Gwiazdy nawigacyjne i charakterystyka. Gwiaździste niebo i gwiaździsta kula ziemska

Gwiazdy nawigacji

gwiazdy o widzialnej wielkości, używane przez nawigatorów i pilotów przy określaniu lokalizacji statków i samolotów poza widocznością ziemskich punktów orientacyjnych.

Słownik terminów architektonicznych.. Edwarta. 2011.

Zobacz, jakie „gwiazdy nawigacyjne” znajdują się w innych słownikach:

Gwiazdy nawigacji- gwiazdy o pozornej wielkości od 1 do 3, używane przez nawigatorów i pilotów przy określaniu lokalizacji statków i samolotów poza widocznością ziemskich punktów orientacyjnych. Efemerydy dla tych gwiazd podano w Morskim Roczniku Astronomicznym... ...Słowniku Morskim

Gwiazdy nawigacji- gwiazdy o widzialnej wielkości, używane przez nawigatorów i pilotów przy określaniu lokalizacji statków i samolotów poza widocznością ziemskich punktów orientacyjnych. Źródło: Słownik Architektoniczny... Słownik konstrukcyjny

Zmierzch- Ten termin ma inne znaczenia, patrz Zmierzch (znaczenia) ... Wikipedia

konstelacje- obszary nieba gwiaździstego, wyznaczone w celu ułatwienia orientacji na sferze niebieskiej i oznaczenia gwiazd. Całe niebo podzielone jest na 88 konstelacji, noszą one imiona mitycznych bohaterów (na przykład Herkules, Perseusz), zwierząt (Lew, Żyrafa), przedmiotów (Waga, Lyra)... słownik encyklopedyczny

Mgławica Andromeda (powieść)- Mgławica Andromedy Okładka pierwszej publikacji magazynu... Wikipedia

Historia kartografii- Kartografia (od starożytnego greckiego χάρτης „karta, kartka papirusu” i γράφω „piszę”), czyli nauka o badaniu, modelowaniu i przedstawianiu układu przestrzennego, łączenia i wzajemnych powiązań obiektów oraz zjawisk przyrody i społeczeństwa, to. ... ...Wikipedia

Nokra (podstawa)- Archipelag Dahlak Nokra, baza morska Marynarki Wojennej ZSRR w Etiopii (Morze Czerwone) od 1977 r. do… Wikipedia

Ajax (klub piłkarski, Amsterdam)- Ten termin ma inne znaczenie, patrz Ajax. Ajax... Wikipedia

Zaria- Ten termin ma inne znaczenia, patrz Świt (znaczenia). Świt nad morzem Świt blasku nieba przed wschodem i po zachodzie słońca... Wikipedia

Ajax (klub piłkarski)- Ajax (klub piłkarski, Amsterdam) Ajax Pełna nazwa Amsterdamsch ... Wikipedia

Książki

• Gwiazdy przewodnie. Sekrety nawigacji mieszkańców wysp Pacyfiku, D. Lewis. Jeśli chodzi o żywioły, możemy się wiele nauczyć od tych, którzy spędzają całe życie w ich pobliżu. David Lewis, słynny naukowiec, podróżnik i pisarz, opisał...

Już w starożytności ludzie wiedzieli, jak nawigować według gwiazd. Dzięki temu wyruszający w daleką podróż mogli wybrać właściwy kierunek z lądu do morza.

Niebiańska nawigacja– orientacja gwiazdowa – zachowała swoje znaczenie do dziś. W lotnictwie, nawigacji, wyprawach lądowych i lotach kosmicznych nie da się bez niego obejść.

Choć samoloty i statki wyposażone są w najnowocześniejszą technologię radionawigacyjną i radarową, zdarzają się sytuacje, w których nie można z nich skorzystać: na przykład są niesprawne lub w polu magnetycznym Ziemi panuje burza. W takich przypadkach nawigator samolotu lub statku musi być w stanie określić jego położenie i kierunek ruchu w zależności od Księżyca, gwiazd lub Słońca. A astronauta nie może obejść się bez nawigacji na niebie. Czasami konieczne jest rozmieszczenie stacji w określony sposób: na przykład tak, aby teleskop obserwował badany obiekt lub zadokowanie z przypływającym statkiem transportowym.

Gwiazdy nawigacyjne to gwiazdy, za pomocą których wyznacza się położenie i kurs statku w lotnictwie, nawigacji i astronautyce.

Do orientacji na półkuli północnej Ziemi wykorzystuje się 18 gwiazd nawigacyjnych. Na północnej półkuli niebieskiej są to Polaris, Arcturus, Vega, Capella, Aliot, Pollux, Altair, Regulus, Aldebaran, Deneb, Betelgeuse, Procyon i Alpheraz (gwiazda α Andromeda ma trzy nazwy: Alferaz, Alpharet i Sirrah: nawigatorzy zwykle zadzwoń do Alferaza). Do tych gwiazd dodaje się 5 gwiazd południowej półkuli nieba: Syriusz, Rigel, Spica, Antares i Fomalgayut.

Spójrzmy na mapę gwiazd północnej półkuli niebieskiej.

W jego centrum znajduje się Gwiazda Północna, a poniżej Wielki Wóz z sąsiednimi konstelacjami. Nawigowania nauczymy się jedynie po charakterystycznych zarysach konstelacji i pozycjach jasnych gwiazd.

Aby ułatwić wyszukiwanie gwiazd nawigacyjnych widocznych na półkuli północnej Ziemi, gwiaździste niebo podzielono na trzy sekcje (sektory): dolną, prawą i lewą.

W dolnym sektorze znajdują się konstelacje Wielkiej Niedźwiedzicy, Małej Niedźwiedzicy, Buta, Panny, Skorpiona i Lwa. Konwencjonalne granice sektora biegną od Gwiazdy Polarnej w dół w prawo i w lewo. Najjaśniejszą gwiazdą jest tutaj Arcturus (na dole po lewej). Wskazuje na to kontynuacja „rączki” Wielkiej Niedźwiedzicy. Jasna gwiazda w prawym dolnym rogu to Regulus (α Leo).

W prawym sektorze znajdują się konstelacje Oriona, Byka, Aurigi, Bliźniąt, Wielkiego Psa i Małego Psa. Najjaśniejsze gwiazdy to Syriusz (pada na mapie południowej półkuli niebieskiej) i Capella, następnie Rigel (również wypada na mapie półkuli południowej) i Betelgeuse z Oriona. Nieco wyżej znajduje się Aldebaran z Byka, a niżej na krawędzi Procyon z Canis Minor.

W lewym sektorze znajdują się konstelacje Liry, Łabędzia, Orła, Pegaza, Andromedy, Barana i Ryb Południowych. Najjaśniejszą gwiazdą jest tutaj Vega, która wraz z Altairem i Denebem tworzy charakterystyczny trójkąt.

Do nawigacji na półkuli południowej Ziemi wykorzystywane są 24 gwiazdy nawigacyjne, z czego 16 to te same, co na półkuli północnej (z wyłączeniem Polaris i Betelgeuse). Dodano do nich 8 kolejnych gwiazdek. Jeden z nich, Hamal, pochodzi z północnego gwiazdozbioru Barana. Pozostałych siedem pochodzi z południowych konstelacji: Canopus (α Carinae), Achernar (α Eridani), Paw (α Pavonis), Mimoza (β Krzyż Południa), Toliman (α Centauri), Atria (α Triangulum Southern) i Kaus Australis ( ε Strzelec).

Najbardziej znaną konstelacją nawigacyjną jest tutaj Krzyż Południa. Jej dłuższa „poprzeczka” wskazuje niemal dokładnie na południowy biegun niebieski, który leży w gwiazdozbiorze Ośmiornika, gdzie nie ma żadnych zauważalnych gwiazd.

ROZDZIAŁ 5 GWIAZDY I KONSTELACJE

Gwiazdy(w greckim " sidus” (Fot. 5.1.) - świecące ciała niebieskie, których jasność jest utrzymywana przez zachodzące w nich reakcje termojądrowe. Giordano Bruno nauczał w XVI wieku, że gwiazdy są odległymi ciałami, takimi jak Słońce. W 1596 roku niemiecki astronom Fabricius odkrył pierwszą gwiazdę zmienną, a w 1650 roku włoski naukowiec Riccoli odkrył pierwszą gwiazdę podwójną.

Wśród gwiazd naszej Galaktyki znajdują się gwiazdy młodsze (z reguły znajdują się one w cienkim dysku Galaktyki) i starsze (które są niemal równomiernie rozmieszczone w centralnej objętości kulistej Galaktyki).

Zdjęcie. 5.1. Gwiazdy.

Widoczne gwiazdy. Nie wszystkie gwiazdy są widoczne z Ziemi. Wynika to z faktu, że w normalnych warunkach z kosmosu do Ziemi docierają jedynie promienie ultrafioletowe o długości powyżej 2900 angstremów. Gołym okiem na niebie widać około 6000 gwiazd, ponieważ ludzkie oko potrafi rozróżnić gwiazdy tylko do +6,5 mag pozornej.

Gwiazdy o magnitudzie pozornej do +20 są obserwowane przez wszystkie obserwatoria astronomiczne. Największy teleskop w Rosji „widzi” gwiazdy do +26 mag. Teleskop Hubble’a – do +28.

Według badań całkowita liczba gwiazd wynosi 1000 na 1 stopień kwadratowy gwiaździstego nieba Ziemi. Są to gwiazdy o jasności pozornej do +18 mag. Mniejsze są w dalszym ciągu trudne do wykrycia ze względu na brak odpowiedniego sprzętu o dużej rozdzielczości.

W sumie w Galaktyce powstaje około 200 nowych gwiazd rocznie. Po raz pierwszy w badaniach astronomicznych gwiazdy zaczęto fotografować w latach 80. XIX wieku. Należy zaznaczyć, że badania były i są prowadzone jedynie w niektórych obszarach nieba.

Niektóre z ostatnich poważnych badań gwiaździstego nieba przeprowadzono w latach 1930-1943 i wiązały się one z poszukiwaniem dziewiątej planety Plutona i nowych planet. Teraz wznowiono poszukiwania nowych gwiazd i planet. Wykorzystywane są do tego najnowocześniejsze teleskopy*, na przykład teleskop kosmiczny. Hubble, zainstalowany w kwietniu 1990 roku na stacji kosmicznej (USA). Pozwala dostrzec bardzo słabe gwiazdy (do +28mag).

*W Chile na górze Paranal, wysokości 2,6 km. instalowany jest teleskop kombinowany o średnicy 8 m. Trwa opanowywanie radioteleskopów (zestaw kilku teleskopów). Teraz korzystają z „kompleksowych” teleskopów, które łączą w jednym teleskopie kilka zwierciadeł (6x1,8 m) o łącznej średnicy 10 m. W 2012 roku NASA planuje wystrzelenie na orbitę okołoziemską teleskopu na podczerwień w celu obserwacji odległych galaktyk.

Na biegunach Ziemi gwiazdy na niebie nigdy nie wychodzą poza horyzont. Na wszystkich innych szerokościach geograficznych gwiazdy zachodzą. Na szerokości geograficznej Moskwy (56 stopni szerokości geograficznej północnej) każda gwiazda, której kulminacyjna wysokość wynosi mniej niż 34 stopnie nad horyzontem, należy już do nieba południowego.

5.1. Gwiazdy nawigacji.

Jest 26 dużych gwiazd na ziemskim niebie nawigacyjne, czyli gwiazdy, za pomocą których w lotnictwie, nawigacji i astronautyce określają położenie i kurs statku. 18 gwiazd nawigacyjnych znajduje się na północnej półkuli nieba, a 5 gwiazd na półkuli południowej (wśród nich drugą co do wielkości po Słońcu jest gwiazda Syriusz). Są to najjaśniejsze gwiazdy na niebie (do około +2mag).

Na półkuli północnej Na niebie obserwuje się około 5000 gwiazd. Wśród nich jest 18 nawigacyjnych: Polar, Arcturus, Vega*, Capella, Aliot, Pollux, Altair, Regulus, Aldebaran, Deneb, Betelgeuse, Procyon, Alpherats (czy alfa Andromeda). Na półkuli północnej znajduje się Polar (lub Kinosura) - jest to alfa Ursa Minor.

*Istnieją niepotwierdzone dowody na to, że piramidy znalezione pod ziemią w odległości około 7 metrów od powierzchni ziemi na Krymie (a następnie w wielu innych obszarach Ziemi, w tym w Pamirze) są zorientowane w stronę 3 gwiazd: Vega , Canopusa i Capelli. Zatem piramidy Himalajów i Trójkąta Bermudzkiego są zorientowane w stronę Kaplicy. Na Vega – meksykańskie piramidy. A na Canopusie - piramidy egipskie, krymskie, brazylijskie i na Wyspie Wielkanocnej. Uważa się, że piramidy te są rodzajem anten kosmicznych. Gwiazdy, umieszczone względem siebie pod kątem 120 stopni (według doktora nauk technicznych, akademika Rosyjskiej Akademii Nauk Przyrodniczych N. Mielnikowa) tworzą momenty elektromagnetyczne, które wpływają na położenie osi Ziemi i prawdopodobnie , obrót samej Ziemi.

biegun południowy wydaje się bardziej wielogwiazdowa niż Północna, ale nie wyróżnia się żadną jasną gwiazdą. Nawigacyjnych jest pięć gwiazd południowego nieba: Syriusz, Rigel, Spica, Antares, Fomalhaut. Gwiazdą najbliższą biegunowi południowemu świata jest Octanta (z konstelacji Octanta). Główną ozdobą południowego nieba jest konstelacja Krzyża Południa. Konstelacje, których gwiazdy są widoczne na biegunie południowym, to: Wielki Pies, Zając, Wrona, Kielich, Ryby Południowe, Strzelec, Koziorożec, Skorpion, Tarcza.

5.2. Katalog gwiazd.

Katalog gwiazd na niebie południowym w latach 1676-1678 opracował E. Halley. Katalog zawierał 350 gwiazdek. Uzupełnił ją w latach 1750-1754 N. Louis De Lacaille do 42 tysięcy gwiazd, 42 mgławic południowego nieba i 14 nowych konstelacji.

Współczesne katalogi gwiazd dzielą się na 2 grupy:

• katalogi podstawowe - zawierają kilkaset gwiazd z największą dokładnością w określaniu ich położenia;
• widoki gwiazd.

W 1603 roku niemiecki astronom I. Breier zaproponował oznaczenie najjaśniejszych gwiazd każdej konstelacji literami alfabetu greckiego w kolejności malejącej według ich pozornej jasności: a (alfa), ß (beta), γ (gamma), d (delta ), e (epsilon), ξ (zeta), ή (eta), θ (theta), ί (iota), κ (kappa), λ (lambda), μ (mi), υ (ni), ζ (xi ), o (omicron), π (pi), ρ (rho), σ (sigma), τ (tau), ν (upsilon), φ (phi), χ (chi), ψ (psi), ω (omega ). Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji jest oznaczona literą (alfa), najsłabsza gwiazda jest oznaczona jako ω (omega).

Alfabet grecki wkrótce stał się niewystarczający i w wykazach dodano alfabet łaciński: a, d, c…y, z; a także wielkimi literami od R do Z lub od A do Q. Następnie w XVIII wieku wprowadzono oznaczenie numeryczne (w rektascensji rosnącej). Zwykle oznaczają gwiazdy zmienne. Czasami stosuje się podwójne oznaczenia, na przykład 25 f Byk.

Gwiazdy noszą także imiona astronomów, którzy jako pierwsi opisali ich wyjątkowe właściwości. Gwiazdy te są oznaczone numerem w katalogu astronoma. Na przykład Leyten-837 (Leyten to nazwisko astronoma, który stworzył katalog; 837 to numer gwiazdy w tym katalogu).

Stosowane są także historyczne nazwy gwiazd (według obliczeń P.G. Kulikowskiego jest ich 275). Często nazwy te są kojarzone z nazwami ich konstelacji, na przykład Oktantem. Co więcej, ma także kilkadziesiąt najjaśniejszych lub głównych gwiazd konstelacji własny nazwy, na przykład Syriusz (Alfa Canis Major), Vega (Alfa Lyra), Polaris (Alfa Ursa Minor). Według statystyk 15% gwiazd ma nazwy greckie, 55% ma nazwy łacińskie. Reszta ma arabską etymologię (lingwistyczną, a większość imion ma pochodzenie greckie), a tylko kilka zostało podanych w czasach nowożytnych.

Niektóre gwiazdy mają kilka nazw, ponieważ każdy naród nazywał je inaczej. Na przykład Syriusz był nazywany przez Rzymian Canicula („Psia Gwiazda”), „Łzą Izydy” przez Egipcjan, a Voljaritsa przez Chorwatów.

W katalogach gwiazd i galaktyk gwiazdy i galaktyki są oznaczone wraz z numerem seryjnym za pomocą umownego indeksu: M, NQС, ZС. Indeks wskazuje konkretny katalog, a liczba wskazuje numer gwiazdy (lub galaktyki) w tym katalogu.

Jak wspomniano powyżej, zwykle używane są następujące katalogi:

• M— katalog francuskiego astronoma Messiera (1781);
• NGZ— „Nowy Katalog Generalny” lub „Nowy Katalog Generalny”, opracowany przez Dreyera na podstawie starych katalogów Herschela (1888);
• ZZ— dwa dodatkowe tomy do „Nowego Katalogu Ogólnego”.

5.3. Konstelacje

Najstarsza wzmianka o konstelacjach (na mapach konstelacji) została odkryta w 1940 roku na malowidłach naskalnych w jaskiniach Lascaux (Francja) - wiek rysunków to około 16,5 tys. lat i El Castillo (Hiszpania) - wiek rysunków to 14 tysięcy lat. Przedstawiają 3 konstelacje: Trójkąt Letni, Plejady i Koronę Północną.

W starożytnej Grecji na niebie przedstawiono już 48 konstelacji. W 1592 r. P. Plancius dodał do nich 3 kolejne. W 1600 r. I. Gondius dodał 11. W 1603 r. I. Bayer wydał atlas gwiazd z rycinami artystycznymi wszystkich nowych konstelacji.

Do XIX wieku niebo podzielono na 117 konstelacji, jednak w 1922 roku na Międzynarodowej Konferencji Badań Astronomicznych całe niebo podzielono na 88 ściśle określonych obszarów nieba – konstelacji, w których znalazły się najjaśniejsze gwiazdy tej konstelacji ( patrz rozdział 5.11.). W 1935 roku decyzją Towarzystwa Astronomicznego jasno określono ich granice. Spośród 88 konstelacji 31 ​​znajduje się na niebie północnym, 46 na południu i 11 na niebie równikowym, są to: Andromeda, Pompa, Rajski Ptak, Wodnik, Orzeł, Ołtarz, Baran, Woźnica, But, Siekacz , Żyrafa, Rak, Canes Venatici, Major Canis Minor, Koziorożec, Carina, Kasjopea, Centaurus, Cefeusz, Wieloryb, Kameleon, Kompasy, Gołąb, Coma Berenice, Korona Południowa, Korona Północna, Kruk, Kielich, Krzyż Południa, Łabędź, Delfin, Dorado, Smok, Mały Koń, Eridanus, Piec, Bliźnięta, Żuraw, Herkules, Zegar, Hydra, Hydra Południowa, Indianin, Jaszczurka, Lew, Mały Lew, Zając, Waga, Wilk, Ryś, Lira, Góra Stołowa, Mikroskop, Jednorożec, Strzałka, Muszka, Oktant, Wężownik, Orion, Paw, Pegaz, Perseusz, Feniks, Malarz, Ryby, Ryby Południowe, Kupa, Kompas, Siatka, Strzelec, Skorpion, Rzeźbiarz, Tarcza, Wąż, Sekstans, Byk, Teleskop, Trójkąt , Trójkąt Południowy, Tukan, Wielka Niedźwiedzica, Ursa Minor, Żagle, Panna, Latająca Ryba, Kurki.

Konstelacje zodiaku(Lub zodiak, koło zodiaku)(z greckiego Ζωδιακός - „ zwierzę") to konstelacje, które Słońce przechodzi po niebie w ciągu jednego roku (wg ekliptyka- pozorna droga Słońca wśród gwiazd). Jest 12 takich konstelacji, ale Słońce przechodzi także przez 13. konstelację - konstelację Wężownika. Ale zgodnie ze starożytną tradycją nie jest zaliczany do konstelacji zodiaku (ryc. 5.2. „Ruch Ziemi wzdłuż konstelacji zodiaku”).

Konstelacje zodiakalne nie są tej samej wielkości, a gwiazdy w nich są daleko od siebie i nie są w żaden sposób połączone. Bliskość gwiazd w konstelacji jest tylko widoczna. Na przykład konstelacja Raka jest 4 razy mniejsza niż konstelacja Wodnika, a Słońce mija ją w niecałe 2 tygodnie. Czasami wydaje się, że jedna konstelacja nakłada się na inną (na przykład konstelacje Koziorożca i Wodnika. Kiedy Słońce przechodzi z konstelacji Skorpiona do konstelacji Strzelca (od 30 listopada do 18 grudnia), dotyka „nogi” Wężownika). Częściej jedna konstelacja jest dość daleko od drugiej i tylko część nieba (przestrzeń) jest między nimi podzielona.

Powrót do starożytnej Grecji Konstelacje zodiakalne zostały przydzielone do specjalnej grupy i każdemu z nich przypisano własny znak. Obecnie wspomniane znaki nie służą do identyfikacji konstelacji zodiaku; mają zastosowanie tylko w astrologia do notacji znaki zodiaku . Punkty wiosny (konstelacja Barana) i jesieni (Waga) zostały również wyznaczone znakami odpowiednich konstelacji. równonoce i punkty lata (Rak) i zimy (Koziorożec) przesilenia. Z powodu precesji Punkty te przesunęły się ze wspomnianych konstelacji na przestrzeni ostatnich ponad 2 tysięcy lat, ale oznaczenia nadane im przez starożytnych Greków zostały zachowane. Znaki zodiaku, powiązane w zachodniej astrologii z punktem równonocy wiosennej, odpowiednio się przesunęły, tak że zgodność pomiędzy Nie ma współrzędnych z gwiazd ani znaków. Nie ma również zgodności między datami wejścia Słońca do konstelacji zodiakalnych a odpowiadającymi im znakami zodiaku (Tabela 5.1. „Roczny ruch Ziemi i Słońca wzdłuż konstelacji”).

Ryż. 5.2. Ruch Ziemi według konstelacji zodiaku

Współczesne granice konstelacji zodiakalnych nie odpowiadają przyjętemu w astrologii podziałowi ekliptyki na dwanaście równych części. Zostały one powołane na III Zgromadzeniu Ogólnym Międzynarodowa Unia Astronomiczna (IAU) w 1928 r. (który ustalił granice 88 współczesnych konstelacji). W tej chwili ekliptyka przecina także konstelacje e Wężownik (jednak tradycyjnie Wężownik nie jest uważany za konstelację zodiaku), a granice położenia Słońca w granicach konstelacji mogą wynosić od siedmiu dni (konstelacja Skorpion ) do jednego miesiąca szesnaście dni (konstelacja Panny).

Zachowane nazwy geograficzne: Zwrotnik Raka (Zwrotnik Północny), zwrotnik Koziorożca (Zwrotnik Południowy) jest paralele , na którym szczyt punkt kulminacyjny punkty odpowiednio przesilenia letniego i zimowego występują o godz zenit

Konstelacje Skorpiona i Strzelca są w pełni widoczne w południowych regionach Rosji, reszta - na całym jej terytorium.

Baran— Mała konstelacja zodiaku, według wierzeń mitologicznych, przedstawia Złote Runo, którego szukał Jazon. Najjaśniejsze gwiazdy to Gamal (2 m, zmienna, pomarańczowa), Sheratan (2,64 m, zmienna, biała), Mesartim (3,88 m, podwójna, biała).

Tabela 5.1. Roczny ruch Ziemi i Słońca w konstelacjach

* Konstelacja Wężownika nie jest uwzględniona w zodiaku.

Byk— Wyraźna konstelacja zodiaku związana z głową byka. Najjaśniejsza gwiazda w konstelacji, Aldebaran (0,87 m), jest otoczona przez gromadę otwartą gwiazd Hiady, ale do niej nie należy. Plejady to kolejna piękna gromada gwiazd w Byku. W sumie w konstelacji znajduje się czternaście gwiazd jaśniejszych niż 4 mag. Optyczne gwiazdy podwójne: Theta, Delta i Kappa Tauri. Cefeida SZ Tau. Zaćmieniowa gwiazda zmienna Lambda Tauri. Byk zawiera także Mgławicę Krab, pozostałość po supernowej, która eksplodowała w 1054 roku. W centrum mgławicy znajduje się gwiazda o m=16,5.

Bliźnięta (Bliźnięta) - Dwie najjaśniejsze gwiazdy w Bliźniętach - Castor (1,58 m, podwójne, białe) i Pollux (1,16 m, pomarańczowe) - zostały nazwane na cześć bliźniaków z mitologii klasycznej. Gwiazdy zmienne: Eta Gemini (m=3,1, dm=0,8, spektroskopowy podwójny, zmienna zaćmieniowa), Zeta Gemini. Gwiazdy podwójne: Kappa i Mu Gemini. Gromada otwarta gwiazd NGC 2168, mgławica planetarna NGC2392.

Rak (Rak) - Konstelacja mitologiczna, przypominająca kraba zmiażdżonego stopą Herkulesa podczas bitwy z Hydrą. Gwiazdy są małe, a żadna z nich nie przekracza 4mag, chociaż gromadę gwiazd Żłób (3,1 m) w centrum konstelacji można zobaczyć gołym okiem. Zeta Rak jest gwiazdą wielokrotną (A: m=5,7, żółta; B: m=6,0, bramka, spektroskopowa sobowtóra; C: m=7,8). Podwójna gwiazda Iota Rak.

Lew (Lew) – Zarys utworzony przez najjaśniejsze gwiazdy tej dużej i widocznej konstelacji niejasno przypomina sylwetkę lwa z profilu. Istnieje dziesięć gwiazd jaśniejszych niż 4mag, z których najjaśniejsze to Regulus (1,36 m, zmienna, niebieska, podwójna) i Denebola (2,14 m, zmienna, biała). Gwiazdy podwójne: Gamma Leo (A: m=2,6, pomarańczowe; B: m=3,8, żółte) i Iota Leo. Konstelacja Lwa zawiera liczne galaktyki, w tym pięć z katalogu Messiera (M65, M66, M95, M96 i M105).

Panna (Panna) - Konstelacja zodiaku, druga co do wielkości na niebie. Najjaśniejsze gwiazdy to Spica (0,98 m, zmienna, niebieska), Vindemiatrix (2,85 m, żółta). Ponadto konstelacja zawiera siedem gwiazd jaśniejszych niż 4mag. Konstelacja zawiera bogatą i stosunkowo bliską gromadę galaktyk w Pannie. W katalogu Messiera znajduje się jedenaście najjaśniejszych galaktyk znajdujących się w granicach konstelacji.

Waga (Libra) - Gwiazdy tej konstelacji należały wcześniej do Skorpiona, który w Zodiaku podąża za Wagą. Konstelacja Wagi jest jedną z najmniej widocznych konstelacji Zodiaku, tylko pięć z jej gwiazd jest jaśniejszych niż 4mag. Najjaśniejsze są Zuben el Shemali (2,61 m, zmienna, niebieska) i Zuben el Genubi (2,75 m, zmienna, biała).

Skorpion (Skorpion) - Duża jasna konstelacja południowej części zodiaku. Najjaśniejszą gwiazdą w konstelacji jest Antares (1,0 m, zmienny, czerwony, podwójny, niebieskawy satelita). Konstelacja zawiera kolejnych 16 gwiazd jaśniejszych niż 4mag. Gromady gwiazd: M4, M7, M16, M80.

Strzelec (Strzelec) - Najbardziej wysunięta na południe konstelacja zodiaku. W Strzelcu, za obłokami gwiazd, znajduje się centrum naszej Galaktyki (Droga Mleczna). Strzelec to duża konstelacja zawierająca wiele jasnych gwiazd, w tym 14 gwiazd jaśniejszych niż 4mag. Zawiera wiele gromad gwiazd i mgławic rozproszonych. Zatem katalog Messiera zawiera 15 obiektów przypisanych do konstelacji Strzelca - więcej niż do jakiejkolwiek innej konstelacji. Należą do nich Mgławica Laguna (M8), Mgławica Koniczyna (M20), Mgławica Omega (M17) i gromada kulista M22, trzecia co do jasności na niebie. Gromada otwarta gwiazd M7 (ponad 100 gwiazd) jest widoczna gołym okiem.

Koziorożec (Koziorożec) — Najjaśniejsze gwiazdy to Deneb Algedi (2,85 m, kolor biały) i Dabi (3,05 m, kolor biały). ShZS M30 znajduje się w pobliżu Koziorożca Xi.

Wodnik (Wodnik) - Wodnik to jedna z największych konstelacji. Najjaśniejsze gwiazdy to Sadalmelik (2,95 m, kolor żółty) i Sadalsuud (2,9 m, kolor żółty). Gwiazdy podwójne: Zeta (A: m=4,4; B: m=4,6; para fizyczna, żółtawa) i Beta Wodnik. SHZ NGC 7089, mgławice NGC7009 („Saturn”) NGC7293 („Helisa”).

Ryba (Ryby) - Duża, ale słaba konstelacja zodiaku. Trzy jasne gwiazdy mają tylko 4 mag. Główną gwiazdą jest Alrisha (3,82 m, spektroskopowy układ podwójny, para fizyczna, niebieskawa).

5.4. Budowa i skład gwiazd

Rosyjski naukowiec V.I. Vernadsky powiedział o gwiazdach, że są one „ośrodkami maksymalnej koncentracji materii i energii w Galaktyce”.

Skład gwiazd. Jeśli wcześniej argumentowano, że gwiazdy składają się z gazu, teraz mówi się, że są to supergęste obiekty kosmiczne o ogromnej masie. Zakłada się, że materia, z której powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki, składała się głównie z wodoru i helu z niewielką domieszką innych pierwiastków. Gwiazdy mają niejednorodną budowę. Badania wykazały, że wszystkie gwiazdy składają się z tych samych pierwiastków chemicznych, jedyną różnicą jest ich procent.

Zakłada się, że odpowiednikiem gwiazdy jest piorun kulisty*, w środku którego znajduje się rdzeń (źródło punktowe) otoczony powłoką plazmową. Granicę muszli stanowi warstwa powietrza.

*Błyskawica kulowa obraca się i świeci wszystkimi promieniami, waży 10 -8 kg.

Objętość gwiazd. Rozmiary gwiazd sięgają tysiąca promieni Słońca*.

*Jeśli przedstawimy Słońce jako kulę o średnicy 10 cm, wówczas cały Układ Słoneczny będzie kołem o średnicy 800 m. W tym przypadku: Proxima Centauri (gwiazda najbliższa Słońcu) będzie w odległości 2700 m. km; Syriusz – 5500 km; Altair – 9700 km; Vega – 17 000 km; Arktur – 23 000 km; Capella – 28 000 km; Regulus - 53 000 km; Deneb – 350 000 km.

Pod względem objętości (rozmiaru) gwiazdy znacznie się od siebie różnią. Na przykład nasze Słońce jest gorsze od wielu gwiazd: Syriusza, Procyona, Altaira, Betelgezy, Epsilon Aurigae. Ale Słońce jest znacznie większe niż Proxima Centauri, Kroeger 60A, Lalande 21185, Ross 614B.

Największa gwiazda w naszej Galaktyce znajduje się w centrum Galaktyki. Ten czerwony nadolbrzym ma większą objętość niż orbita Saturna – granatowej gwiazdy Herschela ( Cefeusz). Jego średnica wynosi ponad 1,6 miliarda km.

Wyznaczanie odległości do gwiazdy. Odległość do gwiazdy mierzony paralaksą (kątem) - znając odległość Ziemi od Słońca i paralaksę, możesz skorzystać ze wzoru na obliczenie odległości do Gwiazdy (ryc. 5.3. „Paralaksa”).

Paralaksa — kąt, pod jakim półoś wielka orbity Ziemi jest widoczna z gwiazdy (lub połowa kąta sektora, pod którym widoczny jest obiekt kosmiczny).

Paralaksa samego Słońca od Ziemi wynosi 8,79418 sekundy.

Gdyby gwiazdy zmniejszyć do wielkości orzecha, odległość między nimi mierzono by w setkach kilometrów, a przemieszczenie gwiazd względem siebie wynosiłoby kilka metrów rocznie.

Ryż. 5.3. Paralaksa .

Wyznaczona wielkość zależy od odbiornika promieniowania (oko, płyta fotograficzna). Wielkość gwiazdową można podzielić na wizualną, fotowizualną, fotograficzną i bolometryczną:

• wizualne - określana na podstawie bezpośredniej obserwacji i odpowiada czułości widmowej oka (maksymalna czułość występuje przy długości fali 555 μm);
• fotowizualne ( Lub żółty) - określany podczas fotografowania z żółtym filtrem. Praktycznie pokrywa się z wizualną;
• fotograficzny ( Lub niebieski) - określa się poprzez fotografowanie na kliszy fotograficznej wrażliwej na promienie niebieskie i ultrafioletowe lub przy użyciu fotopowielacza antymonowo-cezowego z niebieskim filtrem;
• bolometryczne - jest określany przez bolometr (zintegrowany detektor promieniowania) i odpowiada całkowitemu promieniowaniu gwiazdy.

Zależność między jasnością dwóch gwiazd (E 1 i E 2) a ich wielkościami (m 1 i m 2) zapisuje się w postaci wzoru Pogsona (5.1.):

mi 2 (m 1 - m 2)

2,512 (5.1.)

Po raz pierwszy odległość do trzech najbliższych gwiazd określiła w latach 1835–1839 rosyjski astronom V.Ya Struve, a także niemiecki astronom F. Bessel i angielski astronom T. Henderson.

Wyznaczanie odległości do gwiazdy obecnie odbywa się za pomocą następujących metod:

• radar- w oparciu o promieniowanie przez antenę krótkich impulsów (na przykład w zakresie centymetrów), które odbite od powierzchni obiektu wracają. Korzystając z czasu opóźnienia impulsu, znajduje się odległość;
  • laser(Lub lidar) - również oparty na zasadzie radaru (dalmierz laserowy), ale produkowany w zakresie optycznym krótkofalowym. Jego dokładność jest wyższa, ale atmosfera ziemska często przeszkadza.

Masa gwiazd. Uważa się, że masa wszystkich widocznych gwiazd w Galaktyce waha się od 0,1 do 150 mas Słońca, gdzie masa Słońca wynosi 2x10 30 kg. Ale te dane są stale aktualizowane. Masywną gwiazdę odkryto za pomocą Teleskopu Hubble'a w 1998 roku na południowym niebie w Mgławicy Tarantula w Wielkim Obłoku Magellana (150 mas Słońca). W tej samej mgławicy odkryto całe gromady supernowych o masie ponad 100 mas Słońca .

Najcięższe gwiazdy to gwiazdy neutronowe; są milion miliardów razy gęstsze od wody (uważa się, że to nie jest granica). W Drodze Mlecznej najcięższą gwiazdą jest  Carinae.

Niedawno odkryto, że gwiazda van Maanena, która ma zaledwie 12 mag (nie jest większa od kuli ziemskiej), jest 400 000 razy gęstsza od wody! Teoretycznie można założyć istnienie znacznie gęstszych substancji.

Zakłada się, że pod względem masy i gęstości prym wiodą tzw. „czarne dziury”.

Temperatura gwiazd. Zakłada się, że efektywna (wewnętrzna) temperatura gwiazdy jest 1,23 razy większa od temperatury jej powierzchni .

Parametry gwiazdy zmieniają się od jej obrzeża do centrum. Zatem temperatura, ciśnienie i gęstość gwiazdy rosną w kierunku jej środka. Młode gwiazdy mają gorętsze korony niż starsze gwiazdy.

5.5. Klasyfikacja gwiazd

Gwiazdy są klasyfikowane według koloru, temperatury i typu widma (widma). A także jasność (E), wielkość gwiazdowa („m” - widoczna i „M” - prawdziwa).

Klasa widmowa. Szybki rzut oka na rozgwieżdżone niebo może wywołać błędne wrażenie, że wszystkie gwiazdy mają ten sam kolor i jasność. W rzeczywistości kolor, jasność (blask i jasność) każdej gwiazdy jest inna. Gwiazdy mają na przykład następujące kolory: fioletowy, czerwony, pomarańczowy, zielono-żółty, zielony, szmaragdowy, biały, niebieski, fioletowy, fioletowy.

Kolor gwiazdy zależy od jej temperatury. W zależności od temperatury gwiazdy dzieli się na klasy widmowe (widma), których wartość określa jonizację gazu atmosferycznego:

• czerwony - temperatura gwiazdy wynosi około 600° (na niebie jest około 8% takich gwiazd);
• szkarłat - 1000°;
• różowy - 1500°;
• jasnopomarańczowy - 3000°;
• słomkowożółty - 5000° (ok. 33%);
• żółtawo-biały* - 6000°;
• biały - 12000-15000° (około 58% z nich na niebie);
• niebieskawo-biały - 25000°.

*W tym rzędzie znajduje się nasze Słońce (które ma temperaturę 6000° ) odpowiada kolorowi żółtemu.

Najgorętsze gwiazdy – niebieski i najzimniejszy – podczerwień . Na naszym niebie są przede wszystkim białe gwiazdy. Zimne też są Do brązowe karły (bardzo małe, wielkości Jowisza), ale mają 10 razy większą masę niż Słońce.

Sekwencja główna – główne zgrupowanie gwiazd w postaci ukośnego paska na diagramie „klasa widmowa – jasność” lub „temperatura powierzchni – jasność” (wykres Hertzsprunga-Russella). Pasmo to rozciąga się od jasnych i gorących gwiazd po słabe i zimne. Dla większości gwiazd ciągu głównego zależność pomiędzy masą, promieniem i jasnością zachodzi: M 4 ≈ R 5 ≈ L. Natomiast dla gwiazd o małej i dużej masie M 3 ≈ L, a dla najbardziej masywnych M ≈ L.

Gwiazdy są podzielone na 10 klas według koloru w malejącej kolejności temperatury: O, B, A, F, D, K, M; S, N, R. Gwiazdy „O” są najzimniejsze, gwiazdy „M” są najgorętsze. Trzy ostatnie klasy (S, N, R) oraz dodatkowe klasy widmowe C, WN, WC należą do rzadkich zmienne(błyskowy) gwiazdy z odchyleniami w składzie chemicznym. Takich gwiazd zmiennych jest około 1%. Gdzie O, B, A, F to zajęcia wczesne, a cała reszta D, K, M, S, N, R to zajęcia późne. Oprócz wymienionych 10 klas widmowych istnieją jeszcze trzy: Q - nowe gwiazdy; P – mgławice planetarne; W to gwiazdy typu Wolfa-Rayeta, które są podzielone na sekwencje węgla i azotu. Z kolei każda klasa widmowa podzielona jest na 10 podklas od 0 do 9, gdzie oznaczona jest gwiazda gorętsza (0) i gwiazda zimniejsza (9). Na przykład A0, A1, A2, ..., B9. Czasami podają klasyfikację bardziej ułamkową (z częściami dziesiątymi), na przykład: A2.6 lub M3.8. Klasyfikację widmową gwiazd zapisuje się w postaci (5.2.):

Rząd boczny S

O - B - A - F - D - K - M ciąg główny(5.2.)

rząd boczny R N

Wczesne klasy widm są oznaczane wielkimi literami łacińskimi lub ich kombinacjami dwuliterowymi, czasami z numerycznymi wskaźnikami wyjaśniającymi, na przykład: gA2 to gigant, którego widmo emisyjne należy do klasy A2.

Gwiazdy podwójne są czasami oznaczane podwójnymi literami, na przykład AE, FF, RN.

Główne typy widmowe (sekwencja główna):

„O” (niebieski)- mają wysoką temperaturę i ciągłe wysokie natężenie promieniowania ultrafioletowego, w wyniku czego światło tych gwiazd ma barwę niebieską. Najbardziej intensywne linie to zjonizowany hel i wielokrotnie zjonizowane niektóre inne pierwiastki (węgiel, krzem, azot, tlen). Najsłabsze linie to obojętny hel i wodór;

“B” (niebiesko-biały) - neutralne linie helu osiągają najwyższą intensywność. Linie wodoru i linie niektórych zjonizowanych pierwiastków są wyraźnie widoczne;

"Biały) - linie wodorowe osiągają najwyższą intensywność. Wyraźnie widoczne są linie zjonizowanego wapnia, obserwuje się słabe linie innych metali;

“F” (lekko żółtawy) - linie wodoru stają się słabsze. Linie zjonizowanych metali (zwłaszcza wapnia, żelaza, tytanu) stają się silniejsze;

„D” (żółty) - linie wodoru nie wyróżniają się wśród licznych linii metali. Linie zjonizowanego wapnia są bardzo intensywne;

Tabela 5.2. Typy widmowe niektórych gwiazd

* Cefeusz (lub Kefeusz).

„K” (czerwonawy) - linie wodoru nie są zauważalne wśród bardzo intensywnych linii metali. Fioletowy koniec kontinuum ulega zauważalnemu osłabieniu, co wskazuje na silny spadek temperatury w porównaniu do wcześniejszych klas, takich jak O, B, A;

„M” (czerwony) - metalowe linie są osłabione. Widmo przecinają pasma absorpcji cząsteczek tlenku tytanu i innych związków molekularnych.

Zajęcia dodatkowe (rząd boczny):

"R"- istnieją linie absorpcyjne atomów i pasma absorpcyjne cząsteczek węgla;

"S"- Zamiast pasków tlenku tytanu obecne są paski tlenku cyrkonu.

W tabeli 5.2. „Klasy widmowe niektórych gwiazd” prezentuje dane (kolor, klasę i temperaturę) najsłynniejszych gwiazd. Jasność (E) charakteryzuje całkowitą ilość energii emitowanej przez gwiazdę. Zakłada się, że źródłem energii gwiazdy jest reakcja syntezy jądrowej. Im silniejsza jest ta reakcja, tym większa jest jasność gwiazdy.

W zależności od jasności gwiazdy dzieli się na 7 klas:

• I (a, b) - nadolbrzymy;
• II - jasne olbrzymy;
• III - giganci;
• IV - podolbrzymy;
• V – ciąg główny;
• VI - podkarły;
• VII - białe karły.

Najgorętsza gwiazda jest jądrem mgławic planetarnych.

Do wskazania klasy jasności oprócz podanych oznaczeń stosuje się także:

• c - nadolbrzymy;
• d - olbrzymy;
• d - krasnoludki;
• sd - podkarły;
• w - białe karły.

Nasze Słońce należy do klasy widmowej D2, a pod względem jasności do grupy V, a ogólne oznaczenie Słońca to D2V.

Najjaśniejsza supernowa wybuchła wiosną 1006 roku w południowej konstelacji Wilka (według chińskich kronik). Przy maksymalnej jasności był jaśniejszy od Księżyca w pierwszej kwadrze i był widoczny gołym okiem przez 2 lata.

Jasność lub pozorna jasność (natężenie oświetlenia, L) to jeden z głównych parametrów gwiazdy. W większości przypadków promień gwiazdy (R) wyznaczany jest teoretycznie na podstawie oszacowania jej jasności (L) w całym zakresie optycznym i temperaturze (T). Jasność gwiazdy (L) jest wprost proporcjonalna do wartości T i L (5.3.):

L = R ∙ T (5.3.)

—— = (√ ——) ∙ (———) (5.4.)

Rс jest promieniem Słońca,

Lс to jasność Słońca,

Tc to temperatura Słońca (6000 stopni).

Wielkość gwiazdowa. Jasność (stosunek intensywności światła gwiazdy do intensywności światła słonecznego) zależy od odległości gwiazdy od Ziemi i jest mierzona wielkością gwiazdową.

Ogrom— bezwymiarowa wielkość fizyczna charakteryzująca oświetlenie wytwarzane przez ciało niebieskie w pobliżu obserwatora. Skala wielkości jest logarytmiczna: w niej różnica 5 jednostek odpowiada 100-krotnej różnicy między strumieniem światła ze źródła mierzonego i odniesienia. Jest to logarytm ze znakiem minus o podstawie 2,512 oświetlenia wytworzonego przez dany obiekt na obszarze prostopadłym do promieni. Zaproponował ją w XIX wieku angielski astronom N. Pogson. Jest to optymalna zależność matematyczna, która jest nadal stosowana: gwiazdy różniące się wielkością o jeden różnią się jasnością 2,512 razy. Subiektywnie jego wartość odbierana jest jako jasność (dla źródeł punktowych) lub jasność (dla źródeł rozszerzonych). Przyjmuje się, że średnia jasność gwiazd wynosi (+1), co odpowiada pierwszej wielkości. Gwiazda drugiej wielkości (+2) jest 2,512 razy słabsza od pierwszej. Gwiazda (-1)mag jest 2,512 razy jaśniejsza od pierwszej wielkości. Innymi słowy, wielkość źródła jest dodatnio liczbowo większa, im słabsze źródło*. Wszystkie duże gwiazdy mają ujemną (-) jasność, a wszystkie małe gwiazdy mają dodatnią (+) jasność.

Jasności gwiazdowe (od 1 do 6) po raz pierwszy wprowadzono w II wieku p.n.e. mi. Starożytny grecki astronom Hipparch z Nicei. Zaklasyfikował najjaśniejsze gwiazdy do pierwszej wielkości, a te ledwo widoczne gołym okiem do szóstej. Obecnie za gwiazdę początkowej wielkości uważa się gwiazdę, która wytwarza na krawędzi atmosfery ziemskiej oświetlenie równe 2,54 x 10 6 luksów (czyli 1 kandela z odległości 600 metrów). Gwiazda ta wytwarza strumień około 106 kwantów na 1 cm2 w całym zakresie widzialnym. na sekundę (lub 10 3 kwantów/cm2 przy A°)* w obszarze promieni zielonych.

* A° to angstrem (jednostka miary atomu) równy 1/100 000 000 centymetra.

W zależności od jasności gwiazdy dzielimy na 2 wielkości:

• "M" absolutny (prawda);
• "M" względny (widoczny z ziemi).

Wielkość bezwzględna (prawdziwa) (M) — to wielkość gwiazdy znormalizowana do odległości 10 parseków (pc) (co odpowiada 32,6 lat świetlnych lub 2 062 650 jednostek astronomicznych) od Ziemi. Na przykład absolutna (prawdziwa) wielkość wynosi: Słońce +4,76; Syriusz +1,3. Oznacza to, że Syriusz jest prawie 4 razy jaśniejszy od Słońca.

Względna wielkość pozorna (m) — Jest to jasność gwiazdy widocznej z Ziemi. Nie określa rzeczywistych cech gwiazdy. Winna jest za to odległość od obiektu. W tabeli 5.3., 5.4. i 5,5. Niektóre gwiazdy i obiekty na ziemskim niebie mają jasność od najjaśniejszej (-) do najsłabszej (+).

Największa gwiazda słynnym jest R Dorado (położony na południowej półkuli nieba). Jest częścią naszego sąsiedniego układu gwiezdnego - Małego Obłoku Magellana, do którego odległość od nas jest 12 000 razy większa niż do Syriusza. To czerwony olbrzym, którego promień jest 370 razy większy od promienia Słońca (co jest równe orbicie Marsa), ale na naszym niebie gwiazda ta jest widoczna tylko przy +8 magnitudo. Ma średnicę kątową 57 milisekund łukowych i znajduje się w odległości 61 parseków (pc) od nas. Jeśli wyobrazisz sobie Słońce wielkości piłki do siatkówki, gwiazda Antares będzie miała średnicę 60 metrów, Mira Ceti – 66, Betelgeza – około 70.

Jedna z najmniejszych gwiazd nasze niebo - pulsar neutronowy PSR 1055-52. Jego średnica wynosi zaledwie 20 km, ale mocno świeci. Jego pozorna wielkość wynosi +25 .

Najbliższa nam gwiazda- to jest Proxima Centauri (Centauri), 4,25 sv stąd. lata. Ta gwiazda o wartości +11mag znajduje się na południowym niebie Ziemi.

Tabela. 5.3. Jasności niektórych z najjaśniejszych gwiazd na ziemskim niebie

* Centaurus (lub Centaurus).

Najdalsza gwiazda naszej Galaktyki (180 lat świetlnych) znajduje się w gwiazdozbiorze Panny i jest rzutowany na galaktykę eliptyczną M49. Jego wielkość wynosi +19. Światło z niej dociera do nas po 180 tysiącach lat. .

Tabela 5.4. Jasność najjaśniejszych widocznych gwiazd na naszym niebie

* szt. – parsek (1 szt. = 3,26 lat świetlnych lub 206265 AU).

Tabela. 5.5. Względna pozorna wielkość najjaśniejszych obiektów na ziemskim niebie

* Świeć odbitym światłem.

5.6. Niektóre rodzaje gwiazd

Kwazary - są to najdalsze ciała kosmiczne i najpotężniejsze źródła promieniowania widzialnego i podczerwonego obserwowane we Wszechświecie. Są to widoczne quasi-gwiazdy o niezwykłej niebieskiej barwie i stanowiące potężne źródło emisji radiowej. Kwazar emituje miesięcznie energię równą całkowitej energii Słońca. Rozmiar kwazara sięga 200 AU. To najdalsze i najszybciej poruszające się obiekty we Wszechświecie. Otwarty na początku lat 60-tych XX wieku. Ich prawdziwa jasność jest setki miliardów razy większa niż jasność Słońca. Ale te gwiazdy mają zmienną jasność. Najjaśniejszy kwazar ZS-273 znajduje się w gwiazdozbiorze Panny i ma jasność +13 m.

Białe karły - najmniejsze, najgęstsze gwiazdy o niskiej jasności. Średnica jest około 10 razy mniejsza niż średnica słoneczna.

Gwiazdy neutronowe - gwiazdy zbudowane głównie z neutronów. Bardzo gęsty, o ogromnej masie. Mają różne pola magnetyczne i częste błyski o różnej mocy.

Magnetary– jeden z rodzajów gwiazd neutronowych, gwiazd o szybkim rotacji wokół własnej osi (około 10 sekund). 10% wszystkich gwiazd to magnetary. Istnieją 2 rodzaje magnetarów:

w pulsary– otwarty w 1967 r. Są to ultragęste, kosmiczne, pulsujące źródła promieniowania radiowego, optycznego, rentgenowskiego i ultrafioletowego, które docierają do powierzchni Ziemi w postaci okresowo powtarzających się rozbłysków. Pulsujący charakter promieniowania można wytłumaczyć szybkim obrotem gwiazdy i jej silnym polem magnetycznym. Wszystkie pulsary znajdują się od Ziemi w odległości od 100 do 25 000 lat świetlnych. lata. Zazwyczaj gwiazdy rentgenowskie są gwiazdami podwójnymi.

w IMPGV— źródła z miękkimi, powtarzającymi się rozbłyskami gamma. W naszej Galaktyce odkryto ich około 12; są to obiekty młode, znajdują się one na płaszczyźnie Galaktyki i w Obłokach Magellana.

Autor sugeruje, że gwiazdy neutronowe to para gwiazd, z których jedna jest centralna, a druga jest jej satelitą. W tym momencie satelita osiąga peryhelium swojej orbity: znajduje się bardzo blisko gwiazdy centralnej, ma dużą prędkość kątową obrotu i rotacji, a zatem jest maksymalnie skompresowany (ma supergęstość). Pomiędzy tą parą istnieje silna interakcja, która wyraża się w potężnym promieniowaniu energii z obu obiektów*.

* Podobną interakcję można zaobserwować w prostych eksperymentach fizycznych, gdy spotykają się dwie naładowane kule.

5.7. Orbity gwiazd

Ruch właściwy gwiazd jako pierwszy odkrył angielski astronom E. Halley. Porównał dane Hipparcha (III w. p.n.e.) ze swoimi danymi (1718) dotyczącymi ruchu trzech gwiazd na niebie: Procyona, Arktura (konstelacja Bootesa) i Syriusza (konstelacja Wielkiego Psa). Ruch naszej gwiazdy, Słońca, w Galaktyce udowodnił J. Bradley w 1742 r., a ostatecznie potwierdził w 1837 r. fiński naukowiec F. Argelander.

W latach 20. naszego stulecia G. Strömberg odkrył, że prędkości gwiazd w Galaktyce są różne. Najszybszą gwiazdą na naszym niebie jest gwiazda Bernarda (latająca) w gwiazdozbiorze Wężownika. Jego prędkość wynosi 10,31 sekundy łukowej na rok. Pulsar PSR 2224+65 w gwiazdozbiorze Cefeusza porusza się w naszej Galaktyce z prędkością 1600 km/s. Kwazary poruszają się z prędkością zbliżoną do prędkości światła (270 000 km/s). Są to najdalsze zaobserwowane gwiazdy. Ich promieniowanie jest bardzo ogromne, nawet większe niż promieniowanie niektórych galaktyk. Gwiazdy Pasa Goulda mają (osobliwe) prędkości około 5 km/s, co wskazuje na ekspansję tego układu gwiazd. Gromady kuliste (i krótkookresowe cefeidy) charakteryzują się najwyższymi prędkościami.

W 1950 roku rosyjski naukowiec P.P. Parenago (MSU SAI) przeprowadził badania prędkości przestrzennych 3000 gwiazd. Naukowiec podzielił je na grupy w zależności od ich położenia na diagramie widmo-jasność, biorąc pod uwagę obecność różnych podsystemów rozważanych przez V. Baade'a i B. Kukarkina .

W 1968 roku amerykański naukowiec J. Bell odkrył pulsary radiowe (pulsary). Miały bardzo duży obrót wokół własnej osi. Przyjmuje się, że okres ten wynosi milisekundy. W tym przypadku pulsary radiowe przemieszczały się w wąskiej wiązce (wiązce). Na przykład jeden taki pulsar znajduje się w Mgławicy Krab, jego okres wynosi 30 impulsów na sekundę. Częstotliwość jest bardzo stabilna. Najwyraźniej jest to gwiazda neutronowa. Odległości między gwiazdami są ogromne.

Andrea Ghez z Uniwersytetu Kalifornijskiego i jej współpracownicy przedstawili pomiary ruchów własnych gwiazd w centrum naszej Galaktyki. Zakłada się, że odległość tych gwiazd od centrum wynosi 200 jednostek astronomicznych. Obserwacje przeprowadzono za pomocą teleskopu nazwanego na cześć. Keck (USA, Wyspy Hawajskie) przez 4 miesiące od 1994 r. Prędkości gwiazd sięgały 1500 km/s. Dwie z tych centralnych gwiazd nigdy nie oddaliły się na więcej niż 0,1 pc od centrum galaktyki. Ich mimośrodowość nie jest dokładnie określona, ​​a pomiary wahają się od 0 do 0,9. Ale naukowcy dokładnie ustalili, że ogniska orbit trzech gwiazd znajdują się w jednym punkcie, którego współrzędne z dokładnością do 0,05 sekundy łukowej (lub 0,002 szt.) pokrywają się ze współrzędnymi źródła radiowego Strzelec A, tradycyjnie utożsamiany z centrum Galaktyki (Sgr A*). Zakłada się, że okres obiegu jednej z trzech gwiazd wynosi 15 lat.

Orbity gwiazd w Galaktyce. Ruch gwiazd, podobnie jak planet, podlega pewnym prawom:

• poruszają się po elipsie;
• ich ruch podlega drugiemu prawu Keplera („linia prosta łącząca planetę ze Słońcem (wektor promienia) opisuje równe obszary (S) w równych odstępach czasu (T)”.

Wynika z tego, że pola w perygalaktii (So) i apogalaktii (Sa) oraz czas (To i Ta) są równe, a prędkości kątowe (Vо i Va) w punkcie perygalaktii (O) i w punkcie apogalakcji (A ) są znacząco różne, to jest: gdzie So = Sa, To = Ta; prędkość kątowa w perygalaktii (Vo) jest większa, a prędkość kątowa w apogalaktii (Va) jest mniejsza.

To prawo Keplera można warunkowo nazwać prawem „jedności czasu i przestrzeni”.

Podobny wzór eliptycznego ruchu podukładów wokół środka ich układów obserwujemy również, rozważając ruch elektronu w atomie wokół jego jądra w modelu atomowym Rutherforda-Bohra.

Wcześniej zauważono, że gwiazdy w Galaktyce poruszają się wokół centrum Galaktyki nie po elipsie, ale po złożonej krzywiźnie, która wygląda jak kwiat z wieloma płatkami.

B. Lindblad i J. Oort udowodnili, że wszystkie gwiazdy gromad kulistych, poruszające się z różnymi prędkościami w samych gromadach, jednocześnie uczestniczą w obrocie tej gromady (jako całości) wokół centrum Galaktyki . Później odkryto, że wynika to z faktu, że gwiazdy w gromadzie mają wspólny środek obrotu*.

*Ta uwaga jest bardzo ważna.

Jak wspomniano powyżej, to centrum jest największą gwiazdą tej gromady. Podobną rzecz obserwuje się w konstelacjach Centaura, Ophiuchusa, Perseusza, Canis Major, Eridanus, Cygnus, Canis Minor, Wieloryba, Lwa, Herkulesa.

Rotacja gwiazd ma następujące cechy:

rotacja zachodzi w ramionach spiralnych Galaktyki w jednym kierunku;

• prędkość kątowa obrotu maleje wraz z odległością od centrum Galaktyki. Jednakże spadek ten jest nieco wolniejszy, niż gdyby gwiazdy obracały się wokół centrum Galaktyki zgodnie z prawem Keplera;
• liniowa prędkość obrotu najpierw rośnie wraz z odległością od centrum, a następnie w przybliżeniu w odległości od Słońca osiąga największą wartość (około 250 km/s), po czym bardzo powoli maleje;
• W miarę starzenia się gwiazdy przemieszczają się od wewnętrznej do zewnętrznej krawędzi ramienia Galaktyki;
• Słońce i gwiazdy w jego otoczeniu dokonują całkowitej rewolucji wokół centrum Galaktyki, prawdopodobnie za 170–270 milionów lat (d dane różnych autorów)(co średnio około 220 milionów lat).

Struve zauważył, że kolory gwiazd różnią się tym bardziej, im większa jest różnica w jasności gwiazd składowych i im większa jest ich wzajemna odległość. Białe karły stanowią 2,3–2,5% wszystkich gwiazd. Pojedyncze gwiazdy są tylko białe lub żółte*.

*Ta uwaga jest bardzo ważna.

Gwiazdy podwójne występują we wszystkich kolorach widma.

Gwiazdy najbliżej Słońca (pasy Goulda) (a jest ich ponad 500) mają przeważnie typy widmowe: „O” (niebieski); „B” (niebiesko-biały); "Biały).

System podwójny - układ dwóch gwiazd krążących wokół wspólnego środka masy . Fizycznie podwójna gwiazda- to dwie gwiazdy widoczne na niebie blisko siebie i połączone grawitacyjnie. Większość gwiazd jest podwójna. Jak wspomniano powyżej, pierwszą gwiazdę podwójną odkryto w 1650 roku (Ricciolli). Istnieje ponad 100 różnych typów systemów podwójnych. Jest to na przykład pulsar radiowy + biały karzeł (gwiazda neutronowa lub planeta). Statystyki mówią, że gwiazdy podwójne często składają się z chłodnego czerwonego olbrzyma i gorącego karła. Odległość między nimi wynosi około 5 jednostek astronomicznych. Obydwa obiekty zanurzone są we wspólnej powłoce gazowej, której materiał jest uwalniany przez czerwonego olbrzyma w postaci wiatru gwiazdowego oraz w wyniku pulsacji .

20 czerwca 1997 roku Kosmiczny Teleskop Hubble'a przesłał w ultrafiolecie obraz atmosfery gigantycznej gwiazdy Mira Ceti i jej towarzysza, gorącego białego karła. Odległość między nimi wynosi około 0,6 sekundy łukowej i maleje. Obraz tych dwóch gwiazd wygląda jak przecinek, którego „ogon” jest skierowany w stronę drugiej gwiazdy. Wygląda na to, że materiał Miry płynie w stronę jej satelity. Jednocześnie kształt atmosfery Mira Ceti bardziej przypomina elipsę niż kulę. Astronomowie wiedzieli o zmienności tej gwiazdy 400 lat temu. Astronomowie zdali sobie sprawę, że jej zmienność jest powiązana z obecnością w jej pobliżu pewnego satelity dopiero kilkadziesiąt lat temu.

5.8. Tworzenie się gwiazd

Istnieje wiele opcji dotyczących powstawania gwiazd. Oto jeden z nich - najczęstszy.

Zdjęcie przedstawia galaktykę NGC 3079 (Fot. 5.5.). Znajduje się w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy, w odległości 50 milionów lat świetlnych.

Zdjęcie. 5.5. Galaktyka NGC 3079

W centrum następuje wybuch formowania się gwiazd tak potężny, że wiatry gorących olbrzymów i fale uderzeniowe supernowych połączyły się w pojedynczy bąbel gazu, który wznosi się 3500 lat świetlnych nad płaszczyzną galaktyki. Prędkość rozszerzania się pęcherzyka wynosi około 1800 km/s. Uważa się, że wybuch powstawania gwiazd i wzrost bąbelków rozpoczął się około miliona lat temu. Następnie najjaśniejsze gwiazdy spalą się, a źródło energii bańki zostanie wyczerpane. Obserwacje radiowe wykazują jednak ślady starszej (około 10 milionów lat) i bardziej rozległej emisji o tym samym charakterze. Wskazuje to, że wybuchy gwiazdotwórcze w jądrze NGC 3079 mogą mieć charakter okresowy.

Zdjęcie 5.6. „Mgławica X w galaktyce NGC 6822” to świecąca mgławica (obszar) powstawania gwiazd (Hubble X) w jednej z pobliskich galaktyk (NGC 6822).

Jej odległość wynosi 1,63 miliona lat świetlnych (nieco bliżej niż mgławica Andromedy). Jasna mgławica centralna ma średnicę około 110 lat świetlnych i zawiera tysiące młodych gwiazd, z których najjaśniejsze są widoczne jako białe kropki. Hubble X jest wielokrotnie większy i jaśniejszy od Mgławicy Oriona (ta ostatnia ma porównywalną skalę do małego obłoku pod Hubble'em X).

Zdjęcie. 5.6. Mgławica X w galaktyceNGC 6822

Obiekty takie jak Hubble X powstają z gigantycznych obłoków molekularnych zimnego gazu i pyłu. Uważa się, że intensywne powstawanie gwiazd w Xubble X rozpoczęło się około 4 miliony lat temu. Tworzenie się gwiazd w obłokach przyspiesza, aż do nagłego zatrzymania przez promieniowanie najjaśniejszych gwiazd, które się rodzą. Promieniowanie to podgrzewa i jonizuje ośrodek, doprowadzając go do stanu, w którym nie może już ulegać kompresji pod wpływem własnej grawitacji.

W rozdziale „Nowe planety Układu Słonecznego” autor przedstawi swoją wersję narodzin gwiazd.

5.9. Energia gwiazd

Przyjmuje się, że źródłem energii gwiazd jest reakcja syntezy jądrowej. Im silniejsza jest ta reakcja, tym większa jest jasność gwiazd.

Pole magnetyczne. Wszystkie gwiazdy mają pole magnetyczne. Gwiazdy o widmie czerwonym mają niższe pole magnetyczne niż gwiazdy niebieskie i białe. Spośród wszystkich gwiazd na niebie około 12% to magnetyczne białe karły. Na przykład Syriusz jest jasnym białym karłem magnetycznym. Temperatura takich gwiazd wynosi 7-10 tysięcy stopni. Gorących białych karłów jest mniej niż zimnych. Naukowcy odkryli, że wraz ze wzrostem wieku gwiazdy zwiększa się zarówno jej masa, jak i pole magnetyczne. (S.N.Fabrika, G.G.Valyavin, SAO) . Na przykład pola magnetyczne magnetycznych białych karłów zaczynają gwałtownie rosnąć wraz ze wzrostem temperatury z 13 000 i więcej.

Gwiazdy emitują pole magnetyczne o bardzo wysokiej energii (10 15 Gaussów).

Źródło energii.Źródłem energii dla gwiazd rentgenowskich (i wszystkich) jest rotacja (obracający się magnes emituje promieniowanie). Białe karły obracają się powoli.

Pole magnetyczne gwiazdy wzrasta w dwóch przypadkach:

1. kiedy gwiazda się kurczy;
2. w miarę przyspieszania obrotu gwiazdy.

Jak wspomniano powyżej, sposobami wirowania i zagęszczania gwiazdy mogą być momenty, w których gwiazdy łączą się, gdy jedna z nich przechodzi przez peryhelium swojej orbity (gwiazdy podwójne), gdy materia przepływa z jednej gwiazdy do drugiej. Grawitacja powstrzymuje gwiazdę przed eksplozją.

Wybuchy gwiazd Lub aktywność gwiazdowa (SA). Wybłyski gwiazdowe (miękkie, powtarzające się rozbłyski gamma) gwiazd odkryto niedawno – w 1979 roku.

Słabe impulsy trwają około 1 sekundy, a ich moc wynosi około 10 45 erg/s. Słabe rozbłyski gwiazd trwają ułamek sekundy. Superbłyski utrzymują się tygodniami, a jasność gwiazdy wzrasta o około 10%. Jeśli taki wybuch nastąpi na Słońcu, wówczas dawka promieniowania, którą otrzyma Ziemia, będzie śmiertelna dla całej roślinności i życia zwierzęcego naszej planety.

Co roku pojawiają się nowe gwiazdy. Podczas rozbłysków uwalnianych jest wiele neutrin. Meksykański astronom G. Haro jako pierwszy zaczął badać gwiazdy rozbłyskujące („eksplozje gwiazd”). Odkrył sporo takich obiektów, na przykład w związku Oriona, Plejad, Łabędzia, Bliźniąt, Żłóbka, Hydry. Zaobserwowano to również w galaktyce M51 („Wir”) w 1994 r. i w Wielkim Obłoku Magellana w 1987 r. W połowie XIX wieku w η Kilonia nastąpiła eksplozja. Zostawił ślad w postaci mgławicy. W 1997 roku nastąpił gwałtowny wzrost aktywności w Mira Whale. Maksimum miało miejsce 15 lutego (od +3,4 do +2,4 mag.). Gwiazda przez miesiąc paliła się na czerwono i pomarańczowo.

Rozbłyskującą gwiazdę (mały czerwony karzeł o masie 10 razy mniejszej od Słońca) zaobserwowano w Krymskim Obserwatorium Astronomicznym w latach 1994-1997 (R.E. Gershberg). W ciągu ostatnich 25 lat w naszej Galaktyce zarejestrowano 4 superrozbłyski. Na przykład bardzo potężny rozbłysk gwiazdowy w pobliżu centrum Galaktyki w gwiazdozbiorze Strzelca miał miejsce 27 grudnia 2004 roku. Trwało to 0,2 sekundy. a jego energia wynosiła 10 46 erg (dla porównania: energia Słońca wynosi 10 33 erg).

Na trzech zdjęciach (zdjęcie 5.7. „Układ podwójny XZ Tauri”), wykonanych w różnym czasie przez Hubble'a (1995, 1998 i 2000), po raz pierwszy uchwycono eksplozję gwiazdy. Zdjęcia pokazują ruch obłoków świecącego gazu wyrzucanych przez młody układ podwójny XZ Tauri. W rzeczywistości jest to podstawa dżetu („dżetu”), zjawiska typowego dla nowonarodzonych gwiazd. Gaz jest wyrzucany z niewidzialnego namagnesowanego dysku gazu krążącego wokół jednej lub obu gwiazd. Prędkość wyrzutu wynosi około 150 km/s. Uważa się, że wyrzut istnieje od około 30 lat, jego wielkość wynosi około 600 jednostek astronomicznych (96 miliardów kilometrów).

Zdjęcia pokazują dramatyczne zmiany pomiędzy 1995 a 1998 rokiem. W 1995 roku krawędź chmury miała taką samą jasność jak środek. W 1998 r. krawędź nagle stała się jaśniejsza. Ten wzrost jasności, paradoksalnie, wiąże się z chłodzeniem gorącego gazu na krawędzi: chłodzenie wzmaga rekombinację elektronów i atomów, a podczas rekombinacji emitowane jest światło. Te. Po podgrzaniu energia jest zużywana na odrywanie elektronów od atomów, a po ochłodzeniu energia ta jest uwalniana w postaci światła. To pierwszy raz, kiedy astronomowie zaobserwowali taki efekt.

Kolejne zdjęcie przedstawia kolejny wybuch gwiazd. (Zdjęcie 5.8. „Podwójna gwiazda He2-90”).

Obiekt znajduje się 8000 lat świetlnych od nas, w gwiazdozbiorze Centaura. Według naukowców He2-90 to para starych gwiazd udających jedną młodą. Jednym z nich jest spuchnięty czerwony olbrzym, tracący materię ze swoich zewnętrznych warstw. Materia ta gromadzi się w dysku akrecyjnym wokół zwartego towarzysza, którym prawdopodobnie jest biały karzeł. Gwiazdy te nie są widoczne na zdjęciach ze względu na pokrywający je pas pyłu.

Zdjęcie. 5.7. Podwójny system XZ Taurus.

Górne zdjęcie pokazuje wąskie, nierówne dżety (promienie ukośne to efekt optyczny). Prędkość strumienia wynosi około 300 km/s. Bryłki są emitowane w odstępach około 100-letnich i mogą być powiązane z pewnego rodzaju quasi-okresową niestabilnością dysku akrecyjnego. Dżety bardzo młodych gwiazd zachowują się w ten sam sposób. Umiarkowana prędkość dżetów sugeruje, że towarzyszem jest biały karzeł. Jednak promienie gamma wykryte w rejonie He2-90 wskazują, że może to być gwiazda neutronowa lub czarna dziura. Ale źródło promieniowania gamma może być po prostu zbiegiem okoliczności. Dolne zdjęcie pokazuje ciemny pas pyłu przecinający rozproszoną poświatę obiektu. Jest to dysk pyłowy skierowany krawędzią do przodu - nie jest to dysk akrecyjny, ponieważ ma kilka rzędów wielkości większy rozmiar. W lewym dolnym i prawym górnym rogu widoczne są grudki gazu. Uważa się, że zostały wyrzucone 30 lat temu.

Zdjęcie. 5.8. Gwiazda podwójna He2-90

Według G. Haro rozbłysk to krótkotrwałe wydarzenie, podczas którego gwiazda nie umiera, ale nadal istnieje*.

*Ta uwaga jest bardzo ważna.

Wszystkie rozbłyski gwiazdowe mają 2 etapy (zauważono, że dotyczy to szczególnie słabych gwiazd):

1. na kilka minut przed rozbłyskiem następuje spadek aktywności i jasności (autor sugeruje, że w tym czasie gwiazda ulega ekstremalnej kompresji);
2. po czym następuje sam rozbłysk (autor zakłada, że ​​w tym czasie gwiazda oddziałuje z gwiazdą centralną, wokół której się obraca).

Jasność gwiazdy podczas rozbłysku rośnie bardzo szybko (w ciągu 10-30 sekund) i powoli maleje (w ciągu 0,5-1 godziny). I chociaż energia promieniowania gwiazdy stanowi zaledwie 1-2% całkowitej energii promieniowania gwiazdy, ślady eksplozji są widoczne daleko w Galaktyce.

W głębi gwiazd z konieczności stale działają dwa mechanizmy przenoszenia energii: absorpcja i emisja. . Sugeruje to, że gwiazda żyje pełnią życia, podczas której następuje wymiana materii i energii z innymi obiektami kosmicznymi.

W szybko rotujących gwiazdach plamy pojawiają się w pobliżu bieguna gwiazdy, a jej aktywność zachodzi właśnie na biegunach. Aktywność biegunów pulsarów optycznych odkryli rosyjscy naukowcy SOA (G.M. Beskin, V.N. Komarova, V.V. Neustroev, V.L. Plokhotnichenko). Chłodne, samotne czerwone karły mają plamy, które wydają się znajdować bliżej równika. .

W związku z tym można założyć, że im chłodniejsza jest gwiazda, tym bliżej równika* wydaje się jej aktywność gwiazdowa (SA).

*To samo dzieje się na Słońcu. Zauważono, że im wyższa aktywność Słońca (SA), tym plamy słoneczne na początku cyklu pojawiają się bliżej jego biegunów; następnie plamy zaczynają stopniowo przesuwać się w stronę równika Słońca, gdzie całkowicie znikają. Kiedy SA jest minimalne, plamy słoneczne pojawiają się bliżej równika (rozdział 7).

Obserwacje rozbłyskujących gwiazd wykazały, że podczas rozbłysku gwiazdy wzdłuż obwodu jej „aury” tworzy się świecący, gazowy, geometrycznie gładki pierścień. Jej średnica jest dziesiątki lub więcej razy większa niż sama gwiazda. Materia wyrzucona z gwiazdy nie jest wynoszona poza „aurę”. Sprawia, że ​​granica tej strefy świeci się. Zostało to zaobserwowane na zdjęciach z Hubble'a (od 1997 do 2000 roku) przez naukowców z Harvard Astrophysical Center (USA) podczas eksplozji supernowej SN 1987A w Wielkim Obłoku Magellana. Fala uderzeniowa przemieszczała się z prędkością około 4500 km/s. i potknąwszy się o tę granicę, został zatrzymany i świecił jak mała gwiazda. Jarzenie pierścienia gazowego, nagrzanego do temperatur kilkudziesięciu milionów stopni, trwało kilka lat. Ponadto fala na granicy zderzyła się z gęstymi skupiskami (planetami lub gwiazdami), powodując ich świecenie w zakresie optycznym . W polu tego pierścienia wyróżniało się 5 jasnych punktów, rozproszonych wokół pierścienia. Plamy te były znacznie mniejsze niż blask gwiazdy centralnej. Ewolucję tej gwiazdy obserwuje się od 1987 roku za pomocą wielu teleskopów na całym świecie (patrz rozdział 3.3. zdjęcie „Wybuch supernowej w Wielkim Obłoku Magellana z 1987 r.”).

Autor sugeruje, że pierścień wokół gwiazdy jest granicą strefy wpływów tej gwiazdy. Jest to swego rodzaju „aura” tej gwiazdy. Podobną granicę obserwuje się we wszystkich galaktykach. Sfera ta jest również podobna do sfery Hill w pobliżu Ziemi*.

*„Aura” Układu Słonecznego wynosi 600 jednostek astronomicznych. (dane amerykańskie).

Świecącymi plamami na pierścieniu mogą być gwiazdy lub gromady gwiazd należące do danej gwiazdy. Blask jest ich reakcją na eksplozję gwiazdy.

Fakt, że gwiazdy i galaktyki zmieniają swój stan przed zapadnięciem, doskonale potwierdziły obserwacje amerykańskich astronomów galaktyki GRB 980326. Tak więc w marcu 1998 r. jasność tej galaktyki po wybuchu najpierw spadła o 4 m, a następnie ustabilizowała się. W grudniu 1998 r. (9 miesięcy później) galaktyka całkowicie zniknęła, a na jej miejscu zajaśniało coś innego (jak „czarna dziura”).

Naukowiec astronom M. Giampapa (USA), badając 106 gwiazd podobnych do Słońca w gromadzie M67 w konstelacji Raka, których wiek pokrywa się z wiekiem Słońca, stwierdził, że 42% gwiazd jest aktywnych. Aktywność ta jest albo wyższa, albo niższa od aktywności Słońca. Około 12% gwiazd ma wyjątkowo niski poziom aktywności magnetycznej (podobny do Minimum Maundera Słońca – patrz poniżej w Rozdziale 7.5). Natomiast pozostałe 30% gwiazd jest w stanie bardzo wysokiej aktywności. Jeśli porównamy te dane z parametrami SA, okaże się, że nasze Słońce najprawdopodobniej znajduje się obecnie w stanie umiarkowanej aktywności* .

*Uwaga ta jest bardzo istotna dla dalszych dyskusji.

Cykle aktywności gwiazd (ZA) . Niektóre gwiazdy charakteryzują się pewną cyklicznością w swojej działalności. W ten sposób krymscy naukowcy odkryli, że sto gwiazd obserwowanych przez 30 lat ma okresowość w swojej aktywności (R.E. Gershberg, 1994-1997). Spośród nich 30 gwiazd należało do grupy „K”, która miała okresy około 11 lat. W ciągu ostatnich 20 lat dla pojedynczego czerwonego karła (o masie 0,3 masy Słońca) zidentyfikowano cykl trwający 7,1–7,5 roku. Cykle aktywności gwiazd zostały również zidentyfikowane w 8.3; 50; 100; 150 i 294 dni. Na przykład rozbłysk w pobliżu gwiazdy w Nowej Kasjopei (w kwietniu 1996 r.), według elektronicznej sieci obserwacji gwiazd zmiennych VSNET, miał maksymalną jasność (+8,1 m) i rozbłyskiwał z wyraźną okresowością - raz na 2 miesiące. Jedna gwiazda w konstelacji Łabędzia miała cykle aktywności trwające 5,6 dnia; 8,3 dnia; 50 dni; 100 dni; 150 dni; 294 dni. Ale najwyraźniej zamanifestował się cykl 50 dni (E.A. Karitskaya, INASAN).

Badania rosyjskiego naukowca V.A. Kotova wykazały, że 50% wszystkich gwiazd oscyluje w fazie słonecznej, a 50% pozostałych gwiazd oscyluje w przeciwfazie. Sama oscylacja wszystkich gwiazd wynosi 160 minut. Oznacza to, że pulsacja Wszechświata, podsumowuje naukowiec, wynosi 160 minut.

Hipotezy dotyczące eksplozji gwiazd. Istnieje kilka hipotez dotyczących przyczyn eksplozji gwiazd. Tutaj jest kilka z nich:

• G. Seeliger (Niemcy): gwiazda poruszająca się po swojej drodze wlatuje w mgławicę gazową i nagrzewa się. Mgławica przebita przez gwiazdę również się nagrzewa. Jest to całkowite promieniowanie gwiazdy i mgławicy ogrzewane przez tarcie, które widzimy;
• N. Lockyer (Anglia): gwiazdy nie odgrywają żadnej roli. Eksplozje powstają w wyniku zderzenia dwóch rojów meteorów lecących ku sobie;
• S. Arrhenius (Szwecja): następuje zderzenie dwóch gwiazd. Przed spotkaniem obie gwiazdy ostygły i zgasły, dlatego nie są widoczne. Energia ruchu zamieniła się w ciepło - eksplozja;
• A. Belopolski (Rosja): dwie gwiazdy zbliżają się do siebie (jedna o dużej masie z gęstą atmosferą wodorową, druga gorąca i o mniejszej masie). Gorąca gwiazda krąży wokół zimnej po paraboli, swoim ruchem podgrzewając jej atmosferę. Następnie gwiazdy ponownie się rozchodzą, ale teraz obie poruszają się w tym samym kierunku. Połysk maleje, „nowy” gaśnie;
• G. Gamov (Rosja), V. Grotrian (Niemcy): rozbłysk jest spowodowany procesami termojądrowymi zachodzącymi w centralnej części gwiazdy;
• I. Kopylov, E. Mustel (Rosja): jest to młoda gwiazda, która następnie uspokaja się i staje się zwykłą gwiazdą znajdującą się na tzw. ciągu głównym;
• E. Milne (Anglia): wewnętrzne siły samej gwiazdy powodują eksplozję, jej zewnętrzna powłoka zostaje oderwana od gwiazdy i uniesiona z dużą prędkością. A sama gwiazda kurczy się, zamieniając się w białego karła. Dzieje się tak z każdą gwiazdą podczas „zachodu” ewolucji gwiazd. Błysk nowej oznacza śmierć gwiazdy. To jest naturalne;
• N. Kozyrev, V. Ambartsumyan (Rosja): eksplozja nie następuje w centralnej części gwiazdy, ale na obrzeżach, płytko pod powierzchnią. Eksplozje odgrywają bardzo ważną rolę w ewolucji Galaktyki;
• B. Vorontsov-Velyaminov (Rosja): nowa to pośredni etap ewolucji gwiazd, kiedy gorący niebieski olbrzym, zrzucając nadmiar masy, zamienia się w niebieskiego lub białego karła.
• E. Schatzman (Francja), E. Kopal (Czechosłowacja): wszystkie wschodzące (nowe) gwiazdy to układy podwójne.
• W. Klinkerfuss (Niemcy): dwie gwiazdy krążą wokół siebie po bardzo wydłużonych orbitach. W minimalnej odległości (periastron) występują potężne przypływy, erupcje i erupcje. Wybucha nowy.
• W. Heggins (Anglia): bliskie przechodzenie gwiazd od siebie. Występują fałszywe pływy, wybuchy i erupcje. To właśnie obserwujemy;
• G. Haro (Meksyk): Rozbłysk to krótkotrwałe wydarzenie, podczas którego gwiazda nie umiera, ale nadal istnieje.
• Uważa się, że w trakcie ewolucji gwiazd ich stabilna równowaga może zostać zakłócona. Chociaż wnętrze gwiazdy jest bogate w wodór, jej energia jest uwalniana w wyniku reakcji jądrowych przekształcających wodór w hel. W miarę wypalania się wodoru rdzeń gwiazdy kurczy się. W jego głębi rozpoczyna się nowy cykl reakcji jądrowych - synteza jąder węgla z jąder helu. Jądro gwiazdy nagrzewa się i nadszedł czas na termojądrową syntezę cięższych pierwiastków. Ten łańcuch reakcji termojądrowych kończy się utworzeniem jąder żelaza, które gromadzą się w centrum gwiazdy. Dalsza kompresja gwiazdy spowoduje wzrost temperatury jądra do miliardów Kelwinów. W tym samym czasie rozpoczyna się rozpad jąder żelaza na jądra helu, protony i neutrony. Ponad 50% energii zużywane jest na oświetlenie i emisję neutrin. Wszystko to wymaga ogromnego wydatku energetycznego, podczas którego wnętrze gwiazdy ulega znacznemu ochłodzeniu. Gwiazda zaczyna katastrofalnie się zapadać. Jego objętość zmniejsza się, a kompresja zatrzymuje się.

Podczas eksplozji powstaje potężna fala uderzeniowa, która wyrzuca z gwiazdy jej zewnętrzną powłokę (5-10% materii)*.

“Czarny cykl gwiazd (L. Konstantinowska). Zdaniem autora ostatnie cztery wersje (E. Schatzman, E. Kopal, V. Klinkerfuss, W. Heggins, G. Aro) są najbliższe prawdy.

Struve zauważył, że kolory gwiazd różnią się tym bardziej, im większa jest różnica w jasności gwiazd składowych i im większa jest ich wzajemna odległość. Pojedyncze gwiazdy są tylko białe lub żółte. Gwiazdy podwójne występują we wszystkich kolorach widma. Białe karły stanowią 2,3–2,5% wszystkich gwiazd.

Jak wspomniano powyżej, kolor gwiazdy zależy od jej temperatury. Dlaczego kolor gwiazdy się zmienia? Można założyć, że:

• kiedy „gwiazda satelitarna” oddala się od swojej gwiazdy centralnej w gromadzie kulistej (na orbicie apogalaktycznej), „gwiazda satelitarna” rozszerza się, spowalnia swój obrót, rozjaśnia się („bieli”), rozprasza energię i ochładza się;
• Zbliżając się do gwiazdy centralnej (orbita perygalaktyczna), gwiazda satelitarna kurczy się, przyspiesza swój obrót, ciemnieje („czerni”) i koncentrując swoją energię, nagrzewa się.

Zmiana koloru gwiazdy powinna nastąpić zgodnie z prawem rozkładu widmowego koloru białego:

• gwiazda rozszerza się z ciemnego burgunda na czerwony, następnie pomarańczowy, żółty, zielono-biały i biały;
• Kompresja gwiazdy następuje od białej do niebieskiej, następnie do niebieskiej, ciemnoniebieskiej, fioletowej i „czarnej”.

Jeśli weźmiemy pod uwagę prawa dialektyki, że każda gwiazda ewoluuje „od stanu prostego do złożonego”, to nie ma śmierci gwiazdy, ale następuje ciągłe przejście z jednego stanu do drugiego poprzez pulsację (eksplozje).

Naukowcy odkryli, że podczas zapadnięcia się gwiazdy (rozbłysku) zmienił się także jej skład chemiczny: atmosfera została znacznie wzbogacona w tlen, magnez i krzem, które zsyntetyzowały rozbłysk w wyniku wysokotemperaturowej eksplozji termojądrowej. Następnie narodziły się ciężkie pierwiastki (G. Izraelyan, Hiszpania) .

Można założyć, że gdy gwiazda pulsuje (ekspansja-kompresja), „czarny” kolor gwiazdy odpowiada momentowi maksymalnej kompresji przed eksplozją. Powinno to mieć miejsce w układach podwójnych, gdy gwiazda zbliża się do gwiazdy centralnej (orbita perygalaktyczna). To właśnie w tym momencie następuje interakcja gwiazdy centralnej z gwiazdą satelitarną, co powoduje „eksplozję” gwiazdy satelitarnej i pulsację gwiazdy centralnej. W tym czasie gwiazda przechodzi na inną, bardziej odległą orbitę (do innego, bardziej złożonego stanu). Takie gwiazdy najprawdopodobniej znajdują się w tak zwanych „czarnych dziurach” Kosmosu. To właśnie w tych strefach należy spodziewać się zjawiska rozbłyskującej gwiazdy. Strefy te są krytycznymi („czarnymi”) aktywnymi punktami Kosmosu.

« Czarne dziury" - (według współczesnych koncepcji) tak nazywa się małe, ale ciężkie gwiazdy (o dużej masie). Uważa się, że zbierają materię z otaczającej przestrzeni. Czarna dziura emituje promieniowanie rentgenowskie, dlatego można ją zaobserwować nowoczesnymi środkami. Uważa się również, że w pobliżu czarnej dziury tworzy się dysk uwięzionej materii. Czarna dziura pojawia się, gdy znajdująca się w niej gwiazda eksploduje. W tym przypadku rozbłysk promieniowania gamma trwa kilka sekund. Zakłada się, że warstwy powierzchniowe gwiazdy eksplodują i rozpadają się, podczas gdy wewnątrz gwiazdy wszystko się kurczy. Otwory zwykle występują w parach z gwiazdą. Zdjęcie 5.9. „Wybuch gwiazdy 24 lutego 1987 roku w Wielkim Obłoku Magellana” przedstawia gwiazdę na miesiąc przed wybuchem (zdjęcie A) i w trakcie wybuchu (zdjęcie B).

Zdjęcie. 5.9. Eksplozja gwiazdy 24 lutego 1987 roku w Wielkim Obłoku Magellana

(A - gwiazda na miesiąc przed eksplozją; B - w trakcie eksplozji)

W tym przypadku pierwsza pokazuje zbieżność trzech gwiazd (pokazana strzałką). Nie wiadomo dokładnie, który z nich eksplodował. Odległość tej gwiazdy od nas wynosi 150 tysięcy lat świetlnych. lata. W ciągu kilku godzin aktywności gwiazdy jej jasność wzrosła o 2 magnitudo i nadal rosła. W marcu osiągnęła czwartą wielkość, po czym zaczęła słabnąć. Podobnego wybuchu supernowej, który można było zaobserwować gołym okiem, nie zaobserwowano od 1604 roku.

W 1899 r. R. Thorburn Innes (1861-1933, Anglia) opublikował pierwszy obszerny katalog gwiazd podwójnych na południowym niebie. Zawierało 2140 par gwiazd, a składniki 450 z nich dzieliła odległość kątowa mniejsza niż 1 sekunda łukowa. To Thorburn odkrył najbliższą nam gwiazdę, Proxima Centauri.

5.10. Katalog 88 konstelacji nieba i ich najjaśniejszych gwiazd.

Uwagi: Konstelacje zodiaku wyróżniono pogrubioną czcionką.

* Przybliżona długość heliocentryczna centrum konstelacji.

Bardzo logiczne jest założenie, że kolor gwiazd w gromadzie kulistej zależy również od ich położenia na orbicie wokół gwiazdy centralnej. Zauważono (patrz wyżej), że wszystkie jasne gwiazdy są samotne, to znaczy są daleko od siebie. A ciemniejsze z reguły są podwójne lub potrójne, to znaczy są blisko siebie.

Można założyć, że kolor gwiazd zmienia się w „tęczę”. Kolejny cykl kończy się w perygalaktyce – maksymalna kompresja gwiazdy i koloru czarnego. Następuje „skok od ilości do jakości”. Następnie cykl się powtarza. Ale podczas pulsacji zawsze spełniony jest warunek - następna kompresja nie następuje w stanie początkowym (małym), ale w procesie rozwoju objętość i masa gwiazdy stale zwiększają się o określoną wielkość. Zmienia się (wzrasta) także jego ciśnienie i temperatura.

Wnioski. Analizując wszystko powyższe, możemy stwierdzić, że:

eksplozje na gwiazdach: regularny, uporządkowany zarówno w przestrzeni, jak i w czasie. To nowy etap ewolucji gwiazd;

eksplozje w galaktyce spodziewać się:

• w „czarnych dziurach” Galaktyki;
• w grupach gwiazd podwójnych (potrójnych itp.), to znaczy, gdy gwiazdy zbliżają się do siebie.
• widmo eksplodującej gwiazdy (jednej lub więcej) powinno być ciemne (od ciemnoniebiesko-fioletowego do czarnego).

5.11. Połączenia Gwiazda-Ziemia

Sto lat temu rozpoznano połączenia słoneczno-ziemskie (STE). Nadszedł czas, aby zwrócić uwagę na połączenia gwiazda-ziemia (STE). Zatem rozbłysk gwiazdy z 1998 r., który miał miejsce 27 sierpnia (znajdującej się w odległości kilku tysięcy parseków od Słońca) miał wpływ na magnetosferę Ziemi.

Metale reagują szczególnie na rozbłyski gwiazdowe. Na przykład widma neutralnego helu (helu-2) i metali reagowały na rozbłysk pojedynczej gwiazdy czerwonego karła (o masie mniejszej niż masa Słońca) po 15-30 minutach (R.E. Gershberg, 1997, Krym).

Na 18 godzin przed optycznym wykryciem eksplozji supernowej w lutym 1987 roku w Wielkim Obłoku Magellana ziemskie detektory neutrin (we Włoszech, Rosji, Japonii, USA) odnotowały kilka wybuchów promieniowania neutrinowego o energii 20-30 megaelektronowoltów. Odnotowano także promieniowanie w zakresie ultrafioletowym i radiowym.

Obliczenia pokazują, że energia rozbłysków (eksplozji) gwiazdowych jest taka, że ​​rozbłysk gwiazdowy taki jak gwiazda Foramen znajduje się w odległości 100 lat świetlnych. lat od Słońca zniszczy życie na Ziemi.

Gwiazdy nawigacji

gwiazdy pozornej wielkości 1-3, używane przez nawigatorów i pilotów przy określaniu lokalizacji statków i samolotów poza widocznością ziemskich punktów orientacyjnych. Efemerydy (współrzędne) tych gwiazd podano w Roczniku Astronomicznym Nautycznym.

• - Przepisy angielskie Parlament w celu ochrony handlu morskiego Anglii przed obcokrajowcami. konkurs. Pierwszy N.a. został przyjęty w 1381 roku...

  Radziecka encyklopedia historyczna

• - urządzenia przeznaczone do pomiaru elementów ruchu statku, samolotu i innych poruszających się obiektów, uzyskania parametrów nawigacyjnych pozwalających na określenie ich lokalizacji oraz danych wstępnych do użycia broni...

  Słowniczek terminów wojskowych

• - gwiazdy o wielkości widzialnej, wykorzystywane przez nawigatorów i pilotów przy określaniu położenia statków i samolotów poza widocznością ziemskich punktów orientacyjnych...

  Słownik architektoniczny

• - światła sygnalizacyjne i charakterystyczne, światła statku, - światła, które statki muszą nosić w nocy. Pozwól innym nawigatorom ocenić kurs statku, kierunek jego działań itp. ...

  Wielki encyklopedyczny słownik politechniczny

• - gwiazdy pozornej 1-3 wielkości, wykorzystywane przez nawigatorów i pilotów przy określaniu położenia statków i samolotów poza widocznością ziemskich punktów orientacyjnych...

  Słownik morski

• - tak samo jak znaki ostrzegawcze...

  Słownik morski

• - instrumenty stosowane w gospodarce morskiej w celu zapewnienia żeglugi...

  Słownik morski

• - zobacz mapy morskie...

  Słownik morski

• - urządzenia przeznaczone do pomiaru poszczególnych elementów ruchu statku, samolotu i innych poruszających się obiektów, uzyskania parametrów nawigacyjnych w celu ich określenia...

  Słownik morski

• - urządzenia zapewniające żeglugę powietrzną, nawigację i efektywne użycie broni...

  Słownik morski

• - szereg uchwał parlamentu angielskiego mających na celu promowanie i ochronę angielskiego handlu i przemysłu morskiego przed zagraniczną konkurencją. Na. opublikowane w latach 1381, 1382, 1488-89, 1532, 1540, 1563, 1650, 1651, 1660, 1663, 1672 i 1696...

  Słownik dyplomatyczny

• - Fersman, 1934, - schematy chemikaliów powiązane lub możliwe do skojarzenia. elementy ułożone w rzędy pionowe i poziome, zdolne, z punktu widzenia praw izomorfizmu, zastąpić pewien element...

  Encyklopedia geologiczna

• - punkty orientacyjne nawigacyjne instalowane na lądzie, wyspach lub płytkich wodach. są świecące i nieświecące, pojedyncze i podzielone...

  Słownik morski

• - przyrządy do pomiaru głębokości morza pod stępką statku. L.N., ze względu na rodzaj ich budowy, dzielą się na: 1. Partię ręczną i diplot. 2. Partie mechaniczne i 3...

  Słownik morski

• - ustawy angielskiego parlamentu przyjęte w celu ochrony angielskiego handlu morskiego przed zagraniczną konkurencją. Pierwszy N.a. został przyjęty w 1381 roku...

  Wielka encyklopedia radziecka

• - Cm....

  W I. Dahla. Przysłowia narodu rosyjskiego

„Gwiazdy nawigacyjne” w książkach

12. Zdolności nawigacyjne ptaków

12. Zdolności nawigacyjne ptaków Odkrycie zdolności ptaków do nawigacji według słońca zdumiało naukowców, ale fakt, że podczas nocnych lotów ptaki nawigują według gwiazd, dosłownie ich zszokował. Zostało to udowodnione kilka lat po odkryciu Cramera przez młodych

MIEJSCA TABU I KAMIENIE NAWIGACYJNE