Messaggio stellare. Interessante sulle stelle (8 foto). Come trovare l'Orsa Minore
Introduzione 3
Il concetto di una stella. Parametri a stella. Struttura a stella 4
Nascita stellare 6
Invecchiamento e morte delle stelle 8
Evoluzione stellare 10
Stelle doppie 12
conclusione 13
bibliografia 14
introduzione
Per molti millenni, gli astrologi hanno confrontato la vita di individui e interi stati delle stelle, sebbene abbiano avvertito che il ruolo delle stelle nel destino è grande, ma non assoluto. Le stelle consigliano, non comandano, dicevano.
Ma con il passare del tempo, le persone hanno iniziato a guardare sempre più le stelle da un punto di vista diverso, meno romantico. Antoine de Saint-Exupéry ha detto di questo: "Hai integrato l'orbita di una stella, o disgraziata razza di esploratori, e la stella ha cessato di essere un luminare vivente per te". In effetti, le stelle cominciarono a essere considerate come oggetti fisici, per la descrizione dei quali bastano le ben note leggi della natura.
Gli astronomi non sono in grado di tracciare la vita di una singola stella dall'inizio alla fine. Anche le stelle più brevi esistono da milioni di anni, più a lungo della vita non solo di una persona, ma di tutta l'umanità. Tuttavia, gli scienziati possono osservare molte stelle in vari stadi del loro sviluppo: appena nate e morenti. Basandosi su numerosi ritratti stellari, stanno cercando di ricostruire il percorso evolutivo di ogni stella e di scriverne la biografia.
Possono essere visti a migliaia in una notte buia e senza nuvole nel cielo. Le stelle sono enormi bolle di gas calde, le stesse del nostro Sole, ma brillano molto più deboli del Sole, perché si trovano molto più lontano da noi. Anche dalle stelle a noi più vicine, la luce viaggia per anni. Guardiamo le stelle attraverso uno strato d'aria che è costantemente in movimento, quindi la luce delle stelle è volubile - ci sembra che brillano.
Il concetto di una stella. Parametri a stella. La struttura delle stelle.
Più di nove decimi della materia nella nostra galassia è concentrata nelle stelle; ci sono galassie in cui le stelle rappresentano il 99,9% della massa. Il mondo delle stelle è vario, ma la maggior parte di esse è come il nostro Sole.
Il sole e qualsiasi altra stella simile è una massa sferica di gas caldo tenuta insieme dalla sua stessa gravità. La gravità tende a comprimere il gas, per avvicinare il più possibile tutte le sue particelle. La pressione di un gas caldo agisce apparentemente in direzione opposta, tende ad espandere il gas. La forza gravitazionale è diretta verso il centro della stella e la forza di pressione è verso l'esterno; nel loro confronto si stabilisce e si mantiene un equilibrio in cui una stella può rimanere per milioni e miliardi di anni. Nelle viscere del Sole, la pressione raggiunge i dieci miliardi di atmosfere e la temperatura - quattordici milioni di gradi. L'alta pressione e l'alta temperatura sono mantenute nella regione centrale a causa delle continue reazioni nucleari di conversione dell'idrogeno in elio.
PARAMETRI
I parametri principali delle stelle sono massa, raggio, luminosità, temperatura effettiva, tipo spettrale, magnitudine. È estremamente difficile, e talvolta persino impossibile, determinare i valori numerici esatti di alcuni parametri delle stelle a causa della loro notevole lontananza, pertanto, nel descriverli, vengono spesso utilizzati valori relativi, ad esempio, rispetto al Sole, come una tipica stella della sequenza principale.
La massa è il parametro principale che determina l'intera evoluzione di una stella, i processi che avvengono al suo interno, l'aspettativa di vita, nonché altri parametri in tutte le fasi della sua esistenza. Le masse delle stelle sono circa da 1/20 a 100 volte la massa del Sole. Il limite inferiore è in realtà il valore minimo della massa al quale, a causa dell'energia gravitazionale, il nucleo della futura stella è in grado di riscaldarsi fino alla temperatura alla quale è possibile mantenere una reazione termonucleare.
I raggi delle stelle variano in un intervallo più ampio rispetto alle masse. Le stelle nane possono avere raggi 10 volte più piccoli del sole, mentre le stelle giganti sono 1000 volte più grandi. Di conseguenza, la luminosità può essere 10mila volte inferiore o 100mila volte maggiore di quella del Sole. A seconda dello stadio di evoluzione, le dimensioni di una stella possono variare in modo significativo.
Una caratteristica importante di una stella come oggetto nel cielo è grandezza. È una misura della luminosità di una stella vista dalla Terra. Ad occhio nudo, in condizioni favorevoli, puoi vedere stelle fino alla 6a magnitudine e le stelle più luminose del cielo hanno una magnitudine di 0 e -1. Ad esempio, le stelle del noto secchio dell'Orsa Maggiore sono stelle in media di 2a magnitudine. Oltre a questa opzione, c'è anche grandezza assoluta. Riflette la luminosità della stella ed è definita come la magnitudine stellare visiva che questa stella avrebbe se osservata da una distanza di 10 parsec (1 parsec = 3,2616 anni luce).
STRUTTURA
Le stelle sono sfere di gas caldo, la fonte di energia e radiazione in cui si trovano le reazioni termonucleari, principalmente la conversione dell'idrogeno in elio. Questo processo avviene al centro della stella, dove la temperatura raggiunge i 15 milioni di kelvin (0,01 gradi Celsius corrispondono a 273,16 kelvin). Tutta la materia a una tale temperatura e pressione significativa è in realtà nello stato di plasma, un gas ionizzato. Il processo di una reazione termonucleare è alquanto diverso per le stelle della massa del Sole e per quelle più massicce (vi partecipano elementi più pesanti come carbonio e azoto), ma il risultato è ovunque la sintesi di un nucleo di elio da quattro idrogeno nuclei durante il rilascio di energia. Il contenuto di idrogeno in massa nelle stelle della classe solare è di circa il 70-75%, il resto è elio e altri elementi, il cui contenuto di solito non supera l'1,5-2%.
La superficie visibile della stella fotosfera. La temperatura della fotosfera è correlata a una tale caratteristica della stella come classe spettrale. Ci sono sette classi principali in totale: O, B, A, F, G, K, M (più dieci sottoclassi da 0 a 9). C'è anche una divisione in C0-C9 (carbonio), stelle S (con bande ZrO nello spettro) e alcune altre non trovate spesso. O - il più caldo con una temperatura effettiva superiore a 25000 K e ha un colore blu-bianco, M - il più freddo con una temperatura effettiva inferiore a 3500 K e ha un colore rosso. Ad esempio, il Sole ha classe G2 con una temperatura effettiva di circa 5700K. La classe spettrale è associata a classe di luminosità le stelle sono designate da numeri romani da Ia e Ib (supergiganti) a VII (nane bianche). Questa connessione può essere vista in Diagramma Hertzsprung-Russell. Può anche mostrare la relazione tra il colore o la temperatura di una stella e la sua magnitudine assoluta.
La nascita delle stelle
Il sole, la luna, i pianeti e le stelle sono noti alle persone fin dai tempi antichi. Ma rendersi conto del fatto che le stelle sono più o meno simili al Sole, solo molto più lontane dalla Terra, è stato possibile solo grazie allo sviluppo millenario della scienza. Ora sappiamo: le stelle sono sfere di plasma in uno stato di equilibrio stabile, la cui radiazione è supportata da una fonte interna di energia. Ma questa fonte non è eterna e si esaurisce gradualmente. Cosa significa questo per le stelle? Quali cambiamenti li aspettano?
L'età anche della stella più breve supera molte volte l'era dell'esistenza umana. Pertanto, è semplicemente impossibile tracciare il percorso di qualsiasi stella dalla sua nascita alla morte. Gli astronomi raccolgono informazioni sugli oggetti spaziali e sul loro destino poco a poco, con l'aiuto di telescopi installati sulla Terra e posizionati in orbite lontane. Eppure, le stelle parlano con parsimonia di se stesse. Molti di loro si comportano con calma, ma ci sono anche quelli la cui vita è piena di sorprese: o si infiammano, poi svaniscono, poi aumentano, poi diminuiscono, capita che esplodano - poi la loro luminosità aumenta letteralmente davanti ai nostri occhi di decine, centinaia di volte. Non molto tempo fa sono state scoperte pulsar che irradiano energia in brevi lampi...
Come spiegare una tale varietà di luminari? Non è un capriccio della natura: un'abbondanza di oggetti spaziali completamente diversi l'uno dall'altro? O sono tutte forme diverse, corrispondenti a diversi stadi della vita delle stelle?
La nascita di una stella è solitamente nascosta da un velo di polvere cosmica che assorbe la luce. Solo con l'avvento della fotometria a infrarossi (IR) e della radioastronomia si sono rese disponibili per studiare il fenomeno nei complessi di gas e polveri, che, con ogni probabilità, sono legati alla nascita delle stelle. I ricercatori hanno identificato le aree in cui la maggior parte sono giovani che formano oggetti: le protostelle. Per la maggior parte della loro vita, sono nascosti da un guscio di polvere che si deposita lentamente su di loro. "Estingue" la radiazione del nucleo, si riscalda fino a centinaia di gradi e, in base a questa temperatura, si irradia. È questa radiazione che può essere osservata nella gamma IR, e questo è forse l'unico modo per rilevare le protostelle.
Nel 1967 fu scoperta nella Nebulosa di Orione una stella infrarossa (con una temperatura di radiazione di 700 gradi Kelvin), circa mille volte più grande del Sole per luminosità e diametro. Questa scoperta segnò l'inizio dello studio di un'intera classe di oggetti protostellari.
Successivamente si è scoperto che nelle aree della Via Lattea (questa è la nostra Galassia), dove sembra più probabile la nascita delle stelle, ci sono sorgenti compatte che emettono non solo nell'infrarosso, ma anche nella gamma radio. Questo è stato rassicurante, perché i segnali radio, a differenza di altre frequenze, non vengono distorti assorbendo masse di polvere. Le informazioni raccolte dai radiotelescopi hanno permesso agli astronomi di affermare: La Nebulosa di Orione, satura di oggetti completamente invisibili nel campo ottico, è una delle "fabbriche per la produzione di stelle".
Si presume che il complesso processo di formazione stellare possa verificarsi in qualsiasi nuvola di gas e polvere di dimensioni sufficientemente grandi. Il meccanismo di innesco per l'inizio della formazione stellare può essere, ad esempio, un'onda d'urto, una sorta di eco di un'esplosione di una supernova distante. Un'onda del genere rompe l'equilibrio instabile: la nuvola è divisa in frammenti, ognuno dei quali inizia a ridursi. La velocità di compressione del gas dipende dalla densità della materia e dalla presenza campo magnetico. Questo è il primo segmento in assoluto sul percorso di formazione stellare.
Devono passare milioni di anni prima che nelle viscere dell'oggetto emergente si creino le condizioni necessarie per avviare le prime reazioni nucleari. Fu allora che sarebbe arrivato il "compleanno" della stella. Tuttavia, ci vorranno altri milioni di anni prima che accumuli energia e venga rilasciata dal bozzolo di polvere che lo circonda. Il processo descritto della formazione di luminari dal mezzo interstellare è confermato da ampi ammassi - associazioni di massicce stelle calde di alta luminosità.
Per il 90% delle stelle, così come per il Sole, la fonte di energia sono le reazioni termonucleari, ovvero la conversione dell'idrogeno in elio. Il Sole, che ha già 4,5 miliardi di anni, è abbastanza stabile: le dimensioni, la massa e la temperatura superficiale praticamente non cambiano.
Gli astronomi che monitorano le caratteristiche del nostro luminare giungono alla conclusione che l'energia prodotta nelle viscere del Sole è sufficiente per mantenere l'irraggiamento costante per molto tempo. Ma le riserve di idrogeno sono limitate e, quando si esauriscono, inizia un'altra fase nella vita delle stelle.
Invecchiamento e morte delle stelle
Nelle stelle di diverse masse, il processo di invecchiamento procederà in modo diverso. In quelli la cui massa è uguale a uno o due solari, si forma un nucleo di elio. Sulla sua superficie, in un sottile strato sferico, continua la combustione dell'idrogeno, garantendo la luminosità della stella. Le sue regioni esterne iniziano ad espandersi e la temperatura superficiale diminuisce. Quando l'idrogeno si esaurisce, il nucleo dell'elio si restringe, la sua densità aumenta, la temperatura aumenta, ma la massa della stella non è sufficiente per fornire una temperatura sufficiente per la combustione nel nucleo. E ad un certo punto, anche se c'è ancora idrogeno, la sua combustione si interrompe. Il nucleo perde la sua capacità di trattenere il guscio in espansione e inizia gradualmente la loro separazione.
Una nebulosa planetaria è un guscio gassoso al centro del quale si trova una stella con una temperatura sufficientemente alta. Il guscio è la parte esterna dell'atmosfera dell'ex gigante rossa e la stella centrale è il suo nucleo, rimasto dopo la separazione dell'atmosfera. Il gas del guscio emette luce sotto l'influenza delle radiazioni ionizzanti della stella. Nel processo di evoluzione, il guscio si espande a una velocità compresa tra 10 e 50 chilometri al secondo, la stella si contrae e la sua temperatura aumenta. Quindi, alla fine, al centro di ogni nebulosa planetaria, si forma una nana bianca, una stella compatta con una temperatura di circa 100.000 gradi Kelvin.
Secondo i teorici, il destino di stelle più massicce può essere molto drammatico. Quindi, nelle stelle che sono dieci volte più massicce del Sole, la conversione dell'idrogeno in elio avviene molto rapidamente, quindi inizia la fase successiva: l'elio si trasforma in carbonio e gli atomi di carbonio formano elementi più pesanti. Le reazioni sono continue, ma gradualmente si annullano quando si forma il ferro. In questa fase, il nucleo della stella è costituito da ioni di ferro.
La stabilità di una stella è determinata dall'equilibrio tra le forze di gravità e la pressione del gas riscaldato, fornito dagli elettroni. Ma i nuclei di ferro possono catturare elettroni dal gas circostante, la pressione diminuisce e la gravità prende il sopravvento. A poco a poco, tutta la materia al centro della stella risulta essere composta da neutroni. Quando viene raggiunto un valore critico, si verifica il collasso: una compressione irreversibile, quasi istantanea. In questo caso, viene rilasciata un'enorme quantità di energia, il guscio esterno della stella esplode, disperdendosi nello spazio ed esponendo il nucleo centrale: una stella di neutroni. Si verifica un'esplosione di supernova. (Il risultato di una tale esplosione, osservata sulla Terra nel 1054, fu la cosiddetta Nebulosa del Granchio.)
Al giorno d'oggi, l'esistenza delle stelle di neutroni e la loro connessione con le esplosioni di supernova è fuori dubbio. E nel 1932, l'ipotesi del fisico sovietico L.D. Landau sulla formazione di tali oggetti spaziali era percepita come un'astrazione puramente teorica.
Parlando della morte delle stelle, non si può non citare i buchi neri. È teoricamente possibile che alla fine della sua esistenza, una stella abbia una massa troppo grande per diventare una nana bianca o una stella di neutroni stabile, e quindi i suoi resti collassano in un buco nero, un oggetto che ha un potente campo gravitazionale e non non permettere a nessuna radiazione di fuoriuscire.
Le stelle morenti si trasformano in oggetti compatti che espellono parte della loro massa nello spazio e garantiscono così la nascita delle prossime generazioni stellari.
Evoluzione stellare
Le stelle nascono nelle nubi di gas e polvere del mezzo interstellare a causa di grumi di materia formatisi a seguito di perturbazioni esterne, ad esempio dopo l'esplosione di una supernova. La sostanza sotto l'azione delle forze gravitazionali inizia a condensare e riscaldarsi. Quando viene raggiunta una certa massa di una protostella, la temperatura raggiunge il valore al quale iniziano le reazioni nucleari. La durata di questo processo dipende dalla massa. Per le stelle con la massa del Sole, ci vogliono fino a 30 milioni di anni, mentre per le stelle più massicce ci vogliono cento volte meno. Va notato che per le stelle con una massa maggiore, tutti i processi vanno molto più veloci rispetto a quelli meno massicci. La fase successiva della vita di una stella passa senza cambiamenti esterni evidenti per un periodo piuttosto lungo (circa 10 miliardi di anni per stelle come il Sole e non più di 0,5 miliardi di anni per masse diverse volte più grandi). Durante questo periodo, avviene il processo di combustione dell'idrogeno nel nucleo della stella. Allo stesso tempo, la luminosità e le dimensioni rimangono costanti, poiché le forze gravitazionali sono bilanciate dalla pressione del gas all'interno della stella. I parametri della stella durante questo periodo sono determinati da uno dei punti del cosiddetto sequenza principale sul diagramma Hertzsprung-Russell.
Poiché tutto l'idrogeno nel nucleo viene convertito in elio, si restringe e si riscalda a causa dell'aumento del peso molecolare. Sotto l'influenza dell'aumento della temperatura, il gas che circonda il nucleo si espanderà e la stella aumenterà significativamente le sue dimensioni, il gas adiacente agli strati esterni si raffredderà, la stella diventerà una gigante rossa, la cui luminosità rimarrà approssimativamente lo stesso per le sue notevoli dimensioni. Le grandi dimensioni della stella comporteranno una grande perdita di energia, a causa della quale potrebbe diminuire nuovamente nel tempo. A questo punto, nel diagramma Hertzsprung-Russell, la stella si muove lungo uno dei cosiddetti tracce evolutive. Quando si verifica instabilità interna durante l'espansione, gli strati esterni della stella si separano, formandosi nebulosa planetaria, visibile in potenti telescopi simili ai dischi dei pianeti.Il nucleo rimanente diventa Nana bianca e gradualmente si raffredderà. Nonostante le temperature significative, la luminosità delle nane bianche è bassa a causa delle loro piccole dimensioni, paragonabili a quelle della Terra. La massa massima possibile di tali stelle non supera 1,4 della massa solare.
Tutto quanto sopra è vero per le stelle della massa del Sole. Se la massa della stella supera la massa solare di almeno 8 volte, le fasi finali della sua evoluzione sono alquanto diverse. Quindi, dopo che tutto l'idrogeno nel nucleo si trasforma in elio, il nucleo si restringe e la temperatura al suo interno aumenterà a tal punto che non solo inizierà la combustione dell'idrogeno in quasi l'intero volume della stella, ma anche conversione dell'elio in elementi più pesanti, come carbonio e ossigeno, e quindi in silicio. La temperatura interna in questo caso può raggiungere diverse centinaia di milioni di kelvin. Ad un certo punto, tutto il carburante sarà esaurito, il nucleo diventerà di ferro, il sistema diventerà instabile e la stella si restringerà in una frazione di secondo. La compressione continuerà fino a quando la densità non raggiunge un livello critico, dopodiché si verificherà un rinculo, accompagnato da una gigantesca esplosione, osservata come un'esplosione supernova(lat. supernova).
La luminosità di un lampo durante l'esplosione di una supernova può superare la luminosità di un'intera galassia e la luminosità è miliardi di volte superiore a quella del sole. L'espulsione del proiettile avviene ad una velocità di diverse migliaia di km/s. L'epidemia osservata è evidente per diverse settimane. In generale, l'esplosione di una supernova è un fenomeno estremamente raro che può essere osservato senza l'attrezzatura appropriata solo poche volte in un millennio. Un esempio è la supernova 1987A, osservata dal febbraio 1987 nella galassia della Grande Nube di Magellano nella costellazione meridionale del Dorado a una distanza di 170mila anni luce.
Il nucleo rimasto dopo l'esplosione si trasforma in stella di neutroni con una massa da 1,5 a 3 masse solari e un diametro di diversi km. A causa del loro forte campo magnetico e della rapida rotazione, le stelle di neutroni vengono osservate come esplosioni di radiazioni radio e di raggi X, a volte vengono chiamate pulsar. Se la massa del nucleo rimanente supera le 3 masse solari, allora la stella diventa buco nero. Le forze gravitazionali di un buco nero sono così significative da assorbire qualsiasi radiazione luminosa e l'osservazione diretta di questi oggetti con mezzi ottici è impossibile. La ricaduta della materia nei buchi neri è accompagnata dal rilascio di un'enorme energia, che può essere rilevata sotto forma di raggi X e raggi gamma. In tali aree, in condizioni di gravità tendente all'infinito, tutte le nostre idee sullo spazio e sul tempo, ovviamente, non possono essere confermate, e le aree stesse possono forse rappresentare una sorta di buchi spaziali attraverso i quali è possibile penetrare in altre aree del Universo o Anti-Universo, in cui la componente della forza gravitazionale in relazione alle nostre idee avrà un valore negativo. Ma è possibile che i buchi neri siano trappole spazio-energia, che, dopo aver raggiunto un certo massa critica e le energie causeranno un grandioso cataclisma universale quando l'energia accumulata verrà rilasciata. Si presume che al centro di molte galassie ci siano buchi neri, compreso il nostro.
stelle doppie
Nell'Universo, circa la metà di tutte le stelle fa parte di sistemi binari o multipli. In esse, le stelle ruotano attorno a un centro di massa comune. Le stelle binarie visive si trovano abbastanza lontane l'una dall'altra e possono essere osservate separatamente, il loro periodo di rivoluzione è di diverse decine di anni. Se una stella è molto più piccola dell'altra e non è direttamente visibile, la sua presenza può essere rilevata dal movimento non rettilineo di quella più luminosa. Di solito, tuttavia, i sistemi binari vengono rilevati dallo spostamento periodico delle righe spettrali. La maggior parte delle stelle binarie sono coppie vicine. In tali sistemi, la materia può fluire dagli strati superficiali di una stella massiccia a una compagna. La materia sotto l'influenza delle forze gravitazionali di una piccola stella rotante si attorciglia attorno ad essa e si forma un cosiddetto disco di accrescimento. In questo caso, una grande stella può perdere una massa significativa e persino trasformarsi in una nana bianca. A volte tali processi portano alla formazione di nuovi (lat. nova), quando c'è un riscaldamento significativo della stella e un successivo lampo, accompagnato dall'espulsione del guscio a una velocità fino a 2mila km / se un aumentare di magnitudo diverse volte (fino a 10 - 15), ma, ovviamente, lo stesso, nemmeno vicino paragonabile all'esplosione di una supernova. Questo processo può verificarsi ripetutamente con la formazione di novae ripetute, così come novae con un aumento di magnitudine meno significativo.
Inoltre, un concetto come una stella variabile è direttamente correlato alle stelle doppie. Anche se va notato che questa definizione può essere pienamente applicabile a singole stelle, principalmente nelle ultime fasi dell'evoluzione (esempio: Cefeidi, per analogia con Delta Cephei, quando la luminosità aumenta e poi diminuisce di quasi un'intera magnitudine stellare nell'arco di diversi giorni ), tuttavia, il più delle volte è applicabile a sistemi binari o multipli. Ciò si esprime in un cambiamento periodico della luminosità di una stella, associato principalmente alla disomogeneità della sua struttura interna e del suo stadio sviluppo evolutivo, così come l'influenza della stella compagna su di esso. Quindi, nelle binarie a eclisse, la rotazione della coppia avviene in modo tale che una stella passi periodicamente davanti all'altra rispetto all'osservatore, il che porta a un cambiamento nella luminosità apparente. L'esempio più eclatante: Algol - Beta Perseus, una distanza di 92,8 sv. anno, costituito da un gigante di classe B e una nana di classe G, tra i quali avviene il trasferimento di materia, nonché una terza stella. La luminosità apparente in questo sistema varia da 3,5 a 2,2 magnitudini con un periodo di circa tre giorni. In generale, la periodicità dei cambiamenti nei sistemi binari e multipli può essere osservata da diversi giorni a diversi mesi e un cambiamento di luminosità fino a diverse grandezze, sebbene di solito la luminosità vari molto di più.
Conclusione
Il nostro Sole è la stella più comune tra milioni di altre stelle. Al centro di tutte le stelle, particelle di gas e idrogeno si scontrano tra loro e rilasciano enormi quantità di energia nucleare. Per questo motivo, le stelle brillano così intensamente. Le stelle corrono attraverso lo spazio a velocità colossali, ma ci sembrano immobili - anche questa è una conseguenza della loro incredibile lontananza da noi.
Le stelle emergono costantemente. All'inizio, queste sono solo nuvole di gas e polvere nello spazio. Non appena tali grumi di materia iniziano a riunirsi, la forza di attrazione che ne risulta potenzia questo processo. Al centro di tale formazione, il gas diventa sempre più caldo e denso e, alla fine, la sua temperatura e pressione aumentano così tanto che inizia il processo di fusione nucleare. Il suo inizio segna la nascita di una nuova stella. Spesso, molte stelle appaiono vicine l'una all'altra, in una nuvola gigante.
Eppure le stelle non vivono per sempre. Alla fine, l'idrogeno nei loro nuclei è esaurito. Quando ciò accade, la stella cambia e gradualmente muore. Le vecchie stelle si gonfiano, trasformandosi in giganti rosse. Possono disperdere parte del loro gas nello spazio sotto forma di un grande anello nebbioso. Stelle molto più massicce del Sole finiscono la loro esistenza in una grandiosa esplosione: una supernova. Quando una tale stella appare, in pochi giorni emette un milione di volte più luce del Sole. Negli ultimi 1000 anni, solo tre supernove sono state registrate in modo affidabile nella nostra Galassia.
Grazie allo sviluppo delle tecnologie di osservazione, gli astronomi sono stati in grado di studiare non solo il visibile, ma anche la radiazione di stelle che non è visibile all'occhio. Ora si sa molto sulla loro struttura ed evoluzione, anche se molto rimane poco chiaro.
Bibliografia
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Stelle e la loro evoluzione (3)
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sull'argomento: "Stelle e costellazioni"
studenti di 2 classi "A" MKOU "Scuola Secondaria di primo grado n. 17", o. Nalčik
Artabayeva Arianna Timurovna
Insegnante
Costellazione dell'Orsa Minore
Le notti serene presentano davanti a noi l'eterna immagine del cielo stellato. È certamente difficile per gli abitanti delle città godersi appieno questo spettacolo, ma in passato, quando le città erano poche, le persone prestavano molta più attenzione al cielo, per ragioni abbastanza pratiche.
I nostri lontani antenati consideravano le stelle fisse. Infatti, nonostante l'intera immagine del cielo stellato ruoti continuamente (riflettendo la rotazione della Terra), la posizione relativa delle stelle su di esso rimane invariata per secoli. Pertanto, le stelle sono state utilizzate da tempo immemorabile per determinare la posizione sulla terra e contare il tempo. Per facilitare l'orientamento, le persone hanno diviso il cielo in costellazioni, aree con schemi stellari facilmente riconoscibili.
I nomi di molte costellazioni si sono conservati fin dall'antichità: Lira e Cassiopea, Orsa Maggiore e Boote sono già citati nelle opere di Omero (VII secolo a.C.), il quale, tra l'altro, credeva che Zeus creasse le stelle solo per aiutare i marinai . Quasi altrettanto antica è la costellazione dell'Orsa Minore.
L'Orsa Minore per molti secoli ha svolto un ruolo importante nella. Questa costellazione non è affatto degna di nota per le stelle luminose o per uno schema evidente, ma per il fatto che indica la direzione verso nord.
Come sapete, il polo nord geografico è il luogo in cui l'immaginario asse di rotazione della Terra interseca la sua superficie nell'emisfero nord (rispettivamente, nell'emisfero sud, il polo sud sarà un tale punto). Se l'asse di rotazione terrestre è esteso all'infinito, punterà a nord e Polo Sud sfera celeste, alla quale, come credevano gli antichi astronomi, sono attaccate le stelle e la Via Lattea. L'intera sfera celeste ruota attorno al punto del polo nord con un periodo di un giorno, ma il polo stesso rimane immobile.
I marinai del passato sapevano che il polo celeste è fermo e la sua altezza dipende solo dalla latitudine del luogo. In questo caso, la perpendicolare, abbassata dal polo celeste all'orizzonte, indica la direzione verso nord.
La costellazione dell'Orsa Minore è notevole in quanto è in essa che si trova il polo nord del mondo, vicino alla famosa Stella Polare. Ma non è stato sempre così. A causa della precessione al tempo di Omero, la più vicina al polo nord del mondo era la stella Cochab o Orsa Minore. E anche prima, più di 4000 anni fa, la funzione della stella polare era Tuban o Dragon. Si scopre che il polo del mondo non è ancora immobile, ma vaga per il cielo! È vero, il suo movimento è così lento che per scopi pratici può essere trascurato.
A proposito, il termine stesso "polo nord" è entrato in uso circa 500 anni fa, prima che il polo fosse chiamato artico, dalla parola greca "arktos" (bskfpzh) - un orso! Per gli antichi, l'Artico era il territorio che giaceva sotto le costellazioni degli orsi.
Origine della costellazione
L'Orsa Minore è una delle costellazioni più antiche, e quindi è piuttosto difficile comprenderne il "pedigree". Sebbene Omero nelle sue opere menzioni solo l'Orsa Maggiore, l'Orsa Minore apparve, probabilmente già alla fine del VII secolo a.C. Ecco cosa scrisse Strabone a riguardo nella sua Geografia, apparsa duemila anni fa: “Probabilmente, nell'era di Omero, un'altra Orsa non era ancora considerata una costellazione e questo gruppo di stelle non era noto ai Greci come tale, fino a quando i Fenici lo notarono e lo usarono per la navigazione "...
Probabilmente, le persone hanno individuato l'Orsa Minore come una costellazione separata dopo che ha iniziato a essere più vicina di altre figure stellari al polo nord del mondo. Era molto più conveniente navigare lungo l'Orsa Minore rispetto ad altre costellazioni (prima di allora, i marinai determinavano la direzione a nord usando il secchio della vicina Orsa Maggiore). Probabilmente intorno al 600 a.C famoso filosofo Nell'antichità Talete di Mileto seguì l'esempio dei Fenici e introdusse l'Orsa Minore in greco, formando una costellazione dalle ali del mitico Drago, che si trova nelle vicinanze nel cielo.
Come trovare l'Orsa Minore?
Per sapere come trovare questa piccola costellazione nel cielo, devi sapere che aspetto ha l'Orsa Minore. Questa costellazione ha solo tre stelle più o meno luminose, quindi è necessaria una certa abilità per identificarla.
Il dettaglio principale e più evidente dell'Orsa Minore è l'asterismo del Piccolo Carro, che, tuttavia, è tutt'altro che evidente come il secchio dell'Orsa Maggiore. Puoi determinare l'Orsa Minore trovando prima la Stella Polare (aka Orsa Minore). Per fare ciò, trova l'Orsa Maggiore. In autunno e in inverno, il secchio dell'Orsa Maggiore è visibile a nord in basso sopra l'orizzonte, nelle sere primaverili - a est in posizione verticale con il manico abbassato, e in estate - a ovest con il manico alzato. Quindi, attraverso le stelle estreme nell'Orsa Maggiore - b e nell'Orsa Maggiore - devi tracciare una linea lunga e leggermente curva. La stella polare si trova circa cinque volte la distanza tra le stelle b e c dell'Orsa Maggiore. In luminosità, è approssimativamente uguale a queste stelle. La stella polare segna la fine del manico del piccolo carro; il secchio stesso si allunga da esso verso il secchio dell'Orsa Maggiore. A differenza del Big Bucket, il suo manico è curvato nella direzione opposta.
La composizione del Piccolo Carro, così come la composizione del Grande, comprende 7 stelle. Tuttavia, a differenza delle stelle di quest'ultimo, le stelle del Piccolo Carro variano notevolmente in luminosità. Solo tre delle sue stelle più luminose - b, c e d - possono essere facilmente trovate nel cielo illuminato della città. Ma altre 4 stelle del Piccolo Carro sono molto più fioche e non sono sempre visibili in città. Questo è probabilmente il motivo per cui gli astronomi inesperti spesso non riconoscono il Piccolo Carro, riuscendo a scambiare per esso anche un minuscolo secchio delle Pleiadi. Tuttavia, avendo visto almeno una volta il Piccolo Carro, difficilmente lo perderai, perché questa figura si trova sempre, in qualsiasi momento dell'anno e del giorno, all'incirca nella stessa parte del cielo.
La leggenda della costellazione dell'Orsa Minore
L'Orsa Maggiore e l'Orsa Minore sono collegate non solo dal vicinato nel cielo, ma anche da miti e leggende, di cui gli antichi greci furono grandi maestri di scrittura.
Il ruolo principale nelle storie con gli orsi era solitamente assegnato a Callisto, figlia di Licaone, re dell'Arcadia. Secondo una delle leggende, la sua bellezza era così straordinaria da attirare l'attenzione dell'onnipotente Zeus. Avendo assunto le sembianze della dea della caccia Artemide, al cui seguito c'era Callisto, Zeus penetrò nella fanciulla, dopo di che nacque suo figlio Arkad. Dopo aver appreso questo, la moglie gelosa di Zeus Hera trasformò immediatamente Callisto in un orso. Il tempo è passato. Arkad è cresciuto ed è diventato un giovane meraviglioso. Una volta, mentre cacciava un animale selvatico, attaccò le tracce di un orso. Non sospettando nulla, intendeva già colpire l'animale con una freccia, ma Zeus non permise l'omicidio: trasformando anche suo figlio in orso, trasferì entrambi in cielo. Questo atto fece infuriare Era; dopo aver incontrato suo fratello Poseidone (dio dei mari), la dea lo pregò di non far entrare la coppia nel suo regno. Ecco perché l'Orsa Maggiore e l'Orsa Minore alle latitudini medie e settentrionali non vanno mai oltre l'orizzonte.
Un'altra leggenda è legata alla nascita di Zeus. Suo padre era il dio Crono, che, come sapete, aveva l'abitudine di divorare i propri figli. Per proteggere il bambino, la moglie di Crono, la dea Rea, nascose Zeus in una grotta, dove fu nutrito da due orsi: Melissa ed Helis, che in seguito furono ascesi al cielo.
In generale, per gli antichi greci, l'orso era un animale esotico e raro. Forse è per questo che entrambe le orse nel cielo hanno lunghe code ricurve, che in realtà non si trovano negli orsi. Alcuni, tuttavia, spiegano il loro verificarsi con la mancanza di cerimonie di Zeus, che tirò gli orsi in cielo per la coda. Ma le code possono avere un'origine completamente diversa: tra gli stessi greci, la costellazione dell'Orsa Minore aveva un nome alternativo: Kinosura (dal greco Khnyuphsit), che si traduce come "coda di cane".
I secchi grandi e piccoli erano spesso chiamati "carri" o carri grandi e piccoli (non solo in Grecia, ma anche in Russia). Infatti, con la debita fantasia, si possono scorgere carri con finimenti nei mestoli di queste costellazioni.
La stella più vicina a noi è Il Sole. È descritto in dettaglio in una pagina separata. Qui parleremo delle stelle in generale, cioè comprese quelle che si possono vedere di notte.
Non escluderemo nemmeno il sole dalla storia, al contrario, confronteremo sempre altre stelle con esso. Il Sole dista 150.000.000 di chilometri. Questo è 270.000 volte più vicino delle stelle più vicine, escluso il Sole stesso. È chiaro perché così tanto che si sa sulle stelle, lo sappiamo grazie alla nostra luce diurna.
Anche la luce delle stelle più vicine impiega diversi anni e le stelle stesse sono visibili come punti nei telescopi più potenti. Tuttavia, questo non è del tutto vero: le stelle sono visibili sotto forma di minuscoli dischi, ma ciò è dovuto alle distorsioni nei telescopi e non all'ingrandimento. Le stelle sono innumerevoli. Nessuno può dire esattamente quante stelle ci siano, soprattutto perché le stelle nascono e muoiono. Si può solo affermare approssimativamente che ci sono circa 150.000.000.000 di stelle nella nostra Galassia e un numero imprecisato di miliardi di galassie nell'Universo ... Ma quante stelle si possono vedere nel cielo ad occhio nudo è noto con maggiore precisione: circa 4,5 mila. Inoltre, dato un certo limite di luminosità delle stelle, vicino in termini di accessibilità all'occhio, questo numero può essere chiamato più precisamente, quasi a unità. Le stelle luminose sono state a lungo contate e catalogate. La luminosità di una stella (o, come si suol dire, la sua brillantezza) è caratterizzata da una magnitudine che gli astronomi sono stati in grado di determinare da tempo. Allora cosa sono le stelle?
Le stelle sono palle di gas bollenti. Le temperature superficiali delle stelle variano. Per alcune stelle può raggiungere i 30.000 K, mentre per altre può arrivare fino a 3.000 K. Il nostro Sole ha una superficie con una temperatura di circa 6.000 K. Va notato che parlando di superficie si intende solo la superficie visibile, poiché una sfera gassosa non può avere superficie solida.
Le stelle normali sono molto più grandi dei pianeti, ma la cosa principale è molto più massiccia. Vedremo che ci sono strane stelle nell'Universo che hanno dimensioni tipiche dei pianeti, ma molte volte maggiori di queste ultime in massa. Il sole è 750 volte più massiccio di tutti gli altri corpi del sistema solare. Puoi saperne di più sulle dimensioni di pianeti, asteroidi e comete e su di esse nelle pagine dedicate al Sistema Solare. Ci sono stelle centinaia di volte più grandi del Sole e lo stesso numero di volte inferiori ad esso in questo indicatore. Tuttavia, le masse delle stelle variano entro limiti molto più modesti: da un dodicesimo della massa del Sole a 100 delle sue masse. Forse ce ne sono di più pesanti, ma stelle così massicce sono molto rare. Non è difficile intuire, dopo aver letto le ultime righe, che le stelle differiscono molto per densità. Tra questi ci sono quelli il cui centimetro cubo di sostanza supera una grande nave oceanica carica. La materia delle altre stelle è così rarefatta che la sua densità minore densità il miglior vuoto ottenibile in condizioni di laboratorio terrestre. Torneremo in futuro sulla discussione delle dimensioni, delle masse e della densità delle stelle.
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Da tempo immemorabile, l'Uomo ha cercato di dare un nome agli oggetti e ai fenomeni che lo circondavano. Questo vale anche per i corpi celesti. All'inizio, i nomi sono stati dati alle stelle più luminose e visibili, nel tempo - e ad altre.
Alcune stelle prendono il nome in base alla posizione che occupano nella costellazione. Ad esempio, la stella Deneb (la parola si traduce come "coda") situata nella costellazione del Cigno è in realtà stazionata in questa parte del corpo di un immaginario cigno. Un altro esempio. La stella Omicron, meglio conosciuta come Mira, che si traduce dal latino come "sorprendente", si trova nella costellazione del Cetus. Mira ha la capacità di cambiare la sua luminosità. Per lunghi periodi generalmente scompare dal campo visivo, vale a dire osservazioni ad occhio nudo. Il nome della stella è spiegato dalla sua specificità. Fondamentalmente, le stelle sono state nominate nell'era dell'antichità, quindi non sorprende che la maggior parte dei nomi abbia radici latine, greche e successivamente arabe.
La scoperta di stelle la cui luminosità apparente cambia nel tempo ha portato a designazioni speciali. Sono indicati da lettere latine maiuscole, seguite dal nome della costellazione in caso genitivo. Ma la prima stella variabile trovata in una costellazione non è indicata dalla lettera A. Viene contata dalla lettera R. La stella successiva è indicata dalla lettera S e così via. Quando tutte le lettere dell'alfabeto sono esaurite, inizia un nuovo cerchio, ovvero dopo la Z viene riutilizzata la A. In questo caso, le lettere possono essere raddoppiate, ad esempio "RR". "R Leo" significa che questa è la prima stella variabile scoperta nella costellazione del Leone.
COME NASCE UNA STELLA.
Le stelle nascono quando una nuvola, composta principalmente da gas interstellare e polvere, si contrae e si condensa sotto la propria gravità. Si ritiene che questo processo porti alla formazione di stelle. Con l'aiuto di telescopi ottici, gli astronomi possono vedere queste zone, sembrano macchie scure su uno sfondo luminoso. Sono chiamati "complessi di nubi molecolari giganti" perché l'idrogeno è incluso nella loro composizione sotto forma di molecole. Questi complessi, o sistemi, insieme agli ammassi globulari, sono le strutture più grandi della galassia, che a volte raggiungono i 1.300 anni luce di diametro.
Le stelle più giovani, chiamate "popolazione stellare I", formate dai resti delle esplosioni di vecchie stelle, sono chiamate "popolazione stellare II". Un lampo esplosivo provoca un'onda d'urto che raggiunge la nebulosa più vicina e ne provoca la compressione.
Globuli Bock .
Quindi, c'è una compressione di parte della nebulosa. Contemporaneamente a questo processo, inizia la formazione di densi gas rotondi scuri e nubi di polvere. Sono chiamati "globuli di Bock". Bock, un astronomo americano di origine olandese (1906-1983), descrisse per primo i globuli. La massa dei globuli è circa 200 volte la massa del nostro Sole.
Mentre il globulo di Bok continua a condensare, la sua massa aumenta, attirando materia dalle regioni vicine a causa della gravità. A causa del fatto che la parte interna del globulo si ispessisce più velocemente di quella esterna, il globulo inizia a riscaldarsi e ruotare. Dopo diverse centinaia di migliaia di anni, durante i quali si verifica la compressione, si forma una protostella.
Evoluzione di una protostella.
A causa dell'aumento di massa, sempre più materia viene attratta al centro della protostella. L'energia rilasciata dal gas che si contrae all'interno si trasforma in calore. La pressione, la densità e la temperatura della protostella stanno aumentando. A causa dell'aumento della temperatura, la stella inizia a brillare di una luce rosso scuro.
La protostella è molto grande e, sebbene l'energia termica sia distribuita su tutta la sua superficie, rimane comunque relativamente fredda. Nel nucleo, la temperatura aumenta e raggiunge diversi milioni di gradi Celsius. La rotazione e la forma rotonda della protostella è leggermente modificata, diventa più piatta. Questo processo richiede milioni di anni.
È difficile vedere le stelle giovani, poiché sono ancora circondate da una nuvola di polvere scura, a causa della quale la brillantezza della stella è quasi invisibile. Ma possono essere visti con l'aiuto di speciali telescopi a infrarossi. Il nucleo caldo di una protostella è circondato da un disco rotante di materia che ha grande forza attrazione. Il nucleo diventa così caldo che inizia a espellere materia da due poli, dove la resistenza è minima. Quando questi getti entrano in collisione con il mezzo interstellare, rallentano e si dissipano su entrambi i lati, formando una lacrima o una struttura arcuata nota come l'oggetto Herrick-Haro.
Stella o pianeta?
La temperatura della protostella raggiunge diverse migliaia di gradi. L'ulteriore sviluppo degli eventi dipende dalle dimensioni di questo corpo celestiale; se la massa è piccola ed è inferiore al 10% della massa del Sole, significa che non ci sono le condizioni per il passaggio delle reazioni nucleari. Una tale protostar non sarà in grado di trasformarsi in una vera star.
Gli scienziati hanno calcolato che per la trasformazione di un corpo celeste in contrazione in una stella, la sua massa minima deve essere almeno 0,08 della massa del nostro Sole. Una nuvola contenente gas di dimensioni più piccole, ispessita, si raffredderà gradualmente e si trasformerà in un oggetto di transizione, una via di mezzo tra una stella e un pianeta, questa è la cosiddetta "nana bruna".
Il pianeta Giove è un oggetto celeste troppo piccolo per diventare una stella. Se fosse più grande, forse, le reazioni nucleari inizierebbero nelle sue profondità e, insieme al Sole, contribuirebbe all'emergere di un sistema di stelle binarie.
Reazioni nucleari.
Se la massa della protostella è grande, continua a condensare sotto l'influenza della propria gravità. La pressione e la temperatura nel nucleo aumentano, la temperatura raggiunge gradualmente i 10 milioni di gradi. Questo è sufficiente per combinare atomi di idrogeno ed elio.
Successivamente, si attiva reattore nucleare» protostella, e si trasforma in una normale stella. Quindi viene rilasciato un forte vento, che disperde il guscio di polvere circostante. Dopodiché, puoi vedere la luce che emana dalla stella formata. Questa fase è chiamata "fase T-Toro" e può durare fino a 30 milioni di anni. Dai resti di gas e polvere che circondano la stella, è possibile la formazione di pianeti.
La nascita di una nuova stella può causare un'onda d'urto. Una volta raggiunta la nebulosa, provoca la condensazione di nuova materia e il processo di formazione stellare continuerà attraverso nubi di gas e polvere. Le stelle piccole sono deboli e fredde, mentre le stelle grandi sono calde e luminose. Per la maggior parte della sua esistenza, la stella resta in equilibrio nella fase di equilibrio.
CARATTERISTICHE DELLE STELLE.
Osservando il cielo anche ad occhio nudo, si può immediatamente notare una caratteristica delle stelle come la luminosità. Alcune stelle sono molto luminose, altre sono più deboli. Senza strumenti speciali, in condizioni di visibilità ideali, si possono vedere circa 6.000 stelle. Grazie al binocolo o al telescopio le nostre possibilità sono notevolmente aumentate, possiamo ammirare milioni di stelle nella Via Lattea e nelle galassie esterne.
Tolomeo e l'Almagesto.
Il primo tentativo di catalogare le stelle, in base al principio del loro grado di luminosità, fu fatto dall'astronomo ellenico Ipparco di Nicea nel II secolo aC. Tra le sue numerose opere c'era il Catalogo delle stelle, contenente una descrizione di 850 stelle classificate per coordinate e luminosità. I dati raccolti da Ipparco, e lui, inoltre, scoprì il fenomeno della precessione, furono elaborati e ricevuti ulteriori sviluppi grazie a Claudio Tolomeo di Alessandria nel II secolo. ANNO DOMINI Ha creato l'opera fondamentale "Almagesto" in tredici libri. Tolomeo raccolse tutte le conoscenze astronomiche dell'epoca, le classificò e le presentò in una forma accessibile e comprensibile. L'Almagesto includeva anche il Catalogo delle Stelle. Si basava sulle osservazioni di Ipparco fatte quattro secoli fa. Ma il catalogo delle stelle di Tolomeo conteneva circa un migliaio di stelle in più.
Il catalogo di Tolomeo è stato utilizzato quasi ovunque per un millennio. Divise le stelle in sei classi in base al grado di luminosità: le più luminose furono assegnate alla prima classe, le meno luminose alla seconda e così via.
La sesta classe comprende stelle che sono appena visibili ad occhio nudo. Il termine "il potere del bagliore dei corpi celesti" è usato ancora oggi per determinare la misura della luminosità dei corpi celesti, non solo stelle, ma anche nebulose, galassie e altri fenomeni celesti.
Magnitudine stellare nella scienza moderna.
A metà del XIX secolo. L'astronomo inglese Norman Pogson migliorò il metodo di classificazione delle stelle secondo il principio della luminosità, che esisteva dai tempi di Ipparco e Tolomeo. Pogson ha tenuto conto che la differenza in termini di luminosità tra le due classi è 2,5. Pogson ha introdotto una nuova scala, secondo la quale la differenza tra le stelle della prima e della sesta classe è di 100 UA. Cioè, il rapporto di luminosità delle stelle di prima magnitudine è 100. Questo rapporto corrisponde a un intervallo di 5 magnitudini.
Magnitudine stellare relativa e assoluta.
La magnitudine, misurata utilizzando speciali strumenti montati su un telescopio, indica quanta luce di una stella raggiunge un osservatore sulla Terra. La luce supera la distanza dalla stella a noi e, di conseguenza, più lontana si trova la stella, più debole sembra. Cioè, quando si determina la magnitudine, è necessario tenere conto della distanza dalla stella. In questo caso, stiamo parlando di magnitudine stellare relativa. Dipende dalla distanza.
Ci sono stelle molto luminose e molto deboli. Per confrontare la luminosità delle stelle, indipendentemente dalla loro distanza dalla Terra, è stato introdotto il concetto di "magnitudine assoluta". Caratterizza la luminosità di una stella a una certa distanza di 10 parsec (10 parsec = 3,26 anno luce). Per determinare la magnitudine assoluta, è necessario conoscere la distanza dalla stella.
Colore delle stelle.
prossimo caratteristica importante le stelle è il suo colore. Guardando le stelle anche ad occhio nudo, puoi vedere che non tutte sono uguali.
Ci sono stelle blu, gialle, arancioni, rosse, non solo bianche. Il colore delle stelle dice molto agli astronomi, dipende innanzitutto dalla temperatura della superficie della stella. Le stelle rosse sono le più fredde, la loro temperatura è di circa 2000-3000 °C. Le stelle gialle, come il nostro Sole, hanno una temperatura media di 5000-6000 °C. Le più calde sono le stelle bianche e blu, la loro temperatura è di 50000-60000 °C e superiore.
Linee misteriose.
Se passiamo la luce di una stella attraverso un prisma, otterremo il cosiddetto spettro, sarà intersecato da linee. Queste linee sono una sorta di "mappa di identificazione" della stella, poiché gli astronomi possono usarle per determinare la composizione chimica degli strati superficiali delle stelle. Le linee appartengono a diversi elementi chimici.
Confrontando le righe nello spettro stellare con le righe realizzate in laboratorio, è possibile determinare quali elementi chimici sono inclusi nella composizione delle stelle. Negli spettri, le linee principali sono idrogeno ed elio, sono questi elementi che costituiscono la parte principale della stella. Ma ci sono anche elementi del gruppo metallico: ferro, calcio, sodio, ecc. Nello spettro solare luminoso, le linee di quasi tutte elementi chimici.
SCHEMA DI HERTZSHPRUNG-RESSELL.
Tra i parametri che caratterizzano una stella, ce ne sono due più importanti: le temperature e la magnitudine assoluta. Gli indicatori di temperatura sono strettamente correlati al colore della stella e la magnitudine stellare assoluta è strettamente correlata al tipo spettrale. Questo si riferisce alla classificazione delle stelle in base all'intensità delle righe nei loro spettri. Secondo la classificazione attualmente utilizzata, le stelle sono divise in sette classi spettrali principali in base ai loro spettri. Sono designati in lettere latine O, B, A, F, G, K, M. È in questa sequenza che la temperatura delle stelle diminuisce da diverse decine di migliaia di gradi O a 2000-3000 gradi M di stelle.
Magnitudine assoluta, cioè una misura di brillantezza che indica la quantità di energia emessa da una stella. Può essere calcolato teoricamente, conoscendo la distanza della stella.
Idea eccezionale.
L'idea di collegare i due parametri principali di una stella è nata con due scienziati nel 1913 e hanno lavorato indipendentemente l'uno dall'altro.
Stiamo parlando dell'astronomo olandese Einar Hertzsprung e dell'astrofisico americano Henry Norris Ressell. Gli scienziati hanno lavorato a una distanza di migliaia di chilometri l'uno dall'altro. Hanno redatto un grafico che legava insieme i due parametri principali. L'asse orizzontale riflette la temperatura, la verticale - la magnitudine assoluta. Il risultato è stato un diagramma a cui sono stati dati i nomi di due astronomi: il diagramma di Hertzsprung-Russell o, più semplicemente, il diagramma G-R.
La stella è il criterio.
Vediamo come viene compilato il diagramma G-R. Prima di tutto, è necessario scegliere una stella di criterio. Per questo, è adatta una stella, la cui distanza è nota, o un'altra, con una magnitudine stellare assoluta già calcolata.
Va tenuto presente che l'intensità della luminosità di qualsiasi sorgente, sia essa una candela, una lampadina o una stella, cambia a seconda della distanza. Matematicamente, questo si esprime come segue: l'intensità di luminosità "I" ad una certa distanza "d" dalla sorgente è inversamente proporzionale a "d2". In pratica, ciò significa che se la distanza raddoppia, l'intensità della luminosità diminuisce di un fattore quattro.
Quindi dovresti determinare la temperatura delle stelle selezionate. Per fare ciò, è necessario identificare il tipo spettrale, il colore e quindi determinare la temperatura. Attualmente, al posto del tipo spettrale, viene utilizzato un altro indicatore equivalente: l '"indice di colore".
Questi due parametri sono tracciati sullo stesso piano con temperatura decrescente da sinistra a destra, sull'ascissa. La luminosità assoluta è fissata sull'ordinata, l'aumento è annotato dal basso verso l'alto.
Sequenza principale.
Sul diagramma g-r stelle sono disposti lungo una linea diagonale che va dal basso verso l'alto e da sinistra a destra. Questa band è chiamata Main Sequence. Le stelle che lo compongono sono chiamate le stelle della sequenza principale. Il sole appartiene a questo gruppo. Questo è un gruppo di stelle gialle con una temperatura superficiale di circa 5600 gradi. Le stelle della Sequenza Principale sono nella fase più "calma" della loro esistenza. Nelle profondità dei loro nuclei, gli atomi di idrogeno si mescolano, si forma l'elio. La fase della sequenza principale è il 90% della vita di una stella. Su 100 stelle, 90 sono in questa fase, anche se sono distribuite in posizioni diverse a seconda della temperatura e della luminosità.
La sequenza principale è una "regione stretta", che indica che le stelle lottano per mantenere un equilibrio tra la forza di attrazione che attira verso l'interno e la forza generata dalle reazioni nucleari, che tira verso l'esterno della zona. Una stella come il Sole, pari a 5600 gradi, deve avere una magnitudine assoluta di circa +4,7 per mantenere l'equilibrio. Ciò risulta dal diagramma di G-R.
Giganti rosse e nane bianche.
Le giganti rosse si trovano nella zona in alto a destra, situata sul lato esterno della sequenza principale. Una caratteristica di queste stelle è molto bassa temperatura(circa 3000 gradi), ma allo stesso tempo sono più luminose delle stelle che hanno temperature identiche e si trovano nella sequenza principale.
Naturalmente sorge la domanda: se l'energia emessa da una stella dipende dalla temperatura, allora perché stelle con la stessa temperatura hanno gradi di luminosità diversi. La spiegazione va cercata nella grandezza delle stelle. Le giganti rosse sono più luminose perché la loro superficie radiante è molto più grande di quella delle stelle della sequenza principale.
Non è un caso che questo tipo di stelle sia chiamato "giganti". Infatti, il loro diametro può superare di 200 volte il diametro del Sole, queste stelle possono occupare uno spazio di 300 milioni di km, che è il doppio della distanza dalla Terra al Sole! Con l'aiuto della posizione sull'influenza delle dimensioni di una stella, cercheremo di spiegare alcuni punti nell'esistenza di altre stelle: le nane bianche. Si trovano in basso a sinistra nel diagramma HR.
Le nane bianche sono stelle molto calde, ma non molto luminose. Alla stessa temperatura delle grandi e calde stelle blu-bianche della sequenza principale, le nane bianche sono molto più piccole. Sono stelle molto dense e compatte, sono 100 volte più piccole del Sole, il loro diametro è all'incirca uguale a quello della Terra. Si può fornire un vivido esempio dell'elevata densità delle nane bianche: un centimetro cubo della materia di cui sono composte dovrebbe pesare circa una tonnellata!
ammassi globulari.
Quando si creano grafici Signor palla ammassi, e contengono per lo più stelle vecchie, è molto difficile determinare la sequenza principale. Le sue tracce si registrano principalmente nella zona inferiore, dove si concentrano le stelle più fredde. Ciò è dovuto al fatto che le stelle calde e luminose hanno già superato la fase stabile della loro esistenza e si stanno spostando a destra, nella zona delle giganti rosse, e se l'hanno superata, nella zona delle nane bianche. Se le persone potessero seguire tutte le fasi evolutive di una stella durante la loro vita, potrebbero vedere come cambia le sue caratteristiche.
Ad esempio, quando l'idrogeno nel nucleo di una stella smette di bruciare, la temperatura nello strato esterno della stella diminuisce e lo strato stesso si espande. La stella esce dalla fase della sequenza principale e si dirige verso il lato destro del diagramma. Questo vale principalmente per le stelle di grande massa, le più luminose: è questo tipo che si evolve più velocemente.
Nel tempo, le stelle escono dalla sequenza principale. Sul diagramma è fissato un "punto di svolta", grazie ad esso è possibile calcolare l'età delle stelle degli ammassi in modo abbastanza accurato. Più alto è il "punto di svolta" sul diagramma, più giovane è l'ammasso e, di conseguenza, più basso è sul diagramma, più vecchio è l'ammasso stellare.
Valore grafico.
Il diagramma Hertzsprung-Russell è di grande aiuto per studiare l'evoluzione delle stelle nel corso della loro esistenza. Durante questo periodo le stelle subiscono cambiamenti, trasformazioni, in alcuni periodi sono molto profonde. Sappiamo già che le stelle differiscono non per le loro caratteristiche, ma per i tipi di fasi in cui si trovano prima o poi.
Con questo grafico puoi calcolare la distanza dalle stelle. Puoi selezionare qualsiasi stella che si trova nella sequenza principale, con una temperatura già determinata, e vederne l'andamento sul diagramma.
DISTANZA DALLE STELLE.
Quando guardiamo il cielo ad occhio nudo, le stelle, anche le più luminose, ci appaiono come punti luminosi posti alla stessa distanza da noi. La volta del cielo si stendeva su di noi come un tappeto. Non è un caso che le posizioni delle stelle siano espresse solo in due coordinate (ascensione retta e declinazione), e non in tre, come se si trovassero in superficie, e non nello spazio tridimensionale. Con i telescopi, non possiamo ottenere tutte le informazioni sulle stelle, ad esempio, dalle fotografie del telescopio spaziale Hubble, non possiamo determinare esattamente quanto siano lontane le stelle.
Profondità dello spazio.
Il fatto che l'Universo abbia anche una terza dimensione - la profondità - le persone l'hanno appreso relativamente di recente. Solo in inizio XIX secoli, grazie al miglioramento delle apparecchiature e degli strumenti astronomici, gli scienziati sono stati in grado di misurare la distanza di alcune stelle. La prima è stata la stella 61 Cygnus. L'astronomo F.V. Bessel ha scoperto che si trova a una distanza di 10 anni luce. Bessel è stato uno dei primi astronomi a misurare la "parallasse annuale". Finora, il metodo della "parallasse annuale" è la base per misurare la distanza dalle stelle. Questo è un metodo puramente geometrico: è sufficiente misurare l'angolo e calcolare il risultato.
Ma la semplicità del metodo non sempre corrisponde all'efficacia. A causa della grande distanza delle stelle, gli angoli sono molto piccoli. Possono essere misurati con telescopi. L'angolo di parallasse della stella Proxima Centauri, la più vicina del sistema triplo Alpha Centauri, è piccolo (variante esatta 0,76), ma con tale angolo si possono vedere una moneta da cento lire a una distanza di decine di chilometri. Naturalmente, maggiore è la distanza, minore diventa l'angolo.
imprecisioni inevitabili.
Errori in termini di determinazione della parallasse sono del tutto possibili e il loro numero aumenta man mano che l'oggetto si allontana. Sebbene, con l'aiuto dei moderni telescopi, sia possibile misurare angoli al millesimo più vicino, ci saranno ancora degli errori: a una distanza di 30 anni luce, saranno circa il 7%, 150 anni luce. anni - 35% e 350 St. anni - fino al 70%. Naturalmente, grandi imprecisioni rendono le misurazioni inutili. Utilizzando il "metodo della parallasse", è possibile determinare con successo le distanze di diverse migliaia di stelle situate nella regione di circa 100 anni luce. Ma nella nostra galassia ci sono più di 100 miliardi di stelle, il cui diametro è di 100.000 anni luce!
Esistono diverse varianti del metodo della "parallasse annuale", come la "parallasse secolare". Il metodo tiene conto del movimento del Sole e dell'intero sistema solare in direzione della costellazione di Ercole, ad una velocità di 20 km/sec. Con tale movimento, gli scienziati hanno l'opportunità di raccogliere il database necessario per un calcolo di parallasse di successo. In dieci anni sono state ricevute 40 volte più informazioni di quanto fosse possibile in precedenza.
Quindi, utilizzando calcoli trigonometrici, viene determinata la distanza da una determinata stella.
Distanza dagli ammassi stellari.
È più facile calcolare la distanza dagli ammassi stellari, specialmente quelli aperti. Le stelle si trovano relativamente vicine l'una all'altra, quindi, calcolando la distanza da una stella, puoi determinare la distanza dall'intero ammasso stellare.
Inoltre, in questo caso, è possibile utilizzare metodi statistici per ridurre il numero di imprecisioni. Ad esempio, il metodo dei "punti convergenti", è spesso utilizzato dagli astronomi. Si basa sul fatto che durante l'osservazione a lungo termine delle stelle di un ammasso aperto, spostandosi verso un punto comune, viene chiamato punto convergente. Misurando gli angoli e le velocità radiali (cioè la velocità di avvicinamento alla Terra e allontanamento da essa), si può determinare la distanza dall'ammasso stellare. Utilizzando questo metodo, sono possibili imprecisioni del 15% a una distanza di 1500 anni luce. Viene anche utilizzato a distanze di 15.000 anni luce, il che è abbastanza adatto per i corpi celesti nella nostra Galassia.
Principale Sequenza Adattamento - definizione della sequenza principale.
Per determinare la distanza da ammassi stellari lontani, ad esempio dalle Pleiadi, si può procedere come segue: costruire un diagramma GR, segnare la magnitudine apparente sull'asse verticale (e non assoluta, perché dipende dalla distanza), a seconda della temperatura .
Quindi dovresti confrontare l'immagine risultante con il diagramma di GR Jad, ha molte somiglianze in termini di sequenze principali. Allineando il più possibile i due diagrammi, si può determinare la Sequenza Principale dell'ammasso stellare da misurare.
Quindi dovresti usare l'equazione:
m-M=5log(d)-5, dove
m è la magnitudine stellare apparente;
M è la magnitudine assoluta;
d è la distanza.
In inglese, questo metodo è chiamato "Main Sequence Fitting". Può essere utilizzato per ammassi stellari aperti come NGC 2362, Alpha Perseus, Cepheus III, NGC 6611. Gli astronomi hanno cercato di determinare la distanza dal noto doppio ammasso stellare aperto nella costellazione del Perseo ("h" e "chi") , dove ci sono molte stelle - supergiganti. Ma i dati si sono rivelati contraddittori. Utilizzando il metodo "Main Sequence Fitting", è possibile determinare la distanza fino a 20000-25000 anni luce, questa è la quinta parte della nostra Galassia.
intensità e distanza della luce.
Più lontano si trova un corpo celeste, più debole sembra essere la sua luce. Questa posizione è coerente con la legge ottica, secondo la quale l'intensità della luce "I" è inversamente proporzionale alla distanza al quadrato "d".
Ad esempio, se una galassia si trova a una distanza di 10 milioni di anni luce, un'altra galassia situata a 20 milioni di anni luce ha una luminosità quattro volte inferiore alla prima. Cioè, da un punto di vista matematico, la relazione tra le due quantità "I" e "d" è precisa e misurabile. Nel linguaggio dell'astrofisica, l'intensità della luce è la magnitudine assoluta della magnitudine stellare M di qualsiasi oggetto celeste, la cui distanza dovrebbe essere misurata.
Usando l'equazione m-M=5log(d)-5 (riflette la legge di variazione della luminosità) e sapendo che m può sempre essere determinato usando un fotometro, e che M è noto, viene misurata la distanza "d". Quindi, conoscendo la magnitudine stellare assoluta, non è difficile determinare la distanza usando i calcoli.
Assorbimento interstellare.
Uno dei principali problemi associati ai metodi di misurazione della distanza è il problema dell'assorbimento della luce. Sulla sua strada verso la Terra, la luce percorre enormi distanze, attraversa polvere e gas interstellari. Di conseguenza, parte della luce viene assorbita e, quando raggiunge i telescopi installati sulla Terra, ha già una forza non originale. Gli scienziati chiamano questa "estinzione", l'indebolimento della luce. È molto importante calcolare la quantità di estinzione quando si utilizzano diversi metodi, come la candela. In questo caso, è necessario conoscere le esatte magnitudini stellari assolute.
Non è difficile determinare l'estinzione per la nostra Galassia: è sufficiente tenere conto della polvere e del gas della Via Lattea. È più difficile determinare l'estinzione della luce da un oggetto di un'altra galassia. All'estinzione lungo il percorso nella nostra Galassia, si deve aggiungere anche una parte della luce assorbita da un'altra.
EVOLUZIONE DELLE STELLE.
La vita interna di una stella è regolata dall'azione di due forze: la forza di attrazione, che si oppone alla stella, la trattiene, e la forza rilasciata durante le reazioni nucleari che avvengono nel nucleo. Al contrario, tende a "spingere" la stella in uno spazio lontano. Durante la fase di formazione, una stella densa e compressa è sotto una forte influenza di gravità. Di conseguenza, si verifica un forte riscaldamento, la temperatura raggiunge i 10-20 milioni di gradi. Questo è sufficiente per avviare reazioni nucleari, a seguito delle quali l'idrogeno viene convertito in elio.
Quindi, per un lungo periodo, le due forze si equilibrano, la stella è in uno stato stabile. Quando il combustibile nucleare del nucleo si esaurisce gradualmente, la stella entra in una fase di instabilità, due forze si oppongono. Per una stella arriva un momento critico, entrano in gioco una varietà di fattori: temperatura, densità, composizione chimica. La massa della stella viene prima di tutto, è da essa che dipende il futuro di questo corpo celeste: o la stella si accende come una supernova o si trasforma in una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero.
Come si esaurisce l'idrogeno?
Solo molto grandi tra i corpi celesti diventano stelle, quelli più piccoli diventano pianeti. Ci sono anche corpi di massa media, troppo grandi per appartenere alla classe dei pianeti e troppo piccoli e freddi perché le reazioni nucleari caratteristiche delle stelle avvengano nelle profondità.
Quindi, una stella è formata da nubi costituite da gas interstellare. Come già notato, una stella rimane in uno stato equilibrato per un periodo piuttosto lungo. Poi arriva un periodo di instabilità. L'ulteriore destino della stella dipende da vari fattori. Si consideri un'ipotetica stella piccola con una massa compresa tra 0,1 e 4 masse solari. Una caratteristica delle stelle di piccola massa è l'assenza di convezione negli strati interni, ad es. le sostanze che compongono una stella non si mescolano, come accade nelle stelle con grande massa.
Ciò significa che quando l'idrogeno nel nucleo si esaurisce, non c'è nuova fornitura di questo elemento negli strati esterni. L'idrogeno, bruciando, si trasforma in elio. A poco a poco il nucleo si riscalda, gli strati superficiali destabilizzano la propria struttura e la stella, come si può vedere dal diagramma DR, si sta lentamente allontanando dalla sequenza principale. Nella nuova fase, la densità della materia all'interno della stella aumenta, la composizione del nucleo "degenera", di conseguenza appare una consistenza speciale. È diverso dalla materia normale.
Modifica della materia.
Quando la materia cambia, la pressione dipende solo dalla densità dei gas e non dalla temperatura.
Nel diagramma Hertzsprung-Russell, la stella si sposta a destra e poi in alto, avvicinandosi alla regione della gigante rossa. Le sue dimensioni aumentano in modo significativo e, per questo motivo, la temperatura degli strati esterni diminuisce. Il diametro di una gigante rossa può raggiungere centinaia di milioni di chilometri. Quando il nostro sole entra in questa fase, "inghiottirà" sia Mercurio che Venere e, se non riesce a catturare la Terra, la riscalderà a tal punto che la vita sul nostro pianeta cesserà di esistere.
Durante l'evoluzione di una stella, la temperatura del suo nucleo aumenta. In primo luogo, si verificano reazioni nucleari, quindi, quando viene raggiunta la temperatura ottimale, l'elio si scioglie. Quando ciò accade, l'improvviso aumento della temperatura interna provoca uno scoppio e la stella si sposta rapidamente sul lato sinistro del diagramma H-R. questo è il cosiddetto "flash di elio". In questo momento, il nucleo contenente elio brucia insieme all'idrogeno, che fa parte del guscio che circonda il nucleo. Sul diagramma GP, questa fase viene fissata spostandosi a destra lungo la linea orizzontale.
Le ultime fasi dell'evoluzione.
Durante la trasformazione dell'elio in idrocarburi, il nucleo viene modificato. La sua temperatura aumenta fino a quando il carbonio inizia a bruciare. C'è un nuovo focolaio. In ogni caso, durante le ultime fasi dell'evoluzione di una stella, si nota una significativa perdita di massa. Questo può accadere gradualmente o bruscamente, durante uno scoppio, quando gli strati esterni della stella scoppiano come una grande bolla. In quest'ultimo caso si forma una nebulosa planetaria, un guscio sferico che si propaga nello spazio a una velocità di diverse decine o addirittura centinaia di chilometri al secondo.
Il destino finale di una stella dipende dalla massa rimasta dopo tutto ciò che le accade. Se ha espulso molta materia durante tutte le trasformazioni e le esplosioni e la sua massa non supera 1,44 masse solari, la stella si trasforma in una nana bianca. Questo è chiamato il limite di Chandrasekhar, dal nome dell'astrofisico pakistano Subrahmanyan Chandrasekhar. Questa è la massa massima di una stella alla quale una fine catastrofica potrebbe non aver luogo a causa della pressione degli elettroni nel nucleo.
Dopo l'esplosione degli strati esterni, il nucleo della stella rimane e la sua temperatura superficiale è molto alta - circa 100.000 o K. La stella si sposta sul bordo sinistro del diagramma H-R e scende. La sua luminosità diminuisce al diminuire delle sue dimensioni.
La stella raggiunge lentamente la zona delle nane bianche. Si tratta di stelle di piccolo diametro, ma caratterizzate da una densità molto alta, un milione e mezzo di volte la densità dell'acqua.
Una nana bianca rappresenta lo stadio finale dell'evoluzione di una stella, senza bagliori. Si sta lentamente raffreddando. Gli scienziati ritengono che la fine della nana bianca passi molto lentamente, almeno dall'inizio dell'esistenza dell'Universo, sembra che nessuna nana bianca abbia sofferto di "morte termica".
Se la stella è grande e la sua massa è maggiore del Sole, erutterà come una supernova. Durante uno sfogo, una stella può essere completamente o parzialmente distrutta. Nel primo caso lascerà una nuvola di gas con le sostanze residue della stella. Nel secondo, rimarrà un corpo celeste della più alta densità: una stella di neutroni o un buco nero.
STELLE VARIABILI.
Secondo il concetto di Aristotele, i corpi celesti dell'universo sono eterni e permanenti. Ma questa teoria ha subito cambiamenti significativi con l'avvento del XVII secolo. primo binocolo. Osservazioni effettuate nei secoli successivi hanno mostrato che in realtà l'apparente costanza dei corpi celesti è dovuta alla mancanza di tecnologia per l'osservazione o alla sua imperfezione. Gli scienziati sono giunti alla conclusione che la variabilità lo è caratteristica comune tutti i tipi di stelle. Durante l'evoluzione, una stella attraversa diverse fasi, durante le quali le sue caratteristiche principali - colore e luminosità - subiscono profondi cambiamenti. Si verificano durante l'esistenza di una stella, che è di decine o centinaia di milioni di anni, quindi una persona non può essere un testimone oculare di ciò che sta accadendo. Per alcune classi di stelle, i cambiamenti in corso sono fissati in brevi periodi di tempo, ad esempio entro diversi mesi, giorni o parte di una giornata. I cambiamenti in corso nella stella, i suoi flussi di luce possono essere misurati ripetutamente durante le notti successive.
Misure.
In realtà, questo problema non è così semplice come sembra a prima vista. Quando si effettuano le misurazioni, è necessario tenere conto delle condizioni atmosferiche che cambiano, a volte in modo significativo durante una notte. A questo proposito, i dati sui flussi luminosi delle stelle variano notevolmente.
È molto importante essere in grado di distinguere i cambiamenti reali nel flusso luminoso, e sono direttamente correlati alla luminosità della stella, da quelli apparenti, sono spiegati dai cambiamenti delle condizioni atmosferiche.
Per fare ciò, si consiglia di confrontare i flussi di luce della stella osservata con altre stelle, punti di riferimento visibili attraverso il telescopio. Se le modifiche sono evidenti, ad es. associati ai cambiamenti delle condizioni atmosferiche, interessano tutte le stelle osservabili.
Ottenere dati corretti sullo stato di una stella ad un certo punto è il primo passo. Il prossimo passo è disegnare una "curva di luce" per catturare possibili cambiamenti di luce. Mostrerà il cambiamento di grandezza.
variabili o meno.
Le stelle la cui magnitudine non è costante sono dette variabili. Per alcuni di loro, la variabilità è solo apparente. Fondamentalmente, queste sono stelle appartenenti al sistema binario. Inoltre, quando il piano orbitale del sistema coincide più o meno con la linea di vista dell'osservatore, gli può sembrare che una delle due stelle sia completamente o parzialmente eclissata dall'altra e sia meno luminosa. In questi casi i cambiamenti sono periodici, i periodi di variazione della luminosità delle stelle in eclisse si ripetono con un intervallo coincidente con il periodo orbitale del sistema binario di stelle. Queste stelle sono chiamate "variabili eclissanti".
La prossima classe di stelle variabili è "variabili interne". Le ampiezze delle fluttuazioni della luminosità di queste stelle dipendono dai parametri fisici della stella, ad esempio dal raggio e dalla temperatura. Da molti anni gli astronomi osservano la variabilità delle stelle variabili. Ci sono 30.000 stelle variabili solo nella nostra galassia. Sono stati divisi in due gruppi. Il primo include "stelle variabili eruttive". Sono caratterizzati da focolai singoli o ripetuti. I cambiamenti nelle magnitudini stellari sono episodici. La classe delle "variabili eruttive" o variabili esplosive include anche le novae e le supernove. Al secondo gruppo - tutto il resto.
Cefeidi.
Ci sono stelle variabili la cui luminosità cambia rigorosamente periodicamente. I cambiamenti si verificano a determinati intervalli. Se disegna una curva di luce, cattura chiaramente la regolarità dei cambiamenti, mentre la forma della curva segna le caratteristiche massime e minime. Determina la differenza tra le fluttuazioni massime e minime grande spazio tra due caratteristiche. Le stelle di questo tipo sono chiamate "stelle pulsanti variabili". Dalla curva di luce, possiamo concludere che la luminosità della stella aumenta più velocemente di quanto non diminuisca.
Le stelle variabili sono divise in classi. Si prende come criterio la stella-prototipo, è lei che dà il nome alla classe. Un esempio sono le Cefeidi. Questo nome deriva dalla stella Cefeo. Questo è il criterio più semplice. Ce n'è un altro: le stelle sono divise in spettri.
Le stelle variabili possono essere suddivise in sottogruppi in base a criteri diversi.
DOPPIE STELLE.
Le stelle nel firmamento esistono sotto forma di ammassi, associazioni e non come corpi singoli. Gli ammassi stellari possono essere tempestati di stelle molto densamente o meno.
Potrebbero esserci connessioni più strette tra le stelle, stiamo parlando di sistemi binari, come li chiamano gli astronomi. In una coppia di stelle, l'evoluzione di una colpisce direttamente l'altra.
Apertura.
La scoperta delle stelle binarie, come vengono chiamate attualmente, è stata una delle prime scoperte fatte con l'ausilio di binocoli astronomici. La prima coppia di questo tipo di stelle era Mizar della costellazione dell'Orsa Maggiore. La scoperta è stata fatta dall'astronomo italiano Riccioli. Dato l'enorme numero di stelle nell'Universo, gli scienziati sono giunti alla conclusione che Mizar non era l'unico sistema binario tra loro, e si sono rivelati corretti, le osservazioni hanno presto confermato questa ipotesi. Nel 1804, il famoso astronomo William Herschel, che dedicò 24 anni di osservazione scientifica, pubblicò un catalogo contenente le descrizioni di circa 700 stelle binarie. All'inizio, gli scienziati non sapevano con certezza se i componenti del sistema binario fossero fisicamente collegati tra loro.
Alcune menti brillanti credevano che l'associazione stellare nel suo insieme agisse su stelle binarie, soprattutto perché la luminosità dei componenti non era la stessa in una coppia. A questo proposito, sembrava che non fossero vicini. Per conoscere la vera posizione dei corpi è stato necessario misurare gli spostamenti parallattici delle stelle. Questo è ciò che ha fatto Herschel. Con grande sorpresa, lo spostamento parallattico di una stella rispetto all'altra durante la misurazione ha dato un risultato inaspettato. Herschel ha notato che invece di un'oscillazione simmetrica con un periodo di 6 mesi, ogni stella segue un complesso percorso ellissoidale. Secondo le leggi della meccanica celeste, due corpi collegati dalla gravità si muovono su un'orbita ellittica. Le osservazioni di Herschel hanno confermato la tesi che le stelle binarie sono collegate fisicamente, cioè da forze gravitazionali.
Classificazione delle stelle binarie.
Esistono tre classi principali di stelle binarie: binarie visive, binarie fotometriche e binarie spettroscopiche. Questa classificazione non rispecchia pienamente le differenze interne delle classi, ma dà un'idea dell'associazione stellare.
La dualità delle doppie stelle visive è chiaramente visibile attraverso un telescopio mentre si muovono. Attualmente sono stati identificati circa 70.000 binari visivi, ma solo l'1% di essi ha avuto un'orbita precisa.
Questa cifra (1%) non dovrebbe sorprendere. Il fatto è che i periodi orbitali possono essere diverse decine di anni, se non interi secoli. E costruire un percorso in orbita è un lavoro molto scrupoloso che richiede numerosi calcoli e osservazioni da diversi osservatori. Molto spesso, gli scienziati hanno solo frammenti del movimento lungo l'orbita, ripristinano il resto del percorso usando il metodo deduttivo, usando i dati disponibili. Va tenuto presente che il piano orbitale del sistema può essere inclinato rispetto alla linea di vista. In questo caso, l'orbita ricostruita (visibile) sarà significativamente diversa da quella reale.
Se si determina l'orbita vera, si conoscono il periodo di rivoluzione e la distanza angolare tra le due stelle, è possibile, applicando la terza legge di Keplero, determinare la somma delle masse dei componenti del sistema. Bisogna anche conoscere la distanza della doppia stella da noi.
Stelle fotometriche doppie.
La dualità di questo sistema di stelle può essere giudicata solo dalle fluttuazioni periodiche della luminosità. Quando si muovono, tali stelle si bloccano alternativamente a vicenda. Sono anche chiamati "binari a eclisse". Per queste stelle, i piani delle orbite sono vicini alla direzione della linea di vista. Come vasta area occupa un'eclissi, più pronunciata è la brillantezza. Se analizziamo la curva di luce delle stelle fotometriche binarie, possiamo determinare l'inclinazione del piano orbitale.
La curva di luce può essere utilizzata anche per determinare il periodo orbitale del sistema. Se, ad esempio, due eclissi sono fisse, la curva di luce avrà due diminuzioni (minime). Il periodo di tempo durante il quale vengono registrate tre diminuzioni successive lungo la curva di luce corrisponde al periodo orbitale.
I periodi delle stelle doppie fotometriche sono molto più brevi dei periodi delle stelle binarie visive e durano diverse ore o diversi giorni.
Stelle spettrali-binarie.
Con l'aiuto della spettroscopia, si può notare la divisione delle righe spettrali dovuta all'effetto Doppler. Se uno dei componenti è una stella debole, si osservano solo fluttuazioni periodiche nelle posizioni delle singole linee. Questo metodo viene utilizzato quando i componenti di una stella binaria sono molto vicini tra loro ed è difficile identificarli con un telescopio come stelle doppie visive. Le stelle binarie, determinate usando uno spettroscopio e l'effetto Doppler, sono chiamate binarie spettrali. Non tutte le stelle binarie sono spettrali. Le due componenti delle stelle binarie possono allontanarsi e avvicinarsi in direzione radiale.
Le osservazioni indicano che le stelle doppie si trovano principalmente nella nostra Galassia. È difficile determinare la percentuale di stelle doppie e singole. Se utilizziamo il metodo di sottrazione e sottraiamo il numero di stelle binarie identificate dall'intera popolazione stellare, possiamo concludere che sono una minoranza. Questa conclusione potrebbe essere sbagliata. In astronomia esiste il concetto di "effetto di selezione". Per determinare la dualità delle stelle, è necessario identificarne le caratteristiche principali. Ciò richiede una buona attrezzatura. A volte è difficile identificare le stelle binarie. Ad esempio, le stelle binarie visive non possono sempre essere viste a grande distanza dall'osservatore. A volte la distanza angolare tra i componenti non è fissata dal telescopio. Per catturare stelle binarie fotometriche e spettroscopiche, la loro luminosità deve essere sufficientemente forte da raccogliere le modulazioni del flusso luminoso e misurare accuratamente le lunghezze d'onda nelle righe spettrali.
Il numero di stelle adatte a tutti gli effetti alla ricerca non è così grande. Secondo gli sviluppi teorici, si può presumere che le stelle binarie costituiscano dal 30% al 70% della popolazione stellare.
NUOVE STELLE.
Le stelle variabili esplosive sono composte da una nana bianca e una stella della sequenza principale come il Sole, o da una stella post-sequenza come una gigante rossa. Entrambe le stelle seguono un'orbita stretta con una frequenza di diverse ore. Sono a una distanza ravvicinata l'una dall'altra e quindi interagiscono strettamente e provocano fenomeni spettacolari.
DA metà del diciannovesimo secolo, gli scienziati hanno registrato sulla banda ottica delle stelle esplosive variabili la predominanza di viola in certi momenti questo fenomeno coincide con la presenza di picchi nella curva di luce. Secondo questo principio, le stelle erano divise in diversi gruppi.
Nuove stelle classiche.
Le novae classiche differiscono dalle variabili esplosive in quanto le loro esplosioni ottiche non sono ripetitive. L'ampiezza della loro curva di luce è più pronunciata e l'ascesa al punto massimo è molto più veloce. Solitamente raggiungono la loro massima luminosità in poche ore, durante questo lasso di tempo la nuova stella acquisisce una magnitudine di circa 12, ovvero il flusso luminoso aumenta di 60.000 unità.
Più lento si verifica l'aumento al massimo, meno evidente è il cambiamento di luminosità. La nuova stella non rimane a lungo nella posizione "massima", di solito questo periodo va da alcuni giorni a diversi mesi. Quindi la lucentezza inizia a diminuire, dapprima rapidamente, poi più lentamente fino al livello abituale. La durata di questa fase dipende da varie circostanze, ma la sua durata è di almeno diversi anni.
Nelle nuove stelle classiche, tutti questi fenomeni sono accompagnati da reazioni termonucleari incontrollate che si verificano negli strati superficiali della nana bianca, è lì che si trova l'idrogeno "preso in prestito" dal secondo componente della stella. Le nuove stelle sono sempre binarie, una delle componenti è necessariamente una nana bianca. Quando la massa del componente della stella scorre verso la nana bianca, lo strato di idrogeno inizia a restringersi e si riscalda, rispettivamente, la temperatura aumenta, l'elio si riscalda. Tutto questo accade rapidamente, all'improvviso, con un lampo. La superficie radiante aumenta, la luminosità della stella diventa brillante e si registra un'esplosione sulla curva di luce.
Durante la fase attiva dello sfogo, la nuova stella raggiunge la sua massima luminosità. La magnitudine assoluta massima è dell'ordine da -6 a -9. per le nuove stelle, questa cifra viene raggiunta più lentamente, per le stelle esplosive variabili - più velocemente.
Nuove stelle esistono anche in altre galassie. Ma ciò che osserviamo è solo la loro magnitudine stellare apparente, la magnitudine assoluta non può essere determinata, poiché la loro distanza esatta dalla Terra è sconosciuta. Anche se, in linea di principio, puoi scoprire la magnitudine stellare assoluta di una nuova stella se è il più vicino possibile a un'altra nuova stella, la cui distanza è nota. Il valore assoluto massimo è calcolato dall'equazione:
M=-10,9+2,3 log(t).
È il tempo impiegato dalla curva di luce della nova per scendere a 3 magnitudini.
Novae nane e nove ricorrenti.
I parenti più stretti delle novae sono le novae nane, il loro prototipo "U Gemini". Le loro esplosioni ottiche sono praticamente simili alle esplosioni di nuove stelle, ma ci sono differenze nelle curve di luce: le loro ampiezze sono più piccole. Le differenze si notano anche nella frequenza delle esplosioni: si verificano più o meno regolarmente nelle nuove stelle nane. In media, una volta ogni 120 giorni, ma a volte dopo diversi anni. I lampi ottici delle novae durano da alcune ore a diversi giorni, dopodiché la luminosità diminuisce nell'arco di diverse settimane e raggiunge finalmente il livello abituale.
La differenza esistente può essere spiegata da vari meccanismi fisici che provocano un flash ottico. In U Gemini, gli scoppi sono dovuti a un improvviso cambiamento nella percentuale di materia sulla nana bianca - un aumento di materia. Il risultato è un enorme rilascio di energia. Le osservazioni di nuove stelle nane in fase di eclissi, cioè quando la nana bianca e il disco che la circonda sono ricoperti da una stella, componente del sistema, indicano chiaramente che è la nana bianca, o meglio, il suo disco, che è la fonte di luce.
Le novae ricorrenti sono un incrocio tra le novae classiche e le novae nane. Come suggerisce il nome, le loro esplosioni ottiche si ripetono regolarmente, il che le rende simili alle nuove stelle nane, ma ciò accade dopo diversi decenni. L'aumento della luminosità durante lo sfogo è più pronunciato ed è di circa 8 magnitudini, questa caratteristica le avvicina alle nuove stelle classiche.
Ammassi stellari sparsi.
Gli ammassi stellari aperti sono facili da trovare. Sono chiamati ammassi di galassie. Stiamo parlando di formazioni che includono da alcune decine a diverse migliaia di stelle, la maggior parte delle quali sono visibili ad occhio nudo. Gli ammassi stellari appaiono all'osservatore come una macchia di cielo densamente punteggiata di stelle. Di norma, tali regioni di concentrazione delle stelle sono chiaramente visibili nel cielo, ma capita, e abbastanza raramente, che l'ammasso sia quasi indistinguibile. Per determinare se una parte del cielo è un ammasso stellare o se si tratta di stelle semplicemente vicine tra loro, è necessario studiarne il movimento e determinare la distanza dalla Terra. Le stelle che compongono gli ammassi si muovono nella stessa direzione. Inoltre, se stelle non lontane l'una dall'altra si trovano alla stessa distanza dal sistema solare, esse, ovviamente, sono collegate da forze gravitazionali e formano un ammasso aperto.
Classificazione degli ammassi stellari.
L'estensione di questi sistemi stellari varia da 6 a 30 anni luce, la lunghezza media è di circa dodici anni luce. All'interno degli ammassi stellari, le stelle sono concentrate in modo caotico, non sistematico. Il grappolo non ha una forma ben definita. Quando si classificano gli ammassi stellari, si dovrebbero prendere in considerazione le misurazioni angolari, il numero totale approssimativo di stelle, il grado della loro concentrazione nell'ammasso e la differenza di luminosità.
Nel 1930, l'astronomo americano Robert Trumpler propose di classificare gli ammassi secondo i seguenti parametri. Tutti gli ammassi sono stati divisi in quattro classi secondo il principio della concentrazione stellare e sono stati designati con numeri romani da I a IV. Ognuna delle quattro classi è suddivisa in tre sottoclassi in base all'uniformità della luminosità delle stelle. La prima sottoclasse include ammassi in cui le stelle hanno approssimativamente lo stesso grado di luminosità e la terza - con una differenza significativa a questo riguardo. Quindi l'astronomo americano ha introdotto altre tre categorie per classificare gli ammassi stellari in base al numero di stelle nell'ammasso. La prima categoria "p" si riferisce a sistemi in cui sono presenti meno di 50 stelle. Alla seconda "m" - un ammasso con da 50 a 100 stelle. Al terzo: avere più di 100 stelle. Ad esempio, secondo questa classificazione, un ammasso stellare, indicato nel catalogo come "I 3p", è un sistema costituito da meno di 50 stelle, densamente concentrate nel cielo e con gradi di luminosità variabili.
Uniformità delle stelle.
Tutte le stelle appartenenti a qualsiasi ammasso stellare aperto hanno caratteristica- omogeneità. Ciò significa che sono stati formati dalla stessa nuvola di gas e hanno la stessa composizione chimica all'inizio della loro esistenza. Inoltre, si presume che siano apparsi tutti contemporaneamente, cioè che abbiano la stessa età. Le differenze tra loro possono essere spiegate dal diverso corso di sviluppo, e questo è determinato dalla massa della stella dal momento della sua formazione. Gli scienziati sanno che le stelle grandi hanno una vita più breve rispetto alle stelle piccole. Quelli grandi si evolvono molto più velocemente. La maggior parte degli ammassi aperti lo sono sistemi celesti composto da stelle relativamente giovani. Questo tipo di ammassi stellari si trova principalmente nei bracci a spirale della Via Lattea. Sono queste aree che erano zone attive di formazione stellare nel recente passato. Fanno eccezione i cluster NGC 2244, NGC 2264 e NGC 6530, la cui età è pari a diverse decine di milioni di anni. Questo è un breve periodo per le stelle.
Età e composizione chimica.
Le stelle degli ammassi aperti sono legate insieme dalla forza di attrazione. Ma a causa del fatto che questa connessione non è abbastanza forte, gli ammassi aperti possono rompersi. Questo accade per un lungo periodo di tempo. Il processo di scioglimento è associato all'influenza della gravità delle singole stelle situate vicino all'ammasso.
Non ci sono praticamente vecchie stelle negli ammassi aperti. Anche se ci sono delle eccezioni. Innanzitutto, questo vale per i grandi ammassi, in cui la connessione tra le stelle è molto più forte. Di conseguenza, l'età di tali sistemi è maggiore. Tra questi, si può notare NGC 6791. Questo ammasso stellare comprende circa 10.000 stelle, la sua età è di circa 10 miliardi di anni. Le orbite dei grandi ammassi stellari li portano lontano dal piano della galassia per un lungo periodo di tempo. Di conseguenza, hanno meno opportunità di incontrare grandi nubi molecolari, che potrebbero portare alla dissoluzione dell'ammasso stellare.
Le stelle degli ammassi aperti hanno una composizione chimica simile al Sole e ad altre stelle del disco galattico. La differenza di composizione chimica dipende dalla distanza dal centro della Galassia. Più lontano dal centro si trova un ammasso stellare, meno elementi dal gruppo di metalli che contiene. La composizione chimica dipende anche dall'età dell'ammasso stellare. Questo vale anche per le singole stelle.
GRUPPI GLOBALI.
Gli ammassi globulari, che contano centinaia di migliaia di stelle, hanno un aspetto molto insolito: hanno una forma sferica e le stelle sono concentrate in esse così densamente che anche con l'aiuto dei telescopi più potenti è impossibile distinguere i singoli oggetti. C'è una forte concentrazione di stelle verso il centro.
Lo studio degli ammassi globulari ha importanza in astrofisica in termini di studio dell'evoluzione delle stelle, del processo di formazione delle galassie, dello studio della struttura della nostra Galassia e della determinazione dell'età dell'Universo.
La forma della Via Lattea.
Gli scienziati hanno stabilito che gli ammassi globulari si sono formati nella fase iniziale della formazione della nostra Galassia: il gas protogalattico aveva una forma sferica. Durante l'interazione gravitazionale fino al completamento della compressione, che ha portato alla formazione del disco, al di fuori di esso si sono rivelati ammassi di materia, gas e polvere. È da loro che si sono formati gli ammassi globulari. Inoltre, si sono formati prima della comparsa del disco e sono rimasti nello stesso luogo in cui si sono formati. Hanno una struttura sferica, un alone, attorno al quale in seguito si stabilì il piano della galassia. Questo è il motivo per cui i cluster globulari sono distribuiti simmetricamente in via Lattea.
Lo studio del problema della posizione degli ammassi globulari, così come le misurazioni della distanza da essi al Sole, ha permesso di determinare la loro estensione della nostra Galassia al centro: sono 30.000 anni luce.
Gli ammassi globulari sono molto antichi nel tempo di origine. La loro età è di 10-20 miliardi di anni. Sono l'elemento più importante dell'Universo e, senza dubbio, la conoscenza di queste formazioni sarà di grande aiuto per spiegare i fenomeni dell'Universo. Secondo gli scienziati, l'età di questi ammassi stellari è identica all'età della nostra Galassia e poiché tutte le galassie si sono formate all'incirca nello stesso momento, significa che è possibile determinare anche l'età dell'Universo. Per questo, il tempo dall'apparizione dell'Universo all'inizio della formazione delle galassie dovrebbe essere aggiunto all'età degli ammassi globulari. Rispetto all'età degli ammassi globulari, questo è un periodo di tempo molto piccolo.
All'interno dei nuclei degli ammassi globulari.
Le regioni centrali di questo tipo di ammassi sono caratterizzate da un alto grado di concentrazione di stelle, circa mille volte maggiore rispetto alle zone più vicine al Sole. Solo nell'ultimo decennio è diventato possibile considerare i nuclei degli ammassi globulari, o meglio, quegli oggetti celesti che si trovano proprio al centro. Esso ha Grande importanza nel campo dello studio della dinamica delle stelle che entrano nel nucleo, in termini di ottenere informazioni sui sistemi di corpi celesti collegati da forze di attrazione - gli ammassi stellari appartengono a questa categoria - nonché in termini di studio dell'interazione tra le stelle di cluster attraverso osservazioni o elaborazione di dati su un computer.
A causa dell'alto grado di concentrazione delle stelle, si verificano collisioni reali, si formano nuovi oggetti, ad esempio stelle che hanno le loro caratteristiche. Possono anche apparire sistemi binari, questo accade quando la collisione di due stelle non porta alla loro distruzione, ma si verifica la cattura reciproca a causa della gravità.
Famiglie di ammassi globulari.
Gli ammassi globulari nella nostra Galassia sono formazioni eterogenee. Quattro famiglie dinamiche si distinguono in base al principio della distanza dal centro della Galassia e in base alla composizione chimica. Alcuni ammassi globulari hanno più elementi chimici del gruppo metallico, altri ne hanno meno. Il grado di presenza dei metalli dipende dalla composizione chimica del mezzo interstellare da cui si sono formati gli oggetti celesti. Gli ammassi globulari con meno metalli sono più antichi, situati nell'alone della Galassia. Una maggiore composizione del metallo è caratteristica delle stelle più giovani, sono state formate da un mezzo già arricchito di metalli a seguito di esplosioni di supernova - questa famiglia include "ammassi di dischi" situati sul disco galattico.
L'alone contiene "ammassi di stelle nella parte interna dell'alone" e "ammassi di stelle nella parte esterna dell'alone". Ci sono anche "ammassi stellari della parte periferica dell'alone", la distanza da cui al centro della Galassia è la maggiore.
Influenza ambiente.
Gli ammassi stellari non vengono studiati e suddivisi in famiglie per motivi di classificazione fine a se stessa. La classificazione gioca anche un ruolo importante nello studio dell'influenza del mezzo che circonda gli ammassi stellari sulla sua evoluzione. In questo caso, stiamo parlando del nostro Galaxy.
Indubbiamente, il campo gravitazionale del disco della Galassia esercita un'enorme influenza sull'ammasso stellare. Gli ammassi globulari si muovono attorno al centro galattico in orbite ellittiche e periodicamente attraversano il disco della Galassia. Questo accade circa una volta ogni 100 milioni di anni.
Il campo gravitazionale e le sporgenze mareali emanate dal piano galattico agiscono sull'ammasso stellare così intensamente che inizia gradualmente a disintegrarsi. Gli scienziati ritengono che alcune delle vecchie stelle attualmente stazionate nella galassia facessero parte un tempo di ammassi globulari. Ora sono crollati. Si ritiene che in un miliardo di anni circa 5 ammassi stellari decadano. Questo è un esempio dell'influenza dell'ambiente galattico sull'evoluzione dinamica di un ammasso globulare.
Sotto l'influenza dell'influenza gravitazionale del disco galattico sull'ammasso stellare, cambia anche l'estensione dell'ammasso. Parliamo di stelle lontane dal centro dell'ammasso, sono maggiormente influenzate dalla forza di attrazione del disco galattico, e non dall'ammasso stellare stesso. C'è una "evaporazione" di stelle, la dimensione dell'ammasso diminuisce.
STELLE SUPERNUOVE.
Anche le stelle nascono, crescono e muoiono. La loro fine può essere lenta e graduale, o brusca e catastrofica. Questo è tipico per le stelle di dimensioni molto grandi, che terminano la loro esistenza con un lampo, queste sono supernove.
Scoperta delle supernove.
Per secoli, la natura delle supernove era sconosciuta agli scienziati, ma le loro osservazioni sono state fatte da tempo immemorabile. Molte supernove sono così luminose che possono essere viste ad occhio nudo, a volte anche durante il giorno. La prima menzione di queste stelle apparve nelle cronache antiche nel 185 d.C. Successivamente sono stati osservati regolarmente e registrati scrupolosamente tutti i dati. Ad esempio, gli astronomi di corte degli imperatori dell'antica Cina registrarono molte delle supernove scoperte molti anni dopo.
Tra questi va segnalata una supernova eruttata nel 1054 d.C. nella costellazione del Toro. Il resto di questa supernova è chiamato Nebulosa del Granchio per la sua forma caratteristica. Gli astronomi occidentali iniziarono a condurre osservazioni sistematiche delle supernove tardi. Solo verso la fine del XVI sec. se ne parlava in documenti scientifici. Le prime osservazioni di supernovae da parte degli astronomi europei risalgono al 1575 e al 1604. Nel 1885 fu scoperta la prima supernova nella galassia di Andromeda. Lo ha fatto la baronessa Berta de Podmanitskaya.
Dagli anni '20 del XX secolo. grazie all'invenzione delle lastre fotografiche, le scoperte di supernova si susseguono. Attualmente, ce ne sono fino a un migliaio aperti. La ricerca delle supernove richiede molta pazienza e un'osservazione costante del cielo. La stella non dovrebbe essere solo molto luminosa, il suo comportamento dovrebbe essere insolito e imprevedibile. Non ci sono così tanti "cacciatori" di supernove, poco più di dieci astronomi possono vantarsi di aver scoperto più di 20 supernove nella loro vita. La palma in una classificazione così interessante appartiene a Fred Zwicky: dal 1936 ha identificato 123 stelle.
Cosa sono le supernove?
Le supernove sono stelle che improvvisamente prendono fuoco. Questa esplosione è un evento catastrofico, la fine dell'evoluzione delle grandi stelle. Durante i brillamenti, la potenza della radiazione raggiunge 1051 erg, che è paragonabile all'energia emessa da una stella per tutta la sua vita. I meccanismi che causano i bagliori nelle stelle binarie e singole sono diversi.
Nel primo caso, lo sfogo si verifica a condizione che sia inserita la seconda stella doppio sistema- Nana bianca. Le nane bianche sono stelle relativamente piccole, la loro massa corrisponde alla massa del Sole, alla fine di " percorso di vita» hanno le dimensioni di un pianeta. La nana bianca interagisce con la sua coppia in termini gravitazionali, “ruba” materia dai suoi strati superficiali. La sostanza "presa in prestito" si riscalda, iniziano le reazioni nucleari, si verifica un lampo.
Nel secondo caso, la stella stessa si accende, questo accade quando non ci sono più le condizioni per reazioni termonucleari nelle sue profondità. In questa fase prevale la gravità e la stella inizia a contrarsi a un ritmo rapido. A causa del forte riscaldamento dovuto alla compressione, nel nucleo della stella iniziano a verificarsi reazioni nucleari incontrollate, l'energia viene rilasciata sotto forma di un lampo, causando la distruzione della stella.
Dopo il lampo, rimane una nuvola di gas, che si diffonde nello spazio. Questi sono "resti di una supernova" - ciò che resta degli strati superficiali di una stella esplosa. La morfologia dei resti di supernova è diversa e dipende dalle condizioni in cui si è verificata l'esplosione della stella "progenitrice" e dalle sue caratteristiche interne. La diffusione della nuvola avviene in modo disuguale in diverse direzioni, che è associata all'interazione con il gas interstellare, può cambiare significativamente la forma della nuvola nel corso di migliaia di anni.
caratteristiche delle supernove.
Le supernove sono una variazione delle stelle variabili eruttive. Come tutte le variabili, le supernove sono caratterizzate da curve di luce e caratteristiche facilmente riconoscibili. Innanzitutto, una supernova è caratterizzata da un rapido aumento della luminosità, che dura diversi giorni fino a raggiungere un massimo: questo periodo è di circa dieci giorni. Quindi la brillantezza inizia a diminuire, dapprima a caso, poi in sequenza. Studiando la curva di luce si può tracciare la dinamica dello sfogo e studiarne l'evoluzione. Parte della curva di luce dall'inizio della salita al massimo corrisponde allo scoppio della stella, la successiva discesa significa l'espansione e il raffreddamento dell'involucro gassoso.
NANA BIANCA.
Nello "zoo delle stelle" c'è una grande varietà di stelle, diverse per dimensioni, colore e brillantezza. Tra questi, le stelle "morte" sono particolarmente impressionanti, la loro struttura interna differisce in modo significativo dalla struttura delle stelle ordinarie. Le stelle morte includono grandi stelle, nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri. A causa dell'elevata densità di queste stelle, sono classificate come "crisi".
Apertura.
All'inizio, l'essenza delle nane bianche era un mistero completo, si sapeva solo che avevano un'alta densità rispetto alle stelle ordinarie.
La prima nana bianca ad essere scoperta e studiata fu Sirio B, una coppia di Sirio, una stella molto luminosa. Applicando la terza legge di Keplero, gli astronomi calcolarono la massa di Sirio B: 0,75-0,95 masse solari. D'altra parte, la sua luminosità era molto inferiore a quella del Sole. La luminosità di una stella è correlata al quadrato del raggio. Dopo aver analizzato i numeri, gli astronomi sono giunti alla conclusione che la dimensione di Sirio è piccola. Nel 1914 compilarono lo spettro stellare di Sirio B, determinando la temperatura. Conoscendo la temperatura e la luminosità, hanno calcolato il raggio - 18.800 chilometri.
Prima ricerca.
Il risultato ha segnato la scoperta di una nuova classe di stelle. Nel 1925, Adams misurò la lunghezza d'onda di alcune linee di emissione nello spettro di Sirio B e stabilì che erano più lunghe del previsto. Redshift si inserisce nel quadro della teoria della relatività, scoperta da Einstein pochi anni prima degli eventi. Applicando la teoria della relatività, Adams riuscì a calcolare il raggio della stella. Dopo la scoperta di altre due stelle simili a Sirio B, Arthur Eddington concluse che ci sono molte di queste stelle nell'Universo.
Quindi, l'esistenza dei nani è stata stabilita, ma la loro natura era ancora un mistero. In particolare, gli scienziati non riuscivano a capire in alcun modo come una massa simile al sole potesse stare in un corpo così piccolo. Eddington conclude che “a una densità così alta, il gas perde le sue proprietà. Molto probabilmente, le nane bianche sono composte da gas degenerato".
Essenza di nane bianche.
Nell'agosto del 1926 Enrico Fermi e Paul Dirac svilupparono una teoria che descrive lo stato di un gas in condizioni di altissima densità. Usandolo, Fowler nello stesso anno trovò una spiegazione per la struttura stabile delle nane bianche. A suo avviso, a causa dell'elevata densità, il gas nelle viscere di una nana bianca è in uno stato degenerato e la pressione del gas è praticamente indipendente dalla temperatura. La stabilità di una nana bianca è supportata dal fatto che la forza di gravità è contrastata dalla pressione del gas nelle viscere della nana. Lo studio delle nane bianche è stato continuato dal fisico indiano Chandrasekhar.
In una sua opera, pubblicata nel 1931, fa un'importante scoperta: la massa delle nane bianche non può superare un certo limite, ciò è dovuto alla loro Composizione chimica. Questo limite è di 1,4 masse solari ed è chiamato "limite di Chandrasekhar" in onore dello scienziato.
Quasi una tonnellata in cm3!
Come suggerisce il nome, le nane bianche sono piccole stelle. Anche se la loro massa è uguale alla massa del Sole, sono comunque di dimensioni simili a un pianeta come la Terra. Il loro raggio è di circa 6000 km - 1/100 del raggio del Sole. Data la massa delle nane bianche e le loro dimensioni, si può trarre solo una conclusione: la loro densità è molto alta. Centimetro cubo la materia di una nana bianca pesa quasi una tonnellata per gli standard terreni.
Una densità così elevata porta al fatto che il campo gravitazionale della stella è molto forte, circa 100 volte maggiore di quello solare e con la stessa massa.
Caratteristiche principali.
Sebbene il nucleo delle nane bianche non subisca più reazioni nucleari, la sua temperatura è molto alta. Il calore si precipita sulla superficie della stella e poi si diffonde nello spazio esterno. Le stelle stesse si raffreddano lentamente fino a diventare invisibili. La temperatura superficiale delle "giovani" nane bianche è di circa 20.000-30.000 gradi. Le nane bianche non sono solo Colore bianco, ci sono anche quelli gialli. Nonostante l'elevata temperatura superficiale, a causa delle ridotte dimensioni, la luminosità è bassa, la magnitudine assoluta può essere 12-16. Le nane bianche si raffreddano molto lentamente, motivo per cui le vediamo in così grande numero. Gli scienziati hanno l'opportunità di studiare le loro caratteristiche principali. Le nane bianche sono incluse nel diagramma G-R, occupano poco spazio sotto la sequenza principale.
STELLE DI NEUTRONI E PULSARI.
Il nome "pulsar" deriva dalla combinazione inglese "stella pulsante" - "stella pulsante". Una caratteristica delle pulsar, a differenza di altre stelle, non è la radiazione costante, ma l'emissione radio pulsata regolare. Gli impulsi sono molto veloci, la durata di un impulso varia da millesimi di secondo a, al massimo, diversi secondi. La forma dell'impulso ei periodi delle diverse pulsar non sono gli stessi. A causa della rigida periodicità delle emissioni radio, le pulsar possono essere considerate orologi spaziali. Nel tempo, i periodi diminuiscono a 10-14 s/s. Ogni secondo, il periodo cambia di 10-14 secondi, ovvero la diminuzione avviene di circa 3 milioni di anni.
Segnali regolari.
La storia della scoperta delle pulsar è piuttosto interessante. La prima pulsar, PSR 1919+21, fu rilevata nel 1967 da Bell e Anthony Husch dell'Università di Cambridge. Bell, un giovane fisico, condusse ricerche nel campo della radioastronomia per confermare le tesi da lui avanzate. Improvvisamente, ha rilevato un segnale radio di moderata intensità in una regione vicina al piano galattico. La cosa strana era che il segnale era intermittente: scomparve e ricomparve a intervalli regolari di 1,377 secondi. Si dice che Bell corse dal suo professore per informarlo della scoperta, ma quest'ultimo non prestò la dovuta attenzione a questo, credendo che fosse un segnale radio dalla Terra.
Tuttavia, il segnale ha continuato ad apparire indipendentemente dalla radioattività terrestre. Ciò indicava che la fonte del suo aspetto non è stata ancora stabilita. Non appena i dati sulla scoperta sono stati pubblicati, sono stati numerosi i suggerimenti che i segnali provenissero da uno spettrale civiltà extraterrestre. Ma gli scienziati sono stati in grado di comprendere l'essenza delle pulsar senza l'aiuto di mondi alieni.
Essenza delle pulsar.
Dopo la prima, furono scoperte molte altre pulsar. Gli astronomi sono giunti alla conclusione che questi corpi celesti sono fonti di radiazioni pulsate. Gli oggetti più numerosi nell'universo sono le stelle, quindi gli scienziati hanno deciso che questi corpi celesti molto probabilmente appartengono alla classe delle stelle.
Il rapido movimento della stella attorno al suo asse è molto probabilmente la causa delle pulsazioni. Gli scienziati hanno misurato i periodi e cercato di determinare l'essenza di questi corpi celesti. Se il corpo ruota a una velocità superiore a una certa velocità massima, si disintegra sotto l'influenza delle forze centrifughe. Ciò significa che deve esserci un valore minimo del periodo di rotazione.
Dai calcoli è seguito che affinché una stella ruoti con un periodo misurato in millesimi di secondo, la sua densità dovrebbe essere di circa 1014 g/cm3, come i nuclei degli atomi. Per chiarezza, possiamo fare un esempio del genere: immagina una massa uguale all'Everest, nel volume di una zolletta di zucchero.
stelle di neutroni.
Dagli anni Trenta, gli scienziati hanno ipotizzato che qualcosa di simile esistesse nel cielo. Le stelle di neutroni sono corpi celesti molto piccoli e superdensi. La loro massa è approssimativamente uguale a 1,5 della massa del Sole, concentrata in un raggio di circa 10 km.
Le stelle di neutroni sono costituite principalmente da neutroni, particelle prive di carica elettrica che, insieme ai protoni, costituiscono il nucleo di un atomo. A causa dell'elevata temperatura all'interno della stella, la materia viene ionizzata, gli elettroni esistono separatamente dai nuclei. A una densità così alta, tutti i nuclei decadono nei loro neutroni e protoni costituenti. Le stelle di neutroni sono il risultato finale dell'evoluzione di una stella di grande massa. Dopo aver esaurito le fonti energia di fusione nelle sue profondità esplode violentemente come una supernova. Gli strati esterni della stella vengono lanciati nello spazio, si verifica un collasso gravitazionale nel nucleo, si forma una stella di neutroni calda. Il processo di collasso richiede una frazione di secondo. Come risultato del collasso, inizia a ruotare molto rapidamente, con periodi di millesimi di secondo, tipico di una pulsar.
Radiazione di pulsazioni.
Non ci sono sorgenti di reazioni termonucleari in una stella di neutroni; sono inattivi. L'irradiazione delle pulsazioni non proviene dall'interno della stella, ma dall'esterno, dalle zone che circondano la superficie della stella.
Il campo magnetico delle stelle di neutroni è molto forte, milioni di volte maggiore del campo magnetico del Sole, taglia lo spazio creando una magnetosfera.
Una stella di neutroni emette flussi di elettroni e positroni nella magnetosfera, ruotano a una velocità prossima a quella della luce. Il campo magnetico influenza il movimento di queste particelle elementari, si muovono lungo le linee di forza, seguendo una traiettoria a spirale. Pertanto, rilasciano energia cinetica nella forma radiazioni elettromagnetiche.
Il periodo di rotazione aumenta a causa della diminuzione dell'energia di rotazione. Le pulsar più vecchie hanno un periodo di pulsazioni più lungo. A proposito, il periodo delle pulsazioni non è sempre strettamente periodico. A volte rallenta drasticamente, ciò è dovuto a fenomeni chiamati "glitch" - questo è il risultato di "micro-terremoti".
BUCHI NERI.
L'immagine del firmamento colpisce con una varietà di forme e colori di corpi celesti. Cosa c'è nell'Universo: stelle di tutti i colori e dimensioni, galassie a spirale, nebulose di forme e colori insoliti. Ma in questo "zoo spaziale" ci sono "campioni" che suscitano particolare interesse. Questi sono corpi celesti ancora più misteriosi, poiché sono difficili da osservare. Inoltre, la loro natura non è stata del tutto chiarita. Tra questi, un posto speciale spetta ai "buchi neri".
Velocità di movimento.
Nel linguaggio di tutti i giorni, l'espressione "buco nero" significa qualcosa senza fondo, dove la cosa cade e nessuno saprà mai cosa gli è successo in futuro. Cosa sono davvero i buchi neri? Per capirlo, torniamo indietro nella storia di due secoli fa. Nel XVIII secolo, il matematico francese Pierre Simon de Laplace introdusse per la prima volta questo termine mentre studiava la teoria della gravità. Come sapete, qualsiasi corpo che abbia una certa massa - la Terra, per esempio - ha anche un campo gravitazionale, attrae i corpi circostanti.
Ecco perché un oggetto lanciato in aria cade a terra. Se lo stesso oggetto viene lanciato in avanti con forza, vincerà la gravità della Terra per qualche tempo e volerà per una certa distanza. La velocità minima richiesta è chiamata "velocità di movimento", alla Terra è di 11 km/s. La velocità del movimento dipende dalla densità del corpo celeste, che crea un campo gravitazionale. Maggiore è la densità, maggiore deve essere la velocità. Di conseguenza, si può ipotizzare, come fece Laplace due secoli fa, che nell'Universo ci siano corpi con una densità così elevata che la loro velocità di movimento supera la velocità della luce, cioè 300.000 km / s.
In questo caso, anche la luce potrebbe soccombere alla forza di attrazione di un tale corpo. Un tale corpo non potrebbe emettere luce, e quindi rimarrebbe invisibile. Possiamo immaginarlo come un enorme buco, nella foto è nero. Indubbiamente, la teoria formulata da Laplace non porta l'impronta del tempo e sembra essere troppo semplificata. Tuttavia, al tempo di Laplace, la teoria quantistica non era ancora stata formulata e, da un punto di vista concettuale, la considerazione della luce come corpo materiale sembrava una sciocchezza. Proprio all'inizio del 20° secolo, con l'avvento e lo sviluppo della meccanica quantistica, si è saputo che in determinate condizioni la luce agisce anche come radiazione materiale.
Questa posizione è stata sviluppata nella teoria della relatività di Albert Einstein, pubblicata nel 1915, e nelle opere del fisico tedesco Karl Schwarzschild nel 1916, ha riassunto le basi matematiche per la teoria dei buchi neri. La luce può anche essere soggetta alla forza di attrazione. Due secoli fa, Laplace ha sollevato un problema molto importante in termini di sviluppo della fisica come scienza.
Come appaiono i buchi neri?
I fenomeni di cui stiamo parlando furono chiamati "buchi neri" nel 1967 grazie all'astrofisico americano John Wheeler. Sono il risultato finale dell'evoluzione di grandi stelle con masse maggiori di cinque masse solari. Quando tutte le riserve di combustibile nucleare sono esaurite e le reazioni non si verificano più, si verifica la morte della stella. Inoltre, il suo destino dipende dalla sua massa.
Se la massa della stella meno massa sole, continua a restringersi fino a spegnersi. Se la massa è significativa, le stelle esplodono, allora stiamo parlando di una supernova. Una stella lascia tracce dietro di sé: quando si verifica un collasso gravitazionale nel nucleo, l'intera massa si raccoglie in una palla di dimensioni compatte con una densità molto alta - 10.000 volte quella del nucleo di un atomo.
effetti relativi.
Per gli scienziati, i buchi neri sono un ottimo laboratorio naturale, che consente esperimenti su varie ipotesi in termini di fisica teorica. Secondo la teoria della relatività di Einstein, le leggi della fisica sono influenzate da un campo di attrazione locale. In linea di principio, il tempo scorre in modo diverso accanto a campi gravitazionali di diversa intensità.
Inoltre, un buco nero colpisce non solo il tempo, ma anche lo spazio circostante, influenzandone la struttura. Secondo la teoria della relatività, la presenza di un forte campo gravitazionale derivante da un corpo celeste così potente come un buco nero distorce la struttura dello spazio circostante e i suoi dati geometrici cambiano. Ciò significa che vicino a un buco nero, la breve distanza che collega due punti non sarà una linea retta, ma una curva.
Non c'è quasi persona che non abbia mai ammirato le stelle, guardando il cielo notturno scintillante. Puoi ammirarli per sempre, sono misteriosi e attraenti. In questo argomento, conoscerai fatti insoliti sulle stelle e imparerai molte cose nuove.
Lo sapevi che la maggior parte delle stelle che vedi di notte sono stelle doppie? Due stelle si circondano, creando un punto di gravità, oppure una stella più piccola cammina attorno a una grande. stella principale". A volte queste stelle principali estraggono materia da quelle più piccole mentre si avvicinano l'una all'altra. C'è un limite di massa che un pianeta può supportare senza provocare una reazione nucleare. Se Giove fosse grande, probabilmente si sarebbe trasformato in una nana bruna, una specie di mezza stella, molte lune fa 
Tali processi si verificano spesso in altri sistemi solari, il che è confermato dalla mancanza di pianeti al loro interno. La maggior parte della materia che si trova nel campo gravitazionale della stella principale si raccoglie in un punto, formandosi nuova stella e sistema binario. Possono esserci più di due stelle in un sistema, ma i sistemi binari sono ancora più comuni.
White Dwarfs, le cosiddette "stelle morte". Dopo la fase di gigante rossa, anche la nostra stella - il Sole - diventerà una nana bianca. Le nane bianche hanno il raggio di un pianeta (come la Terra, non come Giove), ma la densità di una stella. Queste gravità specifiche sono rese possibili dagli elettroni che fuoriescono dai nuclei atomici che circondano. Di conseguenza, la quantità di spazio che occupano questi atomi aumenta e viene creata una grande massa con un raggio piccolo. 
Se potessi tenere in mano il nucleo di un atomo, l'elettrone girerebbe intorno a te a una distanza di 100 metri o più. In caso di degenerazione elettronica, questo spazio rimane libero. Di conseguenza, la nana bianca si raffredda e smette di emettere luce. Questi corpi enormi non possono essere visti e nessuno sa quanti ce ne siano nell'universo.
Se la stella è abbastanza grande da evitare la fase finale della nana bianca, ma troppo piccola per evitare di diventare un buco nero, si formerà un tipo esotico di stella nota come stella di neutroni. Il processo di formazione delle stelle di neutroni è in qualche modo simile a quello delle nane bianche, in cui anch'esse si degradano gradualmente, ma in modo diverso. Le stelle di neutroni si formano dalla materia in deterioramento del cosiddetto neutrone, quando tutti gli elettroni e i protoni caricati positivamente vengono eliminati e solo i neutroni formano il nucleo della stella. La densità di una stella di neutroni è paragonabile alla densità dei nuclei di un atomo.
Le stelle di neutroni possono avere una massa simile al nostro Sole o leggermente superiore, ma il loro raggio è inferiore a 50 chilometri: di solito 10-20. Un cucchiaino di questo neutrone è 900 volte la massa della Grande Piramide di Giza. Se dovessi osservare direttamente una stella di neutroni, vedresti entrambi i poli, perché una stella di neutroni funziona come una lente gravitazionale, piegando la luce su se stessa a causa della sua potente gravità. Un caso speciale di una stella di neutroni è una pulsar. Le pulsar possono ruotare a 700 giri al secondo, emettendo radiazioni lampeggianti, da cui il loro nome. 
Eta Carinae è una delle stelle più grandi scoperte finora. È 100 volte più pesante del nostro Sole e ha approssimativamente lo stesso raggio. Eta Carinae può brillare un milione di volte più luminoso del Sole. Di solito queste stelle ipermassicce non durano a lungo perché si bruciano letteralmente da sole, motivo per cui vengono chiamate Supernove. Gli scienziati ritengono che il limite sia 120 volte la massa del Sole: nessuna stella può pesare di più. 
La Pistol Star è un'ipergigante come Eta Carinae che non ha la capacità di raffreddarsi. La stella è così calda che a malapena tiene insieme a causa della sua gravità. 
Di conseguenza, la stella Pistol emette quello che è noto come il "vento solare" (particelle ad alta energia che, ad esempio, creano l'aurora boreale). Brilla 10 miliardi di volte più forte del nostro Sole. A causa degli enormi livelli di radiazioni, è impossibile persino immaginarlo in questo sistema stellare potrebbe mai esistere la vita
In questo thread, ho delineato i fatti più interessanti sulle stelle che sono riuscito a trovare. spero che ti sia piaciuto