Зірки –небесні тіла, що складаються з розпечених газів, за своєю природою схожі з Сонцем. Сонце здається незрівнянно більше зірки тільки завдяки близькості його до Землі: від Сонця до Землі світло йде 81/3 хв., а від найближчої зірки Центавра – 4 роки 3 міс. Із-за великих відстаней від Землі зірки і в телескоп видно як точки, а не як диски (на відміну від планет). Число зірок, видимих неозброєним оком на обох півкулях небесної сфери в безмісячну ніч, становить близько 5 тис. У потужні телескопи видно мільярди зірок.
Вивчення зірок було викликано потребами матеріального життя суспільства (необхідність орієнтування при подорожах, створення календаря, визначення точного часу). Вже в глибокій старовині зоряне небо було поділене на сузір'я. Довгий час зірки вважалися нерухомими точками, по відношенню до яких спостерігалися руху планет і комет. З часів Аристотеля (IV ст. До н. Е.) Протягом багатьох століть панували погляди, згідно з якими зоряне небо вважалося вічною і незмінною кришталевою сферою, за межами якої знаходилося житло богів. В кінці 16 ст. італійський астроном Джордано Бруно вчив, що зірки – це далекі тіла, подібні до нашого Сонця. У 1596 німецьким астрономом І. Фабриціуса була відкрита перша змінна зірка, а в 1650 італійським вченим Дж. Річчолі – перша подвійна зірка. У 1718 англійський астроном Е. Галлей виявив власні руху трьох зірок. У середині і в 2-й половині XVIII ст. російський учений М.В. Ломоносов, німецький учений І. Кант, англійські астрономи Т. Райт і В. Гершель і інші висловлювали правильні ідеї про ту зоряній системі, в яку входить Сонце. У 1835–39 російський астроном В.Я. Струве, німецький астроном Ф. Бессель і англійський астроном Т. Гендерсон вперше визначили відстані до трьох близьких зірок. У 60-х рр. XIX ст. для вивчення зірок застосували спектроскоп, а в 80-х рр. стали користуватися і фотографією.
Російський астроном А.А. Білопільський в 1900 р. експериментально довів для світлових явищ справедливість принципу Доплера, на підставі якого за зміщення ліній у спектрі небесних світил можна визначити їх швидкість руху уздовж променя зору. Накопичення спостережень і розвиток фізики розширили уявлення про зорі.
Отже, більш дев'яти десятих речовини нашої Галактики зосереджено в зірках; є галактики, в яких на зірки припадає 99,9% маси. Світ зірочок різноманітний, але все ж більшість з них подібно до нашого Сонця. Більша частина речовини Всесвіту «прихована» в надрах зірок і має температуру близько десятка мільйонів градусів при дуже високій щільності і фізичних умовах, що мало відрізняються від термодинамічної рівноваги. Основна еволюція речовини Всесвіту відбувалася і відбувається в надрах зірок. Саме там перебував (і перебуває) той «плавильний тигль», який зумовив хімічну еволюцію речовини у Всесвіті, збагативши його важкими елементами. Саме там речовина по природним законам природи перетворюється з ідеального газу в дуже щільний вироджений газ і навіть у «нейтронізіровану» матерію. Саме у деяких зірок на поворотних етапах їх еволюції може реалізуватися поки ще далеке від ясності стан «чорної діри».Разом з тим, що оточують ядра галактик зірки (у середньому) займають близько 10-25
обсягу Всесвіту. Один із засновників сучасної теорії зоряної еволюції професор М. Шварцшильд у своїй відомій монографії, присвяченій будовою і еволюції зірок, висловив дуже глибоку думку: «Якщо Всесвіт управляється простими універсальними законами, то хіба чисте мислення виявилося б не здатним відкрити цю сукупність законів? Тоді не потрібно було б спиратися на спостереження, які доводиться проводити з такими труднощами. Хоча закони, які ми прагнемо відкрити, бути може, й досконалі, але людський розум далекий від досконалості: представлений самому собі він схильний помилятися, чому ми бачимо сумне підтвердження серед незліченних прикладів минулого. Дійсно, ми дуже рідко пропускали можливість впасти в оману, тільки нові, отримані зі спостережень дані, насилу відвойовані у природи, повертали нас на правильний шлях. У теорії еволюції зірок вони особливо необхідні, щоб рухатися вперед, не впадаючи в серйозні помилки…» Зірки, так само як Сонце, Місяць і планети, були відомі людині ще тоді, коли він людиною не був. На думку І.С. Шкловського, найпримітивнішої астрономічної інформацією розташовують тварини, причому не тільки вищі. Потрібно було, однак, тисячолітній розвиток науки, щоб людство усвідомило простий і разом з тим величний факт, що зірки – це об'єкти, більш-менш схожі на Сонце, але тільки віддалені від нас на незрівнянно більші відстані. Цього не розуміли навіть видатні мислителі, як Кеплер. Ньютон був першим, хто правильно оцінив відстані до зірок. Два століття після великого англійського вченого майже усіма мовчазно приймалися, що жахливо великих розмірів простір, в якому знаходяться зірки, є абсолютна порожнеча. І тільки на самому початку ХХ століття німецький астроном Гартман переконливо довів, що простір між зірками представляє аж ніяк не міфічну порожнечу. Воно заповнене газом, правда, з дуже малою, але цілком визначеною щільністю. Це видатне відкриття було зроблене за допомогою спектрального аналізу. Відкриття німецького вченого полягало в тому, що він виявив у спектрах деяких подвійних зірок дві лінії поглинання, довжини хвиль яких не мінялися, в той час як у всіх інших спектральних ліній довжини хвиль періодично мінялися. Ці «нерухомі» лінії, що належать іонізованого кальцію, отримали назву «станціонарних». Вони утворюються не в зовнішніх шарах зірок, а де-то «по дорозі» між зіркою і спостерігачем. Так вперше був виявлений міжзоряний газ, який в що проходить крізь нього зоряному світлі виробляє поглинання у вузьких спектральних ділянках. Майже половину століття міжзоряний газ досліджувався головним чином шляхом аналізу утворюються в ньому ліній поглинання. З'ясувалося, наприклад, що досить часто ці лінії мають складну структуру, тобто складаються з кількох близько розташованих один до одного компонент.
Кожна така компонента виникає при поглинанні світла зірки в якому-небудь певному хмарі міжзоряної середовища, причому хмари рухаються один щодо одного зі швидкістю, близькою до 10 км / сек. Це і призводить до незначного зміщення довжин хвиль ліній поглинання.
На думку І.С. Шкловського, зірки народжуються рідко. У нашій вельми великої Галактиці за рік формування всього близько дюжини нових світил. Як правило, невеликі групи виникли зірочок ховаються в глибині непрозорих газопилових хмар, приховуючи від астрономів перші, можливо, найцікавіші, етапи свого розвитку. На щастя, зірки гинуть поодинці, а народжуються разом. Зрідка поява зірок «в одному місці і в один час» відбувається настільки інтенсивно, що нагадує вибух, що руйнує темне батьківське хмара та оголює початковий момент формування зірок. Однак області вибухового зореутворення теж зустрічаються не часто. Астрономам відомі лише дві, розташовані у відносній близькості від Сонця. Їх детальним дослідженням астрономи Європейської південної обсерваторії зайнялися відразу після того, як дуже великий телескоп (VLT) відкрив свій перший 8-метровий «око». Новий проект мав на меті дозволити давно мучила астрономів загадку. Справа в тому, що зірки досить значно різняться за своєю масою; в одних вона в десятки разів більша, ніж у Сонця, в інших – у багато разів менше. Тим часом від маси залежить потужність випромінювання, його спектральний склад, термін життя зірки і сила її впливу на навколишню речовину. На жаль, до цих пір астрономи не розуміють, від чого залежить маса народжуваної зірки. Відомо тільки, що маленькі з'являються набагато частіше великих. Біолога такий факт нітрохи б не здивував: якщо великих буде більше, ніж маленьких, порушаться харчові ланцюги. Проте зірки (за рідкісними винятками) не «харчуються» один одним. Щоб зрозуміти їх розподіл за масою, астрономи перевіряють деякі теоретичні ідеї. Одна, досить популярна, полягає в тому, що маса зірки залежить від умов формування, перш за все – від щільності і температури вихідного газу. А це означає, що в різних хмарах повинні формуватися зірки різної маси. Можлива й інша гіпотеза: у міру зміни умов у хмарі буде мінятися і характерна маса формуються в ньому зірок, отже, зірки різної маси в межах одного вогнища зореутворення повинні мати різний вік. Перевірити ці припущення виявилося нелегко: близькі області зореутворення не містять настільки рідко народжуються масивних об'єктів, а ті нечисленні великі вогнища, де вони з'являються, знаходяться так далеко від Сонця, що нормальній телескопу не розглянути в них бляклі маломасивні зірки. Саме тому гігантський телескоп VLT Анту вирішено використовувати для пошуку слабких об'єктів в найбільших осередках зореутворення. Комплекс NGC 3603 – один з найбільших в Галактиці. Сумарна маса його найбільш масивних зірок спектральних класів О і В перевищує 2 тисячі сонячних мас. П'ятдесят його найяскравіших Про зірок дають потік в 100 разів потужніший, ніж добре відоме скупчення молодих зірок у нашій Галактиці. Порівнянне з ним поки знайдено тільки в сусідній системі – туманності Тарантул. Що знаходиться в її центрі зоряне скупчення NGC 2070 віддалене від нас у 8 разів далі, ніж комплекс NGC 3603. Але багато в чому ці області схожі між собою. До цих пір випромінювання зоряного скупчення NGC 3603 було надзвичайно ускладнено сильним поглинанням світла міжзоряним пилом: на величезній відстані від об'єкта до Землі пил послаблює випромінювання в оптичному діапазоні в 80 разів. Поява телескопа Анту з його «приладом нічного бачення» – інфрачервоною камерою-спектрометром ISAAC-зробило проблему можливо розв'язати: у цьому діапазоні поглинання пилом послаблює випромінювання всього в 2 рази. Щоб мати можливість виміряти окремо яскравість кожної зірки в цьому надщільним конгломераті, необхідно було отримати гранично чітке зображення скупчення. Чилійський небо і європейська техніка дали таку можливість: діаметр зображень склав 0.4 кут. сек. Щоб «витягнути» слабкі зірки і не отримати «перетримки» у яскравих зірок, був використаний хитромудрий прийом короткої багаторазової експозиції з наступним складанням окремих кадрів в пам'ять комп'ютера. У результаті цієї роботи вдалося надійно виміряти яскравість і колір близько 7 тисяч зірок скупчення NGC 3603. Вперше підраховані й виміряні всі зірки в активному вогнищі їх формування аж до карликів з масою в 1 / 10 сонячною. Для порівняння: в туманності Тарантул нижня межа маси випроменених зірочок становить 1 масу Сонця. Все це дуже молоді зірки з віком від 300 тисяч до 1 мільйона років; деякі з них ще в процесі формування. При цьому більшість зірок має малу масу. Найважливіший висновок роботи міжнародної команди астрономів такий: всупереч теоретичним прогнозами маломасивні зірки формуються разом з масивними в єдиному епізоді зореутворення. Ймовірно, кожен хоча б раз бачив дивовижне астрономічне явище – «падаючі зірки».Вони з'являються несподівано, майже миттєво зникають і зазвичай бувають не дуже яскравими. Але іноді навіть дух захоплює, до чого красиво і яскраво спалахує зірка. Вона згасає не миттєво, а деякий час залишає за собою слід, що світиться. І вже зовсім рідко можна побачити «зоряний дощ» справжня злива з «падаючих зірок». Так було, наприклад, 12 листопада 1833 року, «зірки» падали, немов лапатий сніг. Кожну секунду їх з'являлося по 20, за годину – більше 70 тисяч. Можна було подумати, що всі зірки впали з неба. Але коли «зоряний дощ» закінчився, виявилося, що всі 3000 зірок, які ми зазвичай бачимо неозброєним оком, залишилися на своїх місцях. Наукова назва «падаючих зірок» – метеорити. У свій час учені сперечалися, чи мають метеорити взагалі якесь відношення до астрономії. Астрономи з'ясували, що метеорити виникають, коли крихітна космічна частинка або камінчик, з великою швидкістю врізаються в земну атмосферу, розігрівається в ній і згорає, спалахнувши на висоті близько 100 кілометрів. До зустрічі з Землею метеоритні тіла довго носилися в космічному просторі. Ці частинки, дійсно, дуже малі і важать не більше ніж кілька крапель води. Яскраві метеорити породжуються частинками розміром з кедровий горішок. Так, що «падаючі зірки» зовсім не схожі на справжні зірки, багато з яких навіть більше Сонця. А чому ж бувають «зоряні дощі»? Відбуваються вони, коли Земля зустрічається не з окремими метеоритними частинками, а з їх скупченням або роєм. А щоб зрозуміти, звідки ці скупчення я розповім одну історію…
Середні швидкості руху зірок нашої Галактики, як по витягнутих, так і по кругових орбітах становлять 100–300 км/с. У менш масивних галактиках вони менше, в більш масивних більше, але завжди лежать в межах від десятків до тисячі кілометрів на секунду. У результаті величезної роботи, виконаної астрономами ряду країн протягом останніх десятиліть, ми багато дізналися про різноманітні характеристики зірок, природі їхнього випромінювання і навіть еволюції. Як це не здасться парадоксальним, зараз ми набагато краще уявляємо освіта та еволюцію багатьох типів зірок, ніж власної планетної системи. У якійсь мірі це зрозуміло: астрономи спостерігають величезна кількість зірок, що знаходяться на різних стадіях еволюції, в той час як безпосередньо спостерігати інші планетні системи ми поки не можемо. Ми згадали про «характеристиці» зірок. Під цим розуміються такі їх основні властивості, як маса, повна кількість енергії, випромінюваної зіркою в одиницю часу (це величина називається «світністю» і зазвичай позначається буквою L), радіус і температура поверхневих шарів.
Хаббл
Виведена на орбіту навколо Землі в кінці квітня 1990 року з борту американського човника «Діскавері», ця найбільша орбітальна обсерваторія в 12 тонн відразу стала «ньюсмейкером» №1 для астрономів і астрофізиків всього світу. Адже Хабблу вдалося зафіксувати «специфічне блакитне сяйво» в молодий і гарячої – в буквальному сенсі слова – спіральної галактиці в сузір'ї Пегаса. Цей блакитне світло доніс до нас інформацію про катастрофічні за своїми масштабами події, що відбувалися там 150 мільйонів світлових років тому. Саме на такій відстані знаходиться від Сонця нинішній об'єкт досліджень Хаббла. У чому унікальність нових даних? Фактично вчені отримали в своє розпорядження безцінний експериментальний матеріал, що дозволяє розібратися в деяких особливостях самих ранніх етапів народження зірок. «Дуже ймовірно, що ці події демонструють нам собою тип формування зірки, який мав місце в ранній всесвіту, – заявила Ніколь Омье, співробітниця Європейської південної обсерваторії».У розсіяних голубуватих скупченнях покинутій в запаморочливу далечінь від Землі «подертій» спіральної галактики NGC 7673 загоряються прямо зараз, в даний момент, мільйони молодих зірок! Кожне з цих блакитних скупчень складається з тисячі зірок-немовлят. Власне, саме тому, що це молоді зірки, світло від них зміщений у синю частину оптичного спектру (у порівнянні з більш старими червоними зірками). Мало того, ці «малятка» випускають в навколишній простір неймовірно інтенсивні потоки радіації. Кожне синє скупчення викидає в 100 разів більше інтенсивні потоки ультрафіолету, ніж, наприклад, відома на сьогоднішній день найближча до Сонця область зореутворення в туманності Тарантула, по сусідству з нашою галактикою Чумацького Шляху. Теоретики після отримання цих даних висунули одразу кілька гіпотез про причини виникнення цього зоряного «пологового будинку». Блакитні кластери в спіральній галактиці NGC 7673 могли стати наслідком її зіткнення з іншою, довколишнє галактикою. Уявити собі масштаби такого зіткнення навряд чи можливо. Але недарма Лев Ландау ще в 50-ті роки минулого століття зауважив, що фізики можуть пояснити навіть те, що не можуть вже уявити. Інша гіпотеза не менш екзотична. Розсіяний газ утворив гігантські кластери – справжні газові брили, і спрямований потік потужного випромінювання від якоїсь зовнішньої зірки буквально підпалив ці газові айсберги галактики. Інформаційне CNN наводить слова Ніколь Омье: «За допомогою наземних телескопів до цих пір ми могли спостерігати процес зореутворення тільки на об'єктах у вигляді нечітких областей (брил) в космосі, але тепер, з Хабблом, ми можемо вивчати безпосередньо процес формування зірок в раннє всесвіту.»
Якщо ви подивитеся на зоряне небо, то при деякому уяві в розсипи більш-менш яскравих зірок побачите різні фігури. Ці фігури можна складати різними способами. Вже в стародавній Греції було виділено 48 таких фігур, які заповнили майже все зоряне небо, вони отримали назву «сузір'їв». Деякі зірки не входили в сузір'я, а характеризувалися тим, біля якого сузір'я вони розташовані. Ще стародавні вавилоняни, астрономічні знання яких зробили сильний вплив на греків, виділили 12 сузір'їв, розташованих уздовж великого кола небесної сфери, по якому робить своє видиме річне рух Сонце (це коло називається екліптикою, від грецького «затемнення», оскільки затемнення відбуваються, коли Місяць потрапляє на це коло). Число сузір'їв зодіаку дорівнює числу місяців, і Сонце проходить кожної з них за місяць. Зображення і назви сузір'їв зодіаку і відповідних місяців, зробленому на основі зоряного атласу відомого астронома XYII століття Яна Гевелія. Спочатку вступ Сонця в сузір'я Овна приурочувалося до дня весняного рівнодення, але за дві тисячі років цей день кілька зрушив по відношенню до сузір'їв зодіаку. (Зауважимо, що Овен і Телець – застарілі назви барана й бика), Під Стрільцем розуміли кентавра, збройного луком зі стрілами, під Козерогом – козла з риб'ячим хвостом, Риб представляли у вигляді двох риб, з'єднаних тасьмою. Слово зодіак, від грецького «тварина», пояснюється тим, що більшість сузір'їв зодіаку мають вид тварин. Фігури сузір'їв зодіаку і їх назви в даний час майже такі ж, як у греків: різниця полягає лише в тому, що греки називали сузір'я Терезів «клішнями» і розглядали як клешні Скорпіона.
Північніше зодіаку греки мали в своєму розпорядженні 21 сузір'я, а південніше – 15 сузір'їв: сузір'я південної півкулі греки знали гірше, так як в давнину мандрівники рідко доходили навіть до екватора. Вже у новий час були додані невідомі грекам Південний Хрест та інші південні сузір'я. Назви сузір'їв пояснюються тими постатями, які виходили при з'єднанні зірок, що утворюють сузір'я лініями. Різні народи по-різному тлумачили ці фігури. Наприклад, у ковші Великої Ведмедиці греки бачили ведмедя, а араби – похоронну процесію у вигляді труни, перед якими йдуть плакальниці, очолювані «провідником плакальниць». Деякі сузір'я пов'язані між собою: Волопаса, тобто пастуха, греки розглядали як сторожа ведмедиць.
Шість північних сузір'їв – Цефея, Кассіопеї, Андромеди, Персея, Пегаса і Кіта – також пов'язані спільною легендарної про ефіопського царя Кефее (Цефей – латинська форма цього імені), його дружині Кассіопеї і дочки Андромеду. Згідно з цією легендою, Кассіопея образила морських німф нереїд, і в покарання за це морський бог Посейдон послав морське чудовисько Кіта (який представлявся звіром з лапами і страшною пащею) спустошувати береги Ефіопії. Для порятунку країни Кефей повинен був принести в жертву свою дочку, ім'я якої означає «не бачила чоловіка». Дівчина вже була прикована до скелі, коли з'явився на крилатому коні Пегасі Персей – герой, який вбив жахливу Медузу Горгону, погляд якої звертав всіх, хто зустрічався з нею, в камінь. Сам Персей у боротьбі з Медузою Горгоною дивився не на неї, а на її відображення в своєму щиті. Персей відрубав голову Горгони і з'явився до Андромеди з цією головою. Показавши її Кіту, він перетворив його на камінь, звільнив Андромеду і одружився на ній. Розташування зазначених сузір'їв відповідає моменту прибуття Персея.
Сузір'я Оріона своєю назвою зобов'язане імені міфічного стрілка, вбитого богинею Артемідою за те, що він викликав її на змагання в метанні диска.
Сузір'я Геркулеса отримало свою назву тільки в новий час, греки називали «Навколішки».
Сузір'я Ерідана греки називали «Рікою». Ерідан – давня назва річки По, а також одне з імен міфічного сина Сонця Фаетона, згідно з легендою що впав на землю і потонув у По.
Відомі й інші «перетворення» сузір'їв. Так, сузір'я Корабля Арго згодом було розділено на Корму, Вітрила, Компас та Кіль. А з дрібних зірок, що не входять у відомі раніше сузір'я, були утворені нові сузір'я: Гарячі Пси, Щит Собеського, Ящірка, Рись, Єдиноріг і Секстант.
Ще більш цікаві назви зірок. Мабуть, тільки назва Полярній зірки – зірки L сузір'я Малої Ведмедиці (яскраві зірки сузір'їв прийнято позначати грецькими буквами L, B, Y,… в порядку їх убутного блиску) – і зірок, що носять власні імена людей, зрозумілі без звернення до словника. Полярна зірка одержала свою назву тому, що вона знаходиться поблизу Північного Полюса світу, навколо якого відбувається видиме добове обертання зоряного неба. Власні імена мають, наприклад, зірки L і B сузір'я Близнюків. Це Кастор і Поллукс, вони названі так по іменах двох міфічних близнюків – синів Зевса і Леди. Зірка L Гончих Псів отримала свою назву Серце Карла вже в новий час.
Дуже небагато зірок мають грецькі і латинські назви, більшість назв арабського походження. Це пояснюється тим, що в середні століття центр передової науки знаходився на Близькому і Середньому Сході, де мовою науки була арабська мова (як до цього в елліністичних країнах – грецький, а пізніше в Європі – латинський). Важливий внесок у науку того часу внесли вчені Середньої Азії та Азербайджану: аль-Хорезмі і аль-Біруні, Ібн Сіна і Омар Хайям, Насир Ад-Дін ат-Тусі і Улугбек. Багато важливих відкриттів було зроблено також вченими Ірану, Іраку, Сирії, Єгипту, Північно-Західної Африки та мусульманської Іспанії. Праці цих учених потрапляли до Західної Європи через Константинополь. З багатьма працями античній науки європейці познайомилися спочатку по їх арабським перекладам і тільки потім – з грецькими оригіналами.
Більшість арабських назв виникло наступним чином. У знаменитій праці олександрійського астронома Клавдія Птолемея (II століття до н.е.), який зазвичай називають нами «Альмагест», були каталог 10022 зірок, положення яких були виміряні астрономами того часу. (Європейці познайомилися з цією працею за його арабському перекладу: одне з грецьких назв цього твору – «Мегісте синтаксис», що означає «Найбільша система», – араби переробили на «аль-Маджісті», звідки і вийшло «Альмагест».) Кожну зірку Птолемей характеризував невеликим описом, що вказує місце цієї зірки в сузір'ї. Саме від цих описів в арабському перекладі і відбулися наші назви. Деякі назви, втім, сягають не до Птолемею, а до староарабскім назвами зірок.
Зауважимо, що назва Антареса пояснюється тим, що ця зірка, як і Марс, червоного кольору і є як би заступником Марса (наші назви планет – імена римських богів, відповідних грецьким богам Гермесу, Афродіті, Аресу, Зевсу і Хронос, іменами яких називали планети греки.)
Від назви зірки Регул походить слово «регулювати», оскільки цією зіркою користувалися при регулюванні польових робіт в Древньому Єгипті. Назви Миру і Проксіма були дані вченими порівняно недавно: назва Світу отримала зірка сузір'я Кита за її дивовижні властивості (вона є довгоперіодичних змінною зіркою), назва Проксіма було присвоєно зірку сузір'я Центавра після того, як було виявлено, що ця зірка розташована ближче всіх зірок до Сонячної системи.
Світність зірки L часто виражається в одиницях світності Сонця, яка дорівнює 4 * 1 ^ 33 ерг/с. За своєю світності зірки дуже сильно різняться. Є зірки білі й блакитні надгіганти (їх, правда, порівняно небагато), світності яких перевершують світність Сонця в десятки і навіть сотні тисяч разів. Але більшість зірок складають «карлики», світності яких значно менше сонячної, найчастіше в тисячі разів. Характеристикою світності є так називається «абсолютна величина» зірки. Видима зоряна величина залежить, з одного боку, від її світності й кольору, з іншого – від відстані до неї. Зірки високої світність мають негативні абсолютні величини, наприклад -4, -6. Зірки низької світності характеризуються великими позитивними значеннями, наприклад +8, +10.
Температура визначає колір зірки і його спектр. Так, наприклад, якщо температура поверхні шарів зірок 3–4 тис. К., то її колір червонуватий, 6–7 тис. К. – жовтуватий. Дуже гарячі зірки з температурою понад 10–12 тис. К. мають білий або голубуватий колір. В астрономії існують цілком об'єктивні методи вимірювання кольору зірок. Останній визначається так званим «показником кольору», рівним різниці фотографічної і візуальної і візуальної зоряної величини. Кожному значенню показника кольору відповідає певний тип спектру.
У холодних червоних зірок спектри характеризуються лініями поглинання нейтральних атомів металів і смугами деяких найпростіших сполук (наприклад, CN, СП, Н20 та ін.) У міру збільшення температури поверхні в спектрах зірок зникають молекулярні смуги, слабшають багато ліній нейтральних атомів, а також лінії нейтрального гелію. Сам вигляд спектру радикально змінюється. Наприклад, у гарячих зірок з температурою поверхневих шарів, що перевищує 20 тис. К, спостерігаються переважно лінії нейтрального та іонізованого гелію, а безперервний спектр дуже інтенсивний в ультрафіолетовій частині. У зірок з температурою поверхневих шарів близько 10 тисяч До найбільш інтенсивні лінії водню, в той час як у зірок з температурою близько 6 тисяч К. лінії іонізованого кальцію, розташовані на кордоні видимій і ультрафіолетовій частині спектру. Зауважимо, що такий вид I має спектр нашого Сонця. Послідовність спектрів зірок, які утворюються при безперервній зміні температури їх поверхневих шарів, позначається наступними літерами: O, B, A, F, G, K, M, від найгарячіших до дуже холодних. Кожна літера описує спектральний клас.
Виключно багату інформацію дає вивчення спектрів зірок. Вже давно спектри переважної більшості зірок розділені на класи. Послідовність спектральних класів позначається літерами O, B, A, F, G, K, M. Існуюча система класифікації зоряних спектрів настільки точна, що дозволяє визначити спектр із точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами B і А позначається як В0, В1… В9, А0 і так далі. Спектр зірок у першому наближенні схожий на спектр випромінює «чорного» тіла з деякою температурою Т. Ці температури плавно змінюються від 40–50 тисяч градусів у зірок спектрального класу О до 3000 градусів у зірок спектрального класу М.Відповідно до цього основна частина випромінювання зірок спектральних класів О і В припадати на ультрафіолетову частину спектру, недоступну для спостереження з поверхні землі.
Характерною особливістю зоряних спектрів є ще наявність у них величезної кількості ліній поглинання, які належать різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх шарів зірок.
Хімічний склад зовнішніх шарів зірок, звідки до нас «безпосередньо» приходить їх випромінювання, характеризується повним переважанням водню. На другому місці знаходиться гелій, а велика кількість інших елементів досить невелика. Приблизно на кожні десять тисяч атомів водню доводиться тисячі атомів гелію, близько 10 атомів кисню, трохи менше вуглецю та азоту і всього лише один атом заліза. Велика кількість інших елементів абсолютно нікчемною. Без перебільшення можна сказати, що зовнішні шари зірок – це гігантські воднево-гелієві плазми з невеликою домішкою більш важких елементів. Хоча за кількістю атомів так звані «важкі метали» (тобто елементи з атомною масою, більшою, ніж у гелію) займають у Всесвіті дуже скромне місце, їх роль дуже велика. Перш за все, вони визначають характер еволюції зірок, тому що непрозорість зоряних надр для випромінювань істотно залежить від її непрозорості.
Наявність у Всесвіті (зокрема в зірках) важких елементів має важливе значення. Цілком очевидно, що жива субстанція може бути побудована тільки за наявності важких елементів та їхніх сполук. Загальновідома роль вуглецю в структурі живої матерії. Не менш важливі й інші елементи, наприклад залізо, фосфор. Царство живого – це складні зчеплення важких елементів. Ми можемо, тому з усією визначеністю сформулювати таке положення: якщо б не було важких металів, не було б і життя. Тому проблема хімічного складу космічних об'єктів (зір, туманностей, планет) має першорядне значення для аналізу умов виникнення життя в тих чи інших шарах Всесвіту.
Енергія, що випускається елементом поверхні зірки одиничної площі в одиницю часу, визначається законом Стефана-Больцмана. Поверхня зірки дорівнює 4П^ 2. Такім чином, якщо відомі температура і світність зірки, то ми можемо обчислити її радіус.
По суті, кажучи, астрономія не мала і не має в своєму розпорядженні в даний час методом прямого і незалежного визначення маси (тобто не входить до складу кратних систем) ізольовану зірки. І це досить серйозний недолік нашої науки про Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. Маси зірок змінюються в порівняно вузьких межах. Дуже мало зірок, маси яких більше або менше сонячної в 10 разів. У такій ситуації астрономи мовчазно беруть, що зірки з однаковою світністю і кольором мають однакові маси. Вони визначаються тільки для подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світністю і кольором має таку ж масу, як і її «сестра», що входить до складу подвійної системи, завжди слід приймати з певною обережністю.
Вважається, що об'єкти з масами меншими 0,02 М вже не є зірками. Вони позбавлені внутрішніх джерел енергії, і їхня світність близька до нуля. Зазвичай ці об'єкти відносять до планет. Найбільші безпосередньо виміряні маси не перевищують 60М.
Сучасна астрономія має велику кількість аргументів на користь твердження, що зірки утворюються шляхом конденсації хмар газово-пилової міжзоряного середовища. Процес утворення зірок з цього середовища продовжується і в даний час. З'ясування цієї обставини є одним з найбільших досягнень сучасної астрономії. Ще порівняно недавно вважали, що всі зірки утворилися майже одночасно багато мільярдів років тому. Краху цих метафізичних уявлень сприяв, насамперед, прогрес спостережної астрономії і розвиток теорії будови і еволюції зірок. У результаті стало ясно, що багато спостережувані зірки є порівняно молодими об'єктами, а деякі з них виникли тоді, коли на Землі вже була людина.
Важливим аргументом на користь висновку про те, що зірки утворюються з міжзоряного газово-пилової середовища, служить розташування груп завідомо молодих зірок (так званих «асоціацій») в спіральних гілках Галактики. Справа в тому, що згідно з радіоастрономічних спостережень міжзоряний газ концентрується переважно в спіральних рукавах галактик. Зокрема, це має місце і в нашій Галактиці. Більш того, з детальних «радіо зображень» деяких близьких до нас галактик випливає, що найбільша щільність міжзоряного газу спостерігається на внутрішніх (по відношенню до центру відповідної галактики) краях спіралі, що знаходить природне пояснення, на деталях якого ми тут зупинятися не будемо. Але саме в цих частинах спіралей спостерігаються методами оптичної астрономії «зони Н», тобто хмари іонізованого міжзоряного газу. Причиною іонізації таких хмар може бути тільки ультрафіолетове випромінювання масивних гарячих зірок – об'єктів завідомо молодих.
Центральним у проблемі еволюції зірок є питання про джерела їх енергії. У минулому столітті і на початку цього століття пропонувалися різні гіпотези про природу джерел енергії Сонця і зірок. Деякі вчені, наприклад, вважали, що джерелом сонячної енергії є безперервне випадання на його поверхню метеорів, інші шукали джерело в безперервному стисненні Сонця. Звільняється при такому процесі потенційна енергія могла б, за деяких умов «перейти у випромінювання. Як ми побачимо, нижче, це джерело на ранньому етапі еволюції зірки може бути досить ефективним, але він ніяк не може забезпечити випромінювання Сонця протягом необхідного часу.
Успіхи ядерної фізики дозволили вирішити проблему джерел зоряної енергії ще наприкінці тридцятих років нашого століття. Таким джерелом є термоядерні реакції синтезу, що відбуваються в надрах зірок при пануючої там дуже високій температурі (близько десяти мільйонів градусів).
У результаті цих реакцій, швидкість яких сильно залежить від температури, протони перетворюються на ядра гелію, а звільняється енергія повільно «просочується» крізь надра зірок і, врешті-решт, значно трансформована, випромінюється у світовий простір. Це виключно потужне джерело. Якщо припустити, що спочатку Сонце складалося тільки з водню, який у результаті термоядерних реакцій цілком перетвориться на гелій, то виділилося кількість енергії складе приблизно 1052 ерг. Таким чином, для підтримки випромінювання на спостережуваному рівні протягом мільярдів років досить, щоб Сонце «витратило» не понад 10% свого первісного запасу водню.
Тепер можна уявити картину еволюції якої-небудь зірки наступним чином. З різних причин (їх можна вказати кілька) початок конденсуватися хмара міжзоряного газово-пилової середовища. Досить скоро (зрозуміло, за астрономічними масштабами!) Під впливом сил всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюється порівняно щільний непрозорий газовий кулю. Строго кажучи, ця куля ще не можна назвати зіркою, тому що в його центральних областях температура недостатня для того, щоб почалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не в змозі поки врівноважити сили притягання окремих його частин, тому він буде безупинно стискуватися. Деякі астрономи раніше вважали, що такі протозірки спостерігаються в окремих туманностях у вигляді дуже темних компактних утворень, так званих глобул. Успіхи радіоастрономії, однак, змусили відмовитися від такої досить наївною точки зору. Звичайно одночасно утворюється не одна протозірка, а більш-менш численна група їх. Надалі ці групи стають зоряними асоціаціями і скупченнями, добре відомими астрономам. Досить імовірно, що на цьому самому ранньому етапі еволюції зірки навколо неї утворюються згустки з меншою масою, які потім поступово перетворюються на планети.
При стисненні протозірки температура її підвищується, і значна частина звільняється потенційної енергії випромінюється в навколишній простір. Так як розміри стискального газової кулі дуже великі, то випромінювання з одиниці його поверхні буде незначним. Коль скоро потік випромінювання з одиниці поверхні пропорційний четвертого ступеня температури (закон Стефана – Больцмана), температура поверхневих шарів зірки порівняно низька, між тим як її світність майже така ж, як у звичайної зірки з тією ж масою. Тому на діаграмі «спектр – світність» такі зірки розташуються вправо від головної послідовності, тобто потраплять в область червоних гігантів або червоних карликів, залежно від значень їх первинних мас.
Надалі протозірка продовжує стискатися. Її розміри стають менше, а поверхнева температура зростає внаслідок чого спектр стає все більш раннім. Таким чином, рухаючись по діаграмі «спектр – світність», протозірка досить швидко «сяде» на головну послідовність. У цей період температура зоряних надр вже виявляється достатньою для тою, щоб там почалися термоядерні реакції. При цьому тиск газу всередині майбутньої зірки врівноважує тяжіння, і газова куля перестає стискатися. Протозірок стає зіркою.
Але що станеться з зірками, коли реакція «гелій – вуглець» у центральних областях вичерпає себе, так само як і воднева реакція в тонкому шарі, що оточує гаряче щільне ядро? Яка стадія еволюції наступить слідом за стадією червоного гіганта?
Сукупність даних спостережень, а також ряд теоретичних міркувань говорять про те, що на цьому етапі еволюції зірки, маса яких менша, ніж 1,2 маси Сонця, істотну частину своєї маси, творчу їхню зовнішню оболонку, «скидають». Такий процес ми спостерігаємо, мабуть, як утворення так званих «планетарних туманностей». Після того, як від зірки відокремиться з порівняно невеликою швидкістю зовнішня оболонка, «розкриються» її внутрішні, дуже гарячі шари. При цьому відокремилася оболонка буде розширюватися, все далі й далі відходячи від зірки.
Потужне ультрафіолетове випромінювання зірки – ядра планетарної туманності – буде атоми в оболонці, збуджуючи їх світіння. Через кілька десятків тисяч років оболонка розсіється і залишиться тільки невелика дуже гаряча щільна зірка. Поступово, досить повільно остигаючи, вона перетвориться на білий карлик.
Таким чином, білі карлики як би «визрівають» всередині зірок – червоних гігантів – і «з'являються на світ» після відділення зовнішніх шарів гігантських зірок. В інших випадках скидання зовнішніх шарів може відбуватися не шляхом утворення планетарних туманностей, а шляхом поступового закінчення атомів. Так чи інакше, білі карлики, в яких весь водень «вигорів» і ядерні реакції припинилися, мабуть, є завершальним етапом еволюції більшості зірок. Логічним висновком звідси є визнання генетичного зв'язку між самими пізніми етапами еволюції зірок і білими карликами.
Поступово остигаючи, вони все менше і менше випромінюють, переходячи в невидимі «чорні» карлики. Це мертві, холодні зірки дуже великої щільності, в мільйони разів щільніше води. Їх розміри менші від розмірів земної кулі, хоча маси можна порівняти з сонячною. Процес остигання білих карликів триває багато сотень мільйонів років. Так кінчає своє існування більшість зірок. Проте фінал життя порівняно масивних зірок може бути значно більш драматичним.
Якщо маса стискається зірки перевершує масу Сонця більш ніж у 1,4 рази, то така зірка, досягнувши стадії білого карлика, на тому не зупиниться. Гравітаційні сили в цьому випадку дуже великі, що електрони вдавлюються всередину атомних ядер. У результаті ізотопи перетворюються на нейтрони здатні прилітати один до одного без будь-яких проміжків. Щільність нейтронних зірок перевершує навіть щільність білих карликів; але якщо маса матеріалу не перевершує 3 сонячних мас, нейтрони, як і електрони, здатні самі запобігти подальше стиснення. Типова нейтронна зірка має в поперечнику всього лише від 10 до 15 км, а один кубічний сантиметр її речовини важить близько мільярда тонн. Крім нечувано величезної щільності, нейтронні зірки мають ще двома особливими властивостями, які дозволяють їх виявити, незважаючи на такі малі розміри: це швидке обертання і сильне магнітне поле. Загалом, обертаються всі зірки, але коли зірка стискається, швидкість її обертання зростає – точно так само, як фігурист на льоду обертається набагато швидше, коли притискає до себе руки. Нейтронна зірка робить кілька обертів на секунду. Поряд з цим винятково швидким обертанням, нейтронні зірки мають магнітне поле, в мільйони разів сильніше, ніж у Землі.
Перші пульсари були відкриті в 1968 р., коли радіоастрономи виявили регулярні сигнали, що йдуть до нас з чотирьох точок Галактики. Вчені були вражені тим фактом, що якісь природні об'єкти можуть випромінювати радіоімпульси в такому правильному і швидкому ритмі. Спочатку, правда, ненадовго астрономи запідозрили участь якихось мислячих істот, що мешкають в глибинах Галактики. Але незабаром було знайдено природне пояснення. У потужному магнітному полі нейтронної зірки, що рухаються по спіралі електрони генерують радіохвилі, які випромінюються вузьким пучком, як промінь прожектора. Зірка швидко обертається, і радіо промінь перетинає лінію нашого спостереження, немов маяк. Деякі пульсари випромінюють не тільки радіохвилі, але й світлові, рентгенівські і гамма-промені. Період найповільніших пульсарів близько чотирьох секунд, а найшвидших – тисячні частки секунди. Обертання цих нейтронних зірок було з якихось причин ще більш прискорено; можливо, вони входять в подвійні системи.
Зірки, маси яких не сягають 1,4 сонячної, вмирають тихо і спокійно. А що відбувається з більш масивними зірками? Як виникають нейтронні зірки і чорні діри? Катастрофічний вибух, яким закінчується життя масивної зірки, – це воістину вражаюче подія. Це наймогутніший з природних явищ, що відбуваються в зірках. У мить вивільняється більше енергії, ніж випромінює її наше Сонце за 10 мільярдів років. Світловий потік, що посилається однією зіркою, еквівалентний цілої галактиці, але ж видимий світло становить лише малу частку повної енергії. Залишки вибухнула зірки розлітаються геть зі швидкостями до 20 000 км на секунду.
Такі грандіозні зоряні вибухи називаються надновими. Наднові – досить рідкісне явище. Кожен рік та інших галактиках виявляють від 20 до 30 наднових, головним чином у результаті систематичного пошуку. За століття в кожній галактиці їх може бути від однієї до чотирьох. Однак у нашій власній Галактиці наднових не спостерігали з 1604. Може бути, вони і були, але залишилися невидимими через велику кількості пилу в Чумацькому Шляху.
Від зірки, що має масу більше, ніж три сонячні, і радіус більше 8,85 кілометра, світло вже не зможе піти від неї у простір. Рік, що минає від поверхні промінь викривляється в полі сили тяжіння так сильно, що повертається назад на поверхню. Кванти світла – фотони – випромінювані тілом, повертаються назад, як кинуті вгору на землі камені. Ніяке випромінювання не проривається у зовнішній світ, щоб донести звістку про сумну долю зірки.
Перетворившись на чорну діру, небесне тіло не зникає зі Всесвіту. Воно дає про себе знати зовнішнього світу завдяки своїй гравітації. Чорна діра поглинає світлові промені, що йдуть від неї на більш значну відстань. Чорна діра може вступати в гравітаційна взаємодія з іншими тілами: вона може утримувати біля себе планети або утворювати з іншою зіркою подвійну систему. Отже, швидкість еволюції зірок визначається їх первісної масою. Так як по ряду ознак з часу утворення нашої зоряної системи – Галактики – пройшло близько 15–20 млрд. років, то за це кінцеве (хоча і величезне) час весь описаний еволюційний шлях пройшли тільки ті зірки, маси яких перевищують певну величину. Мабуть, ця «критична» маса всього лише на 10–20% перевищує масу Сонця. З іншого боку, як уже підкреслювалося, процес утворення зірок з міжзоряного газово-пилової середовища відбувався в нашій Галактиці безупинно. Він відбувається і зараз. Саме тому ми спостерігаємо гарячі масивні зірки в лівій верхній частині головної послідовності. Але навіть зірки, що утворилися на самому початку формування Галактики, якщо їх маса їх менше ніж 1,2 сонячної, ще не встигли зійти з головної послідовності. Зауважимо, до речі, що темп зореутворення в даний час значно нижче, ніж багато мільярдів років тому. Сонце утворилося близько 5 млрд. років тому, коли Галактика вже давно сформувалася й у загальних рисах було подібна з «сучасною». Ось вже, принаймні, 4,5 млрд. років воно «сидить» на головній послідовності, стійко випромінюючи завдяки ядерним реакціям перетворення водню в гелій, що протікають в його центральних областях. Скільки ще часу це триватиме? Розрахунки показують, що наше Сонце стане червоним гігантом через 8 млрд. років. При цьому його світність збільшиться в сотні разів, а радіус – в десятки. Ця стадія еволюції нашого світила займе кілька сотень мільйонів років. Нарешті, тим чи іншим способом набряклі Сонце скине свою оболонку і перетвориться на білий карлик. Взагалі кажучи, нам, звичайно, небайдужа доля Сонця, так як з нею тісно пов'язаний розвиток життя на Землі.
Для розуміння природи зірок важливо виявити залежності між їх окремими характеристиками. Такі зв'язки знаходяться шляхом зіставлення відповідних величин. Так, на початку XX ст. датський астроном Е. Герцшпрунг і американський астрофізик Г. Ресселла встановили одну з таких залежностей і представили її у вигляді діаграми, що носить тепер їх імена.
На горизонтальній осі діаграми Герцшпрунга – Ресселла відкладають температуру зірки, а на вертикальній – її світність у відносних одиницях (по відношенню до світності Сонця). Кожній зірці на діаграмі відповідає цілком певна точка. Зазвичай кажуть, що місце на діаграмі займає зірка, а не відповідна їй крапка, і при обговоренні еволюції зірок пишуть: «зірка рухається по діаграмі», маючи на увазі при цьому, що в процесі еволюції зірки з-за зміни температури і світності зірки відповідна їй точка на діаграмі Г. – Р. змінює своє положення.
З цієї діаграми випливає, що світність зірки та її спектральний клас пов'язані між собою певною, хоча і не однозначною залежністю. Більшість зірок розташовано вздовж лінії, що йде від гарячих і яскравих зірок до холодних і слабким («тьмяним») зірок. Це і є відома головна послідовність, а належні їй зірки – зірками головної послідовності. До цієї послідовності належить переважна більшість зірок, в тому числі і наше Сонце (спектральний клас G2).Головна послідовність у місці, зазначеному вертикальною рисою, ділиться на верхню і нижню частини. Зірки нижній частині головної послідовності називаються жовтими або червоними карликами (в залежності від їх температури). Сонце – типовий жовтий карлик.
Вище головної послідовності в області температур нижче 6000 К розташовані зірки, що утворюють групу червоних гігантів (їх світність порядку 102–103 і радіус порядку 10–60 R) і групу червоних надгігантів (L 10 L, R 200–300 R).Зірки гарячі (T 3000 К) і яскраві (L 104 – 106 L, R 40 R) називаються білими надгігантами. Зауважте, що холодних і неяскравих зірок набагато більше, ніж гарячих і яскравих.
У лівому нижньому куті діаграми знаходяться білі карлики (T 10000 K, L 10–4 L, RO, Ol R).
Отже, ми бачимо, що світність зірки і спектральний клас взаємопов'язані. Одне з перших завдань теорії – пояснити цю залежність, знайти фізичні явища, що лежать в її основі. Як це зробила сучасна астрофізика, ми побачимо пізніше. Тут же тільки відзначимо, що одразу після побудови цієї діаграми їй приписали еволюційне значення: передбачалося, що зірки еволюціонують уздовж головної послідовності від гарячих і яскравих зірок до холодних і слабким. Потім з'ясувалося, що еволюція зірок має більш складний характер, і до цих пір зірки, зображення яких знаходяться в лівій верхній частині діаграми, називають «ранніми», а зірки іншого кінця головної послідовності – «пізніми».
Мабуть, майже всі зірки народжуються групами, а не окремо. Тому немає нічого дивного в тому, що зоряні скупчення – річ досить поширена. Астрономи люблять вивчати зоряні скупчення, тому що їм відомо, що всі зірки, що входять в скупчення, утворилися приблизно в один і той же час і приблизно на однаковій відстані від нас. Будь-які помітні відмінності в блиску між такими зірками є істинними відмінностями. Які б колосальні зміни ні зазнали ці зірки з плином часу, починали вони всі одночасно. Особливо корисно вивчення зоряних скупчень з точки зору залежності їх властивостей від маси – адже вік цих зірок і їх відстань від Землі приблизно однакові, так що вони відрізняються один від одного тільки своєю масою.
Зоряні скупчення цікаві не тільки для наукового вивчення – вони виключно красиві як об'єкти для фотографування і для спостереження астрономами-аматорами. Є два типи зоряних скупчень: відкриті й кульові. Ці назви пов'язані з їх зовнішнім виглядом. У відкритому скупченні кожна зірка видно окремо, вони розподілені на деякій ділянці неба більш-менш рівномірно. А кульові скупчення, навпаки, являють собою як би сферу, настільки щільно заповнену зірками, що в її центрі окремі зірки невиразні.
Напевно, самим знаменитим відкритим зоряним скупченням є Плеяди, або Сім сестер, у сузір'ї Тельця. Незважаючи на таку назву, більшість людей може розглянути без допомоги телескопа лише шість зірок. Загальна кількість зірок у цьому скупченні – десь між 300 і 500, і всі вони знаходяться на ділянці розміром в 30 світлових років у поперечнику і на відстані 400 світлових років від нас.
Вік цього скупчення – всього 50 мільйонів років, що за астрономічними стандартами зовсім небагато, і містить воно дуже масивні світяться зірки, які не встигли ще перетворитися в гіганти. Плеяди – це типове відкрите зоряне скупчення; зазвичай в таке скупчення входить від декількох сотень до декількох тисяч зірок.
Висновок
Отже, зірки – це розпечені газові кулі, цим вони подібні Сонцю, температура якого на поверхні 6000°. Поряд із зірками, в точності схожими на Сонце, є зірки більше і менше його за розмірами, більш гарячі і більш холодні, більше і менш яскраві – світ зірок надзвичайно різноманітний. Ймовірно, багато зірок оточені планетами, і на деяких з них має бути життя. Зірки рухаються зі швидкостями, які доходять до сотень кілометрів на секунду, але не стикаються, так як відстані між ними величезні. Світло, пробігаючи за секунду 300000 км, від найближчої зірки до Землі йде понад 4 роки, а від Сонця – приблизно 8 хвилин. Зірки також бувають: подвійними, змінними, кратними, оптично-подвійними, спектрально-подвійними, затемнено-подвійними, новими, періодичними, неправильними і затемнено-змінними. Багато зірок утворюють системи, що складаються з двох, трьох і більше зірок, а також зоряні скупчення – від декількох десятків до мільйона зірок. Зоряні скупчення бувають двох типів: розсіяні й кульові. Зірки і зоряні скупчення утворюють гігантську систему, звану Галактику. Промінь світла від одного її краю до іншого йде близько 100000 років. Встановлено, що наша Галактика – не єдина зоряна система. Існує безліч інших подібних їй зоряних систем, званих галактиками, наприклад, галактика в сузір'ї Андромеди, в сузір'ї Гончих Псів та інші. Зірки постійно то тут, то там виникають, зароджуються, здійснюють довгий шлях розвитку і, нарешті, припиняють своє існування в цьому виді з тим, щоб утворює їх матерія прийняла нову форму.
Я вибрала саме цю тему тому, що мене завжди приваблювало і вражало зоряне небо, його краса, насиченість і незвичайність. Вперше я задумалася про це, коли була влітку в селі, і, прокинувшись якось вночі, я побачила надзвичайно прекрасне видовище – зоряне небо, яскраве і виразне, яке ніколи не побачиш у місті. І після цього, коли мені треба було вибирати тему, я згадала і вибрала цю, тому що мені багато що було незрозуміло, наприклад, що таке взагалі зірки, як вони з'являються, з чого складаються, чому утворюються зоряні скупчення, які імена мали зірки в різних країнах і в різних народів і т.д. Роблю цей реферат, я дізналася багато цікавого, дізналася відповіді на багато питань і відкрила багато нового для себе.
Список літератури
1) «Навколо світу», №7, 2003 р. Ст. «Криве дзеркало землі» Автор-Микола Андрєєв, стор. 132–140
2) «Незалежна газета», 2002 р., 30 березня Ст. «Галактичний пологовий будинок у сузір'ї Пегаса. Космічний телескоп Хаббла вперше зафіксував безпосередньо момент виникнення нових зірок» Автор-Морозов О.
3) «Наука і життя», №1,2001 р. Ст. «Оріон і його» команда» – зірки і зоряні скупчення» Автор-Остапенко А., Голова московського астрономічного клубу, стор. 104–110
4) «Природа, №8,2000 р. Ст. «Світло далеких планет і життя на Землі» Автор-Кузьмін
5) «Наука і життя», №6, 2000 р. Ст. «Зоряна літопис цивілізації» Автор - Шишлова А.
6) «Природа», №3, 2000 р. Ст. «Як народжуються зірки» Автор - Сурдін
7) «Природа», №5,1999 р. Ст. «Тіні зірок» Автор - Гончаров
8) «Наука і життя», №12, 1999 р. Ст. «Життя у всесвіті» Автор-Миколаїв Р., стор. 59–64
9) «Зірки, їх народження, життя і смерть», І.С. Шкловський, Видавництво «Наука», Москва 1977 г.
10) Є.П. Левітан «Астрономія», Видавництво «Просвіта», Москва 1994
|