Що таке зірки

Испокон століть Людина намагався дати назва предметів і явищам, які його оточували. Це стосується і до небесним тілах. Спочатку назви отримали найяскравіші, що абсолютно очевидно зірки, з часом — і другие.

Деякі зірки отримали назви відповідно до становищем, яке вони займають у сузір'ї. Наприклад, яка перебуває у сузір'ї Лебєдя зірка Денеб (слово перекладається «хвіст») справді дислокується у цій частини тіла уявного лебедя. Ще один приклад. Зірка Омикрон, вона більш відома під назвою Миру, що перекладається з латини як «дивовижна», перебуває у сузір'ї Кіта. Миру може змінювати свою яскравість. На тривалі періоди взагалі зникає з поля зору, маю на увазі спостереження неозброєним оком. Назва зірки й пояснюється її специфікою. Здебільшого зірки отримали назви за доби античності, тому немає нічого надзвичайного у цьому, більшість назв має латинські, грецькі, та і арабські корни.

Відкриття зірок, видимий блиск які з часом змінюється, призвело до спеціальним позначенням. Вони позначаються прописними написом, що їх слід назва сузір'я в родовому відмінку. Але й одна змінна зірка, виявлена у якомусь сузір'ї, позначається не буквою A. Відлік ведеться від літери R. Наступна зірка позначається буквою P. S тощо. Коли всі літери алфавіту вичерпані, починається новий коло, то є після Z знову використовується A. У цьому літери можуть подвоюватись, наприклад «RR». «R Льва» означає, що це відкрита змінна зірка в сузір'ї Льва.

ЯК НАРОДЖУЄТЬСЯ ЗІРКА. Зірки народжуються, коли хмару, яке у основному з межзвёздного газу і пилу, стискається й ущільнюється під впливом власної гравітації. Вважається, саме цей процес призводить до утворення зірок. З допомогою оптичних телескопів астрономи можуть побачити ці зони, схожі на темні плями на яскравому тлі. Їх називають «гігантськими комплексами молекулярних хмар», оскільки водень входить у їхні склад у вигляді молекул. Ці комплекси, або системи, поруч із безплатними звёздными скупченнями, є найбільші структури в галактиці, їх діаметр іноді досягає 1300 світлових років. Більше молоді зірки, їх називають «зоряне населення I», утворилися з залишків, одержані внаслідок спалахів старих зірок, їх називають «зоряне населення II». Спалах вибухового характеру викликає ударну хвилю, яка сягає найближчій туманності і провокує її сжатие.

Глобулы Бока. Отже, відбувається стиснення частини туманності. Водночас процесом починається освіту щільних темних газопылевых хмар круглої форми. Їх називають «глобулы Бока». Бок — американський астроном голландського походження (1906;1983) — вперше описав глобулы. Маса глобул приблизно 200 разів перевищує масу за наше Сонце. Принаймні того як кулька Бока продовжує згущуватися, її маса збільшується, притягаючи себе завдяки гравітації матерію із сусідніх областей. У зв’язку з тим, що внутрішня частина глобулы згущається швидше, ніж зовнішня, кулька починає розігріватися і обертатися. За кілька сотень тисяч літ, під час яких стиснення, утворюється протозвезда.

Еволюція протозвезды. Завдяки підвищенню маси до центра протозвезды притягається дедалі більше матерії. Енергія, вивільнена з сжимающегося всередині газу, трансформується на тепло. Тиск, щільність і температура протозвезды підвищуються. Через підвищення температури зірка починає світитися тёмночервоним світлом. Протозвезда має дуже серйозні розміри, і було теплова енергія розподіляється у всій її поверхні, вона усе одно залишається щодо холодної. У ядрі температура збільшується й сягає мільйонів градусів за Цельсієм. Обертання і кругла форма протозвезды кілька видозмінюються, вона стає більш пласкою. Цей процес відбувається триває мільйони років. Побачити молоді зірки важко, оскільки вони ще оточені темним пиловим хмарою, внаслідок чого мало видно блиск зірки. Проте їх можна розглянути з допомогою спеціальних інфрачервоних телескопів. Гаряче ядро протозвезды оточене обертовим диском з матерії, яка має великий силою тяжіння. Ядро настільки розігрівається, що починає викидати матерію із двох полюсів, де опірність мінімальна. Коли ці викиди зіштовхуються з міжзоряному середовищем, вони уповільнюють рух і розсіюються по обидва боки, створюючи краплевидну чи аркообразную структуру, відому під назвою «об'єкт Хербика-Харо».

Зірка чи планета? Температура протозвезды сягає тисяч градусів. Подальше розвитку подій залежить від габаритів цього небесного тіла; якщо маса невелика й не перевищує 10% від безлічі Сонця, це що означає, що немає умов проходження ядерних реакцій. Така протозвезда зможе перетворитися на справжню зірку. Вчені розрахували, що з перетворення сжимающегося небесного тіла в зірку його мінімальна маса повинна бути щонайменше 0,08 від безлічі за наше Сонце. Газосодержащее хмару менших розмірів, згущаючи, буде поступово псуватися і перетвориться на перехідний об'єкт, щось середнє між зіркою і планетою, це званий «коричневий карлик». Планета Юпітер є небесний об'єкт занадто малих розмірів, щоб стати зіркою. Якби був він більше, можливо, у надрах почалися б ядерні реакції, і він поруч із Сонцем сприяв б появі системи подвійних звёзд.

Ядерні реакції. Якщо маса протозвезды велика, він продовжує згущуватися під впливом власної гравітації. Тиск і температура в ядрі ростуть, температура поступово сягає 10 мільйонів градусів. Цього часу досить для сполуки атомів водню і гелію. Далі активізується «ядерний реактор» протозвезды, і її перетворюється на звичайну зірку. Потім виділяється сильний вітер, який розганяє навколишню оболонку з пилу. Після цього можна побачити світло, що виходить із що виникла зірки. Ця стадія називається «фаза Т-Тельцы», вони можуть тривати 30 мільйонів років. З залишків газу та пилу, оточуючих зірку, можливо освіту планет. Народження нової зірки може викликати ударну хвилю. Дійшовши до туманності, вона провокує конденсацію нової матерії, та інформаційний процес звёздообразования продовжиться у вигляді газопылевых хмар. Невеликі за величиною зірки слабкі й холодні, великі ж — гарячі та яскраві. Більшу частину свого існування зірка балансує на стадії равновесия.

ХАРАКТЕРИСТИКА ЗІРОК. Спостерігаючи небом навіть неозброєним оком, можна відразу відзначити таку особливість зірок, як яскравість. Одні зірки дуже яскраві, інші - більш слабкі. Без спеціальних приладів у ідеальні умови видимості можна розгледіти близько 6000 зірок. Завдяки біноклю чи телескопу наші можливості значно зростають, ми можемо милуватися мільйонами зірок Чумацького Шляху і зовнішніх галактик.

Птолемей і «Альмагест». Першу спробу скласти каталог зірок, виходячи з принципі ступеня їх світності, зробив еллінський астроном Гіппарх з Никеи у II столітті до н.е. До його численних праць фігурував і «Зоряний каталог», у якому опис 850 зірок, класифікованих по координатам і світності. Дані, зібрані Гиппархом, і, крім цього, відкрив і явище прецесії, були пророблені й набули подальшого розвитку завдяки Клавдію Птолемею з Александрії під ІІ. н.е. Він створив в фундаментальний опус «Альмагест» в тринадцяти книгах. Птолемей зібрав все астрономічні знання на той час, класифікував їх і викладав у доступній і зрозумілою формі. У «Альмагест» увійшов і «Зоряний каталог». У його основу було покладено спостереження Гіппарха, зроблені чотири століття тому. Але «Зоряний каталог» Птолемея містив приблизно тисячу зірок більше. Каталогом Птолемея користувалися практично скрізь у протягом тисячоліття. Він розділив зірки на шість класів за рівнем світності: найяскравіші були віднесено до першого класу, менш яскраві - до другого тощо. До шостого класу ставляться зірки, ледве помітні неозброєним оком. Термін «сила світіння небесних тіл», використовують і нині для визначення заходи блиску небесних тіл, причому як зірок, але й туманностей, галактик та інших небесних явлений.

Звёздная величина у сучасній науці. У в XIX ст. англійський астроном Норман Погсон удосконалив метод класифікації зірок за принципом світності, існуючий з часів Гіппарха і Птолемея. Погсон врахував, така велика різниця у плані світності між на два класи 2,5. Погсон і запровадив нову шкалу, через яку відмінність між зірками першого варіанта й шостого класів становить 100 а.є. Тобто ставлення блиску зірок першого звёздной величини становить 100. Це ставлення відповідає інтервалу в розмірі 5 звёздных величин.

Відносна й абсолютна звёздная величина. Звёздная величина, вимірювана з допомогою спеціальних приладів, вмонтованих в телескоп, вказує, скільки світла зірки доходить до спостерігача Землі. Світло долає відстань від зірки доі, відповідно, що далі розташована зірка, тим паче слабкої вона здається. Тобто за визначенні звёздной величини необхідно ухвалити у увагу відстань до зірки. У разі йдеться про відносну звёздной величині. Вона залежить від відстані. Є зірки дуже яскраві та дуже слабкі. Порівняйте яскравості зірок незалежно від своїх відстані ідо Землі було запроваджено поняття «абсолютна звёздная величина». Вона характеризує блиск зірки на певному відстані 10 парсек (10 парсек = 3,26 світлового року). Для визначення абсолютної звёздной величини треба зазначити відстань до звезды.

Колір зірок. Наступною важливою характеристикою зірки є її колір. Розглядаючи зірки навіть неозброєним оком, можна побачити, що не вони однакові. Є блакитні, жовті, помаранчеві, червоні зірки, Не тільки білі. Колір зірок багато каже астрономам, насамперед залежить від температури поверхні зірки. Червоні зірки — найхолодніші, їх температура становить приблизно 2000;3000 оС. Жовті зірки, чим наші Сонце, мають середньої температури 5000−6000 оС. Гарячі - білі і блакитні зірки, їх температура становить 50 000−60 000 оС і выше.

Загадкові лінії. Якщо пропустити світло зірки через призму, ми матимемо так званий спектр, він перетинатися лініями. Ці лінії є свого роду «ідентифікаційної картою» зірки, оскільки за ним астрономи можуть визначити хімічний склад поверхневих шарів зірок. Лінії належать різним хімічним елементам. Порівнюючи лінії в звёздном спектрі з лініями, розробленими у лабораторних умовах, можна визначити, які хімічні елементи входять до складу зірок. У спектрах основними є лінії водню і гелію, саме ця елементи становлять основну частину зірки. Однак зустрічаються і елементи групи металів — залізо, кальцій, натрій та інших. У сонячному яскравому спектрі видно лінії майже всіх хімічних элементов.

ДІАГРАМА ГЕРЦШПРУНГА-РЕССЕЛЛА. Серед параметрів, характеризуючих зірку, існують два найголовніших — це температури й абсолютна звёздная величина. Температурні показники тісно пов’язані над кольорами зірки, а абсолютна звёздная величина — зі спектральним класом. Є у вигляді класифікація зірок за інтенсивністю ліній у тому спектрах. Відповідно до яка у час класифікації, зірки відповідно до їх спектрами діляться до 7 основних спектральних класів. Вони названі написом O, B, A, F, G, K, M. Саме цієї послідовності температура зірок знижується від кількох основних десятків тисяч градусів класу O до 2000;3000 градусів зірок типу M. Абсолютна звёздная величина, тобто. міра блиску, вказує кількість енергії, випромінюваної зіркою. Її можна визначити теоретично, знаючи відстань звезды.

Видатна ідея. Ідея зв’язати між собою дві основні параметра зірки спала на думку двом ученим в 1913 року, причому вони проводили роботи незалежно друг від друга. Ідеться про голландському астрономе Эйнаре Герцшпрунге і американському астрофізиці Генрі Норрисе Ресселле. Вчені творили з відривом тисяч кілометрів друг від друга. Вони склали графік, що поєднав воєдино два основних параметри. Горизонтальна вісь відбиває температуру, вертикальна — абсолютну звёздную величину. У результаті вийшла діаграма, якої було присвоєно імена двох астрономів — діаграма Герцшпрунга-Ресселла, чи, простіше, діаграма Г-Р.

Зірка — критерій. Подивимося, як складається діаграма Г-Р. Насамперед, необхідно вибрати звезду-критерий. І тому підходить зірка, відстань до якої відомо, чи інша — з роботи вже обчисленій абсолютної звёздной величиною. Слід пам’ятати, що інтенсивність світності будь-якого джерела, чи то свіча, лампочка чи зірка, змінюється залежно від відстані. Математично висловлюється так: інтенсивність світності «I» на певному відстані «d» джерела зворотно пропорційна «d2». Практично це, що й відстань збільшується вдвічі, то інтенсивність світності зменшується учетверо. Потім визначити температуру вибраних зірок. І тому треба ідентифікувати їх спектральний клас, колір і після цього взяти температуру. Нині замість спектрального типу використовується інший еквівалентний йому показник — «індекс кольору». Далі треба виміряти звёздную величину зірки з цими двома різними за довжиною хвилями (наприклад, використовувати два фільтра, пропускають лише синій і жовтий кольору). Підрахувати різницю. Ці дві параметра наносяться однією площину з температурою, понижающейся зліва-направо, на абсциссе. Абсолютна світність фіксується на ординате, підвищення відзначається знизу вверх.

Головна послідовність. На діаграмі Г-Р зірки розташовуються вздовж діагональної лінії, що йде знизу вгору й за зліва-направо. Ця смуга називається Головна послідовність. Зірки, що входять до її склад, називаються зірками Головною послідовності. Сонце належить саме до цій групі. Це група жовтих зірок з поверхневою температурою приблизно 5600 градусів. Зірки Головною послідовності перебувають у найбільш «спокійній фазі» свого існування. У надрах їх ядер атоми водню перемішуються, утворюється гелій. Фаза Головною послідовності становить 90% часу існування зірки. З 100 зірок 90 зберігаються саме у цій фазі, хоча розподіляються за різними позиціями залежно від температури і світності. Головна послідовність є «вузьку область», це свідчить у тому, що зірки ніяк не зберігають баланс між силою тяжіння, що тягне всередину, і силою, образующейся внаслідок ядерних реакцій, вона тягне до зовнішньої боці зони. Зірка, така Сонцю, рівна 5600 градусів, підтримки балансу повинен мати абсолютну звёздную величину порядку +4,7. Це випливає з діаграми Г-Р.

Червоні гіганти і білі карлики. Червоні гіганти перебувають у верхньої зоні справа, розташованої із зовнішнього боку Головною послідовності. Характерною рисою цих зірок є дуже низька температура (приблизно 3000 градусів), та заодно вони яскравіше зірок, мають ідентичну температуру і розміщених у Головною послідовності. Природно, виникає запитання: якщо енергія, випромінювана зіркою, залежить від температури, чому ж зірки з однаковим температурою мають різну ступінь світності. Пояснення слід шукати у вигляді зірок. Червоні гіганти яскравіші що їх випромінююча поверхню набагато більше, ніж в зірок з Головної послідовності. Не випадково цей тип зірок отримав назву «гіганти». Справді, їх діаметр може перевищувати діаметр Сонця 200 раз, ці зірки можуть тривати простір в 300 мільйонів км, що ще більше відстані від Землі до Сонця! З допомогою положення про вплив розміру зірки спробуємо пояснити деякі моменти існування інших зірок — білі карлики. Вони розташовані внизу зліва в діаграмі Г-Р. Білі карлики — дуже гарячі, але неяскраві зірки. При однаковою температурі з великими і гарячими біло-блакитними зірками Головною послідовності білі карлики значно менше за величиною. Це дуже щільні і компактні зірки, вони у 100 разів менша Сонця, їх діаметр приблизно такою самою, як земної. Можна навести яскравий високої щільності білі карлики — один кубічний сантиметр матерії, з якої вони складаються, повинен важити близько однієї тонны!

Кульові звёздные скупчення. Під час упорядкування діаграм Г-Р кульових звёздных скупчень, а них перебувають у основному старі зірки, дуже важко визначити Головну послідовність. Її сліди фіксуються переважно у нижньої зоні, де концентруються більш холодні зірки. Це з тим, що гарячі і яскраві зірки мали стабільну фазу свого існування й переміщаються вправо, до зони червоних гігантів, і якщо минули її, то зону білих карликів. Якби люди могли простежити упродовж свого життя все еволюційні стадії зірки, вони змогли б непогано побачити, як змінює свої характеристики. Наприклад, коли водень в ядрі зірки припиняє горіти, температура у зовнішньому шарі зірки знижується, сам шар розширюється. Зірка виходить із фази Головною послідовності і летить в праву частина діаграми. Ідеться насамперед великих щодо маси зірок, найяскравіших, — саме такий тип еволюціонує швидше. З часом зірки виходять із Головною послідовності. На діаграмі фіксується «turning point» — «поворотна точка», завдяки ній, можливо, досить вдало обчислити вік зірок скупчень. Що на діаграмі перебуває «поворотна точка», тим молодший скупчення, і, відповідно, що нижчою з діаграми вона, тим старше віком зоряне скопление.

Значення діаграми. Діаграма Герцшпрунга-Ресселла надає величезну допомогу у вивченні еволюції зірок протягом існування. Упродовж цього терміну зірки змінюються, трансформації, в якісь періоди вони глибокі. Нам вже відомо, що зірки відрізняються за власним характеристикам, а, по типам фаз, у яких перебувають у ту чи іншу час. З допомогою цієї діаграми можна визначити відстань до зірок. Можна вибрати будь-яку зірку, розташовану за Головною послідовності, з роботи вже певній температурою і подивитися її поступу диаграмме.

РАССОЯНИЕ ДО ЗІРОК. Коли ми ще дивимося на небо неозброєним оком, зірки, навіть дуже яскраві, здаються нам блискучими точками, розташованими на однаковому ми відстані. Небесний звід розкинувся з нас як килим. Не випадково позиції зірок виражені тільки у двох координатах (пряме сходження і схиляння), а чи не у трьох, наче вони розташовані на півметровій поверхні, а чи не тривимірному просторі. З допомогою телескопів ми маємо очікувати усю інформацію про звёздах, приміром з фотографіям космічного телескопа «Хаббл» ми можемо точно визначити, якою відстані перебувають звёзды.

Глибина простору. Про те, що Всесвіт має й третє вимір — глибину, — люди дізналися нещодавно. Тільки на початку ХІХ століття завдяки вдосконаленню астрономічного устаткування й інструментів вчені змогли виміряти відстань до деяких зірок. Першої була зірка 61 Лебєдя. Астрономом Ф. В. Бессель встановив, що вона з відривом 10 світлових років. Бессель був однією з перших астрономів, измеривших «щороку паралакс». До нашого часу метод «річного параллакса» є основою виміру відстані до зірок. Це суто геометричний метод — досить виміряти куток і обчислити результат. Але простота методу який завжди відповідає результативності. Через великий удалённости зірок кути дуже маленькі. Їх можна виміряти з допомогою телескопів. Кут параллакса зірки Проксима Центавра, найближчій з потрійний системи Альфа Центавра, маленький (0.76 точний варіант), але з такою кутом можна розгледіти монету на 100 лір з відривом десятка кілометрів. Зрозуміло, що далі відстань, тим меншим стає угол.

Неуникненні неточності. Помилки у плані визначення параллакса цілком можливі, причому їх кількість збільшується в мері видалення об'єкта. Хоча, з допомогою сучасних телескопів, можна виміряти кути з точністю до тисячною, помилки усе одно будуть: з відривом 30 світлових років становитимуть приблизно 7%, 150 св. років — 35%, а 350 св. років — до70%. Зрозуміло, великі неточності роблять виміру марними. Використовуючи «метод параллакса», можна успішно визначити відстані за кілька тисяч зірок, розміщених у районі приблизно 100 м світлових років. Але в галактиці перебувають понад сто мільярдів зірок, діаметр яких складає 100 000 світлових років! Є кілька варіантів методу «річного параллакса», наприклад «вікової паралакс». Метод враховує рух Сонця і всієї Сонячної системи у бік сузір'я Геракла, зі швидкістю 20км/сек. За такої русі вчені мають можливість зібрати потрібну базі даних щодо успішного розрахунку параллакса. За ті десять років отримано інформацією 40 раз більше, ніж було можливо раніше. Потім із допомогою тригонометрических обчислень визначається відстань до певній звезды.

До звёздных скупчень. Простіше обчислити відстань до звёздных скупчень, особливо розсіяних. Зірки розташовані щодо близько друг від друга, тому, зрозумівши відстань до зірки, можна знайти й відстань всього звёздного скупчення. З іншого боку, у разі можна використовувати статистичні методи, дозволяють скоротити кількість неточностей. Наприклад, метод «збіжних точок», він часто застосовується астрономами. Він грунтується, що з тривалому спостереженні за зірками розсіяного скупчення виділяються рухомі до спільної точці, він і називається сходящейся точкою. Вимірявши, кути і радіальні швидкості (тобто швидкості наближення до Землі видалення від неї), можна визначити відстань до звёздного скупчення. З використанням цього можливо 15% неточностей при відстані 1500 світлових років. Він використовують і при відстанях в 15 000 світлових років, що цілком адресований небесних тіл з нашого Галактике.

Main Sequence Fitting — встановлення Головною послідовності. Для визначення відстані до далеких звёздных скупчень, наприклад до Плеяд, можна діяти так: побудувати діаграму Г-Р, на вертикальної осі відзначити видиму звёздную величину (а чи не абсолютну, т.к. вона залежить від відстані), яка від температури. Потім порівняти отриману картину з діаграмою Г-Р Иад, в неї багато спільних рис у плані Головних послідовностей. Поєднавши дві діаграми як і щільніше, можна визначити Головну послідовність звёздного скупчення, відстань куди треба виміряти. Потім використовувати рівняння: m-M=5log (d)-5, де m — видима звёздная величина;

M — абсолютна звёздная величина; d — відстань. Англійською його називається «Main Sequence Fitting». Його можна використовувати до таких розсіяним зоряним скупчень, як NGC 2362, Альфа Персея, III Цефея, NGC 6611. астрономы пробували визначити відстань до відомого подвійного розсіяного звёздного скупчення в сузір'ї Персея («h» і «chi»), де знаходиться багато звёзд-сверхгигантов. Але дані вийшли суперечливі. З допомогою методу «Main Sequence Fitting» встановлюють відстань до 20 000−25 000 світлових років, це п’ята частина від нашої Галактики.

Інтенсивність світла, і відстань. Чим більше розміщено якесь небесне тіло, тих його світло здається слабше. Це становище цілком узгоджується з оптичним законом, відповідно до яким інтенсивність світла «I» зворотно пропорційна відстані, возведённому в квадрат «d». [I ~ 1/d2] Наприклад, якщо якась галактика перебуває в відстані 10 мільйонів світлових років, то інша галактика, розташована у 20 мільйонах світлових років, має блиск учетверо менший проти першої. Тобто з математичної погляду зв’язок між двома величинами «I» і «d» точна і яка вимірюється. Якщо говорити мовою астрофізики, інтенсивність світла є абсолютної величиною звёздной величиною М будь-якого небесного об'єкта, відстань куди слід виміряти. Використовуючи рівняння m-M=5log (d)-5 (воно відбиває в законі про зміні блиску) і знаючи, що m можна визначити з допомогою фотометра, а М відома, вимірюється відстань «d». Отже, знаючи абсолютну звёздную величину, з допомогою розрахунків визначити відстань не сложно.

Межзвёздное поглинання. Один із головних проблем, що з методами виміру відстані - проблема поглинання світла. Дорогою на Землю світло долає величезні відстані, він проходить через межзвёздную пилюка та газ. Відповідно частина світла адсорбируется, і що він сягає встановлених Землі телескопів, вже непервоначальную силу. Вчені називають цю «экстинкцией», ослабленням світла. Конче важливо обчислити кількість экстинкции під час використання низки методів, наприклад, канделы. У цьому повинні прагнути бути відомі точно абсолютні звёздные величини. Нескладно визначити экстинкцию нашій Галактики — досить прийняти до уваги пилюка та газ Чумацького Шляху. Важче визначити экстинкцию світла від об'єкта з іншої галактики. До экстинкции дорогою з нашого Галактиці треба додасть і частина поглощённого світла з другой.

ЕВОЛЮЦІЯ ЗІРОК. Внутрішнє життя зірки регулюється впливом двох сил: сили тяжіння, яка протидіє зірці, утримує її, і сили, звільнюваної при які у ядрі ядерних реакціях. Вона, навпаки, прагне «виштовхнути» зірку в далеке простір. Під час стадії формування щільна і стиснута зірка перебуває під сильним впливом гравітації. У результаті відбувається сильне нагрівання, температура сягає 10−20 мільйонів градусів. Цього часу досить спершу ядерних реакцій, у яких водень перетворюється на гелій. Потім протягом тривалого дві сили врівноважують одне одного, зірка перебуває у стабільний стан. Коли ядерне пальне ядра потроху вичерпується, зірка входить у фазу нестабільності, дві сили протиборствують. Для зірки настає критичного моменту, на дію вступають найрізноманітніші чинники — температура, щільність, хімічний склад. На місце виступає маса зірки, саме з неї залежить майбутнє цього небесного тіла — чи зірка спалахне, як наднова, чи перетвориться на білого карлика, нейтронну зірку чи чорну дыру.

Як вичерпується водень. Тільки дуже великі серед небесних тіл стають зірками, менші стають планетами. Є й тіла середньої маси, вони великі, щоб ставитися до класу планет, і дуже маленькі доньки та холодні у тому, щоб в з надрах відбувалися ядерні реакції, характерні для зірок. Отже, зірка формується з хмар, які з межзвёздного газу. Як зазначалось, досить тривалий час зірка досі у урівноваженому стані. Потім настає час нестабільності. Подальша доля зірки залежить від різних чинників. Розглянемо гіпотетичну зірку невеликого розміру, маса якої від 0,1 до запланованих 4 сонячних мас. Характерною рисою зірок, мають малу масу, є конвекції у внутрішніх шарах, тобто. речовини, що входять до склад зірки, не змішуються, як у зірок, які мають великий масою. Це означає, що, коли водень в ядрі закінчується, нових запасів цього елемента в зовнішніх шарах немає. Водень, згораючи, перетворюється на гелій. Потроху ядро розігрівається, поверхневі шари дестабілізують власну структуру, і яскрава зоря, як можна дивитися по діаграмі Г-Р, повільно виходить із Головною послідовності. У новій фазі щільність матерії всередині зірки підвищується, склад ядра «дегенерирует», внаслідок з’являється особлива консистенція. Вона відрізняється від нормальної материи.

Видозміну матерії. Коли матерія видозмінюється, тиск залежить від щільності газів, а чи не від температури. На діаграмі Герцшпрунга-Ресселла зірка зсувається вправо, та був вгору, наближаючись до області червоних гігантів. Її розміри значно збільшуються, і від цього температура зовнішніх шарів падає. Діаметр червоного гіганта може становити сотні мільйонів кілометрів. Коли наше сонце увійде у цю фазу, воно «проковтне» і Меркурій і Венеру, і якщо не зможе перебрати і Землю, то разогреет її настільки, що таке життя на планеті перестане існувати. Протягом часу еволюції зірки температура її ядра підвищується. Спочатку відбуваються ядерні реакції, потім досягненні оптимальної температури починається плавлення гелію. Коли це відбувається, раптове підвищення температури ядра викликає спалах, і яскрава зоря швидко переміщається у ліві частина діаграми Г-Р. це званий «helium flash». Саме тоді ядро, що містить гелій, згоряє разом із воднем, що входить у склад оболонки, оточуючої ядро. На діаграмі Г-Р ця стадія фіксується просуванням вправо по горизонтальній линии.

Останні фази еволюції. При трансформації гелію в вуглеводень ядро видозмінюється. Його температура підвищується до того часу, поки вуглець не почне горіти. Відбувається новий спалах. У кожному разі під час останніх фаз еволюції зірки відзначається значні втрати її маси. Це може статися поступово чи різко, під час спалахи, коли зовнішні верстви зірки лопаються, як велика міхур. У разі утворюється планетарна туманність — оболонка сферичної форми, поширювана осіб у космічному просторі зі швидкістю кілька десятків і навіть сотень км/сек. Кінцева доля зірки залежить від безлічі, що залишилася після подій із ній. Якщо під час всіх перетворень і спалахів викинула багато матерію та її маса вбирається у 1,44 сонячної маси, зірка перетворюється на білого карлика. Ця називається «ліміт Чандрасекара» в честь пакистанського астрофізика Субрахманьяна Чандрасекара. Це максимальна маса зірки, коли він катастрофічний кінець може відбудуться через тиск електронів в ядрі. Після спалаху зовнішніх шарів ядро зірки залишається, та її поверхнева температура дуже високий — порядку 100 000 пРИБЛ. Зірка рухається до лівого краю діаграми Г-Р і спускається вниз. Її світність зменшується, оскільки зменшуються розміри. Зірка повільно сягає зони білі карлики. Це зірки невеликого діаметра, але різні дуже високою щільності, у півтора мільйона раз більше щільності води. Білий карлик є кінцеву стадію еволюції зірки, без спалахів. Вона потроху вистигає. Вчені вважають, що кінець білого карлика проходить надто повільно, у разі, початку існування Всесвіту, схоже, жоден білий карлик не став жертвою «термічної смерті». Якщо ж зірка велика, і її маса більше Сонця, вона спалахне, як наднова. Під час спалахи зірка не завалиться в цілому або частково. У першому випадку від неї залишиться хмару газу з залишковими речовинами зірки. У другому — залишиться небесне тіло найвищої щільності - нейтронна зірка чи чорна дыра.

ПЕРЕМІННІ ЗІРКИ. Відповідно до концепції Аристотеля, небесні тіла Всесвіту є вічними і постійними. Але це теорія зазнала значних змін з приходом в XVII в. перших біноклів. Спостереження, які проводилися протягом наступних століть, продемонстрували, що насправді позірна сталість небесних тіл пояснюється відсутністю техніки для спостереження чи її недосконалістю. Вчені дійшли висновку, що мінливість є спільною характеристикою всіх видів зірок. Протягом еволюції зірка проходить кілька стадій, під час яких її основні характеристики — колір і світність — перетерплюють глибокі зміни. Вони відбуваються впродовж існування зірки, але це десятки або сотню мільйонів років, тому людина може бути очевидцем того що відбувається. В окремих класів зірок що відбуваються зміни фіксуються в короткі часові відтинки, наприклад протягом кількамісячної, днів або це частини діб. Ці зміни зірки, її світлові потоки можна багаторазово виміряти протягом наступних ночей.

Вимірювання. Насправді цю проблему негаразд проста, як здається здавалося б. Під час проведення вимірів необхідно враховувати атмосферні умови, що змінюються, причому іноді значна протягом однієї ночі. У зв’язку з цим даних про світлових потоках зірок істотно різняться. Дуже важливо було вміти відрізнити справжні зміни світлового потоку, що безпосередньо пов’язані блискуче зірки, від що здаються чомусь, вони пояснюються зміною атмосферних умов. І тому рекомендується провести порівняння світлових потоків що спостерігається зірки коїться з іншими зірками — орієнтирами, видимими в телескоп. Якщо зміни удавані, тобто. пов’язані зі зміною атмосферних умов, вони торкнутися всіх можна побачити зірок. Одержати вірні дані про стан зірки на кок-те етапі - це щабель. Далі йде скласти «криву блиску» для фіксування можливих змін блиску. Вона показувати зміна звёздной величины.

Змінні чи ні. Зірки, звёздная розмір яких мінлива, називають перемінними. У декого з тих мінливість лише що здається. У це зірки, що стосуються системи подвійних. У цьому, коли орбітальна площину системи більш-менш збігаються з променем зору спостерігача, йому може здаватися, що з двох зірок в цілому або частково притлумлюється інший і є менш яскравою. У таких випадках зміни периодичны, періоди зміни блиску затменных зірок повторюються з інтервалом, співпадаючим з орбітальним періодом подвійний системи зірок. Ці зірки називаються «затменные перемінні». Наступний клас змінних зірок — «внутрішні перемінні». Амплітуди коливань блиску цих зірок залежить від фізичних параметрів зірки, наприклад, від радіуса і температури. Протягом тривалого астрономи вели контролю над мінливістю змінних зірок. Тільки нашої Галактиці зафіксовано 30 000 змінних зірок. Їх розділили на дві групи. До першої ставляться «эруптивные перемінні зірки». Їм властиві однократные чи повторювані спалахи. Зміни звёздных величин епізодичні. До класу «эруптивных змінних», чи вибухових, ставляться також нові, і наднові. До другої групи — все остальные.

Цефеиды. Існують перемінні зірки, блиск яких змінюється суворо періодично. Зміни відбуваються через певні часові відтинки. Якщо скласти криву блиску, вона чітко зафіксує регулярність змін, у своїй форма кривою відзначить максимальні мінімальних характеристики. Різниця між максимальним і мінімальним коливаннями визначає великий простір між двома характеристиками. Зірки подібного типу ставляться до «змінним пульсуючим». По кривою блиску можна дійти невтішного висновку, що блиск зірки зростає швидше, ніж убуває. Змінні зірки поділяються на класи. За критерій береться зіркапрототип, саме він дає назва класу. Як приклад можна привести Цефеиды. Цю саму назву походить від зірки Цефея. Це найбільш простий критерій. Є й інший — зірки поділяються по спектрам. Змінні зірки можна розділити на підгрупи з різних критериям.

ПОДВІЙНІ ЗІРКИ. Зірки на небесному зведенні перебувають у вигляді скупчень, асоціація, а чи не як поодинокі тіла. Звёздные скупчення може бути усіяні зірками дуже густо чи ні. Між зірками можуть існувати й тісніші зв’язку, йдеться про подвійних системах, як називають астрономи. У парі зірок еволюція однієї впливає і вторую.

Відкриття. Відкриття подвійних зірок, нині їх у такий спосіб називають, стало однією з перших відкриттів, осуществлённых з допомогою астрономічного бінокля. Першої парою цього зірок стала Мицар із сузір'я Великий Медведицы. Відкриття зробив італійський астроном Риччоли. З огляду на величезне кількість зірок у Всесвіті, вчені дійшли висновку, що Мицар у тому числі не єдина подвійна система, і мали рацію, невдовзі спостереження підтвердили цю гіпотезу. У 1804 року відомий астроном Вільям Гершель, присвятив 24 року науковим спостереженням, опублікував каталог, у якому опис приблизно 700 подвійних зірок. Спочатку вчені було невідомо точно, пов’язані чи фізично друг з одним компоненти подвійний системи. Деякі світлі голови вважали, що у подвійні зірки діє звёздная асоціація загалом, тим більше парі блиск складових був є неоднаковим. У цьому сенсі складалося враження, що вони знаходяться не поруч. Для з’ясування справжнього стану тіл довелося б виміряти параллактические усунення зірок. Цим і нарешті зайнявся Гершель. До найбільшому подиву, параллактическое усунення однієї зірки з відношення до інший виміру атмосферного явища дало несподіваний результат. Гершель зауважив, що замість симметрического коливання з періодом в 6 місяців кожна зірка слід за складного эллипсоидному шляху. Відповідно до законами небесної механіки два тіла, пов’язаних силою тяжіння, рухаються еліптичної орбіті. Спостереження Гершеля підтвердили теза у тому, що подвійні зірки пов’язані фізично, то є силами тяготения.

Класифікація подвійних зірок. Розрізняють три основних класу подвійних зірок: визуально-двойные, подвійні фотометрические і спектрально-двойственные. Ця класифікація не відбиває повною мірою внутрішні відмінності класів, але дає уявлення про звёздной асоціації. Двоїстість визуально-двойных зірок добре видно зі телескоп в міру їхнього руху. Нині ідентифіковано близько 70 000 визуально-двойных, але тільки 1% їх було точно визначено орбіта. Така цифра (1%) має дивувати. Річ у тім, що орбітальні періоди можуть становити кілька десятиліть, а то й цілі століття. А вибудувати шлях орбітою — дуже кропітка праця, вимагає проведення численних розрахунків і спостережень із різних обсерваторій. Найчастіше вчені мають тільки фрагментами руху орбітою, іншої шлях вони відновлюють дедуктивним методом, використовуючи наявні дані. Слід пам’ятати, що орбітальна площину системи то, можливо нахилена до променю зору. У разі відтворена орбіта (видима) буде набагато відрізнятиметься від істинної. Якщо визначено справжня орбіта, відомі період обертання і кутовий відстань між двома зірками, можна, застосувавши третій закон Кеплера, визначивши суму мас компонентів системи. Відстань подвійний зірки до нас у своїй також має бути известно.

Подвійні фотометрические зірки. Про двоїстість цією системою зірок можна судити лише з періодичним коливань блиску. При русі такі зірки переменно загороджують друг друга. Їх також називають «затменно-двойные зірки». У цих зірок площині орбіт близькі до подання променя зору. Що більшу площа займає затемнення, тим паче виражений блиск. Коли проаналізувати криву блиску подвійних фотометричні зірок, можна визначити нахил орбітальної площині. З допомогою кривою блиску можна знайти й орбітальний період системи. Якщо зафіксовано, наприклад, два затемнення, крива блиску матиме два зниження (мінімуму). Період часу, протягом якого фіксуються три послідовних зниження за дзвоновидною кривою блиску, відповідає орбітальному періоду. Періоди подвійних фотометричні зірок значно коротші проти періодами визуально-двойных зірок і вони становлять термін кілька годин чи кілька дней.

Спектрально-двойственные зірки. З допомогою спектроскопії можна підмітити розщеплення спектральних ліній внаслідок ефекту Доплера. Якщо хтось із компонентів є слабку зірку, то спостерігається лише періодичне коливання положень одиночних ліній. Такий спосіб використав разі, коли компоненти подвійний зірки дуже близькі між собою і злочини їх важко ідентифікувати з допомогою телескопа як визуально-двойные зірки. Подвійні зірки, зумовлені з допомогою спектроскопа і ефекту Доплера, називаються спектральнодвоїсті. Не все подвійні зірки є спектральними. Два компонента подвійних зірок можуть віддалятися і наближатися в радіальному напрямі. Спостереження свідчать, що подвійні зірки зустрічаються в основному нашої Галактиці. Складно визначити відсоткове співвідношення подвійних і одинарних зірок. Якщо діяти методом вирахування і з усього звёздного населення відняти число ідентифікованих подвійних зірок, можна дійти невтішного висновку, що вони є меншість. Такий висновок то, можливо помилковим. У астрономії є поняття «ефект відбору». Для визначення двоїстості зірок треба ідентифікувати їх основні характеристики. Для цього потрібні хороше устаткування. Іноді складно визначити подвійні зірки. Наприклад, визуально-двойные зірки який завжди помітні з великої віддаленні спостерігача. Іноді кутовий відстань між компонентами не фіксується телескопом. Щоб зафіксувати фотометрические і спектрально-двойственные зірки, їх блиск може бути достатньо сильним для збору модуляцій світлового потоку і ретельного виміру довжини хвиль в спектральних лініях. Кількість зірок, підхожих за всіма параметрами для досліджень, негаразд велике. За даними теоретичних розробок, можна припустити, що подвійні зірки сягають від 30% до70% звёздного населения.

НОВІ ЗВЁДЫ. Змінні вибухові зірки складаються з білого карлика і зірки Головною послідовності, як Сонце, чи постпоследовательности, мов червона гігант. Обидві зірки йдуть по вузької орбіті з періодичністю на кілька годин. Вони близькою відстані один від друга, у зв’язку з що вони тісно взаємодіють і викликають ефектні явища. Із середини ХІХ століття вчені фіксують на оптичної смузі змінних вибухових зірок переважання фіолетового кольору ще на певний час, це явище збігаються з наявністю піків на кривою блиску. За цим принципом зірки розділили сталася на кілька групп.

Класичні нові зірки. Класичні нові зірки від змінних вибухових тим, що й оптичні спалахи немає повторюваного характеру. Амплітуда кривою їх блиску виражена чётче, і підйом до максимально точці відбувається значно швидше. Зазвичай вони досягають максимального блиску протягом кількох годин, за цей період нова зірка набуває звёздную величину рівну приблизно 12, тобто світловий потік поповнюється 60 000 одиниць. Чим повільніше відбувається процес піднесення до максимуму, проте помітно й зміна блиску. Нова зірка недовго залишається вагітною «максимум», зазвичай цей період займає період від днів за кілька місяців. Потім блиск починає зменшуватися, спочатку швидко, потім повільніше до звичайного рівня. Тривалість цієї фази залежить від різних обставин, але її тривалість становить менше кілька років. У нових класичних зірок всі ці явища супроводжуються неконтрольованими термоядерними реакціями, що відбуваються в поверхневих шарах білого карлика, саме міститься «запозичений» водень від другого компонента зірки. Нові зірки завжди подвійні, одне із компонентів обов’язково — білий карлик. Коли безліч компонента зірки перетікає до білому карлику, шар водню починає стискатися і розігрівається, відповідно температура підвищується, гелій розігрівається. Усе це відбувається швидко, різко, внаслідок має місце спалах. Випромінююча поверхню збільшується, блиск зірки стає яскравим, на кривою блиску фіксується сплеск. Під час активної фази спалахи нова зірка сягає максимального блиску. Максимальна абсолютна звёздная величина становить від -6 до -9. у нових зірок цю цифру досягається повільніше, у змінних вибухових зірок — швидше. Нові зірки є і за іншими галактиках. І те, що ми бачимо, це їх видима звёздная величина, абсолютну визначити не можна, так як невідомо їх точне відстань до Землі. Хоча у принципі можна почути абсолютну звёздную величину нової, якщо вона в максимальної близькості одної нової зірки, відстань до якої відомо. Максимальна абсолютна величина вираховується по рівнянню: M=-10.9+2.3log (t). t — цей час, протягом якого крива блиску нової зірки падає до 3 звёздных величин.

Карликові нові зірки і повторювані нові. Найближчими родичами нових зірок є карликові нові зірки, їх прототип «U Близнюків». Їх оптичні спалахи практично аналогічні вибухів нових зірок, але є розбіжності у кривих блисках: їх амплітуди менше. З’являються розбіжності й в повторюваності спалахів — у нових карликових зірок такі трапляються більш-менш регулярно. У середньому разів у 120 днів, але часом і кілька років. Оптичні спалахи нових тривають і від кількох годин за кілька днів, після чого протягом кількох тижнів блиск зменшується і, нарешті, сягає звичайного рівня. Існуючу різницю можна пояснити різними фізичними механізмами, по справжньому провокують оптичну спалах. У «U Близнюків» спалахи відбуваються через раптового зміни відсоткового співвідношення матерії білому карлику — її збільшення. Через війну має місце величезний викид енергії. Спостереження за карликовими новими зірками в фазі затемнення, тобто білий карлик і диск, навколишній, закриваються зіркою — компонентом системи, точно свідчать, що став саме білий карлик, вірніше, його диск є джерелом світла. Повторювані нові зірки є щось середнє між класичними новими і карликовими новими зірками. Відповідно до назви, їх оптичні спалахи повторюються регулярно, що ріднить його з новими карликовими зірками, але відбувається це кілька десятків років. Посилення блиску під час спалахи більш виражено і як близько 8 звёздных величин, ця риса наближає їх до класичним новим звёздам.

РАССЕЯНЫЕ ЗВЁЗДНЫЕ СКУПЧЕННЯ. Розсіяні звёздные скупчення знайти неважко. Їх називають галактичними скупченнями. Йдеться про утвореннях, які включають від кількох основних десятків за кілька тисяч зірок, більшість яких видно неозброєним оком. Звёздные скупчення постають перед спостерігачем як ділянку неба, густо усіяний зірками. Зазвичай, такі області концентрації зірок добре за небі, але буває, причому нечасто, що скупчення практично нерозрізнено. Щоб визначити, є будь-якої ділянку неба зоряним скупченням чи йдеться про звёздах, просто близько розташованих друг до друга, варто вивчити їх рух і побачити відстань до Землі. Зірки, складові скупчення, рухаються щодо одного напрямі. З іншого боку, якщо зірки, які далеко друг від друга, розташовані на півметровій однаковій відстані від Сонячної системи, вони, звісно, пов’язані між собою силами притягування й становлять розпорошеного скопление.

Класифікація звёздных скупчень. Довжина цих звёздных систем варіюється від 6 до 30 світлових років, середня довжина становить приблизно дванадцять світлових років. Усередині звёздных скупчень зірки сконцентровані хаотично, безсистемно. Скупчення немає чітко вираженої форми. При класифікації звёздных скупчень слід сприймати до уваги кутові виміру, приблизне загальне кількість зірок, ступінь їх концентрації в скупченні і різницю у блиску. У 1930 року американський астроном Роберт Трамплер запропонував класифікувати скупчення за такими параметрами. Усі скупчення підрозділялися чотирма класу за принципом концентрації зірок і позначалися римськими цифрами від I до IV. Кожен із чотирьох класів ділиться втричі підкласу по однорідності блиску зірок. До першого підкласу ставляться скупчення, у яких зірки мають приблизно одну ступінь світності, до третьої - із суттєвою різницею цьому плані свої. Потім американський астроном і запровадив ще три категорії класифікації звёздных скупчень за кількістю зірок, які входять у скупчення. До першої категорії «p» ставляться системи, у яких менш 50 зірок. До другої «m» — скупчення, які з 50 до 100 зірок. До третьої - мають понад сто зірок. Наприклад, відповідно до цієї класифікацією, зоряне скупчення, позначене в каталозі як «I 3p», є систему, що складається менше як із 50 зірок, густо сконцентрованих в небо та які мають різною мірою блеска.

Однорідність зірок. Усі зірки, які стосуються якомусь розсіяному звёздному скупченню, мають характерну риску — однорідність. Це означає, що вони утворилися з однієї й тієї ж газового хмари й спочатку існування мають однакову хімічний склад. З іншого боку, припущення, що вони з’явилися торік у свого часу, тобто всі мають однакову вік. Існуючі з-поміж них відмінності можна пояснити різним ходом розвитку, але це визначається масою зірки з її освіти. Ученим відомо, значні зірки мають коротший термін існування по перевірки малими зірками. Великі еволюціонують значно швидше. Здебільшого розсіяні звёздные скупчення є небесні системи, які з щодо молодих зірок. Цей вид звёздных скупчень дислокується переважно у спіральних гілках Чумацького Шляху. Саме це дільниці з’являлися у недалекому минулому активними зонами звёздообразования. Винятки становлять скупчення NGC 2244, NGC 2264 і NGC6530, їх вік дорівнює кількох десятків мільйонів років. Це замалий термін для звёзд.

Вік і хімічний склад. Зірки розсіяних звёздных скупчень пов’язані між собою силою тяжіння. Але те, що цей зв’язок недостатньо міцна, розсіяні скупчення можуть розпадатися. Це відбувається поза тривалий час. Процес розформування пов’язані з впливом гравітації одиночних зірок, розташованих неподалік скупчення. Старих зірок у складі розсіяних звёздных скупчень у тому. Хоча є винятку. Передусім це стосується великим скупчень, у яких зв’язок між зірками значно сильніші за. Відповідно, і середній вік таких систем більше. У тому числі можна назвати NGC 6791. До складу цього звёздного скупчення входять приблизно 10 000 зірок, його вік становить близько 20 мільярдів років. Орбіти великих звёздных скупчень несуть їх у тривалий час далеке від площині галактики. Відповідно, вони менше можливостей зустрітися ще з великими молекулярними хмарами, що могла б спричинити у себе розформування звёздного скупчення. Зірки розсіяних звёздных скупчень подібні за хімічним складом з Сонцем та інші зірками галактичного диска. Розбіжність у хімічному складі залежить від відстані від центру Галактики. Що далі від центру розміщено зоряне скупчення, тим менше елементів із групи металів воно містить. Щодо хімічного складу також залежить від його віку звёздного скупчення. Це стосується і до одиночним звёздам.

КУЛЬОВІ ЗВЁЗДНЫЕ СКУПЧЕННЯ. Кульові звёздные скупчення, які нараховують сотні тисяч зірок, мають дуже незвичний вид: вони сферична форма, і зірки концентруються у яких настільки щільно, що із допомогою наймогутніших телескопів неможливо розрізнити одиночні об'єкти. Зазначається сильна концентрація зірок до центру. Дослідження кульових скупчень має важливого значення в астрофізиці в плані вивчення еволюції зірок, процесу формування галактик, вивчення структури нашої Галактики та засобами визначення віку Вселенной.

Форма Чумацького Шляху. Вчені встановили, що кульові скупчення утворилися на початковому етапі знають формування нашої Галактики — протогалактический газ мав сферичну форму. Під час гравітаційного взаємодії до завершення стискування, що спричинило створення диска, поза ним виявилися згустки матерії, газу та пилу. Саме їх утворилися кульові звёздные скупчення. До того ж вони сформувалися до появи диска і залишився там-таки, що й утворилися. Вона має сферичну структуру, гало, навколо якого пізніше розташувалася площину галактики. Саме тому кульові скупчення дислокуються симетрично в Млечном Шляхи. Вивчення проблеми розташування кульових скупчень, і навіть проведені виміру відстані від нього до Сонця, дозволили визначити їх довжина нашої Галактики до центру — вона становить 30 000 світлових років. Кульові звёздные скупчення за часом походження дуже старі. Їх вік становить 10−20 мільярдів років. Вони уявляють собою найважливіший елемент Всесвіту, і, безсумнівно, знання про ці утвореннях нададуть чималу допомогу у поясненні явищ Всесвіту. На думку вчених, вік цих звёздных скупчень ідентичний віку нашої Галактики, бо як все галактики сформувалися приблизно свого часу, отже, можна знайти й вік Всесвіту. І тому до віку кульових звёздных скупчень слід додати період від появи Всесвіту на початок освіти галактик. По порівнянню із віком кульових звёздных скупчень це ще невеличкий відрізок времени.

Усередині ядер кульових скупчень. Для центральних областей цього виду скупчень характерний високий рівень концентрації зірок, приблизно тисячі разів вища, ніж у близьких до Сонцю зонах. Лише протягом останнього десятиліття можна було розглянути ядра кульових звёздных скупчень, вірніше, ті небесні об'єкти, що є у центрі. Це має значення у сфері вивчення динаміки які входять у ядро зірок, у плані отримання про системи небесних тіл, пов’язаних силами тяжіння, — звёздные скупчення ставляться саме до цієї категорії, — соціальній та плані вивчення взаємодії між зірками скупчень у вигляді спостережень чи обробки даних за комп’ютером. Через високого рівня концентрації зірок відбуваються найсправжнісінькі зіткнення, є формування нового об'єкти, наприклад зірки, мають свої особливості. Можуть з’являтися подвійні системи, трапляється, коли зіткнення двох зірок не призводить до їхнього руйнації, а відбувається взаимозахват через гравитации.

Сімейства кульових звёздных скупчень. Кульові звёздные скупчення нашої Галактики є неоднорідні освіти. Розрізняють чотири динамічних сімейства за принципом видалення від центру Галактики і з хімічним складом. Деякі кульові скупчення мають більше хімічних елементів групи металів, інші - менше. Ступінь наявності металів залежить від хімічного складу межзвёздной середовища, з якої небесні об'єкти утворилися. Кульові скупчення з меншою кількістю металів — більш давні, вони вміщено у гало Галактики. Більший склад металу уражає молодших зірок, вони сформувалися з середовища, вже збагаченої металами внаслідок спалахів наднових зірок, — до цього сімейству ставляться «дискові скупчення», що перебувають у галактичному диску. У гало перебувають «звёздные скупчення внутрішньої частини гало» і «звёздные скупчення зовнішньої частини гало». Є й «звёздные скупчення периферичної частини гало», відстань яких до центру Галактики наибольшее.

Вплив довкілля. Звёздные скупчення вивчаються і поділяються на сімейства не заради класифікації як самоціль. Класифікація грає великій ролі і за дослідженні впливу оточуючої звёздные скупчення середовища з його еволюцію. У цьому випадку йдеться про нашої Галактиці. Безсумнівно, на зоряне скупчення дуже впливає гравітаційного поля диска Галактики. Кульові звёздные скупчення рухаються навколо галактичного центру эллиптическим орбітам і періодично перетинають диск Галактики. Це відбувається раз приблизно 100 мільйонів років. Гравітаційне полі, і приливні виступи, які з галактичної площині, настільки інтенсивно діють на зоряне скупчення, що його помалу починає розпадатися. Вчені вважають, деякі старі зірки, нині які дислокуються в Галактиці, колись входили в склад кульових звёздных скупчень. Нині вже зруйнувалися. Вважається, що з мільярд років розпадаються приблизно 5 звёздных скупчень. Це приклад впливу галактичної довкілля на динамічну еволюцію кульового звёздного скупчення. Під впливом гравітаційного впливу галактичного диска на зоряне скупчення є і зміна довжини скупчення. Ідеться про звёздах, розташованих далеке від центру скупчення, ними більшою мірою впливає сила тяжіння галактичного диска, а чи не самого звёздного скупчення. Відбувається «випаровування» зірок, розміри скупчення уменьшаются.

НАДНОВІ ЗІРКИ. Зірки теж народжуються, ростуть і помирають. Їх кінець то, можливо повільним і поступовим чи різким і катастрофічним. Це притаманно зірок дуже огрядна, які закінчують існування спалахом, це наднові звёзды.

Відкриття наднових зірок. У плині віків сутність наднових зірок була невідома ученим, але контролю над ними велися з прадавніх часів. Багато наднові зірки настільки яскраві, що можна розглянути неозброєним оком, причому іноді навіть днем. Перші нагадування про ці звёздах з’явилися торік у античних хроніках в 185 р. н.е. Згодом їх спостерігали регулярно і скрупульозно фіксували всі дані. Наприклад, придворні астрономи імператорів Стародавнього Китаю зареєстрували частина з відкритих наднових зірок через який чимало років. У тому числі треба сказати сверхновую звёзду, яка спалахнула в 1054 р. н.е. в сузір'ї Тельця. Залишок цієї наднової зірки називається «Крабовидная туманність», через характерною форми. Систематичні контролю над надновими зірками західні астрономи розпочали пізно. Тільки до кінця XVI в. з’явилися нагадування про нього у наукових документах. Перші контролю над надновими зірками силами європейських астрономів ставляться до 1575 р. і 1604 р. У 1885 р. було відкрито першу наднова зоря у галактиці Андромеди. Зробила це баронеса Берта де Подманицкая. З 20-х XX в. завдяки винаходу фотопластин відкриття наднових йдуть одне одним. Нині їх відкрито близько тисячі. Пошук наднових потребує великої терпіння та сталого контролю над небом. Зірка мусить бути непросто дуже яскравою, її поведінка має бути незвичним і непередбачуваним. «Охочих» за надновими значно менше, трохи десять астрономів можуть похвалитися тим, що з своє життя відкрили більш 20 наднових. Пальма першості у такий цікавою класифікації належить Фреду Цвики — з 1936 р. він ідентифікував 123 звезды.

Що таке наднові зірки? Наднові зірки — раптово які спалахують зірки. Цей спалах виник — катастрофічне подія, кінець еволюції зірок огрядна. Під час спалахів потужність випромінювання сягає 1051 ерг, що можна з енергією, испускаемой зіркою протягом усього свого життя. Механізми, викликають спалахи у подвійних й одиночних зірок, різні. У першому випадку спалах відбувається за умови, що друга зоря у подвійний системі - білий карлик. Білі карлики — відносно невеликі зірки, їх маса відповідає масі Сонця, наприкінці «життєвого шляху» вони мають розміри планети. Білий карлик взаємодіє зі своїми парою в гравітаційному плані, він «краде» речовина з її поверхневих шарів. «Запозичене» речовина розігрівається, починаються ядерні реакції, відбувається спалах. У другий випадок спалахує сама зірка, це відбувається, як у її надрах більше немає умов термоядерних реакцій. І на цій стадії переважає гравітація, і яскрава зоря починає стискатися все швидше. Через різкого розігріванню внаслідок стискування в ядрі зірки починають відбуватися некеровані ядерні реакції, енергія вивільняється як спалахи, викликаючи руйнація зірки. Після спалаху залишається хмару газу, воно поширюється у просторі. Це «залишки наднової» — те, що залишається від поверхневих шарів взорвавшейся зірки. Морфологія залишків наднової різна і від умов, у яких відбулася спалах звезды-«прародительницы», і південь від її характерних внутрішніх чорт. Поширення хмари відбувається неоднаково за напрямами, що пов’язані з взаємодією з межзвёздным газом, може значно змінити форму хмари за тисячі лет.

Характеристика наднових. Наднові є варіацію эруптивных змінних зірок. Як все перемінні, наднові зірки характеризуються кривою блиску і легко впізнаваними ознаками. Насамперед, для наднової характерний швидкий збільшення блиску, воно триває за кілька днів, доки досягне максимуму, — цей період становить приблизно десять днів. Потім блиск починає зменшуватися — спочатку безсистемно, потім послідовно. Вивчаючи криву блиску, можна простежити динаміку спалахи і Польщу вивчити її еволюцію. Частина кривою блиску з початку піднесення до максимуму відповідає спалах зірки, наступний спуск означає поширення та охолодження газової оболочки.

БІЛІ КАРЛИКИ. У «звёздном зоопарку» є безліч зірок, різних за розмірам, кольору й блиску. У тому числі особливо вражають «мертві» зірки, їх внутрішню структуру істотно відрізняється від структури звичайних зірок. До категорії мертвих зірок ставляться зірки огрядна, білі карлики, нейтронні зірки і чорні діри. Через високої густини цих зірок їх належать до категорії «кризисных».

Відкриття. Спочатку сутність білі карлики являла собою повну загадку, було відомо тільки те, що вони за порівнянню зі звичайними зірками мають високу щільність. Першим відкритим і досліджуваним білим карликом був Сиріус B, пара Сиріуса — дуже яскравою зірки. Застосувавши третій закон Кеплера, астрономи вирахували масу Сиріуса B: 0,75−0,95 сонячної маси. З іншого боку, його блиск був значно нижчі від сонячного. Блиск зірки пов’язані з квадратом радіуса. Проаналізувавши цифри, астрономи дійшли висновку, що розміри Сиріуса невеликі. У 1914 року становили зоряний спектр Сиріуса B, визначили температуру. Знаючи температуру і блиск, вирахували радіус — 18 800 километров.

Перші дослідження. Отриманий результат ознаменував відкриття нового класу зірок. 1925;го року Адамс поміряв довжину хвилі деяких ліній випромінювання в спектрі Сиріуса B і визначив, що більша за діаметром, ніж передбачалося. Червоне усунення вписується до рамок теорії відносності, кілька років до подій відкритої Ейнштейном. Застосовуючи теорію відносності, Адамс зміг обчислити радіус зірки. Після відкриття ще двох подібних до Сиріус B зірок Артур Эддингтон дійшов висновку, що у Всесвіті таких зірок багато. Отже, існування карликів було встановлено, та їх природа як і залишалася таємницею. Зокрема, вчені неможливо зрозуміти, як маса, схожа на сонячну, може уміщатися у тому маленькому за обсягом тілі. Эддингтон дійшов висновку, що «за такої високої густини газ втрачає свої властивості. Швидше за все, білі карлики складаються з вырожденного газа».

Сутність білі карлики. Торішнього серпня 1926 року Енріко Фермі і Поль Дірак розробили теорію, описує стан газу умов дуже високої густини. Використовуючи її, Фаулер у тому року знайшов пояснення стійкою структури білих карликів. На його думку, через велике щільності, газ надрах білого карлика перебуває у вырожденном стані, причому тиск газу практично залежить від температури. Стійкість білого карлика підтримується тим, що силі тяжіння протистоїть тиск газу надрах карлика. Вивчення білі карлики продовжив індійський фізик Чандрасекар. У одній зі своїх робіт, що у 1931 року, він ставить важливе відкриття — маса білі карлики неспроможна перевищувати певний ліміт, це пов’язане зі своїми хімічний склад. Цей ліміт становить 1,4 маси Сонця і називається «ліміт Чандрасекара» на вшанування учёного.

Майже тонна в см3! Як і з назви, білі карлики є зірками малих розмірів. Навіть якщо його їх маса дорівнює масі Сонця, усе одно за величиною вони нагадують планету типу Земля. Їх радіус становить близько 6000 км — 1/100 від радіуса Сонця. З огляду на масу білі карлики та його розміри, можна зробити лише одне висновок — їх щільність дуже високий. Кубічний сантиметр матерії білого карлика важить майже тонну по земним мірками. Настільки висока щільність призводить до того, що гравітаційного поля зірки дуже сильний — приблизно 100 разів перевищує сонячне, причому при однаковою массе.

До основних рис. Хоча у ядрі білі карлики большє нє відбуваються ядерні реакції, його температура дуже високий. Тепло потрапляє до зірки, та був поширюється осіб у космічному просторі. Самі зірки повільно остигають до того часу, доки стають невидимими. Поверхнева температура «молодих» білі карлики становить близько 20 000−30 000 градусів. Білі карлики бувають як білого кольору, є й світло жовті. Попри високу температуру поверхні, через невеликих розмірів світність низька, абсолютна звёздная величина їх може становити 12−16. Білі карлики остигають надто повільно, тому ми їх у великих кількостях. Вчені мають можливість вивчати їх основні характеристики. Білі карлики включені у діаграму Г-Р, вони займають трохи місця під Головною последовательностью.

НЕЙТРОННІ ЗІРКИ І ПУЛЬСАРИ. Назва «пульсар» походить від англійського поєднання «pulsating star» — «пульсуюча зірка». Характерною ознакою пульсарів на відміну інших зірок не постійне випромінювання, а регулярне импульсное радіовипромінювання. Імпульси дуже швидкі, тривалість одного імпульсу триває від тисячних часток секунди за кілька секунд. Форма імпульсу і періоди в різних пульсарів неоднакові. Через суворої періодичності радіовипромінювання пульсари можна як космічні хронометри. Згодом періоди зменшуються до 10−14 s/s. Щосекунди період змінюється на 10−14 секунди, тобто зменшення відбувається близько 3 мільйонів лет.

Регулярні сигнали. Історія відкриття пульсарів досить цікаве. Перший пульсар PSR 1919+21 зафіксували 1967 року Беллом і Ентоні Хьюшем з Кембриджського університету. Белл, молодий фізик, проводив дослідження у сфері радіоастрономії на утвердження висунутих їм тез. Раптом то побачив радіосигнал помірної інтенсивності у сфері, близька до галактичної площині. Дивина в тому, що сигнал був переривчастим — він зникав і виникав знову через регулярні інтервали в 1,377 сік. Кажуть, що Белл бігом подався до своєму професору, щоб сповістити його про відкритті, але останній не додав цьому уваги, вважаючи, що йдеться про радиосигнале з Землі. Проте сигнал продовжував виявлятися незалежно від земної радіоактивності. Це засвідчила, що джерело його до цього часу ні встановлено. Щойно були опубліковані даних про що відбулося відкритті, виникли численні припущення, що сигнали йдуть від примарною позаземної цивілізації. Але вчені змогли зрозуміти сутність пульсарів без допомоги інопланетних миров.

Сутність пульсарів. Після першого було відкрито ще чимало пульсарів. Астрономи дійшли висновку, що це небесні тіла ставляться до джерел імпульсного випромінювання. Найбільш численними об'єктами Всесвіту є зірки, тому вчені вирішили, що це небесні тіла, швидше за все, ставляться до класу зірок. Бистре рух зірки навколо своєї осі є, швидше за все, причиною пульсацій. Вчені виміряли періоди і спробували визначити сутність цих небесних тіл. Якщо тіло обертається зі швидкістю, перевищує якусь максимальну швидкість, воно розпадається під впливом відцентрових сил. Отже, має бути мінімальна величина періоду обертання. З проведених розрахунків слід було, що з обертання зірки з періодом, що вимірюється тисячними частками секунди, її щільність повинна бути порядку 1014г/см3, як в ядер атомів. Для наочності можна навести такий приклад — уявіть масу, рівну Эвересту, обсягом шматочка сахара.

Нейтронні зірки. З тридцятих років вчені припускали, що у небі існує щось подібне. Нейтронні зірки — дуже маленькі, занадто щільні небесні тіла. Їх маса приблизно дорівнює 1,5 маси Сонця, сконцентрованою в радіусі приблизно 10 км. Нейтронні зірки перебувають у основному з нейтронів — частинок, позбавлених електричного заряду, які з протонами становлять ядро атома. Через високої температури у надрах зірки речовина ионизировано, електрони існують окремо від ядер. За таких високої густини все ядра розпадаються на складові їх нейтрони і протони. Нейтронні зірки є кінцевий результат еволюції зірки великої маси. Після вичерпання джерел термоядерну енергію у її надрах, вона різко вибухає, як наднова. Зовнішні верстви зірки скидаються у простір, в ядрі відбувається гравітаційний колапс, утворюється гаряча нейтронна зірка. Процес колапсу займає частки секунд. Через війну колапсу вона починає обертатися нас дуже швидко, з періодами в тисячні частки секунди, що вирізняло пульсара.

Випромінення пульсацій. У нейтронної зірці немає джерел термоядерних реакцій, тобто. вони неактивні. Випромінення пульсацій відбувається у надрах зірки, а ззовні, з зон, оточуючих поверхню зірки. Магнітне полі нейтронних зірок дуже сильний, мільйони раз що перевищує магнітне полі Сонця, воно припиняє простір, створюючи магнітосферу. Нейтронна зірка випускає в магнітосферу потоки електронів і позитронів, вони обертаються зі швидкістю, близька до швидкості світла. Магнітне полі впливає на рух цих елементарних частинок, вони рухаються вздовж силових ліній, слідуючи спиралевидной траєкторії. Отже, відбувається виділення ними кінетичній енергії у вигляді електромагнітного випромінювання. Період обертання збільшується шляхом зменшення обертальної енергії. У старих пульсарів період пульсацій довший. До речі, який завжди період пульсацій є суворо периодичным. Іноді він різко сповільнюється, це пов’язано з феноменами, які мають назва «glitches», — це результат «микрозвездотрясений».

ЧОРНІ ДІРИ. Зображення небесного зводу вражає розмаїттям форм і квітів небесних тіл. І тільки немає у Всесвіті: зірки будь-яких кольорів та розмірів, спіральні галактики, туманності незвичайних форм і колірних гам. Але цього «космічному зоопарку» є «екземпляри», збуджуючі особливий інтерес. Це ще більше загадкові небесні тіла, оскільки по них важко спостерігати. Крім того, їхньої природи остаточно не вияснена. У тому числі особливу увагу належить «чорним дырам».

Швидкість руху. У повсякденному промови вираз «чорна діра» означає щось бездонне, куди річ провалюється, і не дізнається, що сталося із нею у подальшому. Що ж являють собою чорні дірок" у дійсності? Щоб переконатися в цьому, повернемося до історії навіки тому. У XVIII століття французький математик П'єр Симон де Лаплас і запровадив уперше цей термін щодо теорії гравітації. Як відомо, будь-яке тіло, має певну масу — Земля, наприклад, — має і гравітаційного поля, воно притягує себе оточуючі тіла. Саме тому накинутий вгору предмет вихоплює Землю. Якщо це ж предмет з силою кинути вперед, він подолає певний час тяжіння Землі та пролетить якесь відстань. Мінімальна необхідна швидкість називається «швидкість руху», у Землі вона становить 11 км/с. Швидкість руху залежить від щільності небесного тіла, яка створює гравітаційного поля. Чим більший щільність, тим більше коштів мусить бути швидкість. Відповідно, можна висунути припущення, як це зробив двоє століть тому Лаплас, що у Всесвіті існують тіла з такою високої щільністю, що їхнє руху перевищує швидкість світла, тобто 300 000 км/с. І тут навіть світло міг би піддатися силі тяжіння подібного тіла. Таке тіло були б випромінювати світло, й у з цим воно залишалося б невидимим. Ми можемо подати його як величезну діру, малюнку — чорного кольору. Безсумнівно, теорія, сформульована Лапласом, несе не собі відбиток часу й представляється занадто спрощеної. Втім, у період Лапласа не було сформульовано квантова теорія, і концептуальною погляду розгляд світла як матеріального тіла здавалося нонсенсом. У на самому початку ХХ століття з появою та розвитком квантової механіки стало відомо, що світ у певних умов виступає як і матеріальне випромінювання. Це становище набуло розвитку теоретично відносності Альберта Ейнштейна, що у 1915 року, й у роботах німецького фізика Карла Шварцшильда в 1916 року, він підвів математичну базу під теорію про чорних дірах. Світло також може бути піддається дії сили тяжіння. Два століття тому Лаплас торкнувся дуже важливу проблему стосовно розвитку фізики як науки.

Як з’являються чорні діри? Явища, ми говоримо, дістали назву «чорні діри» в 1967 року, завдяки американському астрофізику Джону Уиллеру. Вони є кінцевим результатом еволюції великих зірок, маса яких перевищує п’яти сонячних мас. Коли всі резерви ядерного пального вичерпані і реакції большє нє відбуваються, настає смерть зірки. Далі її доля залежить від її маси. Якщо маса зірки менше маси сонця, він продовжує стискатися, доки погасне. Якщо маса значна, зірки вибухає, тоді йдеться про наднової зірці. Зірка залишає по собі сліди, — як у ядрі відбувається гравітаційний колапс, всю масу збирається у кулю компактних розмірів з дуже високою щільність — у 10 тисяч разів більше, ніж в ядра атома.

Відносні ефекти. Для вчених чорні діри є чудової природною лабораторією, що дозволяє проводити досліди різноманітні гіпотезам у плані теоретичної фізики. Відповідно до теорії відносності Ейнштейна, на закони фізики впливає локального поля тяжіння. У принципі так, час тече по-різному поруч із гравітаційними полями різною інтенсивності. З іншого боку, чорна діра впливає як тимчасово, а й у навколишнє простір, впливаючи з його структуру. Відповідно до теорії відносності, присутність сильного гравітаційного поля, виниклого від такої потужної небесного тіла, як чорна діра, спотворює структуру навколишнього простору, та її геометричні дані змінюються. Це отже, що майже чорної діри короткий відстань, з'єднуюче дві точки, буде прямий лінією, а кривой.