Značilnosti najznamenitejših zvezd. Koncept zvezde

Že od nekdaj je človek poskušal poimenovati predmete in pojave, ki so ga obdajali. To velja tudi za nebesna telesa. Najprej so poimenovali najsvetlejše, jasno vidne zvezde, čez čas pa še druge.

Nekatere zvezde so poimenovane glede na položaj, ki ga zasedajo v ozvezdju. Na primer, zvezda Deneb (beseda se prevede kot "rep"), ki se nahaja v ozvezdju Cygnus, se dejansko nahaja v tem delu telesa namišljenega laboda. Še en primer. Zvezda Omicron, bolj znana kot Mira, kar iz latinščine pomeni "neverjetna", se nahaja v ozvezdju Kita. Mira ima možnost spreminjanja svetlosti. Za daljša obdobja popolnoma izgine iz vidnega polja, kar pomeni opazovanje s prostim očesom. Ime zvezde je razloženo s svojo specifičnostjo. V bistvu so zvezde dobile imena v dobi antike, zato ni presenetljivo, da ima večina imen latinske, grške in kasneje arabske korenine.

Odkritje zvezd, katerih navidezni sijaj se s časom spreminja, je privedlo do posebnih oznak. Označeni so z velikimi latinskimi črkami, ki jim sledi ime ozvezdja v rodilniku. Toda prva spremenljiva zvezda, odkrita v določenem ozvezdju, ni označena s črko A. Odštevanje poteka od črke R. Naslednja zvezda je označena s črko S itd. Ko so izčrpane vse črke abecede, se začne nov krog, to je po Z ponovno uporabljen A. V tem primeru se črke lahko podvojijo, na primer "RR". "R Leo" pomeni, da je to prva spremenljiva zvezda, odkrita v ozvezdju Leva.

KAKO SE RODI ZVEZDA.

Zvezde se rodijo, ko oblak medzvezdnega plina in prahu stisne in stisne lastna gravitacija. Menijo, da ta proces vodi do nastanka zvezd. Z uporabo optičnih teleskopov lahko astronomi vidijo ta območja; videti so kot temne lise na svetlem ozadju. Imenujejo se "kompleksi velikanskih molekularnih oblakov", ker je vodik prisoten v molekularni obliki. Ti kompleksi ali sistemi so skupaj s kroglastimi zvezdnimi kopicami največje strukture v galaksiji, ki včasih dosežejo premer 1300 svetlobnih let.

Mlajše zvezde, imenovane "zvezdna populacija I", so nastale iz ostankov, ki so posledica izbruhov starejših zvezd, imenujemo jih "zvezdna populacija II". Eksplozivni izbruh povzroči udarni val, ki doseže najbližjo meglico in izzove njeno stiskanje.

Bockove kroglice .

Torej je del meglice stisnjen. Hkrati s tem procesom se začne nastajanje gostih temnih okroglih oblakov plina in prahu. Imenujejo se "Bockove globule". Bok, ameriški astronom nizozemskega porekla (1906-1983), je prvi opisal globule. Masa kroglic je približno 200-krat večja od mase našega Sonca.

Ko se Bokova krogla še naprej kondenzira, se njena masa povečuje in zaradi gravitacije privlači snov iz sosednjih regij. Zaradi dejstva, da se notranji del globule kondenzira hitreje kot zunanji del, se globula začne segrevati in vrteti. Po nekaj sto tisoč letih, med katerimi pride do stiskanja, nastane protozvezda.

Evolucija protozvezde.

Zaradi naraščanja mase se v središče protozvezde privlači čedalje več snovi. Energija, ki se sprosti iz plina, stisnjenega v notranjosti, se pretvori v toploto. Tlak, gostota in temperatura protozvezde se povečajo. Zaradi povišanja temperature začne zvezda svetiti temno rdeče.

Protozvezda je zelo velika in čeprav je toplotna energija porazdeljena po njeni celotni površini, še vedno ostaja razmeroma hladna. V jedru se temperatura dvigne in doseže nekaj milijonov stopinj Celzija. Rotacija in okrogla oblika protozvezde se nekoliko spremenita, postane bolj ploščata. Ta proces traja milijone let.

Mlade zvezde je težko videti, saj so še vedno obdane s temnim oblakom prahu, zaradi česar je svetlost zvezde praktično nevidna. Lahko pa si jih ogledate s posebnimi infrardečimi teleskopi. Vroče jedro protozvezde je obdano z vrtljivim diskom snovi z močno gravitacijsko silo. Jedro se tako segreje, da začne izločati snov iz obeh polov, kjer je upor minimalen. Ko te emisije trčijo v medzvezdni medij, se upočasnijo in razpršijo na obeh straneh ter tvorijo kapljičasto ali obokano strukturo, znano kot predmet Herbic-Haro.

Zvezda ali planet?

Temperatura protozvezde doseže nekaj tisoč stopinj. Nadaljnji razvoj je odvisen od dimenzij tega nebesnega telesa; če je masa majhna in je manjša od 10 % mase Sonca, to pomeni, da ni pogojev za nastanek jedrskih reakcij. Takšna protozvezda se ne bo mogla spremeniti v pravo zvezdo.

Znanstveniki so izračunali, da mora nebesno telo, ki se skrči, spremeniti v zvezdo, če njegova najmanjša masa znaša vsaj 0,08 mase našega Sonca. Oblak manjših velikosti, ki vsebuje plin in se kondenzira, se bo postopoma ohladil in spremenil v prehodni objekt, nekaj med zvezdo in planetom, to je tako imenovani "rjavi pritlikavec".

Planet Jupiter je nebesni objekt, premajhen, da bi postal zvezda. Če bi bil večji, bi se morda v njegovih globinah začele jedrske reakcije in bi skupaj s Soncem prispeval k nastanku sistema dvojnih zvezd.

Jedrske reakcije.

Če je masa protozvezde velika, se pod vplivom lastne gravitacije še naprej kondenzira. Tlak in temperatura v jedru naraščata, temperatura postopoma doseže 10 milijonov stopinj. To je dovolj za združitev atomov vodika in helija.

Nato se aktivira "jedrski reaktor" protozvezde in se spremeni v navadno zvezdo. Nato se sprosti močan veter, ki razprši okoliško lupino prahu. Nato je mogoče videti svetlobo, ki izhaja iz nastale zvezde. Ta stopnja se imenuje "faza T-Taurus" in lahko traja 30 milijonov let. Nastanek planetov je možen iz ostankov plina in prahu, ki obkrožajo zvezdo.

Rojstvo nove zvezde lahko povzroči udarni val. Ko doseže meglico, izzove kondenzacijo nove snovi, proces nastajanja zvezd pa se bo nadaljeval skozi oblake plina in prahu. Majhne zvezde so šibke in hladne, velike zvezde pa vroče in svetle. Večino svojega obstoja je zvezda ravnovesna v ravnotežni fazi.

ZNAČILNOSTI ZVEZD.

Če opazujete nebo tudi s prostim očesom, lahko takoj opazite takšno značilnost zvezd, kot je svetlost. Nekatere zvezde so zelo svetle, druge so šibkejše. Brez posebnih instrumentov je v idealnih vidnih razmerah mogoče videti približno 6000 zvezd. Z daljnogledom ali teleskopom se naše zmožnosti bistveno povečajo, občudujemo lahko milijone zvezd v Rimski cesti in zunanjih galaksijah.

Ptolomej in Almagest.

Prvi poskus sestavljanja kataloga zvezd, ki je temeljil na principu njihove stopnje sijaja, je naredil grški astronom Hiparh iz Nikeje v 2. stoletju pr. Med njegovimi številnimi deli je bil tudi Zvezdni katalog, ki vsebuje opis 850 zvezd, razvrščenih po koordinatah in siju. Podatke, ki jih je zbral Hiparh, ki je poleg tega odkril pojav precesije, je predelal in razvil po zaslugi Klavdija Ptolemeja iz Aleksandrije v 2. stoletju. AD Ustvaril je temeljni opus »Almagest« v trinajstih knjigah. Ptolomej je zbral vsa takratna astronomska znanja, jih razvrstil in predstavil v dostopni in razumljivi obliki. Almagest je vključeval tudi Star Catalog. Temeljil je na opazovanjih Hiparha pred štirimi stoletji. Toda Ptolemajev zvezdni katalog je vseboval približno tisoč več zvezd.

Ptolemejev katalog so tisočletje uporabljali skoraj povsod. Zvezde je razdelil v šest razredov glede na stopnjo sijaja: najsvetlejše so bile uvrščene v prvi razred, manj svetle v drugega itd.

Šesti razred vključuje zvezde, ki so komaj vidne s prostim očesom. Izraz »svetilnost nebesnih teles« se še danes uporablja za določanje mere sijaja nebesnih teles, ne le zvezd, temveč tudi meglic, galaksij in drugih nebesnih pojavov.

Magnituda v sodobni znanosti.

Sredi 19. stol. Angleški astronom Norman Pogson je izboljšal metodo razvrščanja zvezd po principu sijaja, ki je obstajala že od časov Hiparha in Ptolemaja. Pogson je upošteval, da je razlika v svetilnosti med obema razredoma 2,5. Pogson je predstavil novo lestvico, po kateri je razlika med zvezdami prvega in šestega razreda 100 AU. To pomeni, da je razmerje svetlosti zvezd prve magnitude 100. To razmerje ustreza intervalu 5 magnitude.

Relativna in absolutna velikost.

Magnituda, izmerjena s posebnimi instrumenti, nameščenimi v teleskopu, kaže, koliko svetlobe od zvezde doseže opazovalca na Zemlji. Svetloba prepotuje razdaljo od zvezde do nas, zato bolj ko je zvezda oddaljena, tem šibkejša je. To pomeni, da je treba pri določanju zvezdne magnitude upoštevati razdaljo do zvezde. V tem primeru govorimo o relativni velikosti. Odvisno od razdalje.

Obstajajo zelo svetle in zelo šibke zvezde. Za primerjavo svetlosti zvezd, ne glede na njihovo oddaljenost od Zemlje, je bil uveden koncept "absolutne zvezdne magnitude". Označuje svetlost zvezde na določeni razdalji 10 parsekov (10 parsekov = 3,26 svetlobnih let). Če želite določiti absolutno magnitudo, morate poznati razdaljo do zvezde.

Barva zvezd.

Naslednja pomembna lastnost zvezde je njena barva. Če gledate zvezde tudi s prostim očesom, lahko vidite, da niso vse enake.

Obstajajo modre, rumene, oranžne, rdeče zvezde, ne le bele. Barva zvezd veliko pove astronomom, predvsem glede na temperaturo površine zvezde. Rdeče zvezde so najhladnejše, njihova temperatura je približno 2000-3000 o C. Rumene zvezde imajo tako kot naše Sonce povprečno temperaturo 5000-6000 o C. Najbolj vroče so bele in modre zvezde, njihova temperatura je 50000-60000 o C. in višje.

Skrivnostne črte.

Če svetlobo zvezd spustimo skozi prizmo, dobimo tako imenovani spekter, ki ga bodo sekale črte. Te črte so neke vrste "identifikacijska karta" zvezde, saj lahko astronomi z njimi določijo kemično sestavo površinskih plasti zvezd. Črte pripadajo različnim kemičnim elementom.

S primerjavo črt v zvezdnem spektru s črtami, narejenimi v laboratoriju, je mogoče ugotoviti, kateri kemični elementi so vključeni v sestavo zvezd. V spektrih sta glavni črti vodik in helij, ti elementi pa sestavljajo glavni del zvezde. Obstajajo pa tudi elementi kovinske skupine - železo, kalcij, natrij itd. V svetlem sončnem spektru so vidne črte skoraj vseh kemičnih elementov.

HERZSPRUNG-RUSSELLOV DIAGRAM.

Med parametri, ki označujejo zvezdo, sta dva najpomembnejša: temperatura in absolutna magnituda. Indikatorji temperature so tesno povezani z barvo zvezde, absolutna magnituda pa je tesno povezana s spektralnim tipom. To se nanaša na razvrstitev zvezd glede na intenziteto črt v njihovih spektrih. Glede na trenutno uporabljeno klasifikacijo so zvezde glede na njihov spekter razdeljene v sedem glavnih spektralnih razredov. Označeni so z latiničnimi črkami O, B, A, F, G, K, M. V tem zaporedju se temperatura zvezd zmanjša od nekaj deset tisoč stopinj razreda O do 2000-3000 stopinj tipa M. zvezde.

Absolutna velikost, tj. Merilo svetlosti, ki označuje količino energije, ki jo oddaja zvezda. Lahko se teoretično izračuna, če poznamo oddaljenost zvezde.

Izjemna ideja.

Zamisel o povezovanju dveh glavnih parametrov zvezde je prišla na misel dveh znanstvenikov leta 1913, ki sta delala neodvisno drug od drugega.

Govorimo o nizozemskem astronomu Einarju Hertzsprungu in ameriškem astrofiziku Henryju Norrisu Russellu. Znanstveniki so delali na razdalji več tisoč kilometrov drug od drugega. Ustvarili so graf, ki je povezal dva glavna parametra. Vodoravna os odraža temperaturo, navpična os - absolutno velikost. Rezultat je bil diagram, ki je dobil ime dveh astronomov - Hertzsprung-Russellov diagram ali, preprosteje, H-R diagram.

Zvezdica je merilo.

Poglejmo, kako je izdelan diagram G-R. Najprej morate izbrati kriterijsko zvezdico. Za to je primerna zvezda, katere oddaljenost je znana, ali druga z že izračunano absolutno magnitudo.

Upoštevati je treba, da se svetlobna jakost katerega koli vira, pa naj bo to sveča, žarnica ali zvezda, spreminja glede na razdaljo. To je matematično izraženo na naslednji način: intenziteta svetilnosti "I" na določeni razdalji "d" od vira je obratno sorazmerna z "d2". V praksi to pomeni, da če se razdalja podvoji, se jakost svetilnosti zmanjša za štirikrat.

Nato je treba določiti temperaturo izbranih zvezd. Če želite to narediti, morate identificirati njihov spektralni razred, barvo in nato določiti temperaturo. Trenutno se namesto spektralne vrste uporablja drug enakovreden indikator - "barvni indeks".

Ta dva parametra sta narisana na isti ravnini, pri čemer temperatura pada od leve proti desni na abscisi. Absolutna svetilnost je fiksirana na ordinati, povečanje je opazno od spodaj navzgor.

Glavno zaporedje.

Na diagramu H-R so zvezde nameščene vzdolž diagonalne črte, ki poteka od spodaj navzgor in od leve proti desni. Ta pas se imenuje glavna sekvenca. Zvezde, ki ga sestavljajo, se imenujejo zvezde glavnega zaporedja. Sonce spada v to skupino. To je skupina rumenih zvezd s površinsko temperaturo približno 5600 stopinj. Zvezde glavnega zaporedja so v najbolj »mirni fazi« svojega obstoja. V globini njihovih jeder se atomi vodika pomešajo in nastane helij. Faza glavne sekvence predstavlja 90 % življenjske dobe zvezde. Od 100 zvezd jih je 90 v tej fazi, vendar so glede na temperaturo in sij razporejene v različnih položajih.

Glavno zaporedje je "ozko območje", kar kaže na to, da zvezde težko vzdržujejo ravnovesje med gravitacijsko silo, ki vleče navznoter, in silo, ki jo povzročajo jedrske reakcije in vleče proti zunanjosti območja. Zvezda, kot je Sonce, enaka 5600 stopinjam, mora imeti absolutno magnitudo približno +4,7, da ohrani ravnotežje. To sledi iz diagrama G-R.

Rdeči velikani in beli pritlikavci.

Rdeče velikane najdemo v zgornjem desnem območju, ki se nahaja na zunanji strani glavne sekvence. Značilnost teh zvezd je njihova zelo nizka temperatura (približno 3000 stopinj), hkrati pa so svetlejše od zvezd, ki imajo enako temperaturo in se nahajajo v glavnem zaporedju.

Seveda se postavlja vprašanje: če je energija, ki jo oddaja zvezda, odvisna od temperature, zakaj imajo zvezde z enako temperaturo različne stopnje svetilnosti. Razlago je treba iskati v velikosti zvezd. Rdeči velikani so svetlejši, ker je njihova sevalna površina veliko večja od površine zvezd glavnega zaporedja.

Ni naključje, da se ta vrsta zvezd imenuje "velikanka". Dejansko lahko njihov premer presega premer Sonca za 200-krat, te zvezde lahko zasedejo prostor 300 milijonov km, kar je dvakratna razdalja od Zemlje do Sonca! Z izjavo o vplivu velikosti zvezde bomo poskušali razložiti nekatere vidike obstoja drugih zvezd - belih pritlikavk. Nahajajo se v spodnjem levem kotu H-R diagrama.

Bele pritlikavke so zelo vroče, a zelo temne zvezde. Pri enaki temperaturi kot velike in vroče modro-bele zvezde glavnega zaporedja so bele pritlikavke veliko manjše. To so zelo goste in kompaktne zvezde, so 100-krat manjše od Sonca, njihov premer je približno enak Zemljinemu. Osupljiv primer visoke gostote belih pritlikavk je, da mora en kubični centimeter snovi, iz katere so sestavljene, tehtati približno eno tono!

Kroglaste zvezdne kopice.

Pri sestavljanju HR diagramov kroglastih zvezdnih kopic, ki vsebujejo predvsem stare zvezde, je zelo težko določiti glavno zaporedje. Njene sledi so zabeležene predvsem v spodnjem območju, kjer so koncentrirane hladnejše zvezde. To je posledica dejstva, da so vroče in svetle zvezde že prestale stabilno fazo svojega obstoja in se premikajo v desno, v območje rdečega velikana, in če so ga prešle, potem v območje belega pritlikavca. Če bi ljudje lahko izsledili vse evolucijske stopnje zvezde v njenem življenju, bi lahko videli, kako spreminja svoje značilnosti.

Na primer, ko vodik v jedru zvezde preneha goreti, se temperatura v zunanji plasti zvezde zniža, sama plast pa se razširi. Zvezda zapušča fazo glavnega zaporedja in se usmerja na desno stran diagrama. To velja predvsem za zvezde z veliko maso in najsvetlejše, prav ta vrsta se hitreje razvija.

Sčasoma se zvezde premaknejo iz glavnega zaporedja. Diagram beleži "prelomnico", zahvaljujoč kateri je mogoče precej natančno izračunati starost zvezd v kopicah. Višja kot je "preobratnica" na diagramu, mlajša je kopica, in v skladu s tem nižje kot je na diagramu, starejša je zvezdna kopica.

Pomen grafikona.

Hertzsprung-Russellov diagram je v veliko pomoč pri proučevanju razvoja zvezd skozi njihov obstoj. V tem času se zvezde spreminjajo in spreminjajo, v nekaterih obdobjih pa so zelo globoke. Že vemo, da se zvezde ne razlikujejo po lastnih značilnostih, temveč po vrstah faz, v katerih so v določenem trenutku.

S pomočjo tega diagrama lahko izračunate razdaljo do zvezd. Izberete lahko katero koli zvezdo v glavnem zaporedju z že določeno temperaturo in vidite njen napredek na diagramu.

DALJAVA DO ZVEZD.

Ko gledamo nebo s prostim očesom, se nam zdijo zvezde, tudi najsvetlejše, sijoče pike, ki se nahajajo na enaki razdalji od nas. Nebeški svod se razprostira nad nami kot preproga. Ni naključje, da so položaji zvezd izraženi le v dveh koordinatah (rektascenzija in deklinacija), in ne v treh, kot da se nahajajo na površini in ne v tridimenzionalnem prostoru. S pomočjo teleskopov ne moremo pridobiti vseh informacij o zvezdah, na primer iz fotografij vesoljskega teleskopa Hubble ne moremo natančno ugotoviti, na kateri razdalji se nahajajo zvezde.

Globina prostora.

Ljudje so relativno nedavno izvedeli, da ima vesolje tudi tretjo dimenzijo - globino. Šele v začetku 19. stoletja so znanstveniki zaradi izboljšave astronomske opreme in instrumentov lahko izmerili razdaljo do nekaterih zvezd. Prva je bila zvezda 61 Cygni. Astronom F.V. Bessel je ugotovil, da je na razdalji 10 svetlobnih let. Bessel je bil eden prvih astronomov, ki je izmeril "letno paralakso". Doslej je bila osnova za merjenje razdalje do zvezd metoda »letne paralakse«. To je popolnoma geometrijska metoda - samo izmerite kot in izračunajte rezultat.

Toda preprostost metode ne ustreza vedno učinkovitosti. Zaradi velike oddaljenosti zvezd so koti zelo majhni. Lahko jih merimo s teleskopi. Kot paralakse zvezde Proksime Kentavra, ki je najbližje trojnemu sistemu Alfa Kentavra, je majhen (natančna različica 0,76), vendar lahko iz tega kota vidite kovanec za sto lir na razdalji desetih kilometrov. Seveda, daljša kot je razdalja, manjši je kot.

Neizogibne netočnosti.

Napake pri določanju paralakse so povsem možne, njihovo število pa se povečuje z oddaljevanjem objekta. Čeprav je s pomočjo sodobnih teleskopov mogoče izmeriti kote z natančnostjo ene tisočinke, bodo še vedno prisotne napake: na razdalji 30 svetlobnih let jih bo približno 7%, 150 svetlobnih let. let - 35%, in 350 sv. let – do 70 %. Seveda velike netočnosti naredijo meritve neuporabne. Z uporabo "metode paralakse" je mogoče uspešno določiti razdalje do več tisoč zvezd, ki se nahajajo na območju približno 100 svetlobnih let. Toda v naši galaksiji je več kot 100 milijard zvezd, katerih premer je 100.000 svetlobnih let!

Obstaja več različic metode letne paralakse, kot je sekularna paralaksa. Metoda upošteva gibanje Sonca in celotnega osončja v smeri ozvezdja Herkul s hitrostjo 20 km/s. S tem gibanjem imajo znanstveniki priložnost zbrati potrebno bazo podatkov za izvedbo uspešnega izračuna paralakse. V desetih letih je bilo pridobljenih 40-krat več informacij, kot je bilo prej mogoče.

Nato se s pomočjo trigonometričnih izračunov določi razdalja do določene zvezde.

Razdalja do zvezdnih kopic.

Lažje je izračunati razdaljo do zvezdnih kopic, zlasti odprtih. Zvezde se nahajajo relativno blizu druga drugi, zato lahko z izračunom razdalje do ene zvezde določite razdaljo do celotne zvezdne kopice.

Poleg tega je v tem primeru mogoče uporabiti statistične metode za zmanjšanje števila netočnosti. Na primer, metoda "konvergenčnih točk", ki jo pogosto uporabljajo astronomi. Temelji na tem, da med dolgotrajnim opazovanjem zvezd v razprti kopici identificiramo tiste, ki se gibljejo proti skupni točki, ki ji pravimo konvergentna točka. Z merjenjem kotov in radialnih hitrosti (torej hitrosti približevanja in oddaljevanja od Zemlje) lahko določite razdaljo do zvezdne kopice. Pri uporabi te metode je možna 15-odstotna netočnost na razdalji 1500 svetlobnih let. Uporablja se tudi na razdaljah 15.000 svetlobnih let, kar je povsem primerno za nebesna telesa v naši Galaksiji.

Glavni Zaporedje Prileganje – vzpostavitev glavne sekvence.

Če želite določiti razdaljo do oddaljenih zvezdnih kopic, na primer do Plejad, lahko postopate na naslednji način: sestavite diagram G-R, na navpični osi zabeležite navidezno zvezdno magnitudo (in ne absolutne magnitude, ker je odvisna od razdalje), kar je odvisno od temperature.

Nato bi morali primerjati nastalo sliko z diagramom G-R Iad; ima veliko skupnih značilnosti v smislu glavnih sekvenc. S čim bolj natančno kombinacijo obeh diagramov je mogoče določiti glavno zaporedje zvezdne kopice, katere razdaljo je treba izmeriti.

Nato je treba uporabiti enačbo:

m-M=5log(d)-5, kjer je

m – navidezna magnituda;

M – absolutna magnituda;

d – razdalja.

V angleščini se ta metoda imenuje "Main Sequence Fitting". Uporablja se lahko za odprte zvezdne kopice, kot so NGC 2362, Alpha Persei, III Cephei, NGC 6611. Astronomi so poskušali določiti razdaljo do znamenite dvojne odprte zvezdne kopice v ozvezdju Perzej ("h" in "chi"), kjer se nahajajo številne zvezde -nadrejakinje. Toda podatki so se izkazali za nasprotujoče si. Z metodo "Main Sequence Fitting" je mogoče določiti razdalje do 20.000-25.000 svetlobnih let, kar je petina naše Galaksije.

Intenzivnost svetlobe in razdalja.

Čim bolj oddaljeno je nebesno telo, tem šibkejša je njegova svetloba. Ta položaj je skladen z optičnim zakonom, po katerem je jakost svetlobe "I" obratno sorazmerna z razdaljo na kvadrat "d".

Na primer, če se ena galaksija nahaja na razdalji 10 milijonov svetlobnih let, ima druga galaksija, ki je oddaljena 20 milijonov svetlobnih let, štirikrat manjšo svetlost od prve. To pomeni, da je z matematičnega vidika razmerje med dvema količinama "I" in "d" natančno in merljivo. V jeziku astrofizike je jakost svetlobe absolutna velikost zvezdne magnitude M nekega nebesnega objekta, do katerega je treba izmeriti razdaljo.

Z uporabo enačbe m-M=5log(d)-5 (odraža zakon spremembe svetlosti) in ob zavedanju, da je m vedno mogoče določiti s fotometrom, M pa je znano, se izmeri razdalja "d". Torej, če poznamo absolutno velikost, z uporabo izračunov ni težko določiti razdalje.

Medzvezdna absorpcija.

Eden glavnih problemov, povezanih z metodami merjenja razdalje, je problem absorpcije svetlobe. Svetloba na svoji poti do Zemlje prepotuje velike razdalje in prehaja skozi medzvezdni prah in plin. V skladu s tem se del svetlobe adsorbira in ko doseže teleskope, nameščene na Zemlji, ima že neoriginalno moč. Znanstveniki temu pravijo »izumrtje«, oslabitev svetlobe. Pri uporabi številnih metod, kot je kandela, je zelo pomembno izračunati količino ekstinkcije. V tem primeru je treba poznati točne absolutne velikosti.

Za našo Galaksijo ni težko določiti izumrtja - upoštevajte samo prah in plin Rimske ceste. Težje je določiti ugasnitev svetlobe iz predmeta v drugi galaksiji. K izumrtju na poti v naši galaksiji moramo dodati tudi del absorbirane svetlobe iz druge.

RAZVOJ ZVEZD.

Notranje življenje zvezde uravnava vpliv dveh sil: sile gravitacije, ki nasprotuje zvezdi in jo zadržuje, ter sile, ki se sprošča med jedrskimi reakcijami, ki potekajo v jedru. Nasprotno, teži k temu, da "potisne" zvezdo v daljno vesolje. V fazi nastajanja je gosta in stisnjena zvezda pod močnim vplivom gravitacije. Posledično pride do močnega segrevanja, temperatura doseže 10-20 milijonov stopinj. To je dovolj za začetek jedrskih reakcij, zaradi katerih se vodik pretvori v helij.

Nato se v daljšem obdobju obe sili uravnovesita, zvezda je v stabilnem stanju. Ko jedrskega goriva v jedru postopoma zmanjka, zvezda preide v fazo nestabilnosti, dve sili si nasprotujeta. Za zvezdo pride kritičen trenutek, v poštev pridejo različni dejavniki - temperatura, gostota, kemična sestava. Na prvem mestu je masa zvezde, od nje je odvisna prihodnost tega nebesnega telesa - ali bo zvezda eksplodirala kot supernova ali pa se bo spremenila v belo pritlikavko, nevtronsko zvezdo ali črno luknjo.

Kako zmanjka vodika?

Le največja med nebesnimi telesi postanejo zvezde, manjša postanejo planeti. Obstajajo tudi telesa povprečne mase, prevelika, da bi spadala v razred planetov, ter premajhna in hladna, da bi v njihovih globinah potekale jedrske reakcije, značilne za zvezde.

Torej, zvezda nastane iz oblakov medzvezdnega plina. Kot smo že omenili, zvezda ostane v uravnoteženem stanju precej dolgo. Nato pride obdobje nestabilnosti. Nadaljnja usoda zvezde je odvisna od različnih dejavnikov. Razmislite o hipotetični majhni zvezdi, katere masa je med 0,1 in 4 sončne mase. Značilna lastnost zvezd z majhno maso je odsotnost konvekcije v notranjih plasteh, tj. Snovi, ki sestavljajo zvezdo, se ne mešajo, kot se dogaja pri zvezdah z veliko maso.

To pomeni, da ko zmanjka vodika v jedru, v zunanjih plasteh ni novih zalog tega elementa. Vodik zgori in se spremeni v helij. Postopoma se jedro segreje, površinske plasti destabilizirajo lastno strukturo in zvezda, kot je razvidno iz H-R diagrama, počasi zapusti glavno zaporedje. V novi fazi se gostota snovi v zvezdi poveča, sestava jedra "degenerira" in posledično se pojavi posebna konsistenca. Razlikuje se od običajne snovi.

Spreminjanje snovi.

Pri spreminjanju snovi je tlak odvisen samo od gostote plinov, ne pa od temperature.

V Hertzsprung-Russellovem diagramu se zvezda premika v desno in nato navzgor ter se približuje območju rdečega velikana. Njegove dimenzije se znatno povečajo, zaradi česar se temperatura zunanjih plasti zniža. Premer rdečega velikana lahko doseže več sto milijonov kilometrov. Ko bo naše sonce prešlo v to fazo, bo »pogoltnilo« tako Merkur kot Venero, in če ne bo moglo zajeti Zemlje, jo bo segrelo do te mere, da bo življenje na našem planetu prenehalo obstajati.

Med razvojem zvezde se temperatura njenega jedra poveča. Najprej pride do jedrskih reakcij, nato pa se helij, ko doseže optimalno temperaturo, začne topiti. Ko se to zgodi, nenadno povečanje temperature jedra povzroči izbruh in zvezda se hitro premakne na levo stran diagrama H-R. To je tako imenovani "helijev blisk". V tem času jedro, ki vsebuje helij, zgori skupaj z vodikom, ki je del lupine, ki obdaja jedro. Na diagramu H-R se ta stopnja zabeleži s premikanjem v desno vzdolž vodoravne črte.

Zadnje faze evolucije.

Ko se helij pretvori v ogljikovodik, se jedro spremeni. Njegova temperatura narašča, dokler ogljik ne začne goreti. Pojavi se nov izbruh. V vsakem primeru je v zadnjih fazah evolucije zvezde opazna znatna izguba njene mase. To se lahko zgodi postopoma ali nenadoma, med izbruhom, ko zunanje plasti zvezde počijo kot velik mehurček. V slednjem primeru nastane planetarna meglica - sferična lupina, ki se v vesolju širi s hitrostjo nekaj deset ali celo sto kilometrov na sekundo.

Končna usoda zvezde je odvisna od mase, ki ostane po vsem, kar se ji zgodi. Če je med vsemi transformacijami in izbruhi izvrgla veliko snovi in ​​njena masa ne presega 1,44 sončne mase, se zvezda spremeni v belo pritlikavko. Ta se imenuje "Chandrasekharjeva meja" po pakistanskem astrofiziku Subrahmanyanu Chandrasekharju. To je največja masa zvezde, pri kateri morda ne bo prišlo do katastrofalnega konca zaradi pritiska elektronov v jedru.

Po izbruhu zunanjih plasti ostane jedro zvezde, njena površinska temperatura pa je zelo visoka - okoli 100.000 o K. Zvezda se premakne na levi rob H-R diagrama in gre navzdol. Njegova svetilnost se zmanjša, ko se zmanjša njegova velikost.

Zvezda počasi dosega območje bele pritlikavke. To so zvezde majhnega premera, vendar zelo visoke gostote, milijon in pol krat večjo gostoto vode.

Bela pritlikavka predstavlja končno stopnjo evolucije zvezd, brez izbruhov. Postopoma se ohlaja. Znanstveniki verjamejo, da je konec bele pritlikavke zelo počasen, vsaj od začetka vesolja se zdi, da nobena bela pritlikavka ni utrpela "toplotne smrti".

Če je zvezda velika in je njena masa večja od Sonca, bo eksplodirala kot supernova. Med izbruhom se lahko zvezda popolnoma ali delno sesede. V prvem primeru bo za seboj ostal oblak plina z ostanki snovi zvezde. V drugem bo ostalo nebesno telo največje gostote - nevtronska zvezda ali črna luknja.

VARIABILNE ZVEZDE.

Po Aristotelovem konceptu so nebesna telesa vesolja večna in trajna. Toda ta teorija je s pojavom v 17. stoletju doživela pomembne spremembe. prvi daljnogled. Opazovanja, ki so bila opravljena v naslednjih stoletjih, so pokazala, da je navidezno konstantnost nebesnih teles pravzaprav posledica pomanjkanja tehnologije opazovanja ali njene nepopolnosti. Znanstveniki so ugotovili, da je spremenljivost skupna značilnost vseh vrst zvezd. Med evolucijo gre zvezda skozi več stopenj, med katerimi se njene glavne značilnosti - barva in svetilnost - globoko spremenijo. Pojavijo se v času obstoja zvezde, ki je desetine ali stotine milijonov let, zato oseba ne more biti očividec dogajanja. Za nekatere razrede zvezd se spremembe, ki se zgodijo, zabeležijo v kratkih časovnih obdobjih, na primer v več mesecih, dneh ali delu dneva. Spremembe zvezde in njene svetlobne tokove je mogoče večkrat izmeriti v naslednjih nočeh.

Meritve.

Pravzaprav ta problem ni tako preprost, kot se zdi na prvi pogled. Pri izvajanju meritev je treba upoštevati atmosferske razmere, ki se spremenijo, včasih močno v eni noči. V zvezi s tem se podatki o svetlobnih tokovih zvezd zelo razlikujejo.

Zelo pomembno je razlikovati resnične spremembe svetlobnega toka, ki so neposredno povezane s svetlostjo zvezde, od navideznih, ki jih pojasnjujejo spremembe v atmosferskih razmerah.

Da bi to naredili, je priporočljivo primerjati svetlobne tokove opazovane zvezde z drugimi zvezdami - mejniki, vidnimi skozi teleskop. Če so spremembe očitne, tj. povezane s spremembami atmosferskih razmer, vplivajo na vse opazovane zvezde.

Pridobivanje pravilnih podatkov o stanju zvezde na neki stopnji je prvi korak. Nato je treba sestaviti "krivuljo svetlobe", da se zabeležijo morebitne spremembe svetlosti. Prikazal bo spremembo velikosti.

Spremenljivke ali ne.

Zvezde, katerih magnituda ni konstantna, imenujemo spremenljivke. Pri nekaterih od njih je variabilnost le navidezna. To so predvsem zvezde, ki pripadajo dvojnemu sistemu. Poleg tega, ko orbitalna ravnina sistema bolj ali manj sovpada z opazovalčevim vidnim poljem, se mu lahko zdi, da je ena od obeh zvezd popolnoma ali delno zasenčena od druge in je manj svetla. V teh primerih so spremembe periodične; obdobja spreminjanja svetlosti zvezd mrkov se ponavljajo v intervalih, ki sovpadajo z orbitalno periodo dvojnega zvezdnega sistema. Te zvezde se imenujejo "spremenljivke mrka".

Naslednji razred spremenljivk so "notranje spremenljivke". Amplitude nihanja svetlosti teh zvezd so odvisne od fizičnih parametrov zvezde, kot sta polmer in temperatura. Astronomi že vrsto let opazujejo spremenljivost spremenljivih zvezd. Samo v naši galaksiji je zabeleženih 30.000 spremenljivih zvezd. Razdeljeni so bili v dve skupini. Prva kategorija vključuje "eruptivne spremenljive zvezde". Zanje so značilni enkratni ali ponavljajoči se izbruhi. Spremembe zvezdnih magnitud so epizodne. Razred "eruptivnih spremenljivk" ali eksplozivnih spremenljivk vključuje tudi nove in supernove. V drugo skupino spadajo vsi ostali.

cefeide.

Obstajajo spremenljive zvezde, katerih svetlost se spreminja strogo periodično. Spremembe se pojavljajo v določenih intervalih. Če narišete svetlobno krivuljo, bo jasno zapisana pravilnost sprememb, medtem ko bo oblika krivulje označevala maksimalne in minimalne značilnosti. Razlika med največjim in najmanjšim nihanjem opredeljuje velik razmak med obema karakteristikama. Zvezde te vrste so razvrščene kot "pulzirajoče spremenljivke". Iz krivulje svetlobe lahko sklepamo, da sij zvezde narašča hitreje kot pada.

Spremenljive zvezde so razdeljene v razrede. Kot merilo je vzeta prototipna zvezda, ki daje ime razredu. Primer so cefeide. To ime izhaja iz zvezde Cepheus. To je najenostavnejši kriterij. Obstaja še ena - zvezde se delijo glede na njihove spektre.

Spremenljive zvezde lahko razdelimo v podskupine po različnih kriterijih.

DVOJNE ZVEZDE.

Zvezde na nebu obstajajo v obliki kopic, asociacij in ne kot posamezna telesa. Zvezdne kopice so lahko zelo gosto poseljene z zvezdami ali ne.

Med zvezdami lahko obstajajo tesnejše povezave, govorimo o binarnih sistemih, kot jih imenujejo astronomi. V paru zvezd razvoj ene neposredno vpliva na drugo.

Otvoritev.

Odkritje dvojnih zvezd, kot jih danes imenujemo, je bilo eno prvih odkritij z uporabo astronomskega daljnogleda. Prvi par te vrste zvezd je bil Mizar iz ozvezdja Velikega medveda. Do odkritja je prišel italijanski astronom Riccioli. Glede na ogromno število zvezd v vesolju so znanstveniki prišli do zaključka, da Mizar ni edini binarni sistem med njimi, in imeli so prav; opazovanja so to hipotezo kmalu potrdila. Leta 1804 je slavni astronom William Herschel, ki je 24 let posvetil znanstvenim opazovanjem, objavil katalog z opisi približno 700 dvojnih zvezd. Sprva znanstveniki niso zagotovo vedeli, ali so komponente binarnega sistema med seboj fizično povezane.

Nekateri bistri umi so verjeli, da na dvojne zvezde vpliva zvezdna zveza kot celota, zlasti ker svetlost komponent v paru ni bila enaka. V zvezi s tem se je zdelo, da jih ni v bližini. Za določitev pravega položaja teles je bilo potrebno izmeriti paralaktične premike zvezd. To je naredil Herschel. Na največje presenečenje je paralaktični premik ene zvezde glede na drugo med meritvijo dal nepričakovan rezultat. Herschel je opazil, da je vsaka zvezda namesto simetričnega nihanja z obdobjem 6 mesecev sledila kompleksni elipsoidni poti. V skladu z zakoni nebesne mehanike se dve telesi, povezani z gravitacijo, gibljeta po eliptični orbiti. Herschelova opazovanja so potrdila tezo, da so dvojne zvezde povezane fizično, to je z gravitacijskimi silami.

Razvrstitev dvojnih zvezd.

Obstajajo trije glavni razredi dvojnih zvezd: vizualne dvojne zvezde, fotometrične dvojne zvezde in spektroskopske dvojne zvezde. Ta klasifikacija ne odraža v celoti notranjih razlik med razredi, vendar daje idejo o zvezdni zvezi.

Dvojnost vizualnih dvojnih zvezd je jasno vidna skozi teleskop, ko se premikajo. Trenutno je identificiranih približno 70.000 vizualnih binarnih datotek, vendar jih ima le 1% natančno določeno orbito.

Ta številka (1 %) ne bi smela biti presenetljiva. Dejstvo je, da lahko orbitalne dobe trajajo več desetletij, če ne cela stoletja. In gradnja poti vzdolž orbite je zelo mukotrpno delo, ki zahteva številne izračune in opazovanja iz različnih observatorijev. Zelo pogosto imajo znanstveniki le delčke orbitalnega gibanja, preostanek poti rekonstruirajo deduktivno z uporabo razpoložljivih podatkov. Upoštevati je treba, da je lahko orbitalna ravnina sistema nagnjena glede na vidno črto. V tem primeru se bo rekonstruirana orbita (navidezna) bistveno razlikovala od prave.

Če je določena prava orbita, znana obhodna doba in kotna razdalja med obema zvezdama, je mogoče z uporabo tretjega Keplerjevega zakona določiti vsoto mas komponent sistema. Prav tako bi morala biti znana razdalja dvojne zvezde do nas.

Dvojne fotometrične zvezde.

Dvojnost tega sistema zvezd je mogoče oceniti le s periodičnimi nihanji svetlosti. Med premikanjem se takšne zvezde izmenično blokirajo. Imenujejo jih tudi "mrkljive dvojne zvezde". Te zvezde imajo orbitalne ravnine blizu smeri vidne črte. Večje kot je območje mrka, bolj izrazit je sijaj. Če analizirate svetlobno krivuljo dvojnih fotometričnih zvezd, lahko določite naklon orbitalne ravnine.

S svetlobno krivuljo lahko določite tudi orbitalno dobo sistema. Če sta na primer zabeležena dva mrka, bo svetlobna krivulja imela dva padca (najmanj). Časovno obdobje, v katerem so zabeleženi trije zaporedni padci vzdolž krivulje svetlobe, ustreza orbitalnemu obdobju.

Periode fotometričnih dvojnih zvezd so veliko krajše v primerjavi s periodami vizualnih dvojnih zvezd in trajajo več ur ali več dni.

Spektralne dvojne zvezde.

S spektroskopijo lahko opazimo cepitev spektralnih črt zaradi Dopplerjevega učinka. Če je ena od komponent šibka zvezda, potem opazimo le periodično nihanje položajev posameznih črt. Ta metoda se uporablja, kadar so komponente dvojne zvezde zelo blizu druga drugi in jih je s teleskopom težko identificirati kot vizualne dvojne zvezde. Dvojne zvezde, določene s spektroskopom in Dopplerjevim učinkom, imenujemo spektralne dvojne zvezde. Niso vse dvojne zvezde spektralne. Dve komponenti dvojnih zvezd se lahko oddaljujeta in približujeta v radialni smeri.

Opazovanja kažejo, da dvojne zvezde najdemo predvsem v naši Galaksiji. Težko je določiti odstotek dvojnih in enojnih zvezd. Če uporabimo metodo odštevanja in od celotne zvezdne populacije odštejemo število identificiranih dvojnih zvezd, lahko sklepamo, da predstavljajo manjšino. Ta sklep je lahko napačen. V astronomiji obstaja koncept "izbirnega učinka". Za določitev binarnosti zvezd je treba identificirati njihove glavne značilnosti. To zahteva dobro opremo. Dvojne zvezde je včasih težko prepoznati. Na primer, vizualnih dvojnih zvezd ni mogoče vedno videti na veliki razdalji od opazovalca. Včasih teleskop ne zabeleži kotne razdalje med komponentami. Za zaznavanje fotometričnih in spektroskopskih binarnih elementov mora biti njihova svetlost dovolj močna, da zbira modulacije svetlobnega toka in natančno meri valovne dolžine v spektralnih linijah.

Število zvezd, ki so v vseh pogledih primerne za raziskovanje, ni tako veliko. Glede na teoretični razvoj se lahko domneva, da dvojne zvezde predstavljajo od 30% do 70% zvezdne populacije.

NOVE ZVEZDE.

Spremenljive eksplozivne zvezde so sestavljene iz bele pritlikavke in zvezde glavnega zaporedja, kot je Sonce, ali zvezde po zaporedju, kot je rdeča velikanka. Obe zvezdi sledita ozki orbiti vsakih nekaj ur. Nahajajo se na majhni razdalji drug od drugega, zato tesno sodelujejo in povzročajo spektakularne pojave.

Od sredine 19. stoletja so znanstveniki zabeležili prevlado vijolične barve v določenih obdobjih v optičnem pasu spremenljivih eksplozivnih zvezd; ta pojav sovpada s prisotnostjo vrhov v svetlobni krivulji. Na podlagi tega principa so bile zvezde razdeljene v več skupin.

Klasične nove.

Klasične nove se od eksplozivnih spremenljivk razlikujejo po tem, da njihovi optični izbruhi nimajo ponavljajočega se značaja. Amplituda njihove krivulje svetlobe je jasneje izražena, dvig do najvišje točke pa se zgodi veliko hitreje. Običajno dosežejo največjo svetlost v nekaj urah, v tem času pa nova zvezda pridobi magnitudo približno 12, to pomeni, da se svetlobni tok poveča za 60.000 enot.

Počasnejši kot je proces dvigovanja do maksimuma, manj opazna je sprememba svetlosti. Nova ne ostane dolgo na svojem maksimalnem položaju; to obdobje običajno traja od nekaj dni do nekaj mesecev. Sijaj se nato začne zmanjševati, najprej hitro, nato počasneje na normalno raven. Trajanje te faze je odvisno od različnih okoliščin, traja pa vsaj nekaj let.

V novih klasičnih zvezdah vse te pojave spremljajo nenadzorovane termonuklearne reakcije, ki se dogajajo v površinskih plasteh bele pritlikavke, kjer se nahaja "izposojeni" vodik iz druge komponente zvezde. Nove zvezde so vedno binarne, ena od komponent je nujno bela pritlikavka. Ko masa zvezdne komponente teče do bele pritlikavke, se vodikova plast začne stiskati in segrevati, zato se temperatura dvigne in helij se segreje. Vse to se zgodi hitro, ostro, kar povzroči izbruh. Sevalna površina se poveča, svetlost zvezde postane svetlejša in na svetlobni krivulji se zabeleži izbruh.

Med aktivno fazo izbruha nova doseže največjo svetlost. Največja absolutna magnituda je od -6 do -9. pri novih zvezdah se ta številka doseže počasneje, pri spremenljivih eksplozivnih zvezdah pa hitreje.

Nove zvezde obstajajo tudi v drugih galaksijah. Toda to, kar opazimo, je le njihova navidezna velikost; absolutne velikosti ni mogoče določiti, saj njihova natančna oddaljenost od Zemlje ni znana. Čeprav je načeloma mogoče ugotoviti absolutno velikost nove, če je v največji bližini druge nove, katere razdalja je znana. Največja absolutna vrednost se izračuna z enačbo:

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

t je čas, v katerem svetlobna krivulja nove pade na 3 magnitude.

Pritlikave nove in ponavljajoče se nove.

Najbližji sorodniki novih so pritlikave nove, njihov prototip "U Gemini". Njihovi optični izbruhi so skoraj podobni izbruhom novih zvezd, vendar so razlike v svetlobnih krivuljah: njihove amplitude so manjše. Razlike so tudi v pogostosti izbruhov – pri novih pritlikavih zvezdah se pojavljajo bolj ali manj redno. V povprečju enkrat na 120 dni, včasih pa tudi na nekaj let. Optični bliski novih trajajo od nekaj ur do nekaj dni, potem pa se svetlost v nekaj tednih zmanjšuje in končno doseže normalno raven.

Obstoječo razliko lahko razložimo z različnimi fizikalnimi mehanizmi, ki izzovejo optični blisk. V Gemini U do izbruhov pride zaradi nenadne spremembe v odstotku snovi na beli pritlikavki – povečanja le-tega. Rezultat je ogromno sproščanje energije. Opazovanja pritlikavih novih v fazi mrka, torej ko belo pritlikavko in disk, ki jo obdaja, zakriva sestavna zvezda sistema, jasno kažejo, da je prav bela pritlikavka oziroma njen disk izvor svetloba.

Ponavljajoče se nove so križanec med klasičnimi in pritlikavimi novimi. Kot že ime pove, se njihovi optični izbruhi redno ponavljajo, zaradi česar so podobni novim pritlikavim zvezdam, vendar se to zgodi po več desetletjih. Povečanje svetlosti med izbruhom je bolj izrazito in znaša približno 8 magnitude, kar jih približuje klasičnim novim.

ODPRTE ZVEZDNE KOPE.

Odprtih zvezdnih kopic ni težko najti. Imenujejo se jate galaksij. Govorimo o formacijah, ki vključujejo od nekaj deset do nekaj tisoč zvezd, ki so večinoma vidne s prostim očesom. Zvezdne kopice se opazovalcu zdijo kot del neba, gosto posejan z zvezdami. Praviloma so takšna območja koncentracije zvezd jasno vidna na nebu, zelo redko pa se zgodi, da je kopica praktično nerazločna. Da bi ugotovili, ali je kateri koli del neba zvezdna kopica ali pa govorimo o zvezdah, ki se preprosto nahajajo blizu druga drugi, je treba preučiti njihovo gibanje in določiti razdaljo do Zemlje. Zvezde, ki sestavljajo kopice, se gibljejo v isto smer. Poleg tega, če se zvezde, ki niso daleč druga od druge, nahajajo na enaki razdalji od osončja, so med seboj seveda povezane z gravitacijskimi silami in tvorijo odprto kopico.

Klasifikacija zvezdnih kopic.

Obseg teh zvezdnih sistemov se spreminja od 6 do 30 svetlobnih let, s povprečnim obsegom približno dvanajst svetlobnih let. Znotraj zvezdnih kopic so zvezde zgoščene kaotično, nesistematično. Grozd nima jasno definirane oblike. Pri razvrščanju zvezdnih kopic je treba upoštevati kotne mere, približno skupno število zvezd, stopnjo njihove koncentracije v kopici in razlike v svetlosti.

Leta 1930 je ameriški astronom Robert Trumpler predlagal razvrstitev kopic glede na naslednje parametre. Vse kopice so bile glede na koncentracijo zvezd razdeljene v štiri razrede in označene z rimskimi številkami od I do IV. Vsak od štirih razredov je razdeljen na tri podrazrede glede na enakomernost zvezdnega sijaja. Prvi podrazred vključuje kopice, v katerih imajo zvezde približno enako stopnjo svetilnosti, tretji - s pomembno razliko v tem pogledu. Nato je ameriški astronom uvedel še tri kategorije za razvrščanje zvezdnih kopic glede na število zvezd, vključenih v kopico. Prva kategorija "p" vključuje sisteme z manj kot 50 zvezdicami. Drugi "m" je kopica s 50 do 100 zvezdami. Tretji - tisti z več kot 100 zvezdicami. Na primer, v skladu s to klasifikacijo je zvezdna kopica, ki je v katalogu označena kot "I 3p", sistem, sestavljen iz manj kot 50 zvezd, ki so gosto koncentrirane na nebu in imajo različne stopnje svetlosti.

Enotnost zvezd.

Vse zvezde, ki pripadajo kateri koli odprti zvezdni kopici, imajo značilno lastnost - homogenost. To pomeni, da sta nastala iz istega plinskega oblaka in sta imela sprva enako kemično sestavo. Poleg tega obstaja domneva, da so se vsi pojavili ob istem času, to je, da so iste starosti. Razlike med njima je mogoče pojasniti z različnim potekom razvoja, to pa določa masa zvezde od trenutka njenega nastanka. Znanstveniki vedo, da imajo velike zvezde krajšo življenjsko dobo v primerjavi z majhnimi zvezdami. Veliki se razvijajo veliko hitreje. Na splošno so odprte zvezdne kopice nebesni sistemi, sestavljeni iz relativno mladih zvezd. Ta vrsta zvezdnih kopic se nahaja predvsem v spiralnih rokavih Rimske ceste. Ta območja so bila v bližnji preteklosti aktivna območja nastajanja zvezd. Izjema so kopice NGC 2244, NGC 2264 in NGC6530, njihova starost je več deset milijonov let. To je kratek čas za zvezde.

Starost in kemična sestava.

Zvezde v odprtih zvezdnih kopicah so povezane z gravitacijo. A ker ta povezava ni dovolj močna, lahko odprte kopice razpadejo. To se dogaja v daljšem časovnem obdobju. Proces raztapljanja je povezan z vplivom gravitacije posameznih zvezd, ki se nahajajo v bližini kopice.

V odprtih zvezdnih kopicah praktično ni starih zvezd. Čeprav obstajajo izjeme. To velja predvsem za velike kopice, v katerih je povezava med zvezdami veliko močnejša. Skladno s tem je starost takih sistemov večja. Med njimi je NGC 6791. Ta zvezdna kopica vključuje približno 10.000 zvezd in je stara približno 10 milijard let. Orbite velikih zvezdnih kopic jih za dalj časa popeljejo daleč stran od galaktične ravnine. V skladu s tem imajo manj možnosti, da naletijo na velike molekularne oblake, ki bi lahko vodili do razpada zvezdne kopice.

Zvezde v odprtih zvezdnih kopicah so po kemični sestavi podobne Soncu in drugim zvezdam v galaktičnem disku. Razlika v kemični sestavi je odvisna od oddaljenosti od središča Galaksije. Čim dlje od središča je zvezdna kopica, tem manj elementov iz skupine kovin vsebuje. Kemična sestava je odvisna tudi od starosti zvezdne kopice. To velja tudi za enojne zvezde.

Kroglaste zvezdne kopice.

Globularne zvezdne kopice, ki štejejo na stotine tisoč zvezd, imajo zelo nenavaden videz: imajo sferično obliko, zvezde pa so v njih tako gosto koncentrirane, da je tudi s pomočjo najmočnejših teleskopov nemogoče razlikovati posamezne predmete. Proti središču je močna koncentracija zvezd.

Raziskave kroglastih kopic so v astrofiziki pomembne z vidika preučevanja evolucije zvezd, procesa nastajanja galaksij, preučevanja strukture naše Galaksije in določanja starosti vesolja.

Oblika Rimske ceste.

Znanstveniki so ugotovili, da so kroglaste kopice nastale v začetni fazi nastajanja naše Galaksije - protogalaktični plin je imel sferično obliko. Med gravitacijsko interakcijo, dokler ni bila končana kompresija, ki je vodila do nastanka diska, so se izven njega pojavljale kepe snovi, plina in prahu. Iz njih so nastale kroglaste zvezdne kopice. Poleg tega so nastale pred pojavom diska in so ostale na istem mestu, kjer so nastale. Imajo sferično strukturo, halo, okoli katerega se je kasneje nahajala ravnina galaksije. Zato so kroglaste kopice v Rimski cesti razporejene simetrično.

Študija problema lokacije kroglastih kopic, pa tudi meritev razdalje od njih do Sonca, je omogočila določitev njihovega obsega naše Galaksije do središča - to je 30.000 svetlobnih let.

Kroglaste zvezdne kopice so glede na čas nastanka zelo stare. Njihova starost je 10-20 milijard let. Predstavljajo najpomembnejši element vesolja in nedvomno bo znanje o teh tvorbah v veliko pomoč pri razlagi pojavov vesolja. Po mnenju znanstvenikov je starost teh zvezdnih kopic enaka starosti naše Galaksije, in ker so vse galaksije nastale približno ob istem času, to pomeni, da je mogoče določiti starost vesolja. Da bi to naredili, je treba starosti kroglastih zvezdnih kopic prišteti čas od nastanka vesolja do začetka nastajanja galaksij. V primerjavi s starostjo kroglastih zvezdnih kopic je to zelo kratko obdobje.

Znotraj jeder kroglastih kopic.

Za osrednje regije te vrste kopic je značilna visoka stopnja koncentracije zvezd, približno tisočkrat več kot v conah, ki so najbližje Soncu. Šele v zadnjem desetletju je postalo mogoče preučiti jedra kroglastih zvezdnih kopic oziroma tistih nebesnih teles, ki se nahajajo v samem središču. To je zelo pomembno na področju proučevanja dinamike zvezd, vključenih v jedro, z vidika pridobivanja informacij o sistemih nebesnih teles, povezanih z gravitacijskimi silami - zvezdne kopice sodijo prav v to kategorijo -, pa tudi z vidika proučevanja interakcija med zvezdami kopic z opazovanjem ali obdelavo podatkov na računalniku.

Zaradi visoke stopnje koncentracije zvezd prihaja do pravih trkov in nastajajo novi objekti, na primer zvezde, ki imajo svoje značilnosti. Lahko se pojavijo tudi binarni sistemi, to se zgodi, ko trk dveh zvezd ne povzroči njunega uničenja, ampak pride do medsebojnega zajemanja zaradi gravitacije.

Družine kroglastih zvezdnih kopic.

Kroglaste zvezdne kopice naše Galaksije so heterogene tvorbe. Po principu oddaljenosti od središča galaksije in po kemični sestavi ločimo štiri dinamične družine. Nekatere kroglaste kopice imajo več kemijskih elementov kovinskih skupin, druge manj. Stopnja prisotnosti kovin je odvisna od kemične sestave medzvezdnega medija, iz katerega so nastala nebesna telesa. Kroglaste kopice z manj kovinami so starejše in se nahajajo v haloju Galaksije. Višja kovinska sestava je značilna za mlajše zvezde, nastale so iz okolja, že obogatenega s kovinami zaradi eksplozij supernove - ta družina vključuje "disk grozde", ki jih najdemo na galaktičnem disku.

Halo vsebuje "halo-notranje zvezdne kopice" in "halo-zunanje zvezdne kopice." Obstajajo tudi "zvezdne kopice obrobnega dela haloja", od katerih je razdalja do središča galaksije največja.

Vpliv okolja.

Zvezdne kopice se ne preučujejo in ne delijo na družine zaradi klasifikacije kot same sebi namena. Klasifikacija ima tudi pomembno vlogo pri proučevanju vpliva okolja, ki obdaja zvezdno kopico, na njen razvoj. V tem primeru govorimo o naši Galaksiji.

Nedvomno ima velik vpliv na zvezdno kopico gravitacijsko polje galaksijskega diska. Kroglaste zvezdne kopice se gibljejo okoli galaktičnega središča po eliptičnih orbitah in občasno prečkajo galaktični disk. To se zgodi enkrat na 100 milijonov let.

Gravitacijsko polje in plimske projekcije, ki izhajajo iz galaktične ravnine, delujejo tako intenzivno na zvezdno kopico, da ta postopoma začne razpadati. Znanstveniki verjamejo, da so bile nekatere stare zvezde, ki se trenutno nahajajo v galaksiji, nekoč del kroglastih zvezdnih kopic. Zdaj so že propadli. Menijo, da približno 5 zvezdnih kopic razpade vsako milijardo let. To je primer vpliva galaktičnega okolja na dinamični razvoj kroglaste zvezdne kopice.

Pod vplivom gravitacijskega vpliva galaktičnega diska na zvezdno kopico pride tudi do spremembe obsega kopice. Govorimo o zvezdah, ki se nahajajo daleč od središča kopice, nanje pa v večji meri vpliva gravitacijska sila galaktičnega diska in ne sama zvezdna kopica. Zvezde "izhlapijo" in velikost kopice se zmanjša.

ZVEZDE SUPERNOVE.

Tudi zvezde se rojevajo, rastejo in umirajo. Njihov konec je lahko počasen in postopen ali nenaden in katastrofalen. To je značilno za zelo velike zvezde, ki končajo svoj obstoj z izbruhom; to so supernove.

Odkritje supernov.

Stoletja je bila narava supernov znanstvenikom neznana, vendar so jih opazovali že od nekdaj. Številne supernove so tako svetle, da jih je mogoče videti s prostim očesom, včasih celo podnevi. Prve omembe teh zvezd so se pojavile v starodavnih kronikah leta 185 našega štetja. Kasneje so jih redno opazovali in vse podatke skrbno beležili. Na primer, dvorni astronomi cesarjev starodavne Kitajske so številne odkrite supernove zabeležili mnogo let pozneje.

Med njimi je pomembna supernova, ki je izbruhnila leta 1054 našega štetja. v ozvezdju Bika. Ta ostanek supernove se zaradi svoje značilne oblike imenuje rakova meglica. Zahodni astronomi so pozno začeli sistematično opazovati supernove. Šele proti koncu 16. stol. sklicevanja nanje so se pojavila v znanstvenih dokumentih. Prva opazovanja supernov s strani evropskih astronomov segajo v leto 1575 in 1604. Leta 1885 so odkrili prvo supernovo v galaksiji Andromeda. To je storila baronica Bertha de Podmanicka.

Od 20-ih let XX stoletja. Zahvaljujoč izumu fotografskih plošč si odkritja supernov sledijo eno za drugim. Trenutno jih je odprtih do tisoč. Iskanje supernov zahteva veliko potrpljenja in nenehno opazovanje neba. Zvezda ne sme biti samo zelo svetla, njeno obnašanje mora biti nenavadno in nepredvidljivo. »Lovcev na supernove« ni tako veliko, nekaj več kot deset astronomov se lahko pohvali, da so v svojem življenju odkrili več kot 20 supernov. Vodja v tej zanimivi klasifikaciji pripada Fredu Zwickyju - od leta 1936 je identificiral 123 zvezd.

Kaj so supernove?

Supernove so zvezde, ki nenadoma eksplodirajo. Ta izbruh je katastrofalen dogodek, konec evolucije velikih zvezd. Med izbruhi doseže moč sevanja 1051 erg, kar je primerljivo z energijo, ki jo zvezda oddaja skozi celotno življenje. Mehanizmi, ki povzročajo izbruhe pri dvojnih in enojnih zvezdah, so različni.

V prvem primeru do izbruha pride pod pogojem, da je druga zvezda v dvojnem sistemu bela pritlikavka. Bele pritlikavke so razmeroma majhne zvezde, njihova masa ustreza masi Sonca, na koncu svoje »življenjske poti« pa imajo velikost planeta. Bela pritlikavka s svojim parom sodeluje na gravitacijski način, "krade" snov iz njenih površinskih plasti. "Izposojena" snov se segreje, začnejo se jedrske reakcije in pride do izbruha.

V drugem primeru zvezda sama vzplamti, to se zgodi, ko v njenih globinah ni več pogojev za termonuklearne reakcije. Na tej stopnji prevladuje gravitacija in zvezda se začne hitro krčiti. Zaradi nenadnega segrevanja kot posledice kompresije se začnejo v jedru zvezde dogajati nenadzorovane jedrske reakcije, sprošča se energija v obliki bliska, ki povzroči uničenje zvezde.

Po blisku ostane oblak plina, ki se širi po prostoru. To so "ostanki supernove" - ​​kar ostane od površinskih plasti eksplodirane zvezde. Morfologija ostankov supernove je različna in je odvisna od pogojev, v katerih je prišlo do eksplozije zvezde "progenitor", in od njenih značilnih notranjih značilnosti. Oblak se neenakomerno širi v različne smeri, kar je posledica interakcije z medzvezdnim plinom, ki lahko v tisočih letih močno spremeni obliko oblaka.

Značilnosti supernov.

Supernove so različica eruptivnih spremenljivih zvezd. Kot vse spremenljivke so tudi za supernove značilne krivulja svetlobe in zlahka prepoznavne značilnosti. Najprej je za supernovo značilno hitro povečanje svetlosti, traja nekaj dni, dokler ne doseže maksimuma - to obdobje je približno deset dni. Nato se sijaj začne zmanjševati – najprej naključno, nato pa nenehno. S proučevanjem svetlobne krivulje lahko sledite dinamiki izbruha in preučujete njegov razvoj. Del svetlobne krivulje od začetka vzpona do maksimuma ustreza izbruhu zvezde, kasnejši spust pomeni širjenje in ohlajanje plinske lupine.

BELI ŠKRATKI.

V "zvezdnem živalskem vrtu" je veliko različnih zvezd, različnih velikosti, barv in sijaja. Med njimi so še posebej impresivne "mrtve" zvezde, katerih notranja struktura se bistveno razlikuje od strukture navadnih zvezd. Kategorija mrtvih zvezd vključuje velike zvezde, bele pritlikavke, nevtronske zvezde in črne luknje. Zaradi velike gostote teh zvezd jih uvrščamo med "krizne" zvezde.

Otvoritev.

Sprva je bilo bistvo belih pritlikavk popolna skrivnost, vedelo se je le, da imajo visoko gostoto v primerjavi z navadnimi zvezdami.

Prvi beli pritlikavec, ki so ga odkrili in preučevali, je bil Sirius B, par Siriusa, zelo svetle zvezde. Z uporabo tretjega Keplerjevega zakona so astronomi izračunali maso Siriusa B: 0,75-0,95 sončne mase. Po drugi strani pa je bila njegova svetlost bistveno nižja od sončne. Svetlost zvezde je povezana s kvadratom njenega polmera. Po analizi številk so astronomi prišli do zaključka, da je velikost Siriusa majhna. Leta 1914 je bil sestavljen zvezdni spekter Siriusa B in določena temperatura. Ob poznavanju temperature in svetlosti smo izračunali polmer - 18.800 kilometrov.

Prva raziskava.

Dobljeni rezultat je zaznamoval odkritje novega razreda zvezd. Leta 1925 je Adams izmeril valovno dolžino nekaterih emisijskih linij v spektru Siriusa B in ugotovil, da so daljše od pričakovanj. Rdeči premik se ujema z okvirom teorije relativnosti, ki jo je Einstein odkril nekaj let pred dogodki. Z uporabo teorije relativnosti je Adams lahko izračunal polmer zvezde. Po odkritju še dveh zvezd, podobnih Siriusu B, je Arthur Eddington ugotovil, da je v vesolju veliko takih zvezd.

Tako je bil obstoj palčkov ugotovljen, vendar je njihova narava še vedno ostala skrivnost. Zlasti znanstveniki niso mogli razumeti, kako se lahko masa, podobna soncu, prilega v tako majhno telo. Eddington zaključuje, da »pri tako visoki gostoti plin izgubi svoje lastnosti. Najverjetneje so bele pritlikavke sestavljene iz degeneriranega plina."

Esenca belih pritlikavk.

Avgusta 1926 sta Enrico Fermi in Paul Dirac razvila teorijo, ki opisuje stanje plina v pogojih zelo visoke gostote. Z njim je Fowler istega leta našel razlago za stabilno strukturo belih pritlikavk. Po njegovem mnenju je plin v notranjosti bele pritlikavke zaradi visoke gostote v degeneriranem stanju, tlak plina pa je praktično neodvisen od temperature. Stabilnost bele pritlikavke ohranja dejstvo, da gravitacijski sili nasprotuje tlak plina v črevesju pritlikavke. Študijo belih pritlikavk je nadaljeval indijski fizik Chandrasekhar.

V enem od svojih del, objavljenem leta 1931, naredi pomembno odkritje - masa belih pritlikavk ne more preseči določene meje, to je posledica njihove kemične sestave. Ta meja je 1,4 sončne mase in se v čast znanstveniku imenuje "meja Chandrasekhar".

Skoraj tono na cm3!

Kot pove že njihovo ime, so bele pritlikavke majhne zvezde. Tudi če je njihova masa enaka masi Sonca, so po velikosti še vedno podobni planetu, kot je Zemlja. Njihov polmer je približno 6000 km - 1/100 polmera Sonca. Glede na maso belih pritlikavk in njihovo velikost je mogoče sklepati le eno - njihova gostota je zelo visoka. Kubični centimeter snovi bele pritlikavke po zemeljskih standardih tehta skoraj eno tono.

Tako visoka gostota vodi do dejstva, da je gravitacijsko polje zvezde zelo močno - približno 100-krat večje od sončnega in z enako maso.

Glavne značilnosti.

Čeprav v jedru belih pritlikavk ne prihaja več do jedrskih reakcij, je njegova temperatura zelo visoka. Toplota hiti na površino zvezde in se nato širi v vesolje. Zvezde same se počasi ohlajajo, dokler ne postanejo nevidne. Temperatura površine "mladih" belih pritlikavk je približno 20.000-30.000 stopinj. Bele pritlikavke niso le bele, obstajajo tudi rumene. Kljub visoki površinski temperaturi je zaradi majhnosti svetilnost majhna, absolutna magnituda je lahko 12-16. Bele pritlikavke se ohlajajo zelo počasi, zato jih vidimo v tako velikem številu. Znanstveniki imajo priložnost preučiti njihove glavne značilnosti. Bele pritlikavke so vključene v H-R diagram in zasedajo majhen prostor pod glavnim zaporedjem.

NEVTRONSKE ZVEZDE IN PULSARJI.

Ime "pulsar" izhaja iz angleške kombinacije "pulsating star" - "pulsating star". Značilnost pulsarjev, za razliko od drugih zvezd, ni konstantno sevanje, temveč redna impulzna radijska emisija. Impulzi so zelo hitri, en impulz traja od tisočink sekunde do največ nekaj sekund. Oblika in periode pulza so različne za različne pulzarje. Zaradi stroge periodičnosti radijskega sevanja lahko pulzarje obravnavamo kot kozmične kronometre. Sčasoma se obdobja zmanjšajo na 10-14 s/s. Vsako sekundo se obdobje spremeni za 10-14 sekund, to pomeni, da se zmanjšanje zgodi v približno 3 milijonih let.

Redni signali.

Zgodovina odkritja pulsarjev je zelo zanimiva. Prvi pulsar, PSR 1919+21, sta leta 1967 odkrila Bell in Anthony Husch z Univerze v Cambridgeu. Bell, mladi fizik, je izvedel raziskavo na področju radioastronomije, da bi potrdil svoje teze. Nenadoma je odkril radijski signal zmerne jakosti v območju blizu galaktične ravnine. Nenavadno je bilo, da je bil signal prekinjen – izginil je in se znova pojavil v rednih intervalih 1,377 sekunde. Pravijo, da je Bell tekel k svojemu profesorju, da bi ga obvestil o odkritju, a ta temu ni namenil ustrezne pozornosti, saj je menil, da gre za radijski signal z Zemlje.

Kljub temu se je signal še naprej pojavljal ne glede na zemeljsko radioaktivnost. To je pokazalo, da vir njegovega videza še ni bil ugotovljen. Takoj ko so bili podatki o odkritju objavljeni, so se pojavile številne špekulacije, da signali prihajajo iz srhljive nezemeljske civilizacije. Toda znanstveniki so lahko razumeli bistvo pulsarjev brez pomoči tujih svetov.

Bistvo pulsarjev.

Po prvem je bilo odkritih še veliko več pulsarjev. Astronomi so ugotovili, da so ta nebesna telesa viri impulznega sevanja. Najštevilnejši predmeti v vesolju so zvezde, zato so se znanstveniki odločili, da ta nebesna telesa najverjetneje spadajo v razred zvezd.

Hitro gibanje zvezde okoli svoje osi je najverjetneje vzrok za pulzacije. Znanstveniki so merili obdobja in skušali ugotoviti bistvo teh nebesnih teles. Če se telo vrti s hitrostjo, ki presega določeno največjo hitrost, razpade pod vplivom centrifugalnih sil. To pomeni, da mora obstajati minimalna vrednost rotacijskega obdobja.

Iz opravljenih izračunov je sledilo, da bi morala biti zvezda za vrtenje s periodo, merjeno v tisočinkah sekunde, njena gostota reda velikosti 1014 g/cm3, kot je gostota atomskih jeder. Za jasnost lahko navedemo naslednji primer: predstavljajte si maso, ki je enaka Everestu v prostornini kosa sladkorja.

Nevtronske zvezde.

Že od tridesetih let dalje so znanstveniki domnevali, da nekaj podobnega obstaja na nebu. Nevtronske zvezde so zelo majhna, supergosta nebesna telesa. Njihova masa je približno enaka 1,5 sončne mase, koncentrirane v radiju približno 10 km.

Nevtronske zvezde sestavljajo predvsem nevtroni, delci brez električnega naboja, ki skupaj s protoni sestavljajo jedro atoma. Zaradi visoke temperature v notranjosti zvezde je snov ionizirana, elektroni obstajajo ločeno od jeder. Pri tako visoki gostoti vsa jedra razpadejo na svoje sestavne nevtrone in protone. Nevtronske zvezde so končni rezultat evolucije velike zvezde. Ko izčrpa vire termonuklearne energije v svojih globinah, močno eksplodira, kot supernova. Zunanje plasti zvezde vržejo v vesolje, v jedru pride do gravitacijskega kolapsa in nastane vroča nevtronska zvezda. Postopek zrušitve traja delček sekunde. Zaradi kolapsa se začne vrteti zelo hitro, s periodami tisočink sekunde, kar je značilno za pulsar.

Sevanje pulzacij.

V nevtronski zvezdi ni virov termonuklearnih reakcij, tj. so neaktivni. Emisija pulzacij ne prihaja iz notranjosti zvezde, ampak od zunaj, iz območij, ki obdajajo površino zvezde.

Magnetno polje nevtronskih zvezd je zelo močno, milijonkrat večje od magnetnega polja Sonca, reže vesolje in ustvarja magnetosfero.

Nevtronska zvezda oddaja tokove elektronov in pozitronov v magnetosfero; ti se vrtijo s hitrostjo blizu svetlobne hitrosti. Magnetno polje vpliva na gibanje teh osnovnih delcev, gibljejo se vzdolž silnic po spiralni poti. Tako sproščajo kinetično energijo v obliki elektromagnetnega sevanja.

Obdobje vrtenja se poveča zaradi zmanjšanja rotacijske energije. Starejši pulzarji imajo daljšo pulzacijsko dobo. Mimogrede, obdobje pulziranja ni vedno strogo periodično. Včasih se močno upočasni, to je povezano s pojavi, imenovanimi "glitches" - to je posledica "mikrozvezdnih potresov".

ČRNE LUKNJE.

Podoba nebesnega svoda preseneča z raznolikostjo oblik in barv nebesnih teles. V vesolju je toliko: zvezde vseh barv in velikosti, spiralne galaksije, meglice nenavadnih oblik in barv. Toda v tem "kozmičnem živalskem vrtu" obstajajo "primerki", ki vzbujajo posebno zanimanje. To so še toliko bolj skrivnostna nebesna telesa, saj jih je težko opazovati. Poleg tega njihova narava ni popolnoma razumljena. Med njimi imajo posebno mesto »črne luknje«.

Hitrost gibanja.

V vsakdanjem govoru izraz črna luknja pomeni nekaj brez dna, kamor neka stvar pade in nihče ne bo vedel, kaj se je z njo zgodilo v prihodnosti. Kaj so v resnici črne luknje? Da bi to razumeli, se vrnimo v zgodovino dve stoletji nazaj. V 18. stoletju je francoski matematik Pierre Simon de Laplace med preučevanjem teorije gravitacije prvi uvedel ta izraz. Kot veste, ima vsako telo z določeno maso - na primer Zemlja - tudi gravitacijsko polje, ki privlači okoliška telesa.

Zato vržen predmet pade na Zemljo. Če isti predmet s silo vržemo naprej, bo nekaj časa premagal gravitacijo Zemlje in preletel določeno razdaljo. Najmanjša zahtevana hitrost se imenuje "hitrost gibanja", za Zemljo je 11 km/s. Hitrost gibanja je odvisna od gostote nebesnega telesa, ki ustvarja gravitacijsko polje. Večja kot je gostota, večja mora biti hitrost. V skladu s tem lahko domnevamo, kot je pred dvema stoletjema naredil Laplace, da v vesolju obstajajo telesa s tako visoko gostoto, da njihova hitrost gibanja presega svetlobno hitrost, to je 300.000 km/s.

V tem primeru bi lahko tudi svetloba podlegla gravitacijski sili takega telesa. Takšno telo ne bi moglo oddajati svetlobe, zato bi ostalo nevidno. Lahko si ga predstavljamo kot ogromno luknjo, črno na sliki. Nedvomno teorija, ki jo je oblikoval Laplace, ne nosi odtisa časa in se zdi preveč poenostavljena. Vendar pa v času Laplacea kvantna teorija še ni bila oblikovana in s konceptualnega vidika se je zdelo, da je svetloba obravnavana kot materialno telo, nesmisel. Na samem začetku 20. stoletja, s pojavom in razvojem kvantne mehanike, je postalo znano, da svetloba pod določenimi pogoji deluje tudi kot materialno sevanje.

To stališče je bilo razvito v relativnostni teoriji Alberta Einsteina, objavljeni leta 1915, v delu nemškega fizika Karla Schwarzschilda leta 1916 pa je podal matematično osnovo za teorijo črnih lukenj. Svetloba je lahko podvržena tudi gravitaciji. Pred dvema stoletjema je Laplace izpostavil zelo pomemben problem v smislu razvoja fizike kot znanosti.

Kako nastanejo črne luknje?

Pojavi, o katerih govorimo, so leta 1967 po zaslugi ameriškega astrofizika Johna Wheelerja prejeli ime "črne luknje". So končni rezultat evolucije velikih zvezd, katerih masa je večja od petih Sončevih mas. Ko so vse zaloge jedrskega goriva izčrpane in reakcije ne prihajajo več, pride do smrti zvezde. Poleg tega je njegova usoda odvisna od njegove mase.

Če je masa zvezde manjša od mase sonca, se krči, dokler ne ugasne. Če je masa velika, zvezda eksplodira, potem govorimo o supernovi. Zvezda za seboj pušča sledi - ko pride do gravitacijskega kolapsa v jedru, se vsa masa zbere v kroglico kompaktne velikosti z zelo visoko gostoto - 10.000-krat večjo od gostote jedra atoma.

Relativni učinki.

Za znanstvenike so črne luknje odličen naravni laboratorij, ki jim omogoča izvajanje eksperimentov na različnih hipotezah v smislu teoretične fizike. Po Einsteinovi teoriji relativnosti na fizikalne zakone vpliva lokalno gravitacijsko polje. Načeloma teče čas različno v bližini gravitacijskih polj različnih intenzitet.

Poleg tega črna luknja ne vpliva samo na čas, ampak tudi na okoliški prostor, kar vpliva na njegovo strukturo. V skladu s teorijo relativnosti prisotnost močnega gravitacijskega polja, ki izhaja iz tako močnega nebesnega telesa, kot je črna luknja, izkrivlja strukturo okoliškega prostora in spreminja njegove geometrijske podatke. To pomeni, da blizu črne luknje kratka razdalja, ki povezuje dve točki, ne bo ravna črta, temveč krivulja.

Pleshakov je imel dobro idejo - ustvariti atlas za otroke, ki bi olajšal prepoznavanje zvezd in ozvezdij. Naši učitelji so pograbili to idejo in ustvarili svoj atlas-identifikator, ki je še bolj informativen in nazoren.

Kaj so ozvezdja?

Če v jasni noči pogledate v nebo, lahko vidite veliko bleščečih lučk različnih velikosti, kot razpršene diamante, ki krasijo nebo. Te luči se imenujejo zvezde. Nekatere se zdijo zbrane v grozde in jih ob daljšem pregledovanju lahko razdelimo v določene skupine. Človek je takšne skupine imenoval »konstelacije«. Nekateri od njih morda spominjajo na obliko zajemalke ali zapletene obrise živali, vendar je v mnogih pogledih to le plod domišljije.

Dolga stoletja so astronomi poskušali preučevati takšne kopice zvezd in jim dajali mistične lastnosti. Ljudje so jih poskušali sistematizirati in najti skupni vzorec, in tako so se pojavila ozvezdja. Dolgo časa so bila ozvezdja skrbno preučevana, nekatera so bila razdeljena na manjše in so prenehala obstajati, nekatera pa so bila po razjasnitvi preprosto prilagojena. Na primer, ozvezdje Argo je bilo razdeljeno na manjša ozvezdja: Kompas, Carina, Parus, Poop.

Zelo zanimiva je tudi zgodovina izvora imen ozvezdij. Zaradi lažjega pomnjenja so jim dali imena, združena z enim elementom ali literarnim delom. Opazili so na primer, da v obdobjih močnega deževja Sonce vzhaja iz smeri določenih ozvezdij, ki so jih poimenovali: Kozorog, Kit, Vodnar in ozvezdje Ribi.

Da bi vsa ozvezdja spravili v določeno klasifikacijo, je bilo leta 1930 na zasedanju Mednarodne astronomske zveze odločeno, da se uradno registrira 88 ozvezdij. Po sprejeti odločitvi ozvezdja niso sestavljena iz skupin zvezd, temveč predstavljajo odseke zvezdnega neba.

Kaj so ozvezdja?

Ozvezdja se razlikujejo po številu in svetlosti zvezd, ki jih sestavljajo. Identificiranih je 30 najbolj opaznih skupin zvezd. Največje ozvezdje po površini je Veliki medved. Sestavljen je iz 7 svetlih in 118 s prostim očesom vidnih zvezd.

Najmanjše ozvezdje, ki se nahaja na južni polobli, se imenuje Južni križ in ga ni mogoče videti s prostim očesom. Sestavljen je iz 5 svetlih in 25 manj vidnih zvezd.

Mali konj je najmanjše ozvezdje na severni polobli in je sestavljeno iz 10 šibkih zvezd, ki jih je mogoče videti s prostim očesom.

Najlepše in najsvetlejše ozvezdje je Orion. Sestavljeno je iz 120 s prostim očesom vidnih zvezd, od katerih jih je 7 zelo svetlih.

Vsa ozvezdja so konvencionalno razdeljena na tista, ki se nahajajo na južni ali severni polobli. Tisti, ki živijo na južni polobli Zemlje, ne morejo videti zvezdnih kopic, ki se nahajajo na severni polobli in obratno. Od 88 ozvezdij jih je 48 na južni polobli, 31 pa na severni polobli. Preostalih 9 skupin zvezd se nahaja na obeh poloblah. Severno poloblo zlahka prepoznamo po zvezdi severnici, ki vedno zelo močno sveti na nebu. Ona je skrajna zvezda na ročaju potapljača Ursa Minor.

Ker se Zemlja vrti okoli Sonca, zaradi česar se nekatera ozvezdja ne vidijo, se spreminjajo letni časi in položaj te zvezde na nebu. Na primer, pozimi je lega našega planeta v njegovi okolisončni orbiti nasprotna kot poleti. Zato lahko v vsakem letnem času vidite samo določena ozvezdja. Na primer, poleti lahko na nočnem nebu vidite trikotnik, ki ga tvorijo zvezde Altair, Vega in Deneb. Pozimi je priložnost občudovati neskončno lepo ozvezdje Orion. Zato včasih pravijo: jesenska ozvezdja, zimska, poletna ali spomladanska ozvezdja.

Ozvezdja so najbolje vidna poleti, zato jih je priporočljivo opazovati na prostem, zunaj mesta. Nekatere zvezde je mogoče videti s prostim očesom, druge pa potrebujejo teleskop. Najbolje se vidi ozvezdje Veliki in Mali medved ter Kasiopeja. Jeseni in pozimi sta dobro vidni ozvezdji Bik in Orion.

Svetla ozvezdja, ki so vidna v Rusiji

Najlepša ozvezdja severne poloble, vidna v Rusiji, vključujejo: Orion, Veliki medved, Bik, Veliki pes, Mali pes.

Če natančno pogledate njihovo lokacijo in daste domišljiji prosto pot, lahko vidite lovski prizor, ki je kot starodavna freska upodobljen na nebu že več kot dva tisoč let. Pogumni lovec Orion je vedno upodobljen obdan z živalmi. Taurus steče na njegovo desno, lovec pa zamahne s kijem proti njemu. Ob Orionovih nogah sta zvesta Canis Major in Canis Minor.

Ozvezdje Orion

To je največje in najbolj barvito ozvezdje. Jasno je viden jeseni in pozimi. Orion je mogoče videti na celotnem ozemlju Rusije. Razporeditev njegovih zvezd je podobna obrisu osebe.

Zgodovina nastanka tega ozvezdja izvira iz starogrških mitov. Po njihovem mnenju je bil Orion pogumen in močan lovec, sin Pozejdona in nimfe Emvriale. Pogosto je lovil z Artemido, a nekega dne ga je, ker jo je med lovom premagal, zadela boginjina puščica in umrl. Po smrti je bil spremenjen v ozvezdje.

Orionova najsvetlejša zvezda je Rigel. Je 25 tisočkrat svetlejši od Sonca in 33-krat večji od njega. Ta zvezda ima modrikasto bel sij in velja za supervelikanko. Vendar je kljub tako impresivnim dimenzijam bistveno manjši od Betelgeuse.

Betelgeza krasi Orionovo desno ramo. Je 450-krat večja od premera Sonca in če jo postavimo na mesto naše zvezde, bo ta zvezda zavzela mesto štirih planetov pred Marsom. Betelgeza sije 14.000-krat svetleje od Sonca.

Ozvezdje Orion vključuje tudi meglice in zvezdice.

Ozvezdje Bik

Drugo veliko in nepredstavljivo lepo ozvezdje severne poloble je Bik. Nahaja se severozahodno od Oriona in se nahaja med ozvezdjema Ovna in Dvojčka. Nedaleč od Bika so ozvezdja: Auriga, Cetus, Perseus, Eridanus.

To ozvezdje na srednjih zemljepisnih širinah lahko opazujemo skoraj vse leto, z izjemo druge polovice pomladi in zgodnjega poletja.

Zgodovina ozvezdja sega v starodavne mite. Govorijo o Zevsu, ki se je spremenil v tele, da bi ugrabil boginjo Evropo in jo pripeljal na otok Kreto. To ozvezdje je prvi opisal Evdoks, matematik, ki je živel dolgo pred našim štetjem.

Najsvetlejša zvezda ne samo tega ozvezdja, ampak tudi drugih 12 skupin zvezd je Aldebaran. Nahaja se na glavi Bika in so ga prej imenovali "oko". Aldebaran je 38-krat večji od premera Sonca in 150-krat svetlejši. Ta zvezda se nahaja 62 svetlobnih let od nas.

Druga najsvetlejša zvezda v ozvezdju je Nat ali El-Nat (rogovi bika). Nahaja se v bližini Aurige. Je 700-krat svetlejši od Sonca in 4,5-krat večji.

Znotraj ozvezdja sta dve neverjetno lepi odprti kopici zvezd, Hijade in Plejade.

Starost Hijad je 650 milijonov let. Z lahkoto jih najdemo na zvezdnem nebu zahvaljujoč Aldebaranu, ki je med njimi dobro viden. Vključujejo približno 200 zvezdic.

Plejade so dobile ime po svojih devetih delih. Sedem jih je poimenovanih po sedmih sestrah stare Grčije (Plejade), še dve pa po svojih starših. Plejade so pozimi zelo vidne. Vključujejo okoli 1000 zvezdnih teles.

Prav tako zanimiva tvorba v ozvezdju Bika je meglica Rakovica. Nastala je po eksploziji supernove leta 1054 in je bila odkrita leta 1731. Oddaljenost meglice od Zemlje je 6500 svetlobnih let, njen premer pa približno 11 svetlobnih let. leta.

To ozvezdje pripada družini Orion in meji na ozvezdja Orion, Samorog, Mali pes in Zajec.

Ozvezdje Veliki pes je prvi odkril Ptolomej v drugem stoletju.

Obstaja mit, po katerem je bil Veliki pes nekoč Lelap. Bil je zelo hiter pes, ki je lahko dohitel vsak plen. Nekega dne je lovil lisico, ki mu v hitrosti ni bila slabša. Izid dirke je bil vnaprej določen in Zevs je obe živali spremenil v kamen. Psa je postavil v nebesa.

Ozvezdje Veliki pes je pozimi zelo dobro vidno. Najsvetlejša zvezda ne samo tega, ampak tudi vseh drugih ozvezdij je Sirius. Ima modrikast sijaj in se nahaja precej blizu Zemlje, na razdalji 8,6 svetlobnih let. Po svetlosti v našem osončju ga prekašajo Jupiter, Venera in Luna. Svetloba s Siriusa potrebuje 9 let, da doseže Zemljo in je 24-krat močnejša od sonca. Ta zvezda ima satelit, imenovan "Puppy".

Oblikovanje koncepta, kot je "počitnice", je povezano s Siriusom. Dejstvo je, da se je ta zvezda pojavila na nebu med poletno vročino. Ker je Sirius iz grščine preveden kot "canis", so Grki to obdobje začeli imenovati počitnice.

Ozvezdje Mali pes

Canis Minor meji na ozvezdja, kot so: Samorog, Hidra, Rak, Dvojčka. To ozvezdje predstavlja žival, ki skupaj z Velikim psom sledi lovcu Orionu.

Zgodovina nastanka tega ozvezdja, če se zanašamo na mite, je zelo zanimiva. Po njihovem mnenju je Canis Minor Mera, pes Ikarije. Tega človeka je Dioniz naučil delati vino in pijača se je izkazala za zelo močno. Nekega dne so se njegovi gostje odločili, da se jih je Ikaria odločil zastrupiti in ga ubili. Župan je bil zelo žalosten za lastnikom in je kmalu umrl. Zevs ga je postavil v obliki ozvezdja na zvezdnem nebu.

To ozvezdje je najbolje opazovati januarja in februarja.

Najsvetlejši zvezdi v tem ozvezdju sta Porcyon in Gomeisa. Porcyon se nahaja 11,4 svetlobnih let od Zemlje. Je nekoliko svetlejši in bolj vroč od Sonca, vendar se fizično malo razlikuje od njega.

Gomeiza je vidna s prostim očesom in sveti z modro-belo svetlobo.

Ozvezdje Veliki medved

Veliki medved v obliki zajemalke je eno izmed treh največjih ozvezdij. Omenjena je v spisih Homerja in v Svetem pismu. To ozvezdje je zelo dobro raziskano in ima velik pomen v mnogih religijah.

Meji na ozvezdja, kot so: Slap, Lev, Canes Venatici, Zmaj, Ris.

Po starogrških mitih je Veliki voz povezan s Kalisto, lepo nimfo in Zevsovo ljubico. Njegova žena Hera je Kalista za kazen spremenila v medveda. Nekega dne je ta medved v gozdu naletel na Hero in njenega sina Arkasa z Zevsom. Da bi se izognil tragediji, je Zevs svojega sina in nimfo spremenil v ozvezdja.

Veliko zajemalko tvori sedem zvezd. Najbolj presenetljivi med njimi so trije: Dubhe, Alkaid, Aliot.

Dubhe je rdeči velikan in kaže na Severnico. Nahaja se 120 svetlobnih let od Zemlje.

Alkaid, tretja najsvetlejša zvezda v ozvezdju, izraža konec repa Velikega medveda. Nahaja se 100 svetlobnih let od Zemlje.

Alioth je najsvetlejša zvezda v ozvezdju. Ona predstavlja rep. Zaradi svoje svetlosti se uporablja v navigaciji. Alioth sije 108-krat močneje od Sonca.

Ta ozvezdja so najsvetlejša in najlepša na severni polobli. V jesenski ali mrzli zimski noči jih je mogoče odlično videti s prostim očesom. Legende o njihovem nastanku pustijo domišljiji prosto pot in si predstavljajo, kako mogočni lovec Orion skupaj s svojimi zvestimi psi teče za svojim plenom, medtem ko ga Taurus in Veliki medved budno opazujeta.

Rusija se nahaja na severni polobli in na tem delu neba lahko vidimo le nekaj od vseh na nebu obstoječih ozvezdij. Glede na letni čas se spreminja le njihov položaj na nebu.

OTROCI O VESOLU. POGOVOR ŠESTI. ZVEZDE IN OZVEZDJA

(Shorygina T.A. Za otroke O prostora in Jurij Gagarin - prvi astronavt Zemlja: Pogovori, prosti čas, zgodbe. -M .: Sfera, 2014.-128s.)

Vesolje ni sprehod, raketa ni letalo.

(Jurij Gagarin)

zvezdnato nebo

Predstavljajte si, da ste na jasen mraz večer šli ven in pogledali v nebo.

Koliko zvezd! Kako svetle so! Zdi se, kot da je pravljični čarovnik po temno modrem nebu raztresel prgišča bleščečih diamantov.

Zvezdice

Zvezde so jasne,

Zvezdice so pogoste

Gorijo v nebu visoko.

Kot da pojejo čudovite pesmi -

Govorijo nam!

Nebo je ogromno

Nebo brez dna

Zvezd ne moreš prešteti, kot zrna peska.

Vseeno, verjemi mi,

Zvezda vodilnica

Vsak ima enega v svojem življenju!

Na nebu je zelo, zelo veliko zvezd. Brez instrumentov lahko vidite okoli šest tisoč zvezd, s pomočjo teleskopa pa skoraj dve milijardi!

Vse zvezde so ogromne ognjene krogle. Toda temperatura teh vročih kroglic je drugačna, zato je njihova barva drugačna.

Najbolj vroče zvezde so bele, nekoliko manj vroče so modre, sledijo rumene, rdeče pa zaključujejo vrsto.

Najsvetlejši zvezdi na naši severni polobli sta Sirius in Aldebaran.

- Zakaj mislite, da se zdijo majhni, kot zrna peska?

Prav! Zvezde so neskončno daleč od nas. Svetloba oddaljenih zvezd pride na Zemljo po več sto in celo tisočih letih.

- Katera zvezda je najbližja Zemlji?

Prav! sonce

Trosi zvezd se iskrijo na nebu v temni noči in zjutraj izginejo.

Mimogrede, to je navedeno tudi v uganki:

Razpršeno po ovčji koži

Zlata zrna peska,

In ko se je zdanilo,

Odnese jih kot veter!

Kam gredo zvezde podnevi?

Prav! Nikjer ne izginejo, a v svetlih žarkih naše zvezde jih ne vidimo.

Zvezde se ne razlikujejo le po temperaturi in barvi, ampak tudi po velikosti.

V vesolju so zvezde, ki jih imenujemo Rdeči velikani. Te zvezde so bile v preteklosti povsem navadne, a so nastale iz navadnih zvezd, ko so se postopoma začele ohlajati. Samo jedro zvezde ali, kot pravijo, njeno jedro se zmanjša in skrči, zunanja plast pa se, nasprotno, poveča in razširi. Zvezda postane manj vroča in se ohladi. Iz bele zvezde se spremeni v velikansko rdečo zvezdo.

V vesolju so majhne, ​​a zelo vroče zvezde. Imenujejo se beli palčki.

V vesolju obstajajo tudi posebne zvezde – črne luknje. Znanstveniki so dolgo preučevali ta nenavadna nebesna telesa in prišli do zaključka, da so videti popolnoma črna, ker popolnoma absorbirajo svetlobne žarke, ki padajo nanje.

Zakaj se to dogaja?

Ker je črna luknja sestavljena iz zelo goste stisnjene snovi (včasih se ta zvezda spremeni v konico!) in ima ogromno gravitacijsko silo.

V starih časih so popotniki in mornarji iskali pot po zvezdah. Toda na nebu je toliko zvezd in zapomniti si njihove lokacije ni enostavno.

Zato so že v pradavnini zvezde na posebnih zvezdnih kartah povezovali s črtami, tako da so nastale preproste figure, ki so spominjale na ljudi ali živali. Te skupine zvezd so poimenovali ozvezdja.

Vsako leto Zemlja naredi en obrat okoli Sonca in vsak mesec Sonce vzide v ozadju drugega ozvezdja. Takih ozvezdij je 12. Imenujejo se zodiakalni.

Ali poznate imena zodiakalnih ozvezdij?

Majhna rima za štetje vam bo pomagala zapomniti imena teh ozvezdij:

Kot meseci - bratje,

Obstaja dvanajst ozvezdij.

In njihova imena so: Rak, Bik,

Devica, Oven in Strelec,

Škorpijon in Dvojčka,

Ribi, Kozorog, Tehtnica,

Lev, ob njem pa Vodnar.

Hitro si jih zapomni!

Poleg zodiakalnih ozvezdij so na nebu še druga. Znanost o astronomiji izvira iz starega Egipta, Babilona, ​​Grčije in Rima. Številna ozvezdja imajo grška ali latinska imena in z njimi so povezane zanimive zgodbe in miti.

Verjetno ste na nočnem nebu že videli svetli ozvezdji Velikega in Malega medveda. V stari Grčiji je obstajala legenda o teh ozvezdjih.

Nekoč se je bog groma Zevs zaljubil v zemeljsko lepotico Kalisto. Njegova ljubosumna žena Hera je bila užaljena in je s svojimi čarobnimi močmi spremenila Callista v medveda. Upala je, da bo njen sin, spretni lovec Arkas, ubil zver, ko jo bo videl v svoji Hiši. Toda Zevs je medveda spremenil v nebesno ozvezdje. Da revici ne bi bilo dolgčas sami, je v bližino postavil njenega ljubljenega psa. To ozvezdje se je imenovalo Mali medved.

Poslušaj pesem.

Veliki voz

Lepota zemeljskega Kalista

Gromovnik Zeus je ujet.

Pogled je navdušen in hiter

Vrže jo vanjo.

Hera je ujela njegov pogled,

Poln skritega ognja.

Moje srce je gorelo od jeze:

»Maščeval se bom Callisti.

Naredil jo bom za dlakave

Klubsko stopalo, kot medved.

Namesto ljubkih rok - tace,

Naj jo doleti smrt!

Njen sin je pogumen lovec,

Ubil bo medveda

Puščice ji bodo prebodle srce,

Telo bo postalo kot led.”

Toda iz strašne usode

Zeus je rešil svojo ljubljeno:

"Ne bom te ubil zaman

Tvoj ljubeči sin Arkas.

Namesto človeškega življenja

S trpečo dušo

Dal ti bom večnost -

Postanite veliki medved.

Maščevanje te ne bo našlo,

Bolečina in strah se vas ne bosta dotaknila.

Ali boš utripal kot ozvezdje

Diamantne zvezde na nebu!

To ozvezdje se imenuje tudi Veliki voz. Res je videti kot zajemalka z dolgim ​​ročajem.

Medved ali vedro?

Utripa in sveti

Veliki voz.

To ozvezdje je videti kot vedro,

In zajemalka sploh ni videti kot medved!

S pomočjo ozvezdja Velikega medveda lahko najdete Severnico. Potepuhom je ta zvezda vodilna vedno služila kot vodilo. Če stojite obrnjeni proti njej, bo sever pred vami, jug bo za vami, vzhod bo na vaši desni strani in zahod bo na vaši levi.

Na nebu je majhno ozvezdje, imenovano Lira. Krasi jo ena najsvetlejših zvezd na severni polobli – Vega.

Kaj mislite, zakaj se ozvezdje imenuje Lira?

Ozvezdje spominja na glasbilo, na katerega igra neverjetni pevec Orfej. Po eni od grških legend je Orfej pel tako lepo, da so ljudje, živali in ptice slišali njegovo petje. Zvoki njegovega glasu so delali čudeže - žuborenje vode v izvirih je prenehalo, veter je zamrl, gole skale so bile prekrite s cvetjem, suha drevesa z mladimi zelenimi listi. Na temnem nebu sije ozvezdje Berenikine koze. Legenda pravi, da je imela kraljica Veronika neverjetno lepe zlate kodraste lase. Kako so končali v nebesih? Poslušaj pesem.

Veronikini lasje

Kraljičine pletenice so čudovite,

Ne do pasu - do prstov na nogah.

Teče mi po hrbtu, teče

Zlati slap!

Lasje se kodrajo kot potoki

Teče kot sončna reka,

Kralj občuduje, poljublja,

Z roko ga pogladi po laseh.

Nekoč med gostijo

Kralj je objel svojo ženo.

Lire so začele žalostno igrati:

»Grem v vojno!

Draga Veronika!

Ljubim te samo,"

Kralj šepeta, nežno boža

Pletejte dišeči val.

In kraljica se je zaobljubila:

Če se kralj vrne živ,

Potem bo izgubila kitko

Dragocen, zlat.

Toda vojna je bila kratka,

In novica je prišla do kraljice:

»Kralj je živ in nepoškodovan

Kmalu, kmalu bo tukaj!

"No," je rekla Veronica,

Izpolnil bom svojo zaobljubo":

In odrežite pletenice

Padite na tla blizu nog.

Nekje v duhu in tišini

"Pletnice mlade Veronike

Poletela v nebo!

Lepih žensk ni

Zlate dolge kite,

A sije na jasnem nebu

Čudovit razsip zvezd!

Zvezde tvorijo velike kopice. Imenujejo se galaksije. Galaksija je vrteča se zbirka zvezd.

Osončje je del galaksije, imenovane Rimska cesta. V temni noči se na nebu vidi del Mlečne ceste. Spominja na rahlo lesketajoč se trak razlitega mleka. Mimogrede, sama beseda "galaksija" izvira iz grške besede, ki pomeni "mleko".

Mlečna cesta.

Naš sončni sistem se nahaja na robu Rimske ceste in skupaj vključuje okoli 10 milijard zvezd.

Poleg Mlečne ceste je v vesolju še ogromno drugih galaksij, vsaj na stotine milijonov! Nam najbližja galaksija se imenuje Andromedina meglica.

Galaxy.

Poslušajte fantastično pravljico "Zvezdogled in opica Mickey"

Kakšno obliko imajo zvezde?

Zakaj se nam zvezde zdijo majhne?

Katera zvezda je najbližje Zemlji?

Zakaj imajo zvezde različne barve?

Katere zvezde imenujemo rdeče velikanke? Bele pritlikavke? Črne luknje?

Kaj je ozvezdje? Katera ozvezdja zodiaka poznate?

Katere legende in pripovedke o zvezdah in ozvezdjih poznate?

Katero zvezdo imenujemo zvezda vodilnica?

Kako se imenujejo velike kopice zvezd?

Kako se imenuje naša galaksija?

Zvezdnato nebo. Zvezdice.

Risanka - Če zvezde padajo.

Otroške pesmi o zvezdah, ozvezdjih in planetih za branje (na pamet)

mlečna cesta
Rimma Aldonina

Črno žametno nebo
Vezene z zvezdicami.
Svetla pot
Teče čez nebo.
Od roba do roba
Z lahkoto se širi
Kot da bi se nekdo polil
Mleko čez nebo.
Ampak ne, seveda, na nebu
Brez mleka, brez sokov,
Mi smo zvezdni sistem
Tako mi vidimo naše od strani.
Tako vidimo galaksije
Domača oddaljena svetloba -
Vesolje za astronavtiko
Že več tisoč let.

Zvezdice
Rimma Aldonina

Kaj so zvezde?
Če te vprašajo -
Pogumno odgovori:
Vroč plin.
In dodajte tudi,
Še več, vedno je
Jedrski reaktor -
Vsaka zvezda!

***
G. Kružkov

Na nebu je ena zvezda,
Ne povem kateri,
Ampak vsak večer z okna
Pogledam jo.

Tako močno utripa!
In nekje v morju
Zdaj je verjetno mornar
Preverja pot.

Ozvezdja
Ju Sinicin

Zvezde, zvezde, še dolgo
Priklenil te za vedno
Moški pohlepni pogled.

In sedeti v živalski koži
V bližini rdečega ognja
Neprekinjeno v modri kupoli
Lahko je bedel do jutra.

In dolgo gledal v tišini
Človek v prostranstvu noči -
Potem s strahom
Potem z veseljem
Potem z nejasnimi sanjami.

In potem s sanjami skupaj
Zgodba je zorela na ustnicah:
O skrivnostnih ozvezdjih,
O neznanih svetovih.

Od takrat živijo v nebesih,
Kot v nočni deželi čudežev, -
Vodnar,
Strelec in Labod,
Lev, Pegaz in Herkul.

Vesoljska pravljica(Drobec)
Vasilij Lepilov

Prostor je pobarvan črno,
Ker ni vzdušja
Ni noči, ni dneva.
Tu ni zemeljske modrine,
Razgledi tukaj so čudni in čudoviti:
In zvezde so vse vidne hkrati,
Tako Sonce kot Luna.

Na severu je vidna zvezda,
In se imenuje
Polarna zvezda.
Je zanesljiva prijateljica ljudi
Z njo pa dva medvedka Urša
Med kozmičnimi lučmi
Vsi gredo po vrsti.

Nedaleč stran je Zmaj utihnil.
Medvede postrani pogleda,
Žveči konce svojih brkov.
In Orel je dolgo gledal,
Kot suh volk, ki nekje tava
In obšel
Ozvezdje Canes Venatici.

Nebeški lev je mirno spal,
Ko je odprl svoj strašni snapdragon
(Ne šali se z levi!)
Kit je priplaval do Andromede,
Pegasus je hitro galopiral,
In Labod je ponosno letel
Po Rimski cesti.

Hidra je nekoga varovala
Navsezadnje je Hydra bila Hydra
Od nekdaj, prijatelji!
Po velikanskem nebu
Skrivnostno se plazi.
Koga varuje Hydra?
Nemogoče je še reči.

In blizu Rimske ceste,
Nikamor iti, ni kam iti,
Ogromen Rak laže.
Leži v vesoljskem prahu
Rahlo premika kremplje
In vse gleda Hidro.
(Rak očitno ni bedak!)

Tu je krokar zamahal s krili,
Feniks je vstal iz pepela,
Pav je pomahal z repom,
Tu se je zvijala kača,
Lisice so tekle in se zabavale,
In Lynx je sedel in se skrival,
Pevko je rešil delfin.

Žirafa je hodila kot Bog
Tukaj je zajec, tukaj je samorog,
Žerjav, kameleon.
In tam sta golob in kuščar ...
Ne, očitno ne morem šteti
Vsa ta čudovita bitja
Kdo naseljuje prostor?

Citirano iz publikacije: V. P. Lepilov "Kozmična zgodba" Astrakhan: "Volga", 1992, str. 34-35

Arkadij Khait
Iz "Baby Monitor"

Nad Zemljo pozno ponoči,
Samo iztegni roko
Zgrabil boš zvezde:
Zdi se, da so blizu.
Lahko vzameš Pavje pero,
Dotaknite se kazalcev na uri,
Zajahaj delfina
Zanihajte na tehtnici.
Nad Zemljo pozno ponoči,
Če pogledaš v nebo,
Videli boste, kot grozdje,
Tam visijo ozvezdja.
Nad Zemljo pozno ponoči,
Samo iztegni roko
Zgrabil boš zvezde:
Zdi se, da so blizu.

Tukaj je Veliki voz
Zvezdana kaša moti
Velika zajemalka
V velikem kotlu.

In v bližini je medla svetloba
Mali medved.
Z majhno zajemalko
Zbira drobtine.

***
G. Sapgir

Slišali smo: dve Urši
Ponoči se svetijo na nebu.
Ponoči smo pogledali gor -
Videli smo dva lonca.

***
Leonid Tkačuk

Tukaj so robovi ročajev, kjer je naša zajemalka
Benetnash je označen z zvezdico.
Pogledaš soseda -
Videli boste Mizar in Alcor.
Toda ročaj ima obrat
Aliot vodi do zvezde.
No, potem smo končno
Poglejmo rob sklede - Megrets.
In tako bomo šli skozi dno,
Ogled Fekduja in Meraka.
In zgoraj se sveti kot vedno
Nam Dubhe je svetla zvezda.

Veliki voz
Ju Sinicin

Pri Velikem vozu
Pero je boleče dobro!
Tri zvezdice - in vse po vrsti,
Gorijo kot diamanti!

Med zvezdami, velikimi in svetlimi,
Še ena je komaj vidna:
Na sredini ročaja
Zatekla se je.

Poglej bolje
Vidiš
Dve zvezdi sta se združili?

Tisti, ki je večji
Imenuje se Konj.
In otrok poleg nje -
Jezdec,
Jahanje na njem.

Čudovit jahač
Ta zvezdniški princ Alcor,
In ga ponese v ozvezdja
Konj Mizar s polno hitrostjo.

Konj zlatogrivi trepeta
Pozlačena uzda.
Vlada Tihi jezdec
Na Severnico.

Ozvezdja
Rimma Aldonina

Vso noč so ozvezdja briljantna
Ne upočasnjujte krožnega plesa
Okoli ene zvezde stoji
Kot v središču neba.

Zemljina os se je nagnila proti njej,
Imenovali smo jo Polar.
Kje je sever, bomo izvedeli po njem
In za to smo ji hvaležni.

Orion
Natalija Tennova

Ne boji se zime in mraza,
Ko sem se tesneje pripasal,
Opremljen za lov
Orion govori.
Dva zvezdnika iz prve lige
V Orionu je to Rigel
V spodnjem desnem kotu
Kot pentlja na čevlju.
In na levi epoleti -
Betelgeza močno sveti.
Tri zvezdice diagonalno
Okrasite pas.
Ta pas je kot namig.
On je nebeški kazalec.
Če greš na levo,
Našli boste Čudežnega Siriusa.
In z desnega konca -
Pot do ozvezdja Bik.
Kaže naravnost
V rdeče oko Aldebarana.

Horoskopski pas
A. G. Novak

Januarski sneg na cesti,
Sonce sije v Kozorogu.

V februarju so dnevi daljši,
Sonce sije v... (Vodnar).

Marca je veliko snežnih blokov,
Sonce je nekje med... (Ribi).

In aprila od... (Oven)
Sonce že greje.

Maja je sonce... (korpuskula) -
Pričakujte pege na obrazu.

Junija je Sonce v... (Dvojčka)
Otroci pijejo Fanto v grmovju.

Julija sonce gre proti... (Raku),
Ljubitelj glasbe - na makov vrt.

avgusta se odpre šola,
... (lev) beži za soncem.

Zunaj okna je "september",
... (devica) Sonce vas bo zaščitilo.

Oktobra po besedah ​​sov.
Sonce sije iz... (Tehtnica).

Novembra na nebu
Sonce sije v... (Škorpijon).

Decembra, kot tomboy,
Skrit za soncem... (Strelec).

Otroške pesmi o kometih in zvezdice za branje in pomnjenje

Komet
Rimma Aldonina

Kako razkošno čudo!
Skoraj zasedli pol sveta,
Skrivnostna, zelo lepa
Nad Zemljo lebdi komet.

In želim si misliti:
- Kje
Ali je k nam prišel svetel čudež?
In rad bi jokal, ko
Odletelo bo brez sledu.

In nam povedo:
- Led je!
In njen rep je prah in voda!
Ni važno, k nam prihaja čudež,
In Čudež je vedno čudovit!

***
G. Sapgir

Širi svoj ognjeni rep,
Med zvezdami drvi komet.
- Poslušaj, ozvezdja,
Zadnja novica,
Čudovita novica
Nebeška novica!

Drhti z divjo hitrostjo,
Bil sem na obisku pri Sončku.
V daljavi sem videl Zemljo
In novi sateliti Zemlje.
Odletel sem od Zemlje,
Za mano so letele ladje!

Dragi dijaki, po mojem mnenju je to pomembno!

Svetujem vam, da preberete druge razdelke "Navigacije" in preberete zanimive članke ali si ogledate predstavitve, didaktična gradiva o temah (pedagogika, metode razvoja otrokovega govora, teoretične osnove interakcije med predšolskimi izobraževalnimi ustanovami in starši); gradivo za pripravo na teste, teste, izpite, naloge in diplomske naloge Vesel bom, če vam bodo informacije, objavljene na moji spletni strani, pomagale pri vašem delu in študiju.

Lep pozdrav, O.G. Golskaya.

Vprašanje, koliko zvezd je na nebu, je zaskrbelo ljudi, takoj ko so na nebu opazili prvo zvezdo (in to težavo še vedno rešujejo). Astronomi so kljub temu naredili nekaj izračunov in ugotovili, da lahko s prostim očesom na nebu vidite približno 4,5 tisoč nebesnih teles, naša galaksija Rimska cesta pa vključuje približno 150 milijard zvezd. Glede na to, da vesolje vsebuje več trilijonov galaksij, je skupno število zvezd in ozvezdij, katerih svetloba doseže Zemljino površje, enako septilijonu – in ta ocena je le približna.

Zvezda je ogromna krogla plina, ki oddaja svetlobo in toploto (to je njena glavna razlika od planetov, ki lahko kot popolnoma temna telesa odbijajo le svetlobne žarke, ki padajo nanje). Energija ustvarja svetlobo in toploto, ki je posledica termonuklearnih reakcij, ki potekajo v jedru: za razliko od planetov, ki vsebujejo trdne in lahke elemente, nebesna telesa vsebujejo lahke delce z rahlo primesjo trdnih snovi (na primer, Sonce je sestavljeno iz skoraj 74% vodika in 25 % helija).

Temperatura nebesnih teles je izjemno visoka: zaradi velikega števila termonuklearnih reakcij se temperaturni kazalniki zvezdnih površin gibljejo od 2 do 22 tisoč stopinj Celzija.

Ker teža tudi najmanjše zvezde znatno presega maso največjih planetov, imajo nebesna telesa dovolj gravitacije, da zadržijo okoli sebe vse manjše predmete, ki se začnejo vrteti okoli njih in tvorijo planetarni sistem (v našem primeru Osončje).

Utripajoče svetilke

Zanimivo je, da v astronomiji obstaja nekaj, kot so "nove zvezde" - in ne govorimo o pojavu novih nebesnih teles: ves čas svojega obstoja vroča nebesna telesa zmerne svetilnosti občasno močno zasvetijo in začnejo stati tako močno na nebu, da so ljudje v prejšnjih časih verjeli, da se rojevajo nove zvezde.

Dejansko je analiza podatkov pokazala, da so ta nebesna telesa obstajala že prej, vendar so zaradi nabrekanja površine (plinaste fotosfere) nenadoma postala še posebej svetla, njihov sij se je povečal za desettisočkrat, kar je povzročilo vtis, da so nove zvezde imele pojavil na nebu. Ko se nove zvezde vrnejo na prvotno raven svetlosti, lahko spremenijo svojo svetlost do 400 tisočkrat (če pa izbruh traja le nekaj dni, vrnitev v prejšnje stanje pogosto traja več let).

Življenje nebesnih teles

Astronomi trdijo, da zvezde in ozvezdja še vedno nastajajo: po zadnjih znanstvenih podatkih se samo v naši galaksiji vsako leto pojavi okoli štirideset novih nebesnih teles.

V začetni fazi nastajanja je nova zvezda hladen, redek oblak medzvezdnega plina, ki se vrti okoli svoje galaksije. Spodbuda, da se v oblaku začnejo dogajati reakcije, ki spodbudijo nastanek nebesnega telesa, je lahko supernova, ki eksplodira v bližini (eksplozija nebesnega telesa, zaradi katere je po določenem času popolnoma uničeno).

Zelo verjetni vzroki so lahko tudi njegov trk z drugim oblakom ali pa na proces vplivajo medsebojna trka galaksij, skratka vse, kar lahko vpliva na plinski medzvezdni oblak in povzroči, da se skrči v kroglo pod vplivom njegovega lastna gravitacija.

Med stiskanjem se gravitacijska energija pretvori v toploto, zaradi česar postane plinska krogla izjemno vroča. Ko se temperatura znotraj krogle dvigne na 15-20 K, se začnejo pojavljati termonuklearne reakcije, zaradi katerih se stiskanje ustavi. Žogica se spremeni v pravo nebesno telo, v njenem jedru pa se v daljšem časovnem obdobju vodik pretvori v helij.

Ko zmanjka zaloge vodika, se reakcije ustavijo, nastane helijevo jedro in struktura nebesnega telesa se postopoma začne spreminjati: postane svetlejše, njegove zunanje plasti pa se razširijo. Ko teža helijevega jedra doseže svoj maksimum, se začne nebesno telo zmanjševati in temperatura narašča.

Ko temperature dosežejo 100 milijonov K, se v jedru ponovno začnejo termonuklearni procesi, med katerimi se helij pretvori v trdne kovine: helij - ogljik - kisik - silicij - železo (ko jedro postane železo, se vse reakcije popolnoma ustavijo). Posledično se svetla zvezda, ki se poveča za stokrat, spremeni v rdečega velikana.

Kako dolgo bo posamezna zvezda živela, je v veliki meri odvisno od njene velikosti: majhna nebesna telesa zelo počasi kurijo zaloge vodika in so povsem sposobna obstajati milijarde let. Zaradi premajhne mase v njih ne pride do reakcij s helijem, po ohlajanju pa še naprej oddajajo majhen del elektromagnetnega spektra.

Življenjska doba svetilk srednjih parametrov, vključno s Soncem, je približno 10 milijard, po tem obdobju se njihove površinske plasti običajno spremenijo v meglico s popolnoma brezživim jedrom v notranjosti. To jedro se čez nekaj časa spremeni v helijevo belo pritlikavko s premerom, ki ni veliko večji od Zemljinega, nato potemni in postane neviden.

Če je bilo srednje veliko nebesno telo precej veliko, se najprej spremeni v črno luknjo, nato pa na njenem mestu izbruhne supernova.

Toda življenjska doba supermasivnih svetilk (na primer Severnice) traja le nekaj milijonov let: v vročih in velikih nebesnih telesih vodik izgoreva izjemno hitro. Ko ogromno nebesno telo preneha obstajati, se na njegovem mestu zgodi izjemno močna eksplozija - in pojavi se supernova.

Eksplozije v vesolju

Astronomi supernovo imenujejo eksplozija zvezde, med katero je objekt skoraj popolnoma uničen. Po nekaj letih se prostornina supernove toliko poveča, da postane prosojna in zelo redka – in te ostanke je mogoče videti še nekaj tisoč let, potem pa potemni in se spremeni v telo, ki je v celoti sestavljeno iz nevtronov. Zanimivo je, da ta pojav ni redek in se v galaksiji zgodi enkrat na trideset let.

Razvrstitev

Večino nam vidnih nebesnih teles uvrščamo med zvezde glavnega zaporedja, torej nebesna telesa, v katerih potekajo termonuklearni procesi, ki povzročajo pretvorbo vodika v helij. Astronomi jih glede na njihove barvne in temperaturne indikatorje razdelijo v naslednje razrede zvezd:

• Modra, temperatura: 22 tisoč stopinj Celzija (razred O);
• Belo-modra, temperatura: 14 tisoč stopinj Celzija (razred B);
• Bela, temperatura: 10 tisoč stopinj Celzija (razred A);
• Belo-rumena, temperatura: 6,7 tisoč stopinj Celzija (razred F);
• Rumena, temperatura: 5,5 tisoč stopinj Celzija (razred G);
• Rumeno-oranžna, temperatura: 3,8 tisoč stopinj Celzija (razred K);
• Rdeča, temperatura: 1,8 tisoč stopinj Celzija (razred M).

Poleg svetilk glavnega zaporedja znanstveniki razlikujejo naslednje vrste nebesnih teles:

• Rjave pritlikavke so premajhna nebesna telesa, da bi se proces pretvorbe vodika v helij začel znotraj jedra, zato niso polnopravne zvezde. Sami so izjemno zatemnjeni in znanstveniki so za njihov obstoj izvedeli šele iz infrardečega sevanja, ki ga oddajajo.
• Rdeči velikani in supergiganti - kljub nizki temperaturi (od 2,7 do 4,7 tisoč stopinj Celzija) je to izjemno svetla zvezda, katere infrardeče sevanje doseže svoj maksimum.
• Sevanje tipa Wolf-Rayet se odlikuje po tem, da vsebuje ioniziran helij, vodik, ogljik, kisik in dušik. To je zelo vroča in svetla zvezda, ki je helijev ostanek ogromnih nebesnih teles, ki so na določeni stopnji razvoja izgubili svojo maso.
• Tip T Tauri - spadajo v razred spremenljivih zvezd, pa tudi v razrede F, G, K, M, . Imajo velik radij in visoko svetlost. Te svetilke lahko vidite v bližini molekularnih oblakov.
• Svetlo modre spremenljivke (znane tudi kot spremenljivke S doradus) so izjemno svetli, utripajoči hipergiganti, ki so lahko do milijonkrat svetlejši od Sonca in 150-krat težji. Menijo, da je nebesno telo te vrste najsvetlejša zvezda v vesolju (je pa zelo redko).
• Bele pritlikavke so umirajoča nebesna telesa, v katera se spremenijo srednje velika svetila;
• Nevtronske zvezde se nanašajo tudi na umirajoča nebesna telesa, ki po smrti tvorijo večja svetila od Sonca. Jedro v njih se krči, dokler se ne pretvori v nevtrone.

Vodilna nit za mornarje

Eno najbolj znanih nebesnih teles na našem nebu je Severnica iz ozvezdja Mali medved, ki skoraj nikoli ne spremeni svojega položaja na nebu glede na določeno zemljepisno širino. Kadar koli v letu kaže proti severu, zato je dobila drugo ime - Severnica.

Seveda je legenda, da se Severnica ne premika, daleč od resnice: kot vsako drugo nebesno telo se vrti. Zvezda Severnica je edinstvena po tem, da je najbližje severnemu polu – na razdalji približno ene stopinje. Zato se zaradi kota naklona Severnica zdi negibna in že več tisočletij služi kot odlična orientacijska točka za mornarje, pastirje in popotnike.

Upoštevati je treba, da se bo Severnica premaknila, če opazovalec spremeni svojo lokacijo, saj Severnica spreminja svojo višino glede na zemljepisno širino. Ta funkcija je mornarjem omogočila določitev njihove lokacije pri merjenju kota naklona med obzorjem in zvezdo Severnico.

V resnici je Severnica sestavljena iz treh objektov: nedaleč od nje sta dve satelitski zvezdi, ki sta z njo povezani s silami medsebojne privlačnosti. Hkrati je Polarna zvezda sama po sebi velikan: njen polmer je skoraj 50-krat večji od polmera Sonca, njegova svetilnost pa je 2,5 tisočkrat večja. To pomeni, da bo imela zvezda Severnica izjemno kratko življenje, zato se Severnica kljub razmeroma mladi starosti (ne več kot 70 milijonov let) šteje za staro.

Zanimivo je, da je na seznamu najsvetlejših zvezd Severnica na 46. mestu - zato v mestu na nočnem nebu, osvetljenem z uličnimi svetilkami, Severnice skoraj nikoli ni videti.

Padajoče svetilke

Včasih, ko pogledate v nebo, lahko vidite padlo zvezdo, svetlo svetlečo točko, ki hiti po nebu - včasih eno, včasih več. Videti je, kot da je padla zvezda, toda legenda, ki vam takoj pride na misel, je, da ko padla zvezda ujame vaš pogled, si morate nekaj zaželeti - in zagotovo se bo uresničila.

Malokdo pomisli, da so to v resnici meteoriti, ki letijo proti našemu planetu iz vesolja, ki so se po trčenju z zemeljsko atmosfero izkazali za tako vroče, da so začeli goreti in spominjati na svetlo letečo zvezdo, ki je dobila koncept " padla zvezda«. Nenavadno je, da ta pojav ni neobičajen: če nenehno opazujete nebo, lahko skoraj vsako noč opazite padanje zvezde - v enem dnevu zgori približno sto milijonov meteorjev in približno sto ton zelo majhnih prašnih delcev. v ozračju našega planeta.

V nekaterih letih se padla zvezda na nebu pojavi veliko pogosteje kot običajno, in če ni sama, imajo Zemljani možnost opazovati meteorski dež – kljub temu, da se zdi, kot da je zvezda padla na površje našega planeta, skoraj vsa nebesna telesa prhe zgorijo v ozračju.

V takšnem številu se pojavijo, ko se komet približa Soncu, se segreje in delno sesede ter v vesolje spusti določeno število kamenčkov. Če sledite poti meteoritov, dobite zavajajoč vtis, da vsi letijo iz ene točke: gibljejo se po vzporednih trajektorijah in vsaka padla zvezda ima svojo.

Zanimivo je, da se veliko teh meteorskih rojev zgodi v istem letnem obdobju in imajo Zemljani priložnost opazovati padec zvezde precej dolgo - od nekaj ur do nekaj tednov.

In le veliki meteoriti z zadostno maso lahko dosežejo zemeljsko površje, in če je takrat takšna zvezda padla blizu naseljenega območja, na primer, to se je zgodilo pred nekaj leti v Čeljabinsku, potem lahko to povzroči izjemno uničujoče posledice. Včasih je lahko padle zvezde več kot ena, kar imenujemo meteorski dež.

Že stoletja so ljudje opazovali zvezdne vzorce na nočnem nebu. ozvezdja.

Pri preučevanju zvezdnega neba so astronomi starodavnega sveta razdelili nebo na območja. Vsaka regija je bila razdeljena na skupine zvezd, imenovane ozvezdja.

Ozvezdja- to so območja, na katera je nebesna sfera razdeljena zaradi lažje orientacije na zvezdnem nebu. Prevedeno iz latinščine "konstelacija" pomeni "skupina zvezd". Služijo kot odlične orientacijske točke, ki vam pomagajo najti zvezde. Ena konstelacija lahko vsebuje od 10 do 150 zvezd.

Skupno je znanih 88 ozvezdij. 47 jih je starodavnih, znanih že več tisočletij. Mnogi od njih nosijo imena junakov starogrških mitov, na primer Herkul, Hidra, Kasiopeja, in pokrivajo območje neba, ki je dostopno opazovanju iz južne Evrope. 12 ozvezdij se tradicionalno imenuje zodiakalno. Ti so znani vsem: Strelec, Kozorog, Vodnar, Ribi, Oven, Bik, Dvojčka, Rak, Lev, Devica, Tehtnica in Škorpijon. Preostala moderna ozvezdja so bila uvedena v 17. in 18. stoletju kot rezultat študija južnega neba.

Svojo lokacijo je bilo mogoče določiti tako, da smo na enem ali drugem mestu na nebu našli določeno ozvezdje na nebu. Izolacija določenih vzorcev v množici zvezd je pomagala pri proučevanju zvezdnega neba. Astronomi starega sveta so nebo razdelili na področja. Vsaka regija je bila razdeljena na skupine zvezd, imenovane ozvezdja.

Ozvezdja so namišljene figure, ki jih zvezde tvorijo na nebu. Nočno nebo je platno, posejano s slikami pik. Ljudje so slike na nebu našli že od antičnih časov.

Ozvezdja so dobivala imena, o njih so se ustvarjale legende in miti. Različna ljudstva so zvezde razdelila na ozvezdja na različne načine.

Nekatere zgodbe o nastanku ozvezdij so bile izjemno bizarne. Na primer, to je tisto, kar so stari Egipčani videli v ozvezdju, ki obdaja Ursa Major Dipper. Videli so bika, ob njem je ležal moški, človeka je po tleh vlekel povodni konj, ki je hodil po dveh nogah, na hrbtu pa je nosil krokodila.

Ljudje so na nebu videli, kar so želeli videti. Lovska plemena so videla zvezdaste podobe divjih živali, ki so jih lovili. Evropski pomorščaki so našli ozvezdja v obliki kompasa. Znanstveniki dejansko menijo, da je bila glavna uporaba ozvezdij učenje krmarjenja po morju med jadranjem.

Obstaja legenda, ki pripoveduje, da je žena egipčanskega faraona Berenika (Veronika) ponudila svoje razkošne lase kot darilo boginji Veneri. Toda las je bil ukraden iz Venerine palače in je končal na nebu kot ozvezdje. Poleti je ozvezdje Coma Berenices mogoče videti na severni polobli pod ročajem velikega medveda.

Veliko zgodb o ozvezdjih izvira iz grških mitov. Tukaj je eden od njih. Boginja Juno je postala ljubosumna na služabnika Kalista svojega moža Jupitra. Da bi zaščitil Kalisto, jo je Jupiter spremenil v medveda. Toda to je ustvarilo nov problem. Nekega dne je Kalistov sin šel na lov in videl svojo mamo. Ker je mislil, da gre za navadnega medveda, je dvignil lok in nameril, posredoval pa je Jupiter, ki je mladeniča, da bi preprečil umor, spremenil v majhnega medvedjega mladiča. Tako sta se po mitu na nebu pojavila veliki medved in mali medvedji mladič. Zdaj se ta ozvezdja imenujejo Ursa Major in Ursa Minor.

Položaj zvezd med seboj je stalen, vendar se vse vrtijo okoli določene točke. Na severni polobli ta točka ustreza Severnica. Če v to zvezdo usmerite fotoaparat na stacionarnem stojalu in počakate eno uro, se lahko prepričate, da je vsaka od fotografiranih zvezd opisala del kroga.

Ko gledamo na nebo s severne poloble, je v središču Severnica, nad njo pa Mali medved. Veliki voz se nahaja na levi strani, Zmaj se je »stisnil« med oba Ursa. Pod Malim medvedom je v obliki obrnjene črke M ozvezdje Kasiopeje.

Na južni polobli ni centralne zvezde, ki bi lahko služila kot referenčna točka (os), okoli katere se, kot se nam zdi, vrtijo vse zvezde. Nad središčem je Južni križ, nad njim pa je Kentaver, kot da bi ga obkrožal. Na levi je viden južni trikotnik, pod njim pav. Še nižje je ozvezdje Tucan.

Ko Zemlja vsako leto kroži okoli Sonca, se njen položaj glede na zvezde nenehno spreminja. Vsak večer je nebo nekoliko drugačno, kot je bilo videti včeraj. Na severni polobli poleti je v središču viden Mali medved, nad njim pa je viden zmaj, kot da bi ga obkrožal, spodaj, na desni, je cikcak Kasiopeje, nad njim je ozvezdje Kefej in na levo je veliki medved.

Pozimi na severni polobli je z Zemlje viden drug del neba. Na desni lahko vidite eno najlepših ozvezdij Orion, na sredini pa je Orionov pas. Spodaj lahko vidite majhno ozvezdje Hare. Če potegnete črto navzdol od Orionovega pasu, boste opazili najsvetlejšo zvezdo na nebu, Sirius, ki se v naših zemljepisnih širinah nikoli ne dvigne visoko nad obzorjem.

Zdi se, da so zvezde v ozvezdjih blizu druga drugi, pravzaprav je to iluzija.

Zvezde ozvezdij so druga od druge ločene z bilijoni kilometrov. Toda bolj oddaljene zvezde so lahko svetlejše in izgledajo enako kot bližje, manj svetle zvezde. Z Zemlje vidimo ozvezdja kot ravna.

Zvezde so kot ljudje, rojevajo se in umirajo. So v stalnem gibanju. Zato se sčasoma spreminjajo obrisi ozvezdij. Pred milijoni let sedanji Veliki voz ni bil videti kot zajemalka, ampak kot dolga sulica. Morda bodo čez milijon let ljudje morali izmisliti nova imena za ozvezdja, saj se bo njihova oblika nedvomno spremenila.

Morda nekje obstaja planetarni sistem, iz katerega je naše Sonce videti kot majhna zvezda, del nekega ozvezdja, v obrisih katerega prebivalci oddaljenega planeta vidijo silhueto svoje domače eksotične živali.

POVZETEK

učenci 4. razreda "B"

Srednja šola MBOU št. 3

njim. Ataman M.I.Platov

Golovačeva Lidija

Učiteljica razrednega pouka:

Udovičenko

Ljudmila Nikolaevna

na temo:

"Zvezde in ozvezdja"

1. Pojem ozvezdij, vrste ozvezdij.

2. Zgodovina imen ozvezdij.

3. Zvezdne karte.

Bibliografija:

1. Vesolje: Enciklopedija za otroke / Prev. od fr. N. Klokova M.: Egmont Russia LTD., 2001/