Испокон веков Человек старался дать название предметам и явлениям, которые его окружали. Это относится и к небесным телам. Сначала названия получили самые яркие, хорошо видимые звёзды, с течением времени – и другие.
Некоторые звёзды получили названия в соответствии с положением, которое они занимают в созвездии. Например, находящаяся в созвездии Лебедя звезда Денеб (слово переводится как «хвост») действительно дислоцируется в этой части тела воображаемого лебедя. Ещё один пример. Звезда Омикрон, она больше известна под названием Мира, что переводится с латинского как «удивительная», находится в созвездии Кита. Мира обладает способностью изменять свою яркость. На длительные периоды она вообще исчезает из поля зрения, имеются в виду наблюдения невооружённым глазом. Название звезды и объясняется её спецификой. В основном звёзды получили названия в эпоху античности, поэтому нет ничего удивительного в том, что большинство названий имеет латинские, греческие, а позже и арабские корни.
Открытие звёзд, видимый блеск которых со временем меняется, привело к специальным обозначениям. Они обозначаются прописными латинскими буквами, за которыми следует название созвездия в родительном падеже. Но первая переменная звезда, обнаруженная в каком-то созвездии, обозначается не буквой A. Отсчёт ведётся от буквы R. Следующая звезда обозначается буквой S и так далее. Когда все буквы алфавита исчерпаны, начинается новый круг, то есть после Z снова используется A. При этом буквы могут удваиваться, например «RR». «R Льва» означает, что это первая открытая переменная звезда в созвездии Льва.
КАК РОЖДАЕТСЯ ЗВЕЗДА.
Звёзды рождаются, когда облако, состоящее в основном из межзвёздного газа и пыли, сжимается и уплотняется под действием собственной гравитации. Считается, что именно этот процесс приводит к образованию звёзд. С помощью оптических телескопов астрономы могут увидеть эти зоны, они похожи на тёмные пятна на ярком фоне. Их называют «гигантскими комплексами молекулярных облаков», потому что водород входит в их состав в форме молекул. Эти комплексы, или системы, наряду с шаровыми звёздными скоплениями, представляют собой самые крупные структуры в галактике, их диаметр иногда достигает 1300 световых лет.
Более молодые звёзды, их называют «звёздное население I», образовались из остатков, получившихся в результате вспышек старых звёзд, их называют «звёздное население II». Вспышка взрывного характера вызывает ударную волну, которая доходит до ближайшей туманности и провоцирует её сжатие.
Глобулы Бока.
Итак, происходит сжатие части туманности. Одновременно с этим процессом начинается образование плотных тёмных газопылевых облаков круглой формы. Их называют «глобулы Бока». Бок – американский астроном голландского происхождения (1906-1983) – впервые описал глобулы. Масса глобул примерно в 200 раз превышает массу нашего Солнца.
По мере того как глобула Бока продолжает сгущаться, её масса увеличивается, притягивая к себе благодаря гравитации материю из соседних областей. В связи с тем, что внутренняя часть глобулы сгущается быстрее, чем внешняя, глобула начинает разогреваться и вращаться. Через несколько сотен тысяч лет, во время которых происходит сжатие, образуется протозвезда.
Эволюция протозвезды.
Благодаря увеличению массы к центру протозвезды притягивается всё больше материи. Энергия, высвободившаяся из сжимающегося внутри газа, трансформируется в тепло. Давление, плотность и температура протозвезды повышаются. Из-за повышения температуры звезда начинает светиться тёмно-красным светом.
Протозвезда имеет очень большие размеры, и, хотя тепловая энергия распределяется по всей её поверхности, она всё равно остаётся относительно холодной. В ядре температура растёт и достигает нескольких миллионов градусов по Цельсию. Вращение и круглая форма протозвезды несколько видоизменяются, она становится более плоской. Этот процесс длится миллионы лет.
Увидеть молодые звёзды трудно, так как они ещё окружены тёмным пылевым облаком, из-за которого практически не виден блеск звезды. Но их можно рассмотреть при помощи специальных инфракрасных телескопов. Горячее ядро протозвезды окружено вращающимся диском из материи, обладающей большой силой притяжения. Ядро настолько разогревается, что начинает выбрасывать материю с двух полюсов, где сопротивляемость минимальна. Когда эти выбросы сталкиваются с межзвездной средой, они замедляют движение и рассеиваются по обеим сторонам, образуя каплевидную или аркообразную структуру, известную под названием «объект Хербика-Харо».
Звезда или планета?
Температура протозвезды доходит до нескольких тысяч градусов. Дальнейшее развитие событий зависит от габаритов этого небесного тела; если масса небольшая и составляет менее 10% от массы Солнца, это значит, что нет условий для прохождения ядерных реакций. Такая протозвезда не сможет превратиться в настоящую звезду.
Учёные рассчитали, что для превращения сжимающегося небесного тела в звезду его минимальная масса должна составлять не менее 0,08 от массы нашего Солнца. Газосодержащее облако меньших размеров, сгущаясь, будет постепенно охлаждаться и превратится в переходный объект, нечто среднее между звездой и планетой, это так называемый «коричневый карлик».
Планета Юпитер представляет собой небесный объект слишком малых размеров, чтобы стать звездой. Если бы он был больше, возможно, в его недрах начались бы ядерные реакции, и он наряду с Солнцем способствовал бы появлению системы двойных звёзд.
Ядерные реакции.
Если масса протозвезды большая, она продолжает сгущаться под действием собственной гравитации. Давление и температура в ядре растут, температура постепенно доходит до 10 миллионов градусов. Этого достаточно для соединения атомов водорода и гелия.
Далее активизируется «ядерный реактор» протозвезды, и она превращается в обычную звезду. Затем выделяется сильный ветер, который разгоняет окружающую оболочку из пыли. После этого можно видеть свет, исходящий из образовавшейся звезды. Эта стадия называется «фаза Т-Тельцы», она может длиться 30 миллионов лет. Из остатков газа и пыли, окружающих звезду, возможно образование планет.
Рождение новой звезды может вызвать ударную волну. Дойдя до туманности, она провоцирует конденсацию новой материи, и процесс звёздообразования продолжится посредством газопылевых облаков. Небольшие по размеру звезды слабые и холодные, крупные же – горячие и яркие. Большую часть своего существования звезда балансирует в стадии равновесия.
ХАРАКТЕРИСТИКА ЗВЁЗД.
Наблюдая за небом даже невооружённым глазом, можно сразу отметить такую особенность звёзд, как яркость. Одни звёзды очень яркие, другие – более слабые. Без специальных приборов в идеальных условиях видимости можно рассмотреть около 6000 звёзд. Благодаря биноклю или телескопу наши возможности значительно возрастают, мы можем любоваться миллионами звёзд Млечного пути и внешних галактик.
Птолемей и «Альмагест».
Первую попытку составить каталог звёзд, основываясь на принципе степени их светимости, предпринял эллинский астроном Гиппарх из Никеи во II веке до н.э. Среди его многочисленных трудов фигурировал и «Звёздный каталог», содержащий описание 850 звёзд, классифицированных по координатам и светимости. Данные, собранные Гиппархом, а он, кроме этого, открыл и явление прецессии, были проработаны и получили дальнейшее развитие благодаря Клавдию Птолемею из Александрии во II в. н.э. Он создал фундаментальный опус «Альмагест» в тринадцати книгах. Птолемей собрал все астрономические знания того времени, классифицировал их и изложил в доступной и понятной форме. В «Альмагест» вошёл и «Звёздный каталог». В его основу были положены наблюдения Гиппарха, сделанные четыре столетия назад. Но «Звёздный каталог» Птолемея содержал примерно на тысячу звёзд больше.
Каталогом Птолемея пользовались практически везде в течение тысячелетия. Он разделил звёзды на шесть классов по степени светимости: самые яркие были отнесены к первому классу, менее яркие – ко второму и так далее.
К шестому классу относятся звёзды, едва различимые невооруженным глазом. Термин «сила свечения небесных тел», используется и в настоящее время для определения меры блеска небесных тел, причём не только звёзд, но также туманностей, галактик и других небесных явлений.
Звёздная величина в современной науке.
В середине XIX в. английский астроном Норман Погсон усовершенствовал метод классификации звёзд по принципу светимости, существовавший со времён Гиппарха и Птолемея. Погсон учёл, что разница в плане светимости между двумя классами 2,5. Погсон ввёл новую шкалу, по которой разница между звёздами первого и шестого классов составляет 100 а.е. То есть отношение блеска звезд первой звёздной величины составляет 100. Это отношение соответствует интервалу в 5 звёздных величин.
Относительная и абсолютная звёздная величина.
Звёздная величина, измеренная при помощи специальных приборов, вмонтированных в телескоп, указывает, какое количество света звезды доходит до наблюдателя на Земле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас, и, соответственно, чем дальше расположена звезда, тем более слабой она кажется. То есть при определении звёздной величины необходимо принимать во внимание расстояние до звезды. В данном случае речь идёт об относительной звёздной величине. Она зависит от расстояния.
Есть звёзды очень яркие и очень слабые. Для сравнения яркости звёзд независимо от их расстояния идо Земли было введено понятие «абсолютная звёздная величина». Она характеризует блеск звезды на определённом расстоянии в 10 парсек (10 парсек = 3,26 светового года). Для определения абсолютной звёздной величины необходимо знать расстояние до звезды.
Цвет звёзд.
Следующей важной характеристикой звезды является её цвет. Рассматривая звёзды даже невооружённым глазом, можно заметить, что не все они одинаковы.