между визуальными и спектрально-двойными, а так же между спектрально-двойными и

затменными звездами. Существуют тесные визуально-двойные звезды, которые

наблюдаются так же, как и спектрально-двойные звезды. Многие затменные

переменные звезды являются двойными или кратными. В 1889 г. была открыта первая

спектрально-двойная звезда Мицар (рис. 10).

Двойные и кратные звезды обнаруживают галактическую концентрацию

(«это отношение числа звезд, видимых на площади одного квадратного градуса у

галактического экватора к числу звезд, видимых на такой же площади у полюсов

Галактики. На основании подсчета среднего числа звезд, приходящегося на один

квадратный градус, для различных галактических широт, установлено, что

количество звезд всех звездных величин постепенно убывает при переходе от

галактического экватора к полюсам Галактики» (13)), большую, чем одиночные

звезды. По своим физическим характеристикам и особенностям движения в

пространстве двойные звезды не отличаются от одиночных звезд. Из этого

следует, что двойные звезды не отличаются от одиночных звезд. Из этого следует,

что двойные звезды не являются каким-то особым классом звезд, что они имеют

Вопрос о происхождении двойных и кратных звезд еще не решен окончательно.

В различное время для объяснения происхождения двойных звезд предлагались

разные гипотезы:

¡ гипотеза деления одиночных звезд на два компонента при нарушении

устойчивости звезды в результате быстрого вращения;

¡ гипотеза захвата одной звезды другой;

¡ гипотеза одновременного образования близких звезд из отдельных

областей конденсации в недрах той туманности, из которой, повидимому,

образовались звезды (рис. 9, 11)». (8)

5. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

Звезды образуют не только пары или тройки, но также и скопления числом от

сотен до тысячи звезд.

«Звездные скопления – это более или менее тесные группы звезд, видимые на

небольшом участке неба, обычно лишь с помощью телескопа или на фотографиях

звездного неба. Звездные скопления – физически связанные группы звезд,

находящихся в пространстве одна вблизи другой. Плотность распределения звезд

в пространстве возрастает к центру звездного скопления. Все звезды,

принадлежащие к звездным скоплениям, имеют общее происхождение.

Звездные скопления подразделяются на 2 группы, резко отличающиеся не только

по внешнему виду, но и по их распределению в галактической системе, по

составу и по происхождению.

¡ Шаровые звездные скопления

содержат много тысяч звезд и характеризуются шаровой формой». (5) «По небу

разбросано более 100 шаровых скоплений. Этим гигантским сборищам звезд

наверное, около 15 миллионов лет – они ровесники Млечного Пути. Шаровые

скопления изучаются практически с момента изобретения телескопа: Абрахам Ил

открыл большое скопление, носящее теперь имя М 22 в созвездии Стрельца уже в

1665г.

Большинство видимых нами шаровых скоплений относятся к нашей галактике, но к

внешним областям ее – они располагаются в гало, на окраинах. Южное полушарие

может похвастаться самым лучшим из этих гигантских «муравейников» из старых

звезд, один из которых, Омега Центавра – большое овальное скопление сотен

тысяч звезд – видимо невооруженным глазом. Им можно любоваться весенним

вечером из южных областей США. 47 Тукана (рис. 13), наверное, одно из

красивейших шаровых скоплений, бережет свои прелести исключительно для

наблюдателей южного полушария. Лучшим скоплением в Северном полушарии

является М 13 в созвездии Геркулеса.

А каково было бы жить внутри шарового скопления? небо оказалось бы заполнено

сотнями звезд, не уступающих яркостью Веге, а с приходом ночи вместо темноты

землю окутывали бы только сумерки. Но, наверное, самой главной

достопримечательностью было бы грандиозное зрелище Млечного Пути, спирали

которого покрывали бы половину неба». (1)

¡ Рассеянные звездные скопления

состоят из нескольких десятков или сотен звезд и не всегда характеризуются

строго шаровой формой. Их иногда называют также открытыми или галактическими

звездными скоплениями. К рассеянным звездным системам по существу относятся и

движущиеся звездные скопления. Звезды, принадлежащие к рассеянным звездным

скоплениям, постепенно покидают их. Невооруженным взглядом видны только

несколько звездных скоплений этой группы: Плеяда (в созвездии Тельца) (рис.

12), Гаиды (в том же созвездии), Ясли (в созвездии Рака) и некоторые другие.

Движущиеся звездные скопления представляют собой наиболее близкие

к нам звездные скопления, которые обнаруживаются по движениям звезд.

Направление собственных движений звезд скопления кажутся исходящими из одной

точки, что является следствием перспективы. В действительности же все звезды

скопления движутся в пространстве по параллельным путям одинаковыми

скоростями, то есть все звездное скопление движется поступательно. Примерами

движущихся звездных скоплений являются Гаиды (этому скоплению принадлежит около

140 звезд от 4-ой величины до 12-ой).

Скорости движения отдельных звезд скопления не совершенно одинаковы, так как

существует некоторое рассеяние скоростей, обыкновенно очень небольшое, –

около 0,5 км\сек. Время от времени отдельные звезды, приобретя под влиянием

сближений с соседними звездами скорости, значительно превышающее среднее

рассеяние скоростей, могут удаляться за пределы скопления. Подобный процесс

происходит медленно, но все же по истечении примерно 10 млрд. лет скопление

распадается полностью». (5)

6. ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

«Переменные звезды – звезды, видимый блеск которых, в отличие от блеска

большинства звезд, подвержен колебаниям. Переменные звезды встречаются в

самых разнообразных частях бесконечной Вселенной, причем их характерные

особенности обычно связаны со средой, в которой они находятся. Относительная

легкость и простота методов обнаружения и исследования переменных звезд,

наряду с наличием важных закономерностей, связывающих между собой их основные

характеристики, делают изучение этих объектов весьма важными при решении

вопросов строения и развития звезд и звездных систем.

Переменные звезды разделяются на два основных класса: затменные и физические.

¡ Затменные переменные звезды

Звезды этого класса являются тесными двойными системами. Изменение блеска

затменных переменных представляют собой регулярно повторяющиеся его ослабления,

вызванные затмением одной из звезд, входящих в систему, непрозрачным телом ее

спутника. Анализ изменения блеска затменной переменной звезды позволяет

определить элементы орбиты двойной системы, относительные радиусы, светимость,

массы, температуры внешних слоев компонентов двойной звезды и закон

распределения яркости по их дискам. Затменные переменные звезды – одни из

основных источников наших знаний о физических свойствах звезд вообще.

- Звезды типа Алголя, они обычно имеют практически

постоянный блеск;

- Звезды типа β Лиры и

- Звезды типа W Большой Медведицы, блеск таких звезд изменяется

непрерывно. Это вызвано тем, что формы этих звезд отличаются от шаровых.

вследствие взаимной близости звезд, входящих в двойную систему, возникают

значительные приливные силы, которые обуславливают вытянутость каждой из них по

направлению к другой.

Общее число известных в настоящее время затменных переменных звезд

превосходит две тысячи.

¡ Физические переменные звезды

Изменение блеска физических переменных звезд происходит в результате изменений

физических условий, существующих в их недрах и внешних слоях. Физические

переменные звезды разделяются на несколько основных групп: пульсирующие

звезды, взрывные звезды и прочие переменные.

Пульсирующие переменные звезды в свою очередь делятся на следующие

основные типы:

• Долгопериодические переменные звезды.

К этому типу относятся звезды типа Миры: «таких звезд насчитывается

несколько тысяч, они являются наиболее распространенными среди переменных. Это

пульсирующие с периодом в сотни дней красные гиганты, и их цикл гораздо менее

регулярен, чем у других переменных. Их яркость меняется на 6 или 8 звездных

величин – в несколько сотен раз – хотя размер звезд изменяется менее чем на

50%.

• Цефеиды.

«Переменные цефеиды получили такое имя в честь Дельта Цефея, первой открытой

звезды такого типа. Изменение яркости цефеиды связано с процессами,

происходящими внутри звезды, которые заставляют ее расширяться и сжиматься.

Увеличиваясь в размере в течение суток или дольше, цефеида тускнеет, а при

сжатии становится ярче. Это происходит с удивительной периодичностью.

Основная заслуга цефеид в том, что они позволили нам определить размеры нашей

галактики». (1)

• Короткопериодические цефеиды.

«К этому типу относятся звезды типа RR Лиры, которые имеют периоды от 79

минут до 1,2 суток. Иногда их называют анталголями, а также переменными типа

скоплений, так как они нередко в большом количестве встречаются в шаровых

звездных скоплениях.

• Переменные звезды типа β Цефея.

Звезды этого типа имеют изменяющие лучевые скорости с периодами порядка

нескольких часов с одновременным изменением в небольших пределах блеска.

У перечисленных типов (являющимися звездами-гигантами) изменение блеска

происходит периодически; их кривые изменения блеска в основном сходны друг с

другом.

• Полуправильные переменные звезды.

Переменные звезды этого типа вместо строгих периодических колебаний блеска

обладают циклическими колебаниями, не имеющими точного периода. Предсказывать

наступление максимумов или минимумов блеска таких звезд затруднительно».

(10)

Взрывные переменные звезды делятся на следующие основные типы:

• Новые звезды

«Это переменные звезды, светимость которых внезапно увеличивается в десятки и

сотни тысяч раз и более, а затем медленно спадает. Период повышенной

светимости продолжается от нескольких дней и даже часов до нескольких лет.

Название «Новые звезды» сложилось в древности, когда звезды, которые

становились видимыми на небе вследствие увеличения блеска, считались

возникающими вновь. Исследования с помощью фотографии опровергли это мнение:

к началу 20 века было доказано, что такие звезды существуют и до вспышки, но

имеют значительно более слабый блеск; примерно к этому же блеску они

возвращаются после вспышки. По статистическим расчетам во всей Галактике

ежегодно вспыхивает свыше 100 новых звезд. в максимуме блеска новая звезда,

имеющая до вспышки диаметр, сравнимый с диаметром Солнца, становится в ряд

наиболее ярких и крупных звезд». (14)

• Сверхновые звезды

«Переменные звезды прочих типов.

К этой группе переменных звезд, природа которых пока еще не вполне выяснена,

относятся:

• Неправильные переменные звезды, меняющие свой блеск

без какой-либо периодичности;

• Красные неправильные гиганты, в действительности

являющиеся, повидимому, плохо изученными полуправильными.

• Переменные звезды типа RW Возничего,

многие из этих звезд являются карликами, с неправильными, иногда быстрыми

изменениями блеска, сменяемыми периодами его постоянства». (10)

7. ОБЛАКА СРЕДИ ЗВЕЗД:

ТУМАННОСТИ

Из всех зрелищ, которые дарит нам небо, наиболее захватывающее – это изящные

облака газа и пыли, называемые туманностями – места рождения и смерти звезд.

«Существующие в Галактической системе туманности разделяются по своему виду

на планетарные и диффузные, а по физической природе – на газовые и газово-

пылевые». (12)

7.1. ЭМИССИОННЫЕ (ГАЗОВЫЕ) ТУМАННОСТИ

«Газовые туманности являются наиболее цветными, сияя, подобно неоновым

вывескам, благодаря энергии, излучаемой звездами внутри них. При хорошей

погоде большой телескоп покажет сияющий газ и позволит рассмотреть оттенки

красного и зеленого в некоторых туманностях. Однако лишь фотографии с долгой

экспозицией откроют истинную гамму цветов – особенно поразительные оттенки

красного водорода.

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5