Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокруг других галактик любого сорта, Самое яркое шаровое скопление, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кентавра в южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширным из всех известных скоплений: его диаметр - 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженным глазом.

В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды.

Эта звезда получила название Мира - Чудесная. За период времени в 332 дня Мира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не столь драматично, как Мира.

Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногда изменяется на много световых величин, а иногда так незначительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярно. Другие - неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходить циклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом она меняется. График изменения звездной величины переменной звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерения звездных величин профессиональные астрономы используют прибор, называемый фотометром, сейчас многочисленные наблюдения переменных звезд производятся астрономами-любителями. С помощыо специальной подготовленной карты и после некоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине переменной звезды прямо на глаз, если сравнивать ее с постоянными звездами, расположенными рядом.

Графики блеска переменных звезд показывают, что некоторые звезды меняются регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке времени определенной длины (периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо. К правильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможных явлений. Обе звезды могут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, они могут проходить прямо одна перед другой. Подобные системы называются затменно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода - звезда Алголь в созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.

Сверхновая

Когда 24 февраля 1987 г. была открыта 5М 1987А, астрономы были очень взволнованы: ведь это была самая яркая сверхновая с 1604 г. Хотя на этот раз сверхновая вспыхнула не в нашей Галактике, а в соседней Большом Магеллановым облаке, ее звездная величина в максимуме блеска достигла 2,9, что позволяло легко наблюдать сверхновую в южном полушарии невооруженным глазом.

Впервые развитие сверхновой стало доступно наблюдению с помощыо современной аппаратуры. Используя фотографии, снятые до вспышки, удалось даже определить, какая именно звезда новая. Это оказался голубой сверхгигант с массой примерно в 17 солнечных; согласно расчетам, его возраст составлял около 20 миллионов лет.

На самом деле взрыв произошел примерно за день до его обнаружения. Это было установлено по более ранней фотографии, а исследователи, изучающие потоки космических нейтронов, 23 февраля зарегистрировали неожиданно большое их количество. Нейтрон - это элементарная частица, вряд ли имеющие массу. Их очень трудно регистрировать. Такая работа чрезвычайно важна, так как нейтроны уносят большое количество энергии и целом ряде ядерных реакций. Обнаружение нейтронов показало, что наша теория возникновения сверхновой в основном верна. Однако на месте вспышки сверхновой не удалось обнаружить пульсатор или нейтронную звезду.

Крабовидная туманность

Один из самых известных остатков сверхновой, Крабовидная туманность, обязана своим названием Уильяму Парсонсу, третьему графу Россу, который первым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляющее имя не совсем соответствует этому странному объекту. Теперь мы знаем, что эта туманность - остаток сверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Ее возраст был установлен в 1928 г. Эдвином Хабблом, измерившим скорость ее расширения и обратившим внимание на совпадение ее положения на небе со старинными китайскими записями. Она имеет форму овала с неровными краями; красноватые и зеленоватые нити светящегося газа видны на фоне тусклого белого пятна. Светящиеся нити напоминают сеть, наброшенную на отверстие. Белый свет исходит от электронов, несущихся по спиралям в сильном магнитном иоле. Туманность является также интенсивным источником радиоволн и рентгеновских лучей. Когда астрономы осознали, что пульсары - это нейтрон сверхновых, им стало ясно, что искать пульсары надо именно в таких остатках типа Крабовидной туманности. В 1969 г. 6ыло обнаружено, что одна из звезд вблизи центра туманности периодически излучает радиоимпульсы, а также световые и рентгеновские сигналы через каждые 33 тысячных доли секунды. Это очень высокая частота даже для пульсара, но она постепенно понижается. Те пульсары, которые вращаются гораздо медленнее, намного старее пульсатора Крабовидной туманности.

В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлениях о звёздах. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения звезды (наиболее важные результаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А. Жевакиным. В середине 20 в. исследования звёзд приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и другие). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах звёзд (советские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голландский учёный Я. Оорт, советские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и другие).

Заключение

Итак, звёзды – это самосветящиеся, раскалённые газовые шары, этим они подобны Солнцу, температура которого на поверхности 6000°. Наряду со звёздами, в точности похожими на Солнце, есть звёзды больше и меньше его по размерам, более горячие и более холодные, более и менее яркие – мир звёзд чрезвычайно разнообразен. Вероятно, многие звёзды окружены планетами, и на некоторых из них должна быть жизнь. Звёзды движутся со скоростями, доходящими до сотен километров в секунду, но не сталкиваются, так как расстояния между ними громадны. Свет, пробегая за секунду 300 000 км, от ближайшей звезды до Земли идёт свыше 4 лет, а от Солнца – примерно 8 минут. Звёзды также бывают: двойными, переменными, кратными, оптически-двойными, спектрально-двойными, затменно-двойными, новыми, периодическими, неправильными и затменно-переменными. Многие звёзды образуют системы, состоящие из двух, трёх и более звёзд, а также звёздные скопления – от нескольких десятков до миллиона звёзд. Звёздные скопления бывают двух типов: рассеянные и шаровые. Звёзды и звёздные скопления образуют гигантскую систему, называемую Галактику. Луч света от одного её края до другого идёт около 100 000 лет. Установлено, что наша Галактика – не единственная звёздная система. Существует множество других подобных ей звёздных систем, называемых галактиками, например, галактика в созвездии Андромеды, в созвездии Гончих Псов и другие. Звёзды постоянно то тут, то там возникают, зарождаются, совершают долгий путь развития и , наконец, прекращают своё существование в этом виде с тем, чтобы образующая их материя приняла новую форму. )