Как найти объем звезды

Наконец пришло время рассказать о космических телах — звездах, количество которых во Вселенной исчисляется миллиардами…

Мы познакомимся с понятием “звезда” в астрономии и разберем основные физические характеристики звезд:

• расстояния до звезд (годичный параллакс и парсек);
• видимая звездная величина;
• абсолютная звездная величина;
• светимость звезды;
• размеры звезды;
• масса звезды.

Определение звезды в астрономии

Звезда — гигантский раскаленный газовый шар, вещество которого является плазмой.

Плазма — частично или полностью ионизированный газ (четвертое состояние вещества).

Расстояния до звезд (годичный параллакс и парсек)

В астрономии нет жестких требований к единицам измерений, к которым мы привыкли и с которыми имеем дело в физике. Но в то же время существуют различия в размерностях, которые используются для измерениях расстояний к объектам ближнего космоса (Солнечная система: планеты, спутники планет, малые тела) и дальнего космоса (Млечный путь, Вселенная: звезды, галактики, туманности, скопления и т.д.).

В связи с этим надо различать и помнить о том, что расстояния до планет принято измерять в астрономических единицах (а.е.), которые при необходимости можно перевести в километры и метры; а расстояния до объектов дальнего космоса (в частности до звезд) удобнее записывать в парсеках и световых годах, которые также при необходимости можно перевести в километры и метры.

Для расчета расстояний до звезд используется годичный параллакс р.

Годичный параллакс р — угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а.е.), перпендикулярную направлению на звезду.

Годичный параллакс

Расстояние до звезд в км, при условии что “р”, а – в астрономических единицах (а.е.)

Расстояние до звезд в а.е., при условии что р выражен в секундах дуги.

Расстояние до звезд в парсеках (пк), при условии что “р” выражен в секундах дуги.

Связь между астрономическими единицами измерений:

1 парсек = 3,26 светового года = 206265 а. е.= 3 *10^12 км.

Видимая звездная величина, m — определяет количество света, попадающего от звезды в глаза человека.

2 век до н.э. – греческий астроном Гиппарх разделил все видимые звезды по яркости на 6 классов.

19 век английский астроном Н. Погсон дополнил определение звездной величины одним условием: звезда первой звездной величины должны быть в 100 раз ярче звезды шестой звездной величины.

Формула Погсона

Абсолютная звездная величина, М — видимая звездная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась на стандартном расстоянии D0 = 10 пк, называется абсолютной звездной величиной M.

– формула для расчета абсолютной звездной величины

– стандартное расстояние до звезды

Светимость звезды, L — полная энергия, излучаемая звездой за единицу времени(1 секунда), 1 Вт = 1 Дж/с.

– формула светимости звезды

– формула связи светимости и абсолютной звездной величины звезды

– светимость Солнца

Размеры звезд, R рассчитываются в сравнении с размерами Солнца:

 – связь между светимостью, размером и температурой звезды

– формула для расчета размера (радиуса) звезды

– условия, которые необходимо учитывать при расчетах

Масса звезды, М определяется обобщенным третьим законом Кеплера:

, 

Объем звезды, V как правило определяется по формуле объема шара, так как звезды имеют шарообразную форму :

, здесь R — радиус звезды

Химический состав звезд

В зависимости от этапа эволюции химический состав звезды может отличаться. Например, основные химические элементы, входящие в состав Солнца: водород 70% Н и 28% гелий He, 2% — другие элементы. Химический состав звезды другого спектрального класса и эволюционного развития может отличаться содержанием данных химических элементов в процентном отношении.

В следующей статье разберем решение второго типа заданий 2Звезды и их физические характеристики”.

© blog.tutoronline.ru,
при полном или частичном копировании материала ссылка на первоисточник обязательна.

Мы уже обсуждали дефект масс звезды: интеграл по шару по метрике Шварцшильда оказывается больше, чем интеграл по тому же шару в плоской метрике. В самом деле, элемент объема в сферических координатах с учетом угловой симметрии есть 4πr²dr, но в метрике Шварцшильда появляется еще множитель 1/(1-2m/r)>1, где 2m — гравитационный радиус; если единицы измерения таковы, что скорость света и гравитационная постоянная равны единице, то m — это просто масса звезды. Здесь есть одна тонкость, которую обсудим ниже, а пока поглядим, что из этого следует. Пусть для простоты звезда имеет постоянную плотность (это предположение некритично). Тогда масса звезды — интеграл по ее объему в обычной плоской метрике — меньше, чем полная энергия покоя звезды, которая равна интегралу от плотности по области, занятой веществом звезды, по метрике Шварцшильда. Масса — это часть этой энергии, а остальное идет на искривление пространства, причем сразу всего, и притом энергия эта нелокализуема.

Теперь обсудим тонкость. Она в том, что радиус a=2m теперь не константа, а зависит от переменной интегрирования (в нашем случае r). В самом деле, интеграл от 0 до радиуса звезды R — это сумма по бесконечно тонким слоям толщины dr, на которые мы звезду мысленно разделяем. Вычисляя вклад слоя от r до r+dr, мы вправе игнорировать слои выше (теорема Биркгофа, обобщающая теорему Ньютона о гравитации внутри шарового слоя), но обязаны учесть слои ниже. Их влияние и проявляется в виде этого гравитационного радиуса a(r). В случае обычных звезд он мал и им тоже можно пренебречь, получая обычный евклидов объем.

Но если мы хотим его учесть, не возникнут ли проблемы вроде a(r)=r и нуля в знаменателе?

Нет. Величина a(r) достаточно быстро убывает, так что a(r)/r всегда меньше единицы. Точное доказательство довольно громоздко, но если вспомнить, что a(r) пропорционален массе внутри шара радиуса r и положиться на “объем пропорционален кубу радиуса”, то при постоянной плотности гравитационный радиус пропорционален кубу радиуса r. Тогда отношение a(r)/r~r², и если это при каком-то r=R меньше единицы, то и при всех меньших значениях — тоже.

Таким образом, вот ответ на вопрос “как же считать интеграл по объему звезды в метрике Шварцшильда, если где-то там в недрах есть гравитационный радиус?”, который я себе задал и нашел на него ответ в одном из томов Гравитации. Еще раз: интеграл берется не по dr, как в евклидовом случае, а по dr/(1-a(r)/r), где a(r) есть гравитационный радиус шарика радиуса r. Когда мы доберемся до гравитационного радиуса Солнца, гравитационный радиус остатка будет куда глубже.

Есть еще интересные релятивистские ограничения на характеристики звезды, о которых в другой раз!

Хорошие каналы, на которые стоит подписаться

Подборка научно-популярных каналов коллег

Оглавление рубрики

Путеводитель по каналу

При выполнении работ используем таблицу «Основные сведения о наиболее ярких звездах, видимых в России»  из учебника «Астрономия» под редакцией Е.П.Левитана.

Практическая работа № 1

Тема работы: определение расстояний до звезд, годичный параллакс.

Задание: Вычислить годичный параллакс звезды, используя расстояние до звезды, указанное в таблице. Результат оформить в виде таблицы:

Название звезды	Расстояние до звезды r	Годичный параллаксπ угл. с
св.год	пк
1. Альдебаран	68	68/3,26 = 20,86	1/20,86 = 0,05″

Методические указания: сначала выполняем перевод единиц 1пк = 3,26 св.года.

Работу можно выполнять по вариантам:1 вариант выполняет задания для звезд Альдебаран, Альтаир, Антарес, Арктур, Бетельгейзе, Вега, Денеб, Капелла, а 2 вариант для звезд Кастор, Поллукс, Полярная, Процион, Регул, Ригель, Сириус, Спика.

Практическая работа № 2

Тема работы: физические характеристики звезд.

Задание: Вычислить абсолютную звездную величину звезды. Используем результаты  практической работы № 1.Результат оформить в виде таблицы, расположив светила в ней по мере возрастания их абсолютной звездной величины.

Название звезды	Звездная величина
видимая	абсолютная
1.Альдебаран	1,06	М = 1,06 + 5 – 5lg20,86

Методические указания: при решении используем формулу абсолютной звездной величины
М = m + 5 – 5 lgr. Можно пользоваться таблицами десятичных логарифмов и калькуляторами.

Практическая работа № 3

Тема работы: определение массы, объема и плотности звезды.

Задание: Вычислить массу, объем и плотность звезды. Результат оформить в виде таблицы.

Название звезды	масса	радиус	объем	плотность
Mʘ	кг	Rʘ	м	м³	кг/м³
Альдебаран	5	5 · 2 · 10³º	45	45 · 6,95 · 108	…	…

Методические указания:

а) в таблице учебника масса звезды указана в массах Солнца 
(Мʘ = 2 · 10³º кг), массу звезды необходимо вычислить в кг.
б) объем звезды  вычисляем по формуле объема шара (V = 4/3 πR³). Радиус звезды указан в радиусах Солнца (R = 6,95 · 10⁸ м), переводим его в метры.
в) плотность звезды оцениваем по формуле ρ = m / V.

Практическая работа № 4

Тема работы: диаграмма «Спектр – светимость».

Задание: перенести в тетрадь диаграмму «спектр – светимость» по осям которой указаны температура звезд, светимость и абсолютная звездная величина. Используя таблицу «основные сведения о наиболее ярких звездах, видимых в России» и таблицу из практической работы № 2, расположите звезды на диаграмме и определите , к какой группе они принадлежат (белые карлики, главная последовательность, гиганты, сверхгиганты). Звезды можно изображать цветными точками в соответствии со спектральным классом звезды.

1. Размеры, массы, плотность звезд.

Звёзды
так далеки, что даже в самый большой
телескоп они выглядят всего лишь точками.
Как же узнать размер звезды?

На
помощь астрономам приходит Луна. Она
медленно движется на фоне звёзд, по
очереди перекрывая идущий от них свет.
Хотя угловой размер звезды чрезвычайно
мал, Луна заслоняет её не сразу, а за
время в несколько сотых или тысячных
долей секунды. По продолжительности
процесса уменьшения яркости звезды при
покрытии её Луной определяют угловой
размер звезды. А, зная расстояние до
звезды, из углового размера легко
получить её истинные размеры.

Но
лишь небольшая часть звёзд на небе
расположена так удачно, что может
покрываться Луной. Поэтому обычно
используют другие методы оценки звёздных
размеров. Угловой диаметр ярких и не
очень далёких светил может быть
непосредственно измерен специальным
прибором – оптическим интерферометром.
Но в большинстве случаев радиус звезды
(R) определяют теоретически, исходя из
оценок её полной светимости (L) и
температуры (T):

R²
=
L / (4πσT⁴)

Размеры
звезд бывают очень различны. Встречаются
звезды сверхгиганты, радиус которых в
тысячи раз больше солнечного. С другой
стороны известны звезды-карлики с
радиусом в десятки раз меньше, чем у
Солнца.

Важнейшей
характеристикой звезды является масса.
Чем больше вещества собралось в звезду,
тем выше давление и температура в её
центре, а это определяет практически
все остальные характеристики звезды,
а так же особенности её жизненного пути.

Прямые
оценки массы могут быть сделаны только
на основании закона всемирного тяготения.
Масса звезд колеблется в значительно
меньших пределах: примерно от 10²⁸
до 10³²
килограмм. Существует связь между массой
звезды и ее светимостью: чем больше
масса звезды, тем больше ее светимость.
Светимость пропорциональна примерно
четвертой степени массы звезды:

Сильно
различаются плотности звезд. Например,
плотность красного гиганта Бетелгейзе
в полторы тысячи раз меньше плотности
комнатного воздуха (имеется в виду
средняя плотность; в центре звезды
плотность гораздо больше, чем на
поверхности). Кстати, диаметр этой звезды
в 300 раз больше диаметра Солнца, объем,
соответственно, в 27 миллионов раз больше,
а масса всего в 15 раз превышает солнечную.
А плотность белого карлика Сириус в
30000 раз больше плотности воды, то есть
в 1500 раз больше плотности золота. 1 литр
такого вещества весит 30 тонн.

1. Многообразие звезд. Гарвардская классификация звездных спектров.

Основной
метод изучения звезд – исследование
их спектров. Специальный аппарат,
устанавливаемый на телескопе, при помощи
дифракционной решётки раскладывает
свет звезды по длинам волн в радужную
полоску спектра. Астрономы получают
множество сведений о звездах, расшифровывая
их спектры. Спектр звезды позволяет
определить, какая энергия приходит от
звезды на различных длинах волн, и
оценить её температуру точнее, чем по
цвету. Многочисленные тёмные линии,
пересекающие спектральную полоску,
связаны с поглощением света атомами
различных элементов в атмосфере звёзд.
Так как каждый химический элемент имеет
свой набор линий, спектр позволяет
определить, из каких веществ состоит
звезда. Спектры звезд можно разделить
на несколько основных классов.

Еще
в 70-х годах XIX
века один из пионеров астрофизики
директор Ватиканской обсерватории А.
Секки предложил первую классификацию
звездных спектров. Позже она была
расширенна и уточнена.

В
1924 году Гарвардская обсерватория
завершила публикацию каталога Г. Дрепера,
содержащего классификацию свыше 225
тысяч звезд. Современная классификация
является уточненной и дополненной
версией этой классификации, общепринятой
в современной астрономии.

По
Гарвардской классификации выделялось
семь спектральных классов, обозначенных
латинскими буквами O,
B,
A,
F,
G,
K,
M.
При движении по ряду слева направо
изменяется цвет звезды: O
– голубой, А – белый, G
– желтый, М – красный. В том же направлении
соответственно уменьшается температура
звезд.

Позже
к Гарвардской классификации спектров
были добавлены два ответвления и еще
один главный классW.
В итоге классификация звездных спектров
ныне выглядит следующим образом:

Кроме
того, каждый основной класс делится еще
на десять подклассов, например О1, О2, О3
и так далее. Наше Солнце относится к
классу G2.

Звезды
имеют в основном примерно одинаковый
химический состав: основные компоненты
– водород и гелий с небольшими примесями
других веществ. Поэтому разнообразие
спектров объясняется различными
температурами звезд.

Самые
горячие звезды – звезды класса W.
Температура их поверхности достигает
100000 К. Их цвет – голубой. Голубые также
звезды класса O.
Их температура от 50000 К и ниже.
Голубовато-белые звезды класса B
имеют температуру 12000 – 25000 К; белые
звезды класса А – 11000 К. Желтые звезды
классов F
и G
и желтовато-оранжевые класса К имеют
температуру порядка 4500 К. И, наконец,
самые холодные звезды – красные звезды
класса М с температурой ниже 3600 К.

В
1905 году голландский астроном Э. Герцпрунг
попробовал сопоставить абсолютные
величины звезд и их спектральные классы.
В 1913 году его работу завершил американец
Г. Рассел. В результате получилась
знаменитая диаграмма, названная именами
ученых.

Как
видно из диаграммы, спектральный класс
звезды и ее светимость находятся в
некоторой зависимости: точки,
соответствующие различным звездам,
группируются в несколько скоплений.
Эти скопления называют последовательностями.

Основная
масса звезд принадлежит главной
последовательности. Чем горячее звезда
главной последовательности, тем большую
светимость она имеет. Кроме главной
последовательности выделяются также
белые карлики, гиганты и сверхгиганты.

Диаграмма
показывает, что звезды данного
спектрального класса не могут иметь
произвольную светимость, и наоборот,
звезды определенной светимости не могут
иметь произвольную температуру.

Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]

• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #
• #

План урока:

Основные характеристики звезд

Количество звезд и расстояние между ними

Звездные скопления и туманности

Основные характеристики звезд

Звезды представляют собой огромные шары из раскаленного сжиженного газа. Эти тела образуются благодаря гравитационному сжатию газопылевых облаков. Со временем ядро таких образований уплотняется и разогревается. Наконец, когда температура ядра достигает 10 миллионов градусов, в нем запускаются термоядерные реакции, а сам газовый шар начинает излучать свет и тепло.

Светимость

Основным источником энергии большинства светил (в том числе и Солнца) является так называемый водородный цикл. Это цепочка термоядерных реакций превращения водорода в гелий без участия катализаторов.

Еще задолго до нашей эры было замечено, что звезды различаются по своей яркости. По этому принципу Гиппарх, астроном из древней Греции, во 2 веке до н.э., используя уже накопленные знания, составил каталог, куда вошли около 850 звезд. Он достаточно точно определил их координаты, а также впервые поделил небесные светила на категории. Исследователь ввел понятие звездной величины.

Звездная величина – это степень блеска небесного светила. Она измеряется в условных единицах, причем чем меньше будет ее показатель, тем ярче сам объект. При ее изменении на одну единицу блеск меняется в 2,5 раза.

Каждая группа включает звезды, которые имеют примерно одинаковую силу блеска. Самые яркие из них получили название – звезды первой величины. Объекты, имеющие несколько меньший блеск, были отнесены к звездам второй величины и т.д.

Ученый был уверен в том, что все небесные тела расположены на одинаковом расстоянии от Земли, и поэтому разница в блеске зависит исключительно от размера звезды. Со временем было установлено, что объекты находятся от нас на разном расстоянии. Поэтому даже гигантское тело, которое сильно удалено от Солнечной системы, земному наблюдателю будет казаться маленьким и тусклым по сравнению с близко расположенным ярким карликом. Несмотря на это заключение, современные астрономы сохранили, и активно используют, гиппарховую классификацию и по сей день. Только теперь звездная величина означает видимый блеск звезды, а к ее физическому размеру не имеет никакого отношения.

Сам же видимый блеск зависит не только от расстояния, на которое от нас удалено то или иное тело, но и от светимости звезды, которую обуславливают размер поверхности и температура звезд. Уровень светимости обозначается относительно силы света Солнца. В настоящее время для точного обозначения яркости той или иной звезды ученым приходиться использовать дроби. Например, тела, которые по уровню светимости находятся между звездами первой и второй величины, считаются принадлежащими к 1,5 звездной величине. Есть тела, имеющие звездные величины 1,8; 2,4; 3,7; 5,6 и т.д. Кроме того, на небе видно несколько ярких светил, которые по своему блеску превышают блеск звезд первой величины. Для этих звезд специально были выделены нулевая и отрицательная звездные величины.

Считается, что невооруженным взглядом человек способен рассмотреть на небе тела 1-6 величин. Хотя звезды 5-6 величины могут увидеть только те, кто обладает великолепным зрением, да и то при условии абсолютно чистого неба. Звезды 7 величины можно рассмотреть в обычный театральный бинокль, а вот для 8-9 величины нужен бинокль полевой.

Современные телескопы позволяют увидеть на небе звезды с еще более слабым свечением. Таким аппаратам доступно исследование звезд до 25 и более величины. Во Вселенной достаточно много невероятно ярких звезд. По сравнению с ними наше Солнце выглядит достаточно блекло. Их относят к звездам наибольшей светимости.

Температура

Ученые научились определять температуру любой звезды. Для этого берут во внимание ее цвет. Если быть более точным – спектр излучения, которое испускает объект. Было установлено, что самыми горячими считаются голубые (синие) звезды. Температура   их поверхности в среднем колеблется от 10 000 ⁰С до 40 000 ⁰С. Поверхность таких тел накапливает огромное количество энергии, поэтому их можно смело назвать ультрафиолетовыми. Затем идут белые – 7500-10 000 ⁰С.  Желтые и оранжевые – 5 000-7 500⁰С. Красные – холоднее всех – 2 500-5 000 ⁰С.

Как известно, самая горячая часть любой звезды – это ее ядро. В нем происходят все термоядерные реакции, которые в свою очередь являются источником энергии светила. Из центральной части звезды тепло поднимается к поверхности, а затем излучается в космос. Поэтому температурные показатели ядра и верхней части звезды могут сильно отличаться. Например, температура ядра Солнца достигает +15 млн. ⁰С, а на поверхности +6 тыс. ⁰С. У каждого светила есть звездная корона –  самая верхняя часть атмосферы. Температура в ней намного выше, чем на поверхности звезды. У Солнца она достигает +900 000-1000000 ⁰С. Ученые до сих пор не могут объяснить причину такого резкого скачка, но, скорей всего, это связано с магнитными полями.

Таких звезд как Солнце во Вселенной очень много. Его температурные показатели характерны для многих видимых светил. Но также в космическом пространстве есть звезды намного горячее Солнце. Это голубые сверхгиганты. Температура некоторых из них может достигать +200 тыс. ⁰С. И это только на поверхности. Сложно представить, до скольких градусов может разогреваться звездное ядро. По мнению ученых, его температура достигает сотни миллионов ⁰С.

 

Химический состав

Если анализировать химический состав звезд, то он очень похож на состав Солнца и Земного шара. У большей части звезд в составе преобладает гелий и водород. На их долю приходится 99% всей звездной массы. И только 1% – это кислород, углерод, железо, азот, кремний, магний. По мере снижения температуры, в составе звезды обнаружили простые соединения – оксиды титана, циркония, радикалы.

Источник

Иногда во Вселенной находят звезды, в составе которых преобладает определенный элемент. Например, кремний, железо, марганец, углерод. Учеными также были обнаружены звезды с аномальным химическим составом. Так в некоторых молодых светилах, которые относят к красным гигантам, выявили высокое содержание различных тяжелых элементов. У одной из таких звезд завышено количество молибдена.

Источник

На химический состав звезд очень сильно влияет местонахождения объекта в галактике. Старые звезды, расположившиеся в сферической части галактического пространства, имеют незначительное количество атомов тяжелых металлов. В то время как у звезд в спиральных рукавах тяжелых элементов гораздо больше. Как раз в этой части галактики чаще всего происходит образование новых светил. Исходя из этого, ученые сделали вывод, что наличие тяжелых элементов в химическом составе звезды, говорит о начале ее жизни.

Термоядерные реакции, происходящие в ядре каждой звезды, со времен меняют ее химический состав. Главнейшей реакцией синтеза в светилах является протон-протоновый цикл. Она заключается в слиянии 4 атомов водорода воедино, что приводит к образованию 1 атома гелия. Происходит огромный выход энергии – примерно 98% от всей энергии звезды. Данный процесс получил название «горение водорода». В нашем Солнце за 1 секунду сгорает около 4 млн. тонн этого вещества.

Рассмотрим, как изменяется химический состав звезд на примере Солнца. Со временем количество гелия в центральной части нашего Светила будет расти, что приведет к увеличению объема ядра. Следовательно, будет расти и площадь термоядерных реакций. Как результат увеличатся температурные показатели и свечение. Спустя 1 млрд. лет (возраст Солнца на тот момент составит 5,6 млрд. лет) рост энергии составит 10%. Когда возраст Светила достигнет 8 млрд. лет его излучение будет 140% по отношению к современному. В этот период земные условия изменятся настолько сильно, что наша планета станет похожей на Венеру.

Чем быстрее будут протекать протон-протонные реакции, тем активней начнет меняться состав звезды. Скорость сгорания водорода вырастит, это нарушит баланс между солнечной оболочкой и его ядром. Водородная оболочка будет становиться все шире и шире, в то время как ядро из гелия начнет терять свои размеры.

Первые существенные изменения в химическом составе Солнца будут происходить примерно через 1 млрд. лет. Сильнейший рост температуры и сжатия ядра активируют очередную стадию термоядерной реакции, в ходе которой начнется горение гелия. Солнце станет вспыхивать в 5,2 тыс. раз сильнее, чем сегодня.

Все это время центральная часть звезды продолжит накаляться, а ее оболочка достигнет земной орбиты и при этом сильно остынет. Также начнет уменьшаться масса Светила. Звездный ветер будет уносить частички водорода, гелия и других элементов в космическое пространство. Солнце станет красным гигантом. Конец развития нашего Светила наступит после полного истощения оболочки. На его месте останется плотное небольшое ядро – белый карлик. В течение миллиардов лет оно будет постепенно остывать.  

 

Масса и размеры звезд

Размеры звезд, как и температура поверхности, имеют свои отличия. Ученые используют различные методы для определения размера того или иного тела. Науке известны звезды-гиганты и звезды-карлики. Каждый объект имеет свою массу, от которой напрямую зависит продолжительность его жизни. Те тела, которые обладают большой массой, непредсказуемы. По космическим меркам их жизненный цикл достаточно мал – несколько миллионов лет, после чего они могут внезапно взорваться безо всяких видимых причин и образовать сверхновые звезды. Подобные изменения становятся причиной космических катастроф.

Зная массу звезды, ученые прослеживают и эволюцию ее развития. Масса также влияет и на температуру тела.

Для определения звездной массы, ученые изучают движения звезд, которые входят в группы или образуют пары. В таких парах или группах объекты притягиваются друг к другу и вращаются вокруг общего центра масс. Для определения массы той или иной звезды используют закон всемирного тяготения. Измеряют ее в единицах массы Солнца, которая составляет около 2*10³⁰ кг. Масса остальных звезд варьируется в пределах 0,1 до 60 солнечных масс.

Сравнительная характеристика звезд  

Для определения размера звезд ученые используют, как оптические приборы, так и расчеты. Так удалось определить, что размеры объектов могут составлять сотни тысяч или даже миллионов км. К примеру, солнечный диаметр равен 1392000 км, а ведь наше Светило далеко не самая большая звезда во Вселенной. Конечно, есть и совсем маленькие звезды – нейтронные. Их диаметр всего 10-20 км. Одними из крупнейших гигантов являются Бетельгейзе, Арктур, Антарес.

Источник

По размерам многие звезды будут отличаться сильнее, чем по массе. Чем больше светило, тем меньше плотность его вещества и наоборот. Плотность вещества у звезд-гигантов может быть на порядок меньше чем плотность воздуха в земных условиях. На Солнце плотность вещества в 1,4 раза выше воды. Белые карлики будут гораздо плотнее нашего светила. Например, масса 1 см³ вещества звезды Сириус составляет 50 кг. И это далеко не самые высокие показатели. Самыми плотными считаются нейтронные звезды. Показатель их плотности 10¹⁴ г/см³. Чтобы получить такое значение, нужно Земной шар сжать до диаметра в полкилометра.

 

Количество звезд и расстояние между ними

До сих пор точного количества звезд на небосводе не назовет ни один исследователь. Сведенья об этом весьма приблизительны. Для наблюдения невооруженным взглядом доступно достаточно большое количество звезд – около 6000 светил. Стоит учесть, что определенную часть из них можно видеть только в Северном полушарии, а другую часть – лишь Южном полушарии. А вот используя современные мощные телескопы, подобных тел можно насчитать миллиарды и триллионы.

Так что пока ученые подсчитали лишь те звезды, которые доступны наблюдателю без специальных технических средств, либо в телескоп. Эти светила были занесены в специальные звездные каталоги. В них есть название, координаты, описание особенностей движения, температура звезды. Здесь же можно найти следующие характеристики звезд: класс, звездная величина, размер, плотность, уровень светимости, удаленность от Солнечной системы. Первые такие каталоги появились еще около 5000 -6000 лет назад. Одним из самых древних считается каталог, составленный древнегреческим астрономом Гиппархом. Это произошло в 136 году до н.э. В нем ученый перечислил 850 звезд, которые видны невооруженным глазом. Через 200 лет каталог Гиппарха дополнил Клавдий Птолемей. В нем уже значилось 1022 звезды. Причем координаты указывались с довольно высокой точностью. Интересно, что труд Птолемея ученые активно использовали на протяжении почти полутора тысячи лет.

 

Звездный атлас Яна Гевелия (1611 – 1687), изданный в 1690 году, насчитывал уже 1564 звезды. Часть объектов этот ученый открывал уже с помощью телескопа. Именно их открытие позволило специалистам заглянуть в глубины космического пространства.

Современные звездные каталоги включают в себя не только огромное количество обычных звезд. В них есть и другие космические объекты – переменные, двойные, новые и сверхновые звезды, кометы, астероиды, черные дыры. Их списки изменяются и уточняются едва ли не ежегодно в соответствии с новыми данными.

 

Расстояние между звездами настолько огромные, что свет от звезды к звезде идет многие десятки лет. В астрономии для измерения величины расстояния используют такую единицу, как световой год. Он равен приблизительно 9460 млн. км. Звезды, которые на небе якобы находятся рядом друг с другом, в действительности отдалены одна от другой на несколько световых лет. А расстояние между двумя звездами, которые существенно отдаленные между собой, может исчисляться от десятков до миллионов световых лет.

Звездные скопления и туманности

Как известно, звезды распределены по небу неравномерно. На одних участках Вселенной они расположились очень тесно, и эти районы, благодаря своей высокой светимости, очень хорошо видны с больших расстояний. В других же местах светила находятся друг от друга более отдаленно, и поэтому на фоне ночного неба выглядят одинокими искрами. То, что мы воспринимаем как густую россыпь сияющих светил, носит название звездных скоплений. Другими словами, это группы звезд, связанных между собой силами тяготения. Все объекты такого космического сообщества имеют общее происхождение и похожи друг на друга по своему химическому составу.

Ученые выделяют два вида звездных скоплений:

• шаровые;
• рассеянные.

Шаровые звездные скопления насчитывают обычно десятки и сотни тысяч звезд. Эти образования отличаются почти правильной шарообразной формой, звезды в них упорядочены, как будто в соответствии с четким планом.

Шаровые звездные скопления являются самыми древними объектами в галактике. Звезд-гигантов, которые считаются самыми молодыми из существующих светил, там не обнаружено вообще. А это указывает на то, что шаровые скопления образовались вскоре после Большого Взрыва. Интересно, что концентрация таких объектов увеличивается по направлению к центру галактики.

Существует еще одна пока необъяснимая особенность. Все без исключения шаровые звездные скопления относительно галактического центра расположены практически симметрично. Большинство из них находятся по направлению к созвездию Стрельца. Ведь именно там расположен центр нашей Галактики.

В составе рассеянных звездных скоплений светил насчитывается намного меньше – в среднем всего несколько десятков или сотен. Причем звезды, входящие в скопления, далеко не всегда хорошо заметны. Очень часто они почти неприметны либо туманны, как будто размыты. Четкая форма им так же не свойственна.

 

Звездное скопление Плеяды (народное название – Стожары) – одно из самых известных рассеянных звездных скоплений. Оно находится в созвездии Тельца. Невооруженным глазом там можно различить 7 – 8 звезд, которые расположены друг к другу очень близко. В телескоп же видно более полутора сотен светил, находящихся на небольшой площади. Самая яркая звезда Плеяд – Альциона. Это и есть одно из скоплений, в котором звезды образуют более-менее обособленную систему, связанную общим движением в пространстве. Диаметр скопления Плеяды составляет около 50 световых лет.

В созвездии Тельца, окружая его главную и самую яркую красноватую звезду-гигант Альдебаран, расположилось еще одно звездное скопление – Гиады. Оно более размытое.

Сейчас самыми интересными космическими объектами для астрономов являются так называемые звездные ассоциации. Так ученые называют самые молодые образования в Галактике, скопления молодых звезд, чей возраст не превышает 10-20 миллионов лет. Обычно в звездные ассоциации входят группы определенных типов светил, имеющих единое происхождение.

Туманности – это довольно большие, слабо светящиеся туманные пятна, которыми «украшена» чернота космоса.

 

Обычно такие пятна Вселенной объединяют в один вид – галактические туманности. Так называются внутригалактические облака разреженных газов и пыли. Те из них, которые содержат в своем составе преимущественно газы, делятся на два вида:

• сфероидальные планетарные туманности;
• диффузные туманности.

Сфероидальные планетарные образования имеют более-менее четкие очертания. При наблюдении в телескоп они похожи на круглые или овальные диски, напоминающих диски планет (или их колец). Их диаметр в среднем составляет около 10 000 астрономических единиц.

В центре каждого из таких объектов обязательно находится достаточно горячая звезда. Она – источник свечения туманности. Ее температура достигает обычно 70 000 – 150 000 ⁰С.  Разреженный газ, из которого и состоит такое «пятно», разлетается от звезды в разные стороны. Скорость движения его составляет десятки километров в секунду. Иногда планетарные туманности могут иметь вид не сферы, а кольца. Это происходит в том случае, когда газовая оболочка вокруг звезды имеет внутреннюю полость.

Часть туманностей определенной формы не имеют. Они похожи на клочья густого тумана, лениво растекающегося струями в разные стороны. Это, так называемые диффузные образования. Такие объекты также состоят из разреженных газов, которые светятся под действием света горячих звезд в их центре. Вообще, все газовые туманности светятся за счет переработки в видимый свет коротковолнового (ультрафиолетового) излучения очень горячих звезд, расположенных либо в самой туманности, либо поблизости от нее.

Кроме газовых, во Вселенной есть множество и других туманных пятен. Образованы они не газовыми частичками, а облаком пылинок, которые по своим размерам вполне сравнимы с частицами обычного дыма. Такие образования, соответственно, называются пылевыми галактическими туманностями. Они относятся к диффузным объектам и могут быть как светлыми, так и темными.

Периодически такое облако встречается со звездой и на некоторое время скрывается от глаз удаленного наблюдателя. Частички космической пыли довольно быстро нагреваются и тогда все облако начинает тускло светиться. Такие светлые туманности, отражающие свет ближайших звезд, относятся к очень красивым, однако не столь частым явлениям.

Далеко не всегда пылевое облако проходит вблизи звезды. Чаще всего подобные объекты относятся к темному типу. Если рядом нет космического тела, способного осветить пыль, она образует темные пылевые облака, часто с четко очерченными краями. Больше всего их в светлых областях Млечного Пути или на фоне светящихся галактических туманностей.

Классическим образцом темной пылевой туманности является туманность Конская Голова. Она находится в созвездии Ориона. Она эффектно смотрится благодаря подсвечиванию близлежащей светлой диффузной туманности и действительно похожа на голову лошади. Самое интересное, что это образование является лишь частью большого темного пылевого облака.

 

Примером планетарной туманности является Улитка, которая образовалась около 10 000 лет назад из вещества внешних слоев вспыхнувшей новой звезды.

Достаточно известной и наиболее изученной учеными считается туманность Андромеды. Это единственная галактика, которую с трудом, но можно увидеть невооруженным глазом.

Исследование звезд продолжается из года в год. Ученые открывают новые космические объекты, уточняют имеющиеся данные, делают новые расчеты. Не так давно было установлено, что около некоторых звезд есть планеты, на которых возможно в дальнейшем обнаружат признаки жизни.