četru planētu vietu pirms Marsa. Betelgeuse spīd 14 000 reižu spožāk nekā Saule.

Oriona zvaigznājā ietilpst arī miglājs un zvaigznītes.

Vērša zvaigznājs

Vēl viens liels un neiedomājami skaists ziemeļu puslodes zvaigznājs ir Vērsis. Tas atrodas uz ziemeļrietumiem no Oriona un atrodas starp Auna un Dvīņu zvaigznājiem. Netālu no Vērša atrodas tādi zvaigznāji kā: Charioteer, Keith, Perseus, Eridanus.

Šo zvaigznāju vidējos platuma grādos var novērot gandrīz visu gadu, izņemot pavasara otro pusi un vasaras sākumu.

Zvaigznāja vēsture aizsākās senos mītos. Viņi runā par Zevu, kurš pārvērtās par teļu, lai nolaupītu dievieti Eiropu un nogādātu viņu uz Krētas salu. Šo zvaigznāju pirmais aprakstīja Eudokss, matemātiķis, kurš dzīvoja ilgi pirms mūsu ēras.

Aldebarans ir spožākā zvaigzne ne tikai šajā zvaigznājā, bet arī citās 12 zvaigžņu grupās. Tas atrodas uz Vērša galvas un agrāk tika saukts par "aci". Aldebarāns ir 38 reizes lielāks par Saules diametru un 150 reizes spožāks. Šī zvaigzne atrodas 62 gaismas gadu attālumā no mums.

Otra spožākā zvaigzne zvaigznājā ir Nat vai El Nat (vērša ragi). Atrodas netālu no Aurigas. Tas ir 700 reizes spožāks par Sauli un 4,5 reizes lielāks par to.

Zvaigznajā ir divas neticami skaistas atvērtas zvaigžņu kopas Hiādes un Plejādes.

Hiādu vecums ir 650 miljoni gadu. Tos var viegli atrast zvaigžņotajās debesīs, pateicoties Aldebaranam, kas starp tiem ir lieliski redzams. Tajos ir aptuveni 200 zvaigznes.

Plejādes savu nosaukumu ieguva no deviņām daļām. Septiņas no tām ir nosauktas septiņu Senās Grieķijas māsu (Plejādu) vārdā, bet vēl divas ir nosauktas viņu vecāku vārdā. Plejādes ir ļoti labi redzamas ziemā. Tajos ietilpst aptuveni 1000 zvaigžņu ķermeņu.

Tikpat interesants veidojums Vērša zvaigznājā ir Krabja miglājs. Tas izveidojās pēc supernovas sprādziena 1054. gadā un tika atklāts 1731. gadā. Miglāja attālums no Zemes ir 6500 gaismas gadu, un tā diametrs ir aptuveni 11 gaismas gadi. gadiem.

Šis zvaigznājs pieder Orionu ģimenei un robežojas ar Oriona, Vienradzis, Mazais Canis, Zaķis zvaigznājiem.

Canis Major zvaigznāju pirmo reizi atklāja Ptolemajs otrajā gadsimtā.

Pastāv mīts, ka Big Dog kādreiz bija Lelaps. Tas bija ļoti ātrs suns, kas spēja panākt jebkuru laupījumu. Reiz viņš vajāja lapsu, kura ātrumā nebija zemāka par viņu. Sacensību iznākums bija iepriekš noteikts, un Zevs abus dzīvniekus pārvērta par akmeni. Viņš ievietoja suni debesīs.

Zvaigznājs Canis Major ir ļoti labi redzams ziemā. Spožākā zvaigzne ne tikai šajā, bet arī visos citos zvaigznājos ir Sīriuss. Tam ir zilgans spīdums un tas atrodas diezgan tuvu Zemei, 8,6 gaismas gadu attālumā. Spožuma ziņā mūsu Saules sistēmā to pārspēj Jupiters, Venera un Mēness. Gaisma no Sīriusa sasniedz Zemi pēc 9 gadiem, un tā ir 24 reizes spēcīgāka par sauli. Šai zvaigznei ir satelīts ar nosaukumu "Kucēns".

Siriuss ir saistīts ar tādas lietas kā "Brīvdienas" veidošanos. Fakts ir tāds, ka šī zvaigzne parādījās debesīs vasaras karstumā. Tā kā Sīriuss grieķu valodā tiek saukts par "canis", grieķi sāka saukt šo periodu par brīvdienām.

Mazā Canis zvaigznājs

Mazais suns robežojas ar tādiem zvaigznājiem kā: vienradzis, hidra, vēzis, dvīņi. Šis zvaigznājs attēlo dzīvnieku, kas kopā ar Canis Major seko medniekam Orionam.

Šī zvaigznāja veidošanās vēsture, ja paļaujas uz mītiem, ir ļoti interesanta. Pēc viņu domām, Mazais Suns ir Mera, Ikarijas suns. Vīnu šim cilvēkam iemācīja gatavot Dionīss un šis dzēriens izrādījās ļoti stiprs. Kādu dienu viņa viesi nolēma, ka Ikarija nolēma viņus saindēt, un nogalināja viņu. Mērs bija ļoti noskumis par īpašnieku un drīz nomira. Zevs to novietoja zvaigznāja formā zvaigžņotajās debesīs.

Šo zvaigznāju vislabāk var novērot janvārī un februārī.

Spožākās zvaigznes šajā zvaigznājā ir Portion un Gomeisa. Daļa atrodas 11,4 gaismas gadu attālumā no Zemes. Tas ir nedaudz spožāks un karstāks par Sauli, taču fiziski no tās maz atšķiras.

Gomeisa ir redzama ar neapbruņotu aci un spīd ar zili baltu gaismu.

Lielās Ursas zvaigznājs

Ursa Major, kas veidota kā spainis, ir viens no trim lielākajiem zvaigznājiem. Tas ir minēts Homēra rakstos un Bībelē. Šis zvaigznājs ir ļoti labi izpētīts, un tam ir liela nozīme daudzās reliģijās.

Tas robežojas ar tādiem zvaigznājiem kā: Ūdenskritums, Lauva, Hounds Dogs, Dragon, Lynx.

Saskaņā ar sengrieķu mītiem Ursa Major ir saistīta ar Kalisto, skaisto nimfu un Zeva mīļoto. Viņa sieva Hēra par sodu pārvērta Kalisto par lāci. Kādu dienu šis lācis kopā ar Zevu uzdūrās Hērai un viņu dēlam Arkasam. Lai izvairītos no traģēdijas, Zevs savu dēlu un nimfu pārvērta par zvaigznājiem.

Lielo spaini veido septiņas zvaigznes. Visspilgtākie no tiem ir trīs: Dubhe, Alkaid, Aliot.

Dubhe ir sarkanais milzis un norāda uz Ziemeļzvaigzni. Tas atrodas 120 gaismas gadu attālumā no Zemes.

Alkaīds, trešā spožākā zvaigzne zvaigznājā, izsaka Ursa Major astes galu. Tas atrodas 100 gaismas gadu attālumā no Zemes.

Aliots ir spožākā zvaigzne zvaigznājā. Viņa pārstāv asti. Tā spilgtuma dēļ to izmanto navigācijā. Aliots spīd 108 reizes spožāk nekā Saule.

Šie zvaigznāji ir spožākie un skaistākie ziemeļu puslodē. Tos lieliski var redzēt ar neapbruņotu aci rudens vai salnā ziemas naktī. To veidošanās leģendas ļauj vaļu fantāzijai un iztēloties, kā varenais mednieks Orions kopā ar saviem uzticīgajiem suņiem skrien pēc medījuma, kamēr Vērsis un Ursa Majors viņu uzmanīgi vēro.

Krievija atrodas ziemeļu puslodē, un šajā debesu daļā mums izdodas redzēt tikai dažus no visiem debesīs esošajiem zvaigznājiem. Atkarībā no gadalaika mainās tikai to atrašanās vieta debesīs.

BĒRNIEM PAR KOSMUMU. SESĀS SARUNAS. ZVAIGZNES UN ZVAIGZNES

(Šorigins T.A. bērniem O kosmosā Un Jurijs Gagarins - vispirms astronauts Zeme: Sarunas, atpūta, stāsti. -M.: Sfera, 2014.-128s.)

Kosmoss nav pastaiga, raķete nav lidmašīna.

(Jurijs Gagarins)

zvaigžņotās debesis

Iedomājieties, ka skaidrā salnā vakarā jūs izgājāt ārā un skatījāties debesīs.

Cik daudz zvaigžņu! Cik viņi ir spilgti! Šķiet, ka pasaku burvis pa tumši zilajām debesīm būtu izkaisījis saujas dzirkstošu dimantu.

Zvaigznes

Zvaigznītes ir skaidras

Zvaigznītes ir bieži

Viņi deg augstu debesīs.

It kā viņi dzied skaistas dziesmas -

Viņi runā ar mums!

Debesis ir milzīgas

bezdibena debesis,

Zvaigznes, tāpat kā smilšu graudus, nav saskaitāmas.

Tomēr ticiet man

vadošā zvaigzne

Katram dzīvē ir viens!

Debesīs ir daudz, daudz zvaigžņu. Bez jebkādiem instrumentiem jūs varat redzēt apmēram sešus tūkstošus zvaigžņu, bet ar teleskopa palīdzību - gandrīz divus miljardus!

Visas zvaigznes ir milzīgas uguns bumbas. Bet šo karsto bumbiņu temperatūra ir atšķirīga, tāpēc arī to krāsa ir atšķirīga.

Karstākās zvaigznes ir baltas, nedaudz mazāk karstas ir zilas, tad seko dzeltena, un sarkanā krāsa noslēdz rindu.

Spožākās zvaigznes mūsu ziemeļu puslodē ir Sīriuss un Aldebarans.

– Kāpēc, tavuprāt, tie šķiet mazi, kā smilšu graudi?

Pa labi! Zvaigznes ir bezgalīgi tālu no mums. Gaisma no tālām zvaigznēm uz Zemi nonāk pēc simtiem un pat tūkstošiem gadu.

Kāda ir Zemei tuvākā zvaigzne?

Pa labi! Sv.

Zvaigžņu vietas tumšā naktī dzirkstī debesīs un pazūd no rīta.

Starp citu, tas ir minēts arī mīklā:

Izkaisīti pa aitādu

zelta smiltis,

Un kad uzausa

Viņi ir drosmīgi kā vējš!

Kur zvaigznes iet dienas laikā?

Pa labi! Viņi nekur nepazūd, bet mūsu spīdekļa spožajos staros mēs tos neredzam.

Zvaigznes atšķiras ne tikai pēc temperatūras un krāsas, bet arī pēc izmēra.

Kosmosā ir zvaigznes, kuras sauc par Sarkanajiem milžiem. Šīs zvaigznes agrāk bija pilnīgi parastas, bet veidojas no parastajām zvaigznēm, kad tās pakāpeniski sāka atdzist. Pats zvaigznes kodols jeb, kā saka, tās kodols kļūst mazāks, sarūk, savukārt ārējais slānis, gluži pretēji, aug un paplašinās. Zvaigzne kļūst ne tik karsta, tā atdziest. No balta tā pārvēršas par milzu sarkanu zvaigzni.

Kosmosā ir mazas, bet ļoti karstas zvaigznes. Viņus sauc par baltajiem punduriem.

Visumā ir arī īpašas zvaigznes - Melnie caurumi. Zinātnieki jau ilgu laiku pētījuši šos dīvainos debess ķermeņus un nonākuši pie secinājuma, ka tie šķiet pilnīgi melni, jo pilnībā absorbē uz tiem krītošos gaismas starus.

Kāpēc tas notiek?

Jo Melnais caurums sastāv no ļoti blīvas saspiestas vielas (dažreiz šī zvaigzne pārvēršas par punktu!) Un tam ir milzīgs pievilkšanas spēks.

Senatnē ceļotāji un navigatori atrada ceļu pēc zvaigznēm. Bet debesīs ir tik daudz zvaigžņu, un nav viegli atcerēties to atrašanās vietu.

Tāpēc arī vecos laikos īpašās zvaigžņoto debesu kartēs zvaigznes savienoja ar līnijām tā, ka veidojās vienkāršas figūras, kas atgādina cilvēkus vai dzīvniekus. Šīs zvaigžņu grupas sauc par zvaigznājiem.

Gada laikā Zeme veic vienu apgriezienu ap Sauli, un katru mēnesi Saule paceļas uz cita zvaigznāja fona. Tādu zvaigznāju ir 12. Tos sauc par zodiaku.

Vai jūs zināt zodiaka zvaigznāju nosaukumus?

Skaitītājs palīdzēs atcerēties šo zvaigznāju nosaukumus:

Kā mēneši - brāļi,

Divpadsmit zvaigznāji.

Un viņu vārdi ir: Vēzis, Vērsis,

Jaunava, Auns un Strēlnieks

Skorpions un Dvīņi

Zivis, Mežāzis, Svari,

Nākamais Lauva un Ūdensvīrs.

Atcerieties tos ātri!

Papildus zodiaka zvaigznājiem debesīs ir arī citi. Astronomijas zinātne radās Senajā Ēģiptē, Babilonā, Grieķijā, Romā. Daudziem zvaigznājiem ir grieķu vai latīņu nosaukumi un ar tiem saistītas interesantas leģendas un mīti.

Nakts debesīs noteikti esat redzējuši spilgtos zvaigznājus Lielo un Mazo. Senajā Grieķijā par šiem zvaigznājiem bija leģenda.

Reiz pērkona dievs Zevs apbrīnoja zemes skaistumu Kalisto. Viņa greizsirdīgā sieva Hēra apvainojās un, izmantojot savas burvju spējas, pārvērta Kalisto par lāci. Viņa cerēja, ka viņas dēls, prasmīgs mednieks Arkass, nogalinās zvēru, kad ieraudzīs viņu savā mājā. Bet Zevs pārvērta lāci debesu zvaigznājā. Lai nabadzītei nebūtu garlaicīgi vienai, viņš nolika viņai blakus mīļoto suni. Šo zvaigznāju sauca Ursa Minor.

Klausieties dzejoli.

Lielais Lācis

Zemes Kalisto skaistums

Thunderer-Zeus tiek notverts.

Izskatieties entuziastiski un ātri

Viņš met viņai virsū.

Hēra piesaistīja viņa uzmanību,

Pilns ar slēptu uguni.

Sirds liesmoja dusmās:

"Es atriebšu Callista.

Es viņu padarīšu pūkainu

Klubpēda kā lācis.

Jauko roku vietā - ķepas,

Lai viņu piemeklē nāve!

Viņas dēls ir drosmīgs mednieks,

Viņš nogalinās lāci

Bultas caurdur viņas sirdi

Ķermenis kļūs kā ledus.

Bet no briesmīga likteņa

Zevs izglāba savu mīļoto:

"Vēlīgi tevi nenogalinās

Tavs mīļais dēls Arkas.

Cilvēka dzīvības vietā

Ar ciešanas dvēseli

Es tev došu mūžību

Kļūsti par Lielo lāci.

Atmaksa tevi neatradīs

Sāpes un bailes nepieskarsies.

Vai jūs mirgot zvaigznājs

Dimanta zvaigznes debesīs!

Šo zvaigznāju sauc arī par Lielo Lāci. Tas tiešām izskatās pēc kausa ar garu rokturi.

Lācis vai spainis?

Mirgo un mirdz

Lielais Lācis.

Zvaigznājs ir kā spainis,

Un kauss nemaz neizskatās pēc lāča!

Ar zvaigznāja Ursa Major palīdzību jūs varat atrast Ziemeļzvaigzni. Klaidoņiem šī vadošā zvaigzne vienmēr ir kalpojusi par ceļvedi. Ja jūs stāvat pret viņu, tad priekšā būs ziemeļi, aizmugurē, aiz jums - dienvidi, labajā pusē - austrumi un kreisajā pusē - rietumi.

Debesīs ir mazs zvaigznājs, ko sauc par Liru. To rotā viena no spožākajām zvaigznēm ziemeļu puslodē – Vega.

Kāpēc, jūsuprāt, zvaigznāju sauc Lira?

Zvaigznājs atgādina mūzikas instrumentu, kuru spēlē apbrīnojamais dziedātājs Orfejs. Saskaņā ar vienu no grieķu leģendām, Orfejs dziedāja tik skaisti, ka cilvēki, dzīvnieki un putni dzirdēja viņa dziedāšanu. Viņa balss skaņas darīja brīnumus - avotos apklusa elpas murmināšana, vējš norima, kailie akmeņi bija noklāti ar ziediem, sausie koki - ar jaunām zaļām lapām. Tumšajās debesīs mirdz Komas Veronikas zvaigznājs. Leģenda vēsta, ka karalienei Veronikai bija apbrīnojama skaistuma zeltaini, cirtaini mati. Kā viņi nokļuva debesīs? Klausieties dzejoli.

Veronikas mati

Brīnišķīgās karalienes bizes,

Ne līdz viduklim - līdz kāju pirkstiem.

Skrien gar muguru, plūst

Zelta ūdenskritums!

Cirtaini mati kā strūklas

Plūst kā saulaina upe

Karalis apbrīno, skūpsta,

Viņš glāsta matus ar roku.

Reiz svētku laikā

Karalis apskāva savu sievu.

Lyres spēlēja skumji:

"Es aizbraucu uz karu!

Mīļā Veronika!

Es mīlu tevi vienu"

Karalis čukst, maigi glāstīdams

Kos smaržīgais vilnis.

Un karaliene deva solījumu:

Ja karalis atgriezīsies dzīvs,

Tad viņa pazaudēs bizes

Dārga, zelta.

Bet karš bija īss

Un karalienei atnāca ziņa:

"Karalis ir dzīvs un neskarts

Drīz, drīz būs klāt!”

"Nu," sacīja Veronika,

Es pildīšu savu solījumu."

Un sagriež bizītes

Viņi nokrita uz grīdas netālu no kājām.

Kaut kur spocīgi un klusi

"Jaunās Veronikas bizes

Lidojiet debesīs!"

Sievietei nav skaista

Zeltaini garas bizes

Bet spīd skaidrās debesīs

Fantastiska zvaigžņu izkliede!

Zvaigznes veido lielas kopas. Tās sauc par galaktikām. Galaktika ir rotējoša zvaigžņu kolekcija.

Saules sistēma ir daļa no galaktikas, ko sauc par Piena ceļu. Tumšā naktī debesīs var redzēt daļu no Piena ceļa. Tas atgādina vāji mirdzošu izlijuša piena sloksni. Starp citu, pats vārds "galaktika" cēlies no grieķu vārda, kas nozīmē "piens".

Piena ceļš.

Mūsu Saules sistēma atrodas Piena Ceļa malā, un kopumā tajā ietilpst aptuveni 10 miljardi zvaigžņu.

Papildus Piena Ceļam Visumā ir milzīgs skaits citu galaktiku, to ir vismaz simtiem miljonu! Mums tuvākā galaktika tiek saukta par Andromedas miglāju.

Galaktika.

Klausieties fantastisko pasaku "Zvaigžņu vērotājs un pērtiķis Mikijs"

Kādas formas ir zvaigznes?

Kāpēc zvaigznes mums šķiet mazas?

Kura zvaigzne ir vistuvāk Zemei?

Kāpēc zvaigznēm ir dažādas krāsas?

Kādas zvaigznes sauc par sarkanajiem milžiem? Baltie punduri? Melnie caurumi?

Kas ir zvaigznājs? Kādus zodiaka zvaigznājus jūs zināt?

Kādas leģendas un pasakas par zvaigznēm un zvaigznājiem jūs zināt?

Kas ir vadošā zvaigzne?

Kā sauc lielas zvaigžņu kopas?

Kā sauc mūsu galaktiku?

Zvaigžņotas debesis. Zvaigznes.

Karikatūra - Ja zvaigznes krīt.

Bērnu dzejoļi par zvaigznēm, zvaigznājiem un planētām lasīšanai (iegaumēšanai)

piena ceļš
Rimma Aldoniņa

melnas samta debesis
Izšūts ar zvaigznēm.
gaismas ceļš
Skrien pa debesīm.
No malas līdz malai
Ložņu viegli
It kā kāds izlijis
Piens pa debesīm.
Bet nē, protams, debesīs
Bez piena, bez sulas
Mēs esam zvaigžņu sistēma
Mēs redzam savējos no malas.
Tā mēs redzam galaktikas
Vietējā tālā gaisma -
telpa astronautikai
Daudzus tūkstošus gadu.

Zvaigznes
Rimma Aldoniņa

Kas ir zvaigznes?
Ja viņi tev jautā -
Drosmīgi atbildiet:
Karstā gāze.
Un arī pievienot
Kas ir vienmēr
Kodolreaktors -
Katra zvaigzne!

***
G. Kružkovs

Debesīs ir viena zvaigzne
Kura, neteikšu
Bet katru vakaru no loga
Es paskatos uz viņu.

Viņa mirdz tik spilgti!
Un kaut kur jūrā
Tagad droši vien jūrnieks
Tas vada ceļu.

zvaigznājiem
J. Siņicins

Zvaigznes, zvaigznes, uz ilgu laiku
tu saķēdējies uz visiem laikiem
Cilvēka mantkārīgs skatiens.

Un sēžot dzīvnieka ādā
Pie sarkanās uguns
Nedalāms zilajā kupolā
Viņš varēja skatīties līdz rītam.

Un ilgi skatījās klusēdams
Cilvēks nakts plašumos -
Ka ar bailēm
Tas ar prieku
Ka ar neskaidru sapni.

Un tad ar sapni kopā
Pasaka ir nobriedusi uz lūpām:
Par noslēpumainajiem zvaigznājiem
Par nezināmām pasaulēm.

Kopš tā laika viņi dzīvo debesīs,
Kā nakts brīnumu zemē, -
Ūdensvīrs,
Strēlnieks un Gulbis
Lauva, Pegazs un Herkuls.

kosmosa pasaka(fragments)
Vasilijs Lepilovs

Nokrāsota vieta melnā krāsā
Jo nav atmosfēras
Nav nakts, nav dienas.
Šeit nav zemes ziluma,
Šeit skati ir dīvaini un brīnišķīgi:
Un visas zvaigznes ir redzamas uzreiz,
Gan Saule, gan Mēness.

Zvaigzne ir redzama ziemeļos
Un viņu sauc
Polārā zvaigzne.
Viņa ir uzticama cilvēku draudzene
Un divi Lāči ar viņu
Starp kosmiskajām ugunīm
Viss notiek pēc kārtas.

Netālu Pūķis apklusa.
Viņš ar aci skatās uz Lāčiem,
Košļā ūsu galus.
Un Ērglis ilgi skatījās,
Kā kalsns vilks, kas kaut kur klīst
Un apiets
Suņu suņu zvaigznājs.

Debesu lauva mierīgi gulēja,
Atver savu briesmīgo snapdragon
(Nejaucieties ar lauvām!)
Valis uzpeldēja Andromedā,
Pegazs strauji auļoja
Un lepni gulbis lidoja
Pa Piena Ceļu.

Hidra kādu apsargāja
Galu galā hidra bija hidra
Draugi uz mūžu!
Caur milzu debesīm
Viņa mistiski rāpo.
Kuru sargā Hidra?
Pagaidām nav iespējams pateikt.

Un netālu no Piena ceļa,
Kur nav ne garām, ne garām,
Meli milzīgs Vēzis.
Guļ kosmosa putekļos
Viegli kustina nagus
Un viss Hidra skatās.
(Vēzis, acīmredzot, nav muļķis!)

Šeit krauklis vicināja spārnus,
Fēnikss pacēlās no pelniem
Pāvs ar asti,
Šeit čūska saviebās,
Gailenes skrēja, rotaļājoties,
Un lūsis sēdēja, paslēpies,
Dziedātāju izglāba Dolphin.

Žirafe staigāja kā dievs
Šeit ir zaķis, šeit ir vienradzis,
Dzērvis, hameleons.
Un Balodis ar ķirzaku ir...
Nē, acīmredzot, es nemāku saskaitīt
Visas šīs brīnišķīgās radības
Kas apdzīvoja kosmosu.

Citēts no publikācijas: V.P.Lepilovs "Kosmosa pasaka" Astrahaņa: "Volga", 1992, 34.-35.lpp.

Arkādijs Khaits
No "Baby Monitor"

Virs Zemes vēlā vakarā,
Vienkārši izstiepiet roku
Jūs tiksit pie zvaigznēm
Šķiet, ka viņi ir tuvumā.
Jūs varat paņemt pāva spalvu,
Pieskarieties pulksteņa rādītājiem
Brauciet ar delfīnu
Jābrauc uz svariem.
Virs Zemes vēlā vakarā,
Ja paskatās debesīs,
Jūs redzēsiet, piemēram, kopas,
Zvaigznāji ir tur.
Virs Zemes vēlā vakarā,
Vienkārši izstiepiet roku
Jūs tiksit pie zvaigznēm
Šķiet, ka viņi ir tuvumā.

Šeit ir Lielais Lācis
Zvaigžņotā putra traucē
liels spainis
Lielā katlā.

Un blakus blāvi mirdz
Mazā Ursa.
mazs kauss
Savāc drupatas.

***
G. Sapgirs

Mēs dzirdējām: divi lāči
Naktī spīd debesīs.
Naktī paskatījāmies uz augšu
Mēs redzējām divus podus.

***
Leonīds Tkačuks

Šeit ir roktura mala, kur atrodas mūsu kauss
Benetnash ir atzīmēts ar zvaigznīti.
Jūs uzmetīsiet skatienu apkārtnei -
Jūs redzēsiet Mizar un Alcor.
Un šeit ir roktura pagrieziens
Aliots ved uz zvaigzni.
Nu tad beidzot mēs
Mēs redzēsim bļodas malu - Megrets.
Un mēs tāpat iziesim cauri apakšai,
Redzot Fekdu un Meraku.
Un augšā spīd kā vienmēr
Nam Dubhe ir spoža zvaigzne.

Lielais Lācis
J. Siņicins

Pie Lielā Lāča
Tas sāp pildspalva ir laba!
Trīs zvaigznes - un viss,
Kā dimanti tie deg!

Starp zvaigznēm, lielām un spilgtām,
Ir redzams vēl viens:
Roktura vidū
Viņa ņēma patvērumu.

Tu labāk paskaties
Tu redzi
Divas zvaigznes apvienojušās?

Tas, kurš ir lielāks
To sauc par Zirgu.
Un mazulis viņai blakus -
Jātnieks,
Braucot uz tā.

brīnišķīgs jātnieks,
Šis zvaigžņu princis Alkors,
Un nes viņu uz zvaigznājiem
Zirgs Mizars pilnā ātrumā.

Zelta krēpes trīc
Apzeltīts mezgls.
Klusā braucēja noteikumi
Uz Ziemeļzvaigzni.

zvaigznājiem
Rimma Aldoniņa

Visu nakti spīd zvaigznāji
Nebremzē apaļo deju
Ap vienu zvaigzni stāv
It kā debesu centrā.

Zemes ass noliecās pret viņu,
Mēs to nosaucām par Polāru.
Kur ir ziemeļi, mēs uzzināsim no tiem
Un viņa ir par to pateicīga.

Orion
Natālija Tennova

Nebaidās no ziemas un aukstuma,
stingrāk jostas,
Aprīkots medībām
Orions runā.
Divas zvaigznes no lielajām līgām
Orionā - tas ir Rigels
Apakšējā labajā stūrī
Kā bantīte uz kurpes.
Un kreisajā epaulete -
Betelgeuse spīd spilgti.
Trīs zvaigznes slīpi
Izrotājiet jostu.
Šī josta ir kā pavediens.
Viņš ir debesu ceļvedis.
Ja ej pa kreisi
Jūs atradīsit Brīnumu Siriusu.
Un no labā gala -
Ceļš uz Vērša zvaigznāju.
Viņš norāda taisni
Aldebarana sarkanajā acī.

zodiaka josta
A. G. Novāks

Janvāra sniegs uz ceļa
Saule spīd Mežāzī.

Februārī diena ir garāka
Saule spīd iekšā... (Ūdensvīrs).

Martā ir daudz sniega bluķu,
Saule kaut kur ir... (Zivis).

Un aprīlī no... (Auns)
Saule jau silda.

Maijā saule ir... (Korpikuls) -
Gaidiet vasaras raibumus uz sejas.

Jūnijā saule ir... (Dvīņi)
Fantas bērni dzer krūmos.

Jūlijā saule ripo līdz... (Raku),
Mūzikas mīļotājs - dārzā pie magones.

Augusts atklāj skolas
... (Lauva) skrien pēc saules.

Aiz loga "septembris",
... (Jaunava) Saule patver.

Oktobrī, pēc pūču domām,
Saule spīd no... (Svari).

novembris debesīs
Saule spīd iekšā... (Skorpions).

Decembrī kā dēla zēns,
Paslēpies aiz saules... (Strēlnieks).

Bērnu dzejoļi par komētām un zvaigznes lasīšanai un iegaumēšanai

Komēta
Rimma Aldoniņa

Kāds grezns brīnums!
Gandrīz aizņem pusi pasaules
Noslēpumaina, ļoti skaista
Virs Zemes lidinās komēta.

Un es gribu domāt:
- Kur
Vai pie mums atnāca brīnums?
Un es gribu raudāt, kad
Tas aizlidos bez pēdām.

Un viņi mums saka:
- Tas ir ledus!
Un viņas aste ir putekļi un ūdens!
Tas nav svarīgi, brīnums nāk pie mums,
Brīnums vienmēr ir lielisks!

***
G. Sapgirs

Izplešot savu ugunīgo asti,
Komēta steidzas starp zvaigznēm.
- Klausieties, zvaigznāji,
Pēdējās ziņas,
brīnišķīgas ziņas,
Debesu ziņas!

Mežonīgā ātrumā steidzas
Es biju ciemos pie Saules.
Es redzēju zemi tālumā
Un jauni Zemes pavadoņi.
Es aizlidoju no zemes
Pēc manis lidoja kuģi!

Cienījamie studenti, manuprāt, tas ir svarīgi!

Iesaku iziet cauri citām "Navigācijas" sadaļām un lasīt interesantus rakstus vai skatīties prezentācijas, didaktiskos materiālus par priekšmetiem (pedagoģija, bērnu runas attīstības metodes, teorētiskie pamati mijiedarbībai starp pirmsskolas izglītības iestādēm un vecākiem); materiāls sagatavošanās ieskaitēm, kontroldarbiem, eksāmeniem, kursa darbiem un diplomdarbiem, priecāšos, ja manā mājaslapā ievietotā informācija noderēs darbā un mācībās.

Ar cieņu O.G. Goļskaja.

Jautājums par to, cik zvaigžņu ir debesīs, satrauca cilvēku prātus, tiklīdz viņi debesīs ieraudzīja pirmo zvaigzni (un viņi joprojām risina šo problēmu). Tomēr astronomi veica dažus aprēķinus, atklājot, ka debesīs ar neapbruņotu aci var redzēt aptuveni 4,5 tūkstošus debess ķermeņu un aptuveni 150 miljardi zvaigžņu ir daļa no mūsu Piena Ceļa galaktikas. Ņemot vērā, ka Visumā ir vairāki triljoni galaktiku, kopējais zvaigžņu un zvaigznāju skaits, kuru gaisma sasniedz zemes virsmu, ir vienāds ar septiljonu – un šis aprēķins ir tikai aptuvens.

Zvaigzne ir milzīga gāzes bumba, kas izstaro gaismu un siltumu (tā ir tās galvenā atšķirība no planētām, kuras, būdams absolūti tumši ķermeņi, spēj atspoguļot tikai uz tām krītošos gaismas starus). Enerģija rada gaismu un siltumu, kas rodas kodola kodolreakcijās: atšķirībā no planētām, kurās ir gan cietie, gan vieglie elementi, debess ķermeņi satur vieglas daļiņas ar nelielu cieto vielu piejaukumu (piemēram, Saule gandrīz 74% ūdeņraža un 25% hēlija).

Debess ķermeņu temperatūra ir ārkārtīgi karsta: liela skaita kodoltermisko reakciju rezultātā zvaigžņu virsmu temperatūras rādītāji svārstās no 2 līdz 22 tūkstošiem grādu pēc Celsija.

Tā kā pat mazākās zvaigznes svars ievērojami pārsniedz lielāko planētu masu, debess ķermeņiem ir pietiekama gravitācija, lai noturētu ap tiem visus mazākos objektus, kas sāk griezties ap tiem, veidojot planētu sistēmu (mūsu gadījumā Saules sistēmu ).

mirgojošie gaismekļi

Interesanti, ka astronomijā ir tāda lieta kā “jaunas zvaigznes” - un šeit nav runa par jaunu debess ķermeņu parādīšanos: visā to pastāvēšanas laikā karstie debess ķermeņi ar mērenu spilgtumu periodiski mirgo spilgti un sāk izcelties tā. stingri debesīs, ka senāk cilvēki ticēja, ka dzimst jaunas zvaigznes.

Faktiski datu analīze parādīja, ka šie debess ķermeņi pastāvēja jau iepriekš, taču virsmas (gāzveida fotosfēras) uzbriešanas dēļ tie pēkšņi ieguva īpašu spilgtumu, palielinot to mirdzumu desmitiem tūkstošu reižu, kā rezultātā šķiet, ka debesīs parādījās jaunas zvaigznes. Atgriežoties pie sākotnējā spilgtuma līmeņa, jaunās zvaigznes var mainīt savu spilgtumu līdz pat 400 tūkstošiem reižu (tajā pašā laikā, ja pati zibspuldze ilgst tikai dažas dienas, to atgriešanās iepriekšējā stāvoklī bieži vien aizņem gadus).

Debesu ķermeņu dzīve

Astronomi saka, ka zvaigznes un zvaigznāji joprojām veidojas: saskaņā ar jaunākajiem zinātniskajiem datiem mūsu galaktikā vien katru gadu parādās apmēram četrdesmit jaunu debesu ķermeņu.

Sākotnējā veidošanās stadijā jauna zvaigzne ir auksts, retināts starpzvaigžņu gāzes mākonis, kas rotē ap savu galaktiku. Stimuls, lai mākonī sāktu notikt reakcijas, stimulējot debess ķermeņa veidošanos, var būt tuvumā eksplodējusi supernova (debess ķermeņa sprādziens, kā rezultātā tas pēc kāda laika tiek pilnībā iznīcināts).

Arī diezgan ticami iemesli var būt tā sadursme ar citu mākoni, vai procesu var ietekmēt galaktiku sadursme savā starpā, vārdu sakot, viss, kas var ietekmēt gāzveida starpzvaigžņu mākoni un likt tam sarauties bumbiņā sava ietekmē. smagums.

Saspiešanas laikā gravitācijas enerģija tiek pārvērsta siltumā, izraisot gāzes bumbiņas sakaršanu. Kad bumbiņas iekšpusē temperatūra paaugstinās līdz 15-20 K, sāk notikt kodoltermiskās reakcijas, kuru rezultātā kompresija apstājas. Bumba pārvēršas par pilnvērtīgu debess ķermeni, un tās kodolā ilgu laiku ūdeņradis pārvēršas hēlijā.

Kad ūdeņraža krājumi beidzas, reakcijas apstājas, veidojas hēlija kodols, un debesu ķermeņa struktūra pamazām sāk mainīties: tas kļūst gaišāks, un tā ārējie slāņi paplašinās. Pēc tam, kad hēlija kodola svars sasniedz maksimumu, debess ķermenis sāk samazināties, paaugstinās temperatūra.

Kad temperatūra sasniedz 100 miljonus K, kodola iekšpusē atsākas kodoltermiskie procesi, kuru laikā hēlijs pārvēršas cietos metālos: hēlijs - ogleklis - skābeklis - silīcijs - dzelzs (kad kodols kļūst par dzelzi, visas reakcijas pilnībā apstājas). Rezultātā spoža zvaigzne, kas ir palielinājusies simts reizes, pārvēršas par Sarkano milzi.

Cik ilgi šī vai cita zvaigzne dzīvos, lielā mērā ir atkarīgs no tās lieluma: mazie debess ķermeņi ļoti lēni sadedzina ūdeņraža rezerves un ir diezgan spējīgi izdzīvot miljardiem gadu. Masas trūkuma dēļ tie nereaģē ar hēliju, un pēc atdzesēšanas turpina izstarot nelielu daudzumu elektromagnētiskā spektra.

Vidēju parametru gaismekļu mūžs, ieskaitot Sauli, ir aptuveni 10 miljardi.Pēc šī perioda to virsmas slāņi parasti pārvēršas par miglāju, kura iekšpusē ir absolūti nedzīvs kodols. Šis kodols kādu laiku vēlāk pārvēršas par hēlija balto punduri, kura diametrs nav daudz lielāks par Zemi, pēc tam kļūst tumšāks un kļūst neredzams.

Ja vidēja izmēra debess ķermenis bija diezgan liels, tas vispirms pārvēršas melnajā caurumā, un tad tā vietā uzplaiksnī supernova.

Bet supermasīvo gaismekļu (piemēram, Ziemeļzvaigznes) pastāvēšanas ilgums ilgst tikai dažus miljonus gadu: karstos un lielos debess ķermeņos ūdeņradis ārkārtīgi ātri izdeg. Pēc tam, kad milzīgs debess ķermenis beidz savu eksistenci, tā vietā notiek ārkārtīgi milzīga spēka sprādziens – un parādās supernova.

Sprādzieni Visumā

Astronomi par supernovu sauc zvaigznes sprādzienu, kura laikā objekts tiek gandrīz pilnībā iznīcināts. Pēc dažiem gadiem supernovas tilpums palielinās tik daudz, ka tā kļūst caurspīdīga un ļoti retināta - un šīs paliekas var redzēt vēl vairākus tūkstošus gadu, pēc tam tā kļūst tumšāka un pārvēršas par ķermeni, kas pilnībā sastāv no neitroniem. Interesanti, ka šī parādība nav nekas neparasts un galaktikā notiek reizi trīsdesmit gados.

Klasifikācija

Lielākā daļa no mums redzamajiem debess ķermeņiem tiek klasificēti kā galvenās secības zvaigznes, tas ir, debess ķermeņi, kuros notiek kodoltermiskie procesi, izraisot ūdeņraža pārvēršanos hēlijā. Astronomi iedala tos atkarībā no to krāsas un temperatūras indikatoriem šādās zvaigžņu klasēs:

• Zils, temperatūra: 22 tūkstoši grādu pēc Celsija (O klase);
• Balts-zils, temperatūra: 14 tūkstoši grādu pēc Celsija (B klase);
• Balts, temperatūra: 10 tūkstoši grādu pēc Celsija (A klase);
• Balts-dzeltens, temperatūra: 6,7 tūkstoši grādu pēc Celsija (F klase);
• Dzeltens, temperatūra: 5,5 tūkstoši grādu pēc Celsija (G klase);
• Dzelteni oranža, temperatūra: 3,8 tūkstoši grādu pēc Celsija (K klase);
• Sarkans, temperatūra: 1,8 tūkstoši grādu pēc Celsija (M klase).

Papildus galvenās secības gaismekļiem zinātnieki izšķir šādus debess ķermeņu veidus:

• Brūnie punduri ir pārāk mazi debess ķermeņi, lai kodola iekšpusē ūdeņradis pārvērstu hēlijā, tāpēc tie nav pilnvērtīgas zvaigznes. Tie paši par sevi ir ārkārtīgi blāvi, un zinātnieki par to esamību uzzināja tikai no to izstarotā infrasarkanā starojuma.
• Sarkanie milži un supergiganti - neskatoties uz zemo temperatūru (no 2,7 līdz 4,7 tūkstošiem grādu pēc Celsija), šī ir ārkārtīgi spoža zvaigzne, kuras infrasarkanais starojums sasniedz maksimumu.
• Wolf-Rayet tips - starojums atšķiras ar to, ka satur jonizētu hēliju, ūdeņradi, oglekli, skābekli un slāpekli. Šī ir ļoti karsta un spoža zvaigzne, kas ir milzīgu debess ķermeņu hēlija paliekas, kas noteiktā attīstības stadijā izmeta savu masu.
• T tips Tauri - pieder mainīgo zvaigžņu klasei, kā arī tādām klasēm kā F, G, K, M,. Viņiem ir liels rādiuss, augsts spilgtums. Šos spīdekļus var redzēt molekulāro mākoņu tuvumā.
• Spilgti zilie mainīgie (pazīstami arī kā Doradus S tipa mainīgie) ir ārkārtīgi spilgti, pulsējoši hipergianti, kuru spilgtums var miljons reižu pārsniegt Saules spilgtumu un būt 150 reizes smagāks. Tiek uzskatīts, ka šāda veida debess ķermenis ir spožākā zvaigzne Visumā (tā gan notiek ļoti reti).
• Baltie punduri ir mirstoši debess ķermeņi, kuros pārvēršas vidēja izmēra gaismekļi;
• Neitronu zvaigznes attiecas arī uz mirstošiem debess ķermeņiem, kas pēc nāves veido lielākus spīdekļus nekā Saule. Kodols tajos samazinās, līdz tas tiek pārvērsts neitronos.

Vadošais pavediens jūrniekiem

Viens no slavenākajiem debess ķermeņiem mūsu debesīs ir Ziemeļzvaigzne no Mazās Ursas zvaigznāja, kas gandrīz nekad nemaina savu pozīciju debesīs attiecībā pret noteiktu platuma grādu. Jebkurā gadalaikā tas norāda uz ziemeļiem, tāpēc ieguva savu otro nosaukumu - Ziemeļzvaigzne.

Protams, leģenda, ka Ziemeļzvaigzne nekustas, ir tālu no patiesības: tāpat kā jebkurš cits debess ķermenis, tas veic apgriezienus. Ziemeļu zvaigzne ir unikāla ar to, ka atrodas vistuvāk ziemeļpolam - aptuveni viena grāda attālumā. Tāpēc slīpuma leņķa dēļ Ziemeļzvaigzne šķiet nekustīga, un vairāk nekā vienu tūkstošgadi tā ir kalpojusi kā lielisks ceļvedis jūrniekiem, ganiem un ceļotājiem.

Jāņem vērā, ka Ziemeļzvaigzne pārvietosies, ja novērotājs mainīs savu atrašanās vietu, jo Ziemeļzvaigzne maina savu augstumu atkarībā no ģeogrāfiskā platuma. Šī funkcija ļāva jūrniekiem, mērot slīpuma leņķi starp horizontu un Ziemeļzvaigzni, noteikt savu atrašanās vietu.

Faktiski Polārā zvaigzne sastāv no trim objektiem: netālu no tās atrodas divas satelītzvaigznes, kuras ar to savieno savstarpējas pievilkšanās spēki. Tajā pašā laikā pati Polārā zvaigzne pieder pie milžiem: tās rādiuss ir gandrīz 50 reizes lielāks nekā Saules rādiuss, un tās spožums pārsniedz 2,5 tūkstošus reižu. Tas nozīmē, ka Ziemeļzvaigznei būs ārkārtīgi īss mūžs, un tāpēc, neskatoties uz tās salīdzinoši jauno vecumu (ne vairāk kā 70 miljoni gadu), Ziemeļzvaigzne tiek uzskatīta par vecu.

Interesanti, ka spožāko zvaigžņu sarakstā Ziemeļzvaigzne atrodas 46.vietā – tieši tāpēc pilsētā naksnīgajās debesīs, ielu lampu apgaismotā, Ziemeļzvaigzne tikpat kā nav redzama.

krītoši gaismekļi

Reizēm, skatoties debesīs, var redzēt, kā pa debesīm slīd nokritusi zvaigzne, spilgts gaismas punkts - dažreiz viens, dažreiz vairāki. Izskatās, ka zvaigzne ir nokritusi, un uzreiz prātā nāk leģenda, ka tad, kad kritusi zvaigzne iekrīt acīs, ir jāizsaka vēlme – un tā noteikti piepildīsies.

Tikai daži cilvēki domā, ka patiesībā tie ir meteorīti, kas lido uz mūsu planētu no kosmosa, kas, saduroties ar Zemes atmosfēru, izrādījās tik karsti, ka sāka degt un izskatīties kā spoža lidojoša zvaigzne, kas saņēma jēdzienu "kritusi zvaigzne". Savādi, bet šī parādība nav nekas neparasts: pastāvīgi uzraugot debesis, gandrīz katru nakti var redzēt, kā zvaigzne ir nokritusi - dienas laikā debesīs sadeg aptuveni simts miljonu meteoru un aptuveni simts tonnu ļoti mazu putekļu daļiņu. mūsu planētas atmosfēra.

Dažos gados nokritusi zvaigzne debesīs parādās daudz biežāk nekā parasti, un, ja tā nav viena, zemes iedzīvotājiem ir iespēja novērot meteoru lietu - neskatoties uz to, ka šķiet, ka uz mūsu virsmas ir nokritusi zvaigzne. planēta, atmosfērā sadeg gandrīz visi straumes debess ķermeņi.

Tie parādās tādā daudzumā, kad komēta tuvojas Saulei, uzkarst un daļēji sabrūk, izplatot noteiktu daudzumu akmeņu. Ja izseko meteorītu trajektorijai, rodas mānīgs iespaids, ka tie visi lido no viena punkta: pārvietojas pa paralēlām trajektorijām un katrai nokritušajai zvaigznei ir sava.

Interesanti, ka daudzas no šīm meteoru lietusgāzēm notiek vienā un tajā pašā gada periodā un zemes iedzīvotājiem ir iespēja redzēt zvaigznes krišanu diezgan ilgu laiku - no vairākām stundām līdz vairākām nedēļām.

Un tikai liela izmēra meteorīti ar pietiekamu masu spēj sasniegt zemes virsmu, un, ja toreiz šāda zvaigzne nokrita netālu no apdzīvotas vietas, piemēram, tas notika pirms dažiem gadiem Čeļabinskā, tad tas var izraisīt ārkārtīgi postošas ​​sekas. Dažreiz var būt vairāk nekā viena nokritusi zvaigzne, ko sauc par meteoru lietu.

Gadsimtiem ilgi cilvēki ir vērojuši zvaigžņu rakstus naksnīgajās debesīs. zvaigznājiem.

Pētot zvaigžņotās debesis, senās pasaules astronomi sadalīja debesis reģionos. Katrs reģions tika sadalīts zvaigžņu grupās, ko sauca par zvaigznājiem.

zvaigznājiem- šīs ir sadaļas, kurās debess sfēra ir sadalīta, lai būtu ērtāk orientēties zvaigžņotajās debesīs. Tulkojumā no latīņu valodas "zvaigznājs" nozīmē "zvaigžņu grupa". Tie kalpo kā lieliski orientieri, lai palīdzētu jums atrast zvaigznes. Vienā zvaigznājā var būt no 10 līdz 150 zvaigznēm.

Kopumā ir zināmi 88 zvaigznāji. 47 ir seni, zināmi jau vairākus gadu tūkstošus. Daudzi no tiem nes seno grieķu mītu varoņu vārdus, piemēram, Herkuless, Hidra, Kasiopeja, un aptver debesu reģionu, kas pieejams novērojumiem no Eiropas dienvidiem. 12 zvaigznājus tradicionāli sauc par zodiaku. Tie ir zināmi visiem: Strēlnieks, Mežāzis, Ūdensvīrs, Zivis, Auns, Vērsis, Dvīņi, Vēzis, Lauva, Jaunava, Svari un Skorpions. Atlikušie mūsdienu zvaigznāji tika ieviesti 17. un 18. gadsimtā dienvidu debesu izpētes rezultātā.

Jūs varētu noteikt savu atrašanās vietu, atrodot noteiktu zvaigznāju debesīs noteiktā vietā debesīs. Zvaigžņoto debesu izpētē palīdzēja noteiktu modeļu izvēle zvaigžņu masā. Senās pasaules astronomi sadalīja debesis reģionos. Katrs reģions tika sadalīts zvaigžņu grupās, ko sauca par zvaigznājiem.

Zvaigznāji ir iedomātas formas, kuras debesīs veido zvaigznes. Nakts debesis ir audekls ar punktotām gleznām. Kopš seniem laikiem cilvēki ir atraduši attēlus debesīs.

Zvaigznājiem tika doti vārdi, par tiem tika sacerētas leģendas un mīti. Dažādas tautas dažādos veidos sadalīja zvaigznes zvaigznājos.

Daži no stāstiem, kas saistīti ar zvaigznāju veidošanos, bija ārkārtīgi dīvaini. Šeit, piemēram, ir attēls, ko senie ēģiptieši redzēja zvaigznājā, kas ieskauj Lielo lāča spaini. Viņi ieraudzīja vērsi, viņam blakus gulēja vīrietis, vīrieti pa zemi vilka nīlzirgs, kurš gāja uz divām kājām un nesa krokodilu uz muguras.

Cilvēki debesīs redzēja to, ko gribēja redzēt. Medību ciltis redzēja zvaigžņu gleznas, kurās attēloti savvaļas dzīvnieki, kurus tās nomedīja. Eiropas navigatori atrada zvaigznājus, kas pēc formas atgādināja kompasu. Patiešām, zinātnieki uzskata, ka galvenais zvaigznāju izmantošanas veids bija iemācīties orientēties jūrā kuģošanas laikā.

Ir leģenda, kas vēsta, ka Ēģiptes faraona Berenice (Veronika) sieva piedāvājusi savus greznos matus kā dāvanu dievietei Venērai. Bet mati tika nozagti no Venēras zālēm un ienāca debesīs kā zvaigznājs. Vasarā ziemeļu puslodē zem Lielā Lāča roktura redzams Coma Berenices zvaigznājs.

Daudzu zvaigznāju stāstu izcelsme ir grieķu mitoloģijā. Šeit ir viens no tiem. Dieviete Juno bija greizsirdīga uz savu vīru Jupiteru, kalponi Kalisto. Lai aizsargātu Kalisto, Jupiters pārvērta viņu par lāci. Bet tas radīja jaunu problēmu. Kādu dienu Kalisto dēls devās medībās un ieraudzīja savu māti. Domādams, ka tas ir parasts lācis, viņš pacēla loku un notēmēja, Jupiters iejaucās un, lai novērstu slepkavību, pārvērta jaunekli par mazu lācēnu. Tātad, saskaņā ar mītu, debesīs parādījās liels lācis un mazs lāču mazulis. Tagad šos zvaigznājus sauc par Lielo un Mazo.

Zvaigžņu stāvoklis attiecībā pret otru ir nemainīgs, taču tās visas griežas ap noteiktu punktu. Ziemeļu puslodēšis punkts atbilst polārā zvaigzne. Ja pavērsiet kameru pret šo zvaigzni uz fiksēta statīva un pagaidiet stundu, varat būt pārliecināti, ka katra no fotografētajām zvaigznēm aprakstīja daļu no apļa.

Skatoties uz debesīm no ziemeļu puslodes, centrā atrodas Ziemeļzvaigzne, bet virs tās atrodas Mazā Ursa. Lielais Lācis atrodas kreisajā pusē, Pūķis “saspiests” starp abiem Lācis. Zem Mazās Ursas apgrieztā M formā atrodas Kasiopejas zvaigznājs.

Dienvidu puslodē nav nevienas centrālās zvaigznes, kas varētu kalpot kā atskaites punkts (ass), ap kuru, kā mums šķiet, griežas visas zvaigznes. Virs centra ir Dienvidu krusts, un virs viņa, savukārt, Kentaurs, it kā ap viņu. Dienvidu trīsstūris ir redzams pa kreisi, un zem tā ir Pāvs. Vēl zemāk atrodas Tukānu zvaigznājs.

Tā kā Zeme griežas ap Sauli gada laikā, tās stāvoklis attiecībā pret zvaigznēm pastāvīgi mainās. Katru vakaru skats uz debesīm nedaudz atšķiras no tā, kāds tas bija vakar. Ziemeļu puslodē vasarā centrā ir redzama Mazā Ursa, un virs tās ir redzams Pūķis, it kā to ieskauj, un apakšā, labajā pusē, Kasiopejas līklocis, virs tā Cefeja zvaigznājs. pa kreisi, Ursa Major.

Ziemā ziemeļu puslodē no Zemes ir redzama cita debesu daļa. Labajā pusē ir atšķirams viens no skaistākajiem zvaigznājiem Orion, un tā vidū ir Oriona josta. Zemāk var redzēt mazo Zaķa zvaigznāju. Novelkot līniju uz leju no Oriona jostas, jūs pamanīsit debesīs spožāko zvaigzni Sīriusu, kas mūsu platuma grādos nekad nepaceļas augstu virs horizonta.

Šķiet, ka zvaigznāju zvaigznes atrodas tuvu viena otrai, patiesībā tā ir ilūzija.

Zvaigznāju zvaigznes vienu no otras atdala triljoni kilometru. Bet attālākas zvaigznes var būt spilgtākas un izskatīties tāpat kā mazāk spožas zvaigznes, kas atrodas tuvāk viena otrai. No Zemes mēs redzam zvaigznājus kā plakanus.

Zvaigznes ir kā cilvēki, tās piedzimst un mirst. Viņi atrodas pastāvīgā kustībā. Tāpēc laika gaitā zvaigznāju aprises mainās. Pirms miljona gadiem tagadējais Big Dipper Bucket izskatījās nevis kā spainis, bet gan kā garš šķēps. Iespējams, pēc miljona gadiem cilvēkiem būs jāizdomā jauni nosaukumi zvaigznājiem, jo ​​to forma neapšaubāmi mainīsies.

Varbūt kaut kur ir kāda planētu sistēma, no kuras mūsu Saule izskatās kā maza zvaigzne, daļa no kāda zvaigznāja, kuras aprisēs tālās planētas iemītnieki redz sava dzimtā eksotiskā dzīvnieka siluetu.

KOPSAVILKUMS

4. "B" klases skolēni

MBOU vidusskola №3

viņiem. atamans M.I. Platovs

Golovačeva Lidija

Klases skolotājs:

Udovičenko

Ludmila Nikolajevna

par tēmu:

"Zvaigznes un zvaigznāji"

1. Zvaigznāju jēdziens, zvaigznāju veidi.

2. Zvaigznāju nosaukumu vēsture.

3. Zvaigžņu kārtis.

Bibliogrāfija:

1. Visums: Enciklopēdija bērniem / Per. no fr. N. Klokovojs M .: Egmont Russia LTD., 2001 /