Астрономия и Физика

[Sergeevichhhh]

Как использовать закон притяжения, чтоб он работал?

Много разговоров и споров по данному поводу. Возможно ли притянуть желаемое, силой мысли? Я хочу поделиться с вами своим мнением. И рассказать, как правильно использовать закон притяжения, чтоб он работал, и вы смогли притянуть в свою жизнь желаемое.

Что мы знаем о законе притяжения и как нам советуют его использовать? Чаще всего мы слышим о том, что, если вы чего-то хотите, например, красную FARRARI. Вы должны думать об этой красной FARRARI, представлять себя за рулем этой красной FARRARI, и вы её получите. Есть такой аналог научный закон притяжения – это принцип синхронистичности, открытый К.Г. Юнгом. И в целом мы можем сказать, что да. Если у вас нет каких-то глубоких внутренних конфликтов в этой теме – это так и будет. Этот закон сработает.

Но есть очень интересный момент, такая ловушка. Многие клиенты, говорят: я хотела квартиру, хотела, хотела и получила ровно такую как хотела, но с огромным кредитом. Получается, что вот эти наши внутренние конфликты, они проявляются вовне каким-то таким неприятным довеском к желаемому.

Или желая притянуть в свою жизнь любовь, мы ее притягиваем. Но она оказывается не взаимной. Почему так получается и что с этим делать?

Что бы этого не было важно концентрироваться на состоянии, а не на внешнем объекте. На том состоянии, которое вы хотите испытывать. Если у вас будет красное FARRARI, какое у вас будет тогда состояние? И необходимо активировать, и развивать именно это состояние внутри. Именно оно и проявиться в вашей жизни самым наилучшими внешними обстоятельствами.

Есть такая поговорка: «мечтайте аккуратней, мечтам свойственно сбываться». Это и вправду так. Важно понимать, что мы притягиваем в свою жизнь не конкретный объект, а то, что нам поможет испытать желаемое состояние. Это и есть золотой ключик к исполнению желаемого.

Если вы хотите, что б закон притяжения начал работать, воспользуйтесь вышесказанным.

Подойдите к этому вопросу серьезно.

Направьте всё своё внимание на желаемое состояние, а не внешний объект. Представляйте, то, как вы себя будете чувствовать; какие вы будете испытывать ощущения, эмоции. В целом какое состояние для вас желаемое. Постарайтесь, чтоб с каждым разом ваше состояние становилось для вас понятнее и более насыщенное. Ваша главная задача – создать пространство в вашем сознании для желаемого состояния. Все остальное сделает закон притяжения. Когда в вашем сознании будет жить четкий образ желаемого состояния, внешние обстоятельства начнут предоставлять вам возможности. Дальше дело за вами, принимайте эти возможности и получайте желаемое состояние.

 

[Sergeevichhhh]

Звезда — это большое скопление газа. Они излучают свет и тепло благодаря термоядерным реакциям, где водород превращается в гелий . Вселенная наполнена множеством звезд разных размеров, форм и цветов

• Светимость: это количество энергии, которую звезда излучает в единицу времени. Светимость звезд может варьироваться от очень слабой до очень яркой.
• Температура: звезды имеют различные температуры, которые варьируются от очень низких, до очень высоких. Температура звезды влияет на ее цвет, горячие звезды выглядят более синими, а холодные — красными
• Масса: это количество вещества, содержащегося в звезде. Масса звезды влияет на ее светимость, температуру и продолжительность жизни<a Звезды могут иметь разнообразные массы, от небольших карликов до массивных гигантов.
• Размер: размер звезды связан с ее массой и возрастом. Звезды могут быть различных размеров, от довольно маленьких до гигантов или сверхгигантов.
• Возраст: звезды имеют разные возрасты, которые могут варьироваться от нескольких миллионов до миллиардов лет. Менее массивные звезды часто имеют более длительное время жизни, чем более массивные звезды
• Яркость: это интенсивность света, который звезда излучает. Яркость звезды зависит от ее светимости и расстояния до наблюдателя
• Химический состав: звезды состоят в основном из водорода и гелия, но также содержат следы других химических элементов. Относительное содержание этих элементов может варьироваться от звезды к звезде

 

[Sergeevichhhh]

1. Ядро: самая горячая и плотная часть звезды, где происходят ядерные реакции, превращающие легкие элементы в более тяжелые. В ядре происходит термоядерный синтез водорода в гелий, а также другие ядерные реакции

2. Оболочка: расположенная вокруг ядра, зона оболочки является главным резервуаром водорода или гелия, который подвергается превращению в водород или гелий. В этой зоне происходят тепловые ядерные реакции, обеспечивающие энергопродукцию звезды

3. Зона облучения: слой звезды, в котором энергия, выделяемая в ядре и оболочке, переносится на поверхность в виде излучения.

4. Зона конвекции: слой, в котором энергия передается через конвекцию, то есть перемещением вещества с высокой температурой и плотностью в области с более низкой температурой и плотностью. В этой зоне конвективное перемещение материала помогает переносить энергию из глубины звезды к ее поверхности.

5. Оболочка и атмосфера: верхний слой звезды, состоящий из относительно низкой плотности и низкой температуры. В этой зоне наблюдается излучение звезды, которое видима нам на Земле.

Эта структура может отличаться для разных типов звезд, таких как красные карлики, желтые карлики, гиганты, сверхгиганты и т. д., в зависимости от их массы, возраста и других факторов

 

[Sergeevichhhh]

Эволюция звезд — это процесс изменения звезды в течение её жизни, который зависит от её массы. Этот процесс начинается в молекулярных облаках.

1. Стадия формирования (Протозвезда):
   • Гравитационное сжатие: разогрев центральной зоны звезды до температуры «включения» термоядерной реакции (превращения водорода в гелий)
2. Стадия звезды:
   • Температура пылевой оболочки, окружающей протозвезду достигает точки испарения пыли. Пылинки превращаются в прозрачный газ, и мы начинаем видеть звезду.
3. Стадия главной последовательности:
   • Начало ядерных реакций: Звезда начинает превращать водород в гелий в своём ядре через ядерные реакции
   • Это самый длительный этап в жизни звезды, когда она поддерживает равновесие между гравитацией, направленной к центру, и давлением из-за ядерных реакций, направленным наружу
4. Стадия красного гиганта (для звезд средней массы):
   • После «выгорания»: в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро. Термоядерные реакции «горения» водорода продолжают протекать лишь в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Ядро при этом сжимается, а оболочка расширяется
   • Увеличение размера: Звезда расширяется, становясь красным гигантом
5. Белые карлики:
   • Развитие в зависимости от массы: Звезды средней массы могут стать белыми карликами, звезды большей массы — нейтронными звёздами или чёрными дырами
6. Конечные стадии (для различных масс):
   • Зависит от массы: Звезды с разной массой могут пройти через различные последние стадии, включая гравитационный коллапс, образование нейтронных звёзд, чёрных дыр или планетарных туманностей

Эволюция звезд представляет собой сложный процесс, и каждая звезда имеет свою уникальную историю и конечную судьбу, определяемую её массой.

 

[Sergeevichhhh]

Звездные системы — это группы звезд, которые гравитационно взаимосвязаны и вращаются вокруг общего центра масс. В звездных системах могут быть одна или несколько звезд, а также одновременно могут участвовать и в других движениях

​

• Гравитационная связь: Звёзды в системе привлекают друг друга силой гравитации, что обеспечивает их устойчивость в пространстве и приводит к их обращению вокруг общего центра масс
• Общий центр масс: Звезды в звёздной системе вращаются вокруг общего центра масс системы
• Бинарные и многократные системы: Звёздные системы бывают бинарными (состоящими из двух звезд) или многократными (с более чем двумя звездами)
• Изменения светимости: Звезды в звёздных системах могут взаимодействовать между собой, влияя на их светимость. Например, в бинарных системах можно наблюдать эффекты затмения, когда одна звезда проходит перед другой, изменяя общую светимость системы
• Эволюция: Звёздные системы могут эволюционировать с течением времени. Звезды в них могут изменять свои характеристики, а в результате взаимодействий могут даже произойти слияния звезд

 

[Sergeevichhhh]

Звёздные скопления — это группы звезд, которые находятся относительно близко друг к другу в космическом пространстве. Существует два основных типа звёздных скоплений: шаровые и рассеянные.

• Шаровые звёздные скопления: имеют сферическую или почти сферическую форму. Звездные скопления сильно выделяются на окружающем звездном фоне благодаря значительно большему числу входящих в них звез. Пример шарового звёздного скопления — М3 в созвездии Гончие Псы и М13 в созвездии Геркулес
• Рассеянные звездные скопления встречаются в диске Галактики. Пример рассеянного звёздного скопления — Плеяды, находятся в созвездии Тельца. Это одно из самых ярких скоплений, видимых невооружённым глазом, и состоит из около 1000 звёзд

 

[Sergeevichhhh]

В древности звезды играли важную роль в культуре и религии различных цивилизаций. Древние люди наблюдали за небесными явлениями и пытались объяснить их с помощью мифологических и духовных верований. Например, заметная конфигурация звёзд Большой Медведицы представляется нам как ковш из семи звёзд, а древние греки видели в этой области неба медведя: в южных широтах на ночном небе отчётливо выделяются слабые звёзды, а они вместе со звёздами Ковша действительно образуют фигуру, напоминающую силуэт медведя. Для объяснения длинного хвоста (у медведей короткий хвост) возникла дополнительная легенда. Римляне же видели в ярких звёздах Большой Медведицы семь волов. Подобные мифы охватывают всё звёздное небо
Поэты и философы древности также обращали внимание на звезды. Например, в «Илиаде» Гомер описывает звезду Вечернюю зарю, которая играет важную роль в битве.
Звезды были объектом изучения для астрономов в средневековье. Знание о движении звезд использовалось для составления календарей.
Первой научной моделью мира можно считать систему, предложенную древнегреческим астрономом Клавдием Птолемеем. Птолемей разработал геоцентрическую модель, согласно которой Земля находится в центре Вселенной, а планеты и Солнце вращаются вокруг нее. Для объяснения сложных движений планет Птолемей ввел понятие эпициклов (планеты движутся равномерно по кругам), центры которых в свою очередь движутся по другим кругам (деферентам) Эти сложные системы были необходимы, чтобы соответствовать наблюдаемым движениям планет на небесной сфере.
Птолемей составил подробные таблицы, позволяющие предсказывать положение планет в будущем на основе его модели
Геоцентрическая система Птолемея служила основой для понимания космоса в течение многих столетий, но с появлением работ Коперника и Галилея в эпоху Возрождения эта модель была постепенно отвергнута в пользу гелиоцентрической модели, где Солнце становится центром солнечной системы. Нужны были более простые методы вычисления положения планет, и такие методы были созданы гениальным польским ученым Николаем Коперником, заложившим основы новой астрономии
В эпоху Возрождения представление о звездах было сильно изменено по сравнению с средневековой концепцией. Вместо того, чтобы рассматривать звезды как божественные существа или символы, ученые Возрождения начали более систематически изучать и классифицировать звезды. Они использовали новые наблюдательные инструменты и разрабатывали новые теории о происхождении и движении звезд
Астрономы Возрождения, такие как Николай Коперник, Галилео Галилей и Иоганн Кеплер, пришли к новому пониманию о месте Земли во Вселенной и дали научные объяснения наблюдаемым движениям звезд. Например, идея Николая Коперника о том, что Земля вращается вокруг Солнца, а не наоборот, вызвала революцию в представлении о звездах
Исследователи начали использовать телескопы для изучения космоса. Галилео Галилей, с помощью телескопа, обнаружил, что Луна имеет рельеф, а Юпитер имеет спутники
Иоганн Кеплер открыл принципиально важные для астрономии законы планетных движений. Законы Кеплера носили кинематический характер: они устанавливали закономерности движения планет, но не вскрывали их причину

 

[Sergeevichhhh]

В нашей Галактике более 100 млрд. звезд. На фотографиях неба, полученных крупными телескопами, видно такое множество звезд, что бессмысленно даже пытаться дать им всем имена или хотя бы сосчитать их. Около 0,01% всех звезд Галактики занесено в каталоги. Таким образом, подавляющее большинство звезд, наблюдаемых в крупные телескопы, пока не обозначено и не сосчитано.

Самые яркие звезды у каждого народа получили свои имена. Многие из ныне употребляющихся, например, Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель и др., имеют арабское происхождение; культура арабов послужила мостом через интеллектуальную пропасть, отделяющую падение Рима от эпохи Возрождения.

В прекрасно иллюстрированной Уранометрии (Uranometria, 1603) немецкого астронома И.Байера (1572–1625), где изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры, звезды были впервые обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска: a – ярчайшая звезда созвездия, b – вторая по блеску, и т.д. Когда не хватало букв греческого алфавита, Байер использовал латинский. Полное обозначение звезды состояло из упомянутой буквы и латинского названия созвездия. Например, Сириус – ярчайшая звезда в созвездии Большого Пса (Canis Major), поэтому его обозначают как a Canis Majoris, или сокращенно a CMa; Алголь – вторая по яркости звезда в Персее обозначается как b Persei, или b Per.

Дж.Флемстид (1646–1719), первый Королевский астроном Англии, ввел систему обозначения звезд, не связанную с их блеском. В каждом созвездии он обозначил звезды номерами в порядка увеличения их прямого восхождения, т.е. в том порядке, в котором они пересекают меридиан. Так, Арктур, он же a Волопаса (b Bootes), обозначен как 16 Bootes.

Некоторые необычные звезды иногда называют именами астрономов, впервые описавших их уникальные свойства. Например, звезда Барнарда названа в честь американского астронома Э.Барнарда (1857–1923), а звезда Каптейна – в честь нидерландского астронома Я.Каптейна (1851–1922). На современных картах звездного неба обычно нанесены древние собственные имена ярких звезд и греческие буквы в системе обозначений Байера (его латинские буквы используют редко); остальные звезды обозначают согласно Флемстиду. Но не всегда на картах хватает места для этих обозначений, поэтому обозначения остальных звезд нужно искать в звездных каталогах.

 

[Sergeevichhhh]

Самый обширный звездный каталог Боннское обозрение (Bonner Durchmusterung, BD) составил немецкий астроном Ф.Аргеландер (1799–1875). В нем указаны положения 324 198 звезд от северного полюса до склонения -2°. Звезда, обозначенная, например, как BD +7°1226, является 1226-й в порядке прямого восхождения звездой в восьмом поясе северных склонений. Продолжение этого каталога (SBD) к югу до склонения -23°, содержащее 133 659 звезд, составил немецкий астроном Э.Шенфельд (1828–1891). Оставшуюся часть южного неба покрыли каталоги Кордовское обозрение (Cordoba Durchmusterung, CD) и Капское фотографическое обозрение (Cape Photographic Durchmusterung, CPD). Всего в этих каталогах более 1 млн. звезд приблизительно до 10 звездной величины.

Значительно больше звезд в каталоге Карта неба (Carte du ciel, или Astrographic Catalogue), содержащем положения нескольких миллионов звезд на 44 000 фотопластинок, полученных в обсерваториях всего мира. Современный большой каталог точных положений 258 997 звезд создан в Смитсоновской астрофизической обсерватории (SAO). Обширный каталог звездных спектров создан американским астрономом Э.Кэннон (1863–1941) и назван Каталогом Генри Дрэпера (Henry Draper Catalogue of Stellar Spectra, HD).

Существует множество специальных каталогов. Например, звезды с измеренными собственными движениями собраны в Общем каталоге (General Catalogue, GC) и в Йельских зонных каталогах (Yale Zone Catalogues). Есть каталоги звезд с измеренными лучевыми скоростями, звезд с переменным блеском, каталоги двойных звезд. Самые слабые звезды не занесены в каталоги, но их можно найти на фотографических картах неба и определить их координаты и блеск относительно более ярких звезд. Самый полный фотографический атлас, покрывающий все небо, – это Паломарский обзор (Palomar Survey), на картах которого видны звезды до 21-й звездной величины.

 

[Sergeevichhhh]

Переменные звезды обозначают в порядке их обнаружения в каждом созвездии. Первую обозначают буквой R, вторую – S, затем T и т.д. После Z идут обозначения RR, RS, RT и т.д. После ZZ идут AA и т.д. (Букву J не используют, чтобы не было путаницы с I.) Когда все эти комбинации истощаются (всего их 334), то продолжают нумерацию цифрами с буквой V (variable – переменный), начиная с V335. Примеры: S Car, RT Per, V557 Sgr.

 

[Sergeevichhhh]

Ближайшая к нам звезда – Солнце, до него ок. 150 млн. км. Ближайшая к Солнцу яркая звезда – a Кентавра, которую можно увидеть только в Южном полушарии, до нее 42 000 млрд. км. Но еще чуть ближе к нам расположен ее невидимый глазом спутник, звезда Проксима («ближайшая») Кентавра. Всего лишь вдвое дальше расположен Сириус, ярчайшая звезда нашего неба.
Поскольку расстояния до звезд так велики, их неудобно измерять в километрах. Лучше использовать специальные единицы; например, в научно-популярной литературе часто используют «световой год», т.е. расстояние, которое луч света проходит со скоростью около 300 000 км/с за год; это ок. 9460 млрд. км. Расстояние до Проксимы 4,3 св. года, а до Сириуса ок. 8,7 св. года.
Впервые расстояния до звезд были независимо измерены в 1838 Ф.Бесселем в Германии (до звезды 61 Лебедя), Т.Хендерсоном на мысе Доброй Надежды (до a Кентавра) и В.Струве в России (до Веги). Однако полутора веками ранее И.Ньютон сумел оценить порядок расстояния до звезд. Полагая, что Солнце – это рядовая звезда, он вычислил, что ее нужно удалить в 250 000 раз, чтобы Солнце выглядело как обычная звезда на небе. Так Ньютон ввел весьма универсальный метод определения расстояний в астрономии. Если каким-либо образом нам известна истинная светимость звезды, то нетрудно рассчитать, на каком расстоянии она будет иметь наблюдаемый блеск. Главное здесь – определить истинную светимость звезды. На практике для этого используют спектроскопию: в спектре звезды есть несколько индикаторов ее светимости.

Ближайшие звезды
[TR]
[td]БЛИЖАЙШИЕ ЗВЕЗДЫ1[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Звезда[/td][td]Параллакс
(секунды дуги)[/td][td]Расстояние (св. годы)[/td][td]Относительная светимость[/td][td]Цвет[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Солнце[/td][td]–[/td][td]–2[/td][td]1[/td][td]Желтый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]a Кентавра[/td][td]0,760[/td][td]4,3[/td][td]1,5[/td][td]Желтый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Звезда Барнарда[/td][td]0,552[/td][td]5,9[/td][td]0,0006[/td][td]Красный[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Вольф 359[/td][td]0,425[/td][td]7,7[/td][td]0,00002[/td][td]Красный[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Лаланд 21185[/td][td]0,398[/td][td]8,2[/td][td]0,0055[/td][td]Красный[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Сириус[/td][td]0,375[/td][td]8,6[/td][td]23[/td][td]Белый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Лейтен 726-8[/td][td]0,368[/td][td]8,9[/td][td]0,00006[/td][td]Красный[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Росс 154[/td][td]0,345[/td][td]9,5[/td][td]0,00041[/td][td]Красный[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Росс 248[/td][td]0,316[/td][td]10,2[/td][td]0,00011[/td][td]Красный[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Лейтен 789-6[/td][td]0,305[/td][td]10,7[/td][td]0,00009[/td][td]Красный[/td]
[/TR]
[TR]
[td]e Эридана[/td][td]0,303[/td][td]10,8[/td][td]0,30[/td][td]Оранжевый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Росс 128[/td][td]0,301[/td][td]10,8[/td][td]0,00054[/td][td]Красный[/td]
[/TR]
[TR]
[td]61 Лебедя[/td][td]0,296[/td][td]11,0[/td][td]0,084[/td][td]Оранжевый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]e Индейца[/td][td]0,291[/td][td]11,2[/td][td]0,14[/td][td]Оранжевый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Процион[/td][td]0,285[/td][td]11,4[/td][td]7,3[/td][td]Желтый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]1Данные только для главных компонентов двойных и кратных звезд.
2Расстояние до Солнца 150 млн. км, или 1 астрономическая единица.[/td]
[/TR]

Но спектроскопический метод нуждается в калибровке. Для некоторых групп звезд используются специальные методы определения расстояний, например, статистический метод, основанный на видимом движении звезд по небу. Однако базовым методом определения расстояний до звезд служит метод тригонометрических параллаксов.

 

[Sergeevichhhh]

Метод параллакса основан на измерении видимого смещения близких звезд на фоне более далеких при наблюдении из разных точек орбиты Земли. Чем ближе звезда, тем больше ее угловое смещение. Параллаксом звезды называют угол, под которым от нее виден радиус земной орбиты, равный 1 астрономической единице (а.е.), или 150 млн. км. Это чисто геометрический и поэтому очень надежный метод. К сожалению, параллаксы удается измерить лишь у нескольких тысяч ближайших звезд. Расстояния до них служат фундаментом при определении спектральными методами расстояний до более далеких звезд.



Астрономы прошлого, например Т.Браге (1546–1601), не смогли заметить параллактического смещения звезд, из чего они заключили, что Земля неподвижна. Действительно, параллаксы даже ближайших звезд не превышают 1ўў; под таким углом виден мизинец с расстояния в километр. Измерение столь малых углов – большое достижение современной техники. Наибольший параллакс (0,762ўў) имеет Проксима Кентавра – маленький спутник звезды a Кентавра, расположенный ближе нее к Солнцу.

На основе тригонометрических параллаксов астрономы ввели единицу длины «парсек» (пк) – расстояние до звезды, параллакс которой равен 1ўў; 1 пк = 3,26 св. года. Наименьшие параллаксы, которые удается сейчас измерять, составляют 0,01ўў; это соответствует расстоянию в 100 пк или 326 св. лет.

 

[Sergeevichhhh]

Светимость звезд.​

Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной или болометрической «светимостью». Например, светимость Солнца 3,86ґ1026 Вт. Чем больше масса нормальной звезды, тем выше ее светимость; она возрастает примерно как куб массы. Это соотношение масса – светимость сначала было найдено из наблюдений, а позже получило теоретическое обоснование.
Поток энергии, приходящий от звезды на Землю, называют «видимым блеском»; он зависит не только от истинной светимости звезды, но и от ее расстояния до Земли. Звезда низкой светимости, расположенная близко к Земле, может иметь больший блеск, чем звезда высокой светимости на большом расстоянии.

Ярчайшие звезды
[TR]
[td]ЯРЧАЙШИЕ ЗВЕЗДЫ[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Звезда[/td][td]Звездная величина[/td][td]Светимость (Солнце=1)[/td][td]Показатель цвета[/td][td]Цвет[/td]
[/TR]
[TR]
[td]видимая[/td][td]абсолютная[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Сириус[/td][td]–1,43[/td][td]+1,4[/td][td]23[/td][td]0,00[/td][td]Белый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Канопус[/td][td]–0,72[/td][td]–4,5[/td][td]1500[/td][td]0,16[/td][td]Желтый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]a Кентавра[/td][td]–0,27[/td][td]+4,7[/td][td]1,5[/td][td]0,68[/td][td]Желтый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Арктур[/td][td]–0,06[/td][td]–0,1[/td][td]100[/td][td]1,24[/td][td]Оранжевый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Вега[/td][td]+0,02[/td][td]+0,5[/td][td]50[/td][td]0,00[/td][td]Белый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Капелла[/td][td]+0,05[/td][td]–0,6[/td][td]170[/td][td]0,80[/td][td]Желтый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Ригель[/td][td]+0,14[/td][td]–7,0[/td][td]40000[/td][td]–0,04[/td][td]Голубой[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Процион[/td][td]+0,37[/td][td]+2,7[/td][td]7,3[/td][td]0,41[/td][td]Желтый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Бетельгейзе[/td][td]+0,50[/td][td]–5,0[/td][td]17000[/td][td]1,87[/td][td]Красный[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Ахернар[/td][td]+0,51[/td][td]–2,0[/td][td]200[/td][td]–0,16[/td][td]Голубой[/td]
[/TR]
[TR]
[td]b Кентавра[/td][td]+0,63[/td][td]–4,0[/td][td]5000[/td][td]–0,23[/td][td]Голубой[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Альтаир[/td][td]+0,77[/td][td]+2,2[/td][td]9[/td][td]0,22[/td][td]Белый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Альдебаран[/td][td]+0,86[/td][td]–0,7[/td][td]100[/td][td]1,52[/td][td]Оранжевый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]a Креста[/td][td]+0,87[/td][td]–4,0[/td][td]4000[/td][td]–0,25[/td][td]Голубой[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Спика[/td][td]+0,96[/td][td]–3,0[/td][td]2800[/td][td]–0,25[/td][td]Голубой[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Антарес[/td][td]+1,16[/td][td]–4,0[/td][td]3500[/td][td]1,83[/td][td]Красный[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Фомальгаут[/td][td]+1,16[/td][td]+1,9[/td][td]14[/td][td]0,10[/td][td]Белый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Поллукс[/td][td]+1,25[/td][td]+1,0[/td][td]45[/td][td]1,02[/td][td]Оранжевый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Денеб[/td][td]+1,28[/td][td]–7,0[/td][td]60000[/td][td]0,09[/td][td]Белый[/td]
[/TR]
[TR]
[td]b Креста[/td][td]+1,36[/td][td]–4,0[/td][td]6000[/td][td]–0,25[/td][td]Голубой[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Регул[/td][td]+1,48[/td][td]–0,7[/td][td]120[/td][td]–0,12[/td][td]Голубой[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Шаула (l Sco)[/td][td]+1,60[/td][td]–5,0[/td][td]8000[/td][td]–0,21[/td][td]Голубой[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Адара (e СМа)[/td][td]+1,64[/td][td]–3,0[/td][td]1700[/td][td]–0,24[/td][td]Голубой[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Беллатрикс[/td][td]+1,97[/td][td]–4,0[/td][td]2300[/td][td]–0,23[/td][td]Голубой[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Кастор[/td][td] [/td][td]+0,9[/td][td]27[/td][td]0,03[/td][td]Белый[/td]
[/TR]

 

[Sergeevichhhh]

Блеск звезд выражают в особых, исторически сложившихся «звездных величинах». Происхождение этой системы связано с особенностью нашего зрения: если сила источника света изменяется в геометрической прогрессии, то наше ощущение от него – лишь в арифметической. Греческий астроном Гиппарх (до 161 – после 126 до н.э.) разделил все видимые глазом звезды на 6 классов по яркости. Самые яркие он назвал звездами 1-й величины, а самые слабые – 6-й. Позже измерения показали, что поток света от звезд 1-й величины примерно в 100 раз больше, чем от звезд 6-й величины по Гиппарху. Для определенности решили, что различие на 5 звездных величин в точности соответствует отношению потоков света 1:100. Тогда разница блеска на 1 звездную величину соответствует отношению яркостей . Например, звезда 1-й звездной величины в 2,512 раза ярче звезды 2-й величины, которая, в свою очередь, в 2,512 раза ярче звезды 3-й величины, и т.д. Это весьма универсальная шкала; она годится для выражения освещенности, создаваемой на Земле любым источником света.



Для сравнения звезд по их истинной светимости используют «абсолютную звездную величину», которая определяется как видимая звездная величина, которую имела бы данная звезда, если поместить ее на стандартном расстоянии от Земли в 10 пк. Если какая-либо звезда имеет параллакс p и видимую величину m, то ее абсолютную величину M вычисляют по формуле

Звездными величинами можно описывать излучение звезды в различных диапазонах спектра. Например, визуальная величина (mv) выражает блеск звезды в желто-зеленой области спектра, фотографическая (mp) – в голубой, и т.п. Разность между фотографической и визуальной величинами называют «показателем цвета»

он тесно связан с температурой и спектром звезды.

 

[Sergeevichhhh]

Звезды очень сильно различаются по диаметру: белые карлики бывают размером с земной шар (ок. 13 000 км), а звезды-гиганты превышают размером орбиту Марса (455 млн. км). В среднем размер звезд, видимых на небе невооруженным глазом, близок к диаметру Солнца (1 392 000 км).
За редкими исключениями диаметры звезд не поддаются прямому измерению: даже в крупнейшие телескопы звезды выглядят точками из-за гигантских расстояний до них. Конечно, Солнце является исключением: его угловой диаметр (32ў) легко измерить; еще у нескольких самых крупных и близких звезд с большим трудом удается измерить угловой размер и, зная расстояние до них, определить их линейный диаметр. Эти данные приведены ниже в таблице.

Крупнейшие звезды нашей галактики
[TR]
[td]КРУПНЕЙШИЕ ЗВЕЗДЫ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Звезда[/td][td]Угловой диаметр (секунды дуги)[/td][td]Параллакс (секунды дуги)[/td][td]Линейный диаметр (млн. км)[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Бетельгейзе[/td][td]0,040[/td][td]0,005[/td][td]1368[/td]
[/TR]
[TR]
[td]a Геркулеса[/td][td]0,030[/td][td]0,004[/td][td]1110[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Антарес[/td][td]0,040[/td][td]0,020[/td][td]306[/td]
[/TR]
[TR]
[td]b Пегаса[/td][td]0,021[/td][td]0,020[/td][td]153[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Альдебаран[/td][td]0,020[/td][td]0,050[/td][td]63[/td]
[/TR]
[TR]
[td]Арктур[/td][td]0,020[/td][td]0,090[/td][td]32[/td]
[/TR]

В некоторых случаях удается прямо определить линейные диаметры звезд в двойных системах. Если звезды периодически закрывают друг друга, то по продолжительности затмения, измерив по смещению спектральных линий орбитальную скорость звезд, можно вычислить их диаметр.
Для подавляющего большинства звезд диаметры определяют косвенно, на основе законов излучения. Определив по виду спектра температуру звезды, на основе законов физики можно вычислить интенсивность излучения ее поверхности. Зная полную светимость, уже легко вычислить площадь поверхности и диаметр звезды. Полученные таким образом диаметры хорошо согласуются с измеренными непосредственно.
В течение жизни размер звезды сильно меняется. Она начинает свою эволюцию как сжимающееся газовое облако огромного размера, затем длительное время остается в виде нормальной звезды, а в конце своей жизни увеличивается в десятки раз, становясь гигантом, сбрасывает оболочку и превращается в маленький «белый карлик» или совсем крохотную «нейтронную звезду». Также НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА; ПУЛЬСАР.

 

[Sergeevichhhh]

В 1944 американский астроном немецкого происхождения В.Бааде предложил разделить звезды на два типа, которые он назвал Населением I и Населением II. К Населению I он отнес молодые звезды и связанные с ними межзвездные газ и пыль, которые наблюдаются в спиральных рукавах галактик и рассеянных скоплениях. Население II состоит из старых звезд, встречающихся в шаровых скоплениях, эллиптических галактиках и центральных областях спиральных галактик. Ярчайшие звезды Населения I – это голубые сверхгиганты, которые раз в 100 ярче, чем ярчайшие звезды Населения II, красные гиганты. У звезд Населения I значительно выше содержание тяжелых элементов. Концепция звездных населений имела большое значение для развития теории эволюции звезд.

 

[Sergeevichhhh]

Обычно движение звезды характеризуют с двух точек зрения: как орбитальное движение вокруг центра Галактики и как относительное движение в группе ближайших звезд. Например, Солнце обращается вокруг центра Галактики со скорость ок. 240 км/с, а по отношению к окружающим его звездам движется значительно медленнее, со скоростью ок. 19 км/с.

Основной системой отсчета для измерения движения звезд служит Галактика в целом. Но для земного наблюдателя обычно удобнее использовать систему отсчета, связанную с центром Солнечной системы, фактически – с Солнцем. По отношению к Солнцу ближайшие звезды движутся со скоростями от 10 км/с и выше. Но расстояния до звезд так велики, что фигуры созвездий изменяются лишь за многие тысячелетия. Перемещение звезд впервые обнаружил в 1718 Э.Галлей, сравнивая их положения, точно определенные им в Гринвиче, с теми, которые указал в своем каталоге Птолемей (2 в. н.э.).



Угловое перемещение звезды на небесной сфере по отношению к далеким звездам называют ее «собственным движением» и выражают обычно в угловых секундах за год. Так, собственное движение Арктура 2,3ўў/год, а Сириуса 1,3ўў/год. Наибольшее собственное движение у звезды Барнарда, 10,3ўў/год.

Чтобы вычислить линейную скорость звезды в километрах в секунду, используют формулу T = 4,74 m/p, где T – тангенциальная скорость (т.е. компонента полной скорости, направленная поперек луча зрения), m –собственное движение в секундах дуги за год и p – параллакс.

 

[Sergeevichhhh]

Скорость звезды вдоль луча зрения, которую называют лучевой скоростью, измеряется по доплеровскому смещению линий в ее спектре с точностью до долей километра в секунду. Смещение линий в красную сторону спектра говорит об удалении звезды от Земли, а в голубую – о приближении. Скорости звезд не так велики, чтобы это привело к изменению цвета звезды, но быстрое движение далеких галактик весьма заметно меняет их цвет. Измерение доплеровского смещения линий – очень тонкая операция. В телескопе одновременно со спектром звезды на ту же пластинку фотографируют спектр лабораторного источника с точно известным положением линий. Затем с помощью измерительной машины, снабженной мощным микроскопом, с точностью до 1 мкм определяется смещение линий (Dl) в спектре звезды относительно тех же линий лабораторного источника с длиной волны l. Лучевая скорость звезды определяется по формуле V = cDl/l, где c – скорость света. Эта формула пригодна для нормальных звездных скоростей, но для быстро движущихся галактик она не подходит. Точность измерения лучевых скоростей звезд не зависит от расстояния до них, а всецело определяется возможностью получать хорошие спектры и точно измерять в них положение линий. Однако точность измерения тангенциальных скоростей звезд зависит не только от аккуратности измерения их собственного движения, но и от их параллакса, т.е. от расстояния до них: чем больше расстояние, тем ниже точность.

 

[Sergeevichhhh]

Лучевая и тангенциальная скорости – это компоненты полной пространственной скорости звезды по отношению к Солнцу (ее легко вычислить по теореме Пифагора). Чтобы движение самого Солнца «не вмешивалось» в эту скорость, ее обычно пересчитывают по отношению к «местному стандарту покоя» – искусственной системе координат, в которой среднее движение околосолнечных звезд равно нулю. Скорость звезды по отношению к местному стандарту покоя называют ее «пекулярной скоростью».



Каждая из звезд обращается по орбите вокруг центра Галактики. Звезды Населения I обращаются по почти круговым орбитам, лежащим в плоскости галактического диска. Солнце и соседние с ним звезды тоже движутся по орбитам, близким к круговым, со скоростью около 240 км/с, завершая оборот за 200 млн. лет (галактический год). Звезды Населения II движутся по эллиптическим орбитам с различными эксцентриситетами и наклонениями к плоскости Галактики, приближаясь к галактическому центру в перигалактии орбиты и удаляясь от него в апогалактии. Основное время они проводят в районе апогалактия, где их движение замедляется. Но по отношению к Солнцу их скорости велики, поэтому их называют «высокоскоростными звездами».

 

[Sergeevichhhh]

Около половины всех звезд входит в состав двойных и более сложных систем. Центр масс такой системы движется по орбите вокруг центра Галактики, а отдельные звезды обращаются вокруг центра масс системы. В двойной звезде один компонент обращается вокруг другого в соответствии с гармоническим (третьим) законом Кеплера:

где m1 и m2 – массы звезд в единицах массы Солнца, P – период обращения в годах и D – расстояние между звездами в астрономических единицах. Обе звезды при этом обращаются вокруг общего центра масс, причем их расстояния от этого центра обратно пропорциональны их массам. Определив относительно окружающих звезд орбиту каждого из компонентов двойной системы, легко найти отношение их масс. См. также КЕПЛЕРА ЗАКОНЫ.



Многие двойные звезды движутся так близко одна к другой, что заметить их по отдельности в телескоп невозможно; их двойственность можно обнаружить только по спектрам. В результате орбитального движения каждая из звезд периодически то приближается к нам, то удаляется. Это вызывает доплеровское смещение линий в ее спектре. Если светимости обеих звезд близки, то наблюдается периодическое раздвоение каждой спектральной линии. Если же одна из звезд гораздо ярче, то наблюдается только спектр более яркой звезды, в котором все линии периодически колеблются.