Назад Напред

внимание! Визуализациите на слайдовете са само за информационни цели и може да не представят всички функции на презентацията. Ако се интересувате от тази работа, моля, изтеглете пълната версия.

Цели:

Запознайте учениците със съзвездията като области на звездното небе в установени граници.
Научете да намирате съзвездията Голяма и Малка мечка в звездното небе и звездната карта.
Да се внуши интерес към изучаване на исторически събития и допълнително четене на научна литература.

Оборудване:маса, звездно небе, звезди, раздавателни карти, атлас „Светът и човекът”.

ХОД НА УРОКА

I. Организационен момент

II. Преговор на наученото в предишния урок

Продължаваме да изучаваме нашата Галактика. Днес ще тръгнем на още едно пътешествие из просторите на Вселената. Ще отидем на космически кораб и като пътници, дори и на космически кораб, трябва да представим билет. Билетите са на бюрата ви. Върху всеки от тях има написан въпрос; ако отговорите на него, ще се включите.

Въпроси за билетите.

В представите на древните народи кой е бил центърът на Вселената? (Земя)
Кой пръв предложи идеята, че Земята се върти около Слънцето? (А. Самоски).
Кой пръв предположи, че Земята е сферична? (Питагор)
Бил ли е Коперник привърженик на системата на Птолемеите?
(не)
Кой е създал първия модел на Вселената със Слънцето в центъра? (Н. Коперник)
Кой твърди, че Земята е една от планетите, които се въртят около Слънцето (Н. Коперник)?
Кой пръв използва телескоп за изследване на небесните тела? (Г. Галилей)
Кой откри луните на Юпитер? (Г. Галилей)
Дали Вселената е нашата Галактика? (Не, има много такива галактики).
Какви са имената на луните на Марс? (Фобос и Деймос).
На какви две групи се делят планетите? (планети от земен тип и гиганти).
Кои планети са планети от земната група? (Земя, Меркурий, Венера, Марс).
Най-малката земна планета?
(Живак).
Най-отдалечената земна планета от Слънцето (Марс).
Кои планети от земната група имат спътници?
Коя планета има най-много спътници? (Юпитер).
Коя планета има "пръстени"? (Сатурн).
На коя планета се намира Голямото червено петно? (Юпитер).
Коя планета е най-отдалечената в Слънчевата система? (Плутон).
Астероидите звезди ли са? (Не, това са малки планети).
От какво са направени кометите? (Ядро, газова обвивка, опашка).
Как се наричат космическите тела, които падат на Земята? (Метеорити).
Какво представляват метеорите? (Светлинни проблясъци, които се появяват при изгаряне на прахови частици в атмосферата).
Какви звезди се наричат свръхгиганти? (Стотици пъти повече от Слънцето).

- Значи всички отиваме на полет. Всеки от вашите отговори ще бъде маркиран със звездичка в небето (на дъската има синьо парче хартия Whatman, за всеки вид работа учителят прикрепя звездичка към този лист, така че получената цифра да е „5“). Заемете местата си, ние се движим в посока... вижте снимката, кой е изобразен на нея? вярно Това е богът на слънцето – Хелиос. Как се досетихте?
– Кой е изобразен на колесницата?
– С какъв природен феномен хората свързват този мит?

Ето една златна колесница в морето
Слънцето се къпе. Здрач над мен.
Със звездите, небето и луната
Усещам тревожна и гневна нощ...

Ф. Петрарка.

На дъската има знаци. Определете кои от тях са свързани със Земята и кои със Слънцето. Ученикът излиза и прикрепя карти - изображения на "Слънце", "Земя" до определенията.

Форма на топка.
Източник на светлина и топлина.
Не излъчва собствена светлина или топлина.
Планета.
Горещо небесно тяло.
Намира се в центъра на Слънчевата система.
Върти се около оста си.
Движи се около центъра на слънчевата система по своята орбита.
Има смяна на сезоните.
звезда.
Има смяна на деня и нощта.

Ключ за отговор.

Слънце: 1, 2, 5, 6. 7, 10.
Земя: 1, 3, 4, 7, 8, 9, 11.

Пътувайки през нашата слънчева система, ние, разбира се, срещаме планети.
Поставете ги на мястото им. Учениците прикрепят планети към звездна карта.
Освен планетите се запознахме и с други небесни тела. за какво говорим
Учителят чете текста, учениците казват какво представлява.

На 1 януари 1801 г. италианският астроном Джузепе Пиаци открива през своя телескоп ново небесно тяло, което прилича на звезда. То и подобни тела, открити по-късно, бяха наречени „звездоподобни“. В момента са открити повече от 5 хиляди от тях. Те обикновено са малки небесни тела с неправилна форма с диаметър от един до няколко десетки километра.
Огромно количество така наречен космически прах се движи в междупланетното пространство. В повечето случаи това са останки от разрушени комети. Понякога те нахлуват в земната атмосфера и пламват, преминавайки през черното небе като ярка светеща линия: изглежда, сякаш пада звезда.
Космическите частици се нагряват и изгарят.
(Метеор).
Тези небесни тела са получили името си от гръцката дума за „космат“. Това небесно тяло се смяташе за предвестник на различни проблеми, като епидемии, глад и война. Основната му част, ядрото, се състои от лед, замръзнали газове и твърди частици с диаметър от 1 до 10 километра. (Комети).

В допълнение към комичния прах, в междупланетното пространство се движат и по-големи тела, главно фрагменти от астероиди, които са влезли в земната атмосфера; те нямат време да изгорят в нея. Останките им падат на повърхността на Земята. Делят се на три класа: каменни, железни, желязо-каменни.

(Метеорити).

Този обект е 400 пъти по-голям от диаметъра на Луната, 109 пъти по-голям от диаметъра на Земята. Температурата вътре достига до 15 000 000 градуса по Целзий.
(слънце).
III. Физминутка
Време е да укрепим мускулите си, за да не атрофират по време на дългото междузвездно пътуване.
По яйцевидната пътека
Мощна комета лети.
За какво се суетя танцът на светлината?
Какво трябва да намери в света?
Става от години
Уклончивият преследва своя път,
От неизвестното идва,

И отново я няма за дълго време.
Като бледо лице на мъгливи звезди,
В началото на появата й -
Просто опушена визия
Няма ядро. Опашката леко тлее.
Но по-близо до Слънцето - и не е същото.
Лицето вече гори, светлината вече не е частична,
И способен на милиони мили

Простира се заплашителна опашка.Яркото ядро се удебелява и орбитата намалява.

Кометата свети гневно.

Пълен огън е вътрешността й.

(К. Балмонт)
. 1908 г
IV. Съобщение за темата на урока
Прочетете темата на урока, написана с помощта на икони. Децата вземат желаната буква от името на всяка планета.
Слънце – 1
IV. Съобщение за темата на урока
Слънце – 2
Земя – 1
Венера – 1

Меркурий – 2

Деймос – 1

Юпитер - 3 Нептун – 2

Преди това не е имало устройства, които да помагат за движение в космоса. Затова трябваше да се движим през нощта. Как е възможно това, след като е тъмно през нощта? Децата отговарят - водени от Полярната звезда). Тази звезда беше наречена КОМПАС. Учителят започва да слуша историята - „Пътуването на Серьожа и Света, чийто баща работи като астроном.

История

Днес нищо не зарадва Серьожа: загуби компаса си. След като научи за това, татко каза:
„Ще трябва да определите севера и юга по небесните тела.“
- От какви други светила? – попита Серьожа.
„Кълна се в слънцето, в името на звездите – все пак това са небесните тела“, отговори татко.
— Слънцето и звездите изобщо не са компас — каза невярващо Серьожа.
„Не компас, но не по-лош от компас“, усмихна се татко.
– В небето има звезда, която напълно замества компаса. Нарича се Полярна звезда.
Как можете да го намерите в звездното небе? Трябва да намерите 7 звезди, разположени близо една до друга в небето. И ако свържете тези 7 звезди с мисловни линии, ще получите съзвездието Голяма мечка и най-ярката звезда в опашката на Малката мечка.
Но затова се казва така, има няколко легенди, чуйте една от тях.
Могъщата и зла магьосница превърна красиво момиче на име Калисто в Голямата мечка, а магьосницата превърна своята прислужница в Малка мечка. Оттогава прислужницата придружава господарката си през цялото време. Следователно в небето Малката мечка винаги се намира до Голямата мечка.
Отворете атласа. Това е съвременна звездна карта, но преди това звездите не бяха изобразени на картата. В момента учените смятат съзвездията не за фигури на звезди, а за определени области на звездното небе. Общо небето е разделено на 88 съзвездия, от които 54 могат да се видят на територията на нашата страна, много съзвездия са дошли до нас от древна Гърция и са свързани с герои от различни митове и легенди. Например имената на съзвездията: Касиопея, Цефей, Андромеда, Пегас и Персей са свързани с такава легенда.
Митичният цар на етиопците Цефей имал красива жена - царица Касиопея. Един ден тя възхвали красотата на дъщеря си Андромеда в присъствието на нереидите - приказни обитатели на моретата. Нереидите бяха много завистливи, те се оплакаха на бога на моретата Посейдон, че Артемида е по-красива от тях и Посейдон пусна ужасно чудовище на бреговете на Етиопия, поглъщащо хора. Цефей, за да спаси жителите на държавата си, трябваше да даде любимата си дъщеря Андромеда да бъде погълната от чудовището. Тя била прикована към скала на морския бряг и тук очаквала смъртта си. Но Андромеда беше спасена от героя Персей, който долетя на крилатия кон Пегас. Съзвездията са кръстени в чест на героите от тази легенда.
Оттогава на небето се появяват съзвездията Цефей, Касиопея, Андромеда и Персей. Намерете ги на картата.

VI. Работа по темата на урока

Начертайте изображение на вашето съзвездие и до него изобразете основния атрибут на Бог.
Овен (Април) беше придружен от гълъба на Афродита (Венера).
Телец (май) постави гръцкия триножник на Аполон.
За Близнаци (юни) рисуваха костенурка, любимата на Хермес (Меркурий).
Ракът (юли) седеше спокойно под крилото на орел - спътникът на Зевс. (Юпитер).
Близо до Лъв (август) стоеше кошницата на Деметра (Церера), преплетена със змия.
Богородица (Септември) държеше две факли, а зад тях се виждаше шапката на Хефест (Вулкан).
До детето, което държи Везни (октомври), е изобразена вълчицата, спътница на бога на войната Арес (Марс).
Скорпион (ноември) беше придружен от кучето на богинята ловец Артемида (Диана).
Фактът, че Стрелец (декември) е любимото съзвездие на богинята на домашното огнище Хестия (Веста), беше напомнен от лампа с глава на магаре.
Козирогът (януари) не се раздели с пауна на съпругата на Зевс Хера (Юнона).
Водолей (февруари) беше небесният аналог на Посейдон (Нептун) и затова до него имаше изображение на делфин.
Съзвездието Риби (март) беше бдително „охранявано“ от совата на Атина (Миневра).
Самостоятелна работа на учениците с карта на звездното небе.
Задача: намерете на звездната карта съзвездията Голяма и Малка мечка, Дракон, Цефей, Касиопея. Начертайте ги в работната си тетрадка и ги подпишете.

VII. Долен ред

- Пътуването ни приключи. Време е да се връщам. Къде бяхме днес?
- Какво видя? Какво представляват съзвездията? Какви съзвездия си спомняте?

Човек, като звезда, се ражда
Сред неясна, мъглива млечност,
В безкрайността започва
И завършва във вечността...
Създаден от поколения
Век след век земята е нетленна.
Човек, като звезда, се ражда
Така че Вселената става по-ярка.

– Кои са звездите в нашия клас?
– Погледнете какво има в небето, ако мислено свържете нашите звезди, ще получите цифра „5“. Сега нека да му дадем име. Така че нека това съзвездие ни придружава през цялата година.

VIII. домашна работа

Намерете и нарисувайте символите на всички зодиакални знаци.

Литература.

1. Дубкова С.И.„Приказки за звездното небе”; М., „Белият град“, 2009 г.

Всеки човек знае как изглеждат звездите в небето. Малки, блестящи светлини. В древни времена хората не са могли да намерят обяснение за това явление. Звездите се смятали за очите на боговете, душите на мъртвите предци, пазители и защитници, защитаващи мира на човека в тъмнината на нощта. Тогава никой не би могъл да си помисли, че Слънцето също е звезда.

Какво е звезда

Минаха много векове, преди хората да разберат какво представляват звездите. Видове звезди, техните характеристики, идеи за протичащите там химични и физични процеси - това е нова област на познание. Древните астрономи дори не можеха да си представят, че такова светило всъщност изобщо не е мъничка светлина, а невъобразимо голяма топка от горещ газ, в която протичат реакции

термоядрен синтез. Има странен парадокс във факта, че слабата звездна светлина е ослепителен блясък на ядрена реакция, а уютната топлина на слънцето е чудовищната топлина на милиони келвини.

Всички звезди, които могат да се видят на небето с просто око, се намират в галактиката Млечен път. Слънцето също е част от това и се намира в покрайнините му. Невъзможно е да си представим как би изглеждало нощното небе, ако Слънцето беше в центъра на Млечния път. В крайна сметка броят на звездите в тази галактика е повече от 200 милиарда.

Малко за историята на астрономията

Древните астрономи също можеха да кажат необичайни и интересни неща за звездите в небето. Шумерите вече са идентифицирали отделните съзвездия и зодиакалния кръг и са първите, които са изчислили делението на пълен ъгъл на 360 0 . Те създадоха и лунния календар и успяха да го синхронизират със слънчевия. Египтяните вярвали, че Земята е вътре, но знаели, че Меркурий и Венера се въртят около Слънцето.

В Китай астрономията като наука се изучава още в края на 3-то хилядолетие пр.н.е. д. и

Първите обсерватории се появяват през 12 век. пр.н.е д. Те изучаваха лунни и слънчеви затъмнения, като успяха да разберат причината за тях и дори да изчислят прогнозни дати, наблюдавайки метеоритни дъждове и траектории на комети.

Древните инки са знаели разликите между звездите и планетите. Има косвени доказателства, че те са знаели за галилейците и визуалното замъгляване на очертанията на диска на Венера, поради наличието на атмосфера на планетата.

Древните гърци успяват да докажат сферичността на Земята и излагат предположението, че системата е хелиоцентрична. Те се опитаха да изчислят диаметъра на Слънцето, макар и погрешно. Но гърците бяха първите, които предположиха по принцип, че Слънцето е по-голямо от Земята; преди това всички, разчитайки на визуални наблюдения, смятаха друго. Гръцкият Хипарх е първият, който създава каталог на светилата и идентифицира различни видове звезди. Класификацията на звездите в тази научна работа се основава на интензитета на блясъка. Хипарх идентифицира 6 класа яркост; в каталога имаше общо 850 осветителни тела.

На какво обръщат внимание древните астрономи?

Първоначалната класификация на звездите се основаваше на тяхната яркост. В крайна сметка този критерий е единственият, достъпен за астроном, въоръжен само с телескоп. Най-ярките звезди или тези с уникални видими свойства дори получиха собствени имена и всеки народ има свои собствени. И така, Денеб, Ригел и Алгол са арабски имена, Сириус е латинско, а Антарес е гръцко. Полярната звезда във всяка нация има свое име. Това е може би една от най-важните звезди в „практически смисъл“. Неговите координати в нощното небе остават непроменени, въпреки въртенето на земята. Ако другите звезди се движат по небето, преминавайки от изгрев до залез, тогава Полярната звезда не променя местоположението си. Следователно именно него моряците и пътешествениците използваха като надежден водач. Между другото, противно на общоприетото схващане, това не е най-ярката звезда в небето. Полярната звезда не се откроява по никакъв начин външно - нито по размер, нито по интензивност на блясъка си. Можете да го намерите само ако знаете къде да търсите. Намира се в самия край на „дръжката на кофата“ на Малката мечка.

На какво се основава звездната класификация?

Съвременните астрономи, отговаряйки на въпроса какви видове звезди има, едва ли ще споменат яркостта на сиянието или местоположението на нощното небе. Може би като исторически екскурз или в лекция, предназначена за публика, напълно далеч от астрономията.

Съвременната класификация на звездите се основава на техния спектрален анализ. В този случай обикновено се посочват и масата, светимостта и радиусът на небесното тяло. Всички тези показатели са дадени по отношение на Слънцето, тоест неговите характеристики са приети като мерни единици.

Класификацията на звездите се основава на такъв критерий като абсолютна величина. Това е видимата степен на яркост без атмосфера, условно разположена на разстояние 10 парсека от точката на наблюдение.

Освен това се вземат предвид променливостта на яркостта и размера на звездата. Типовете звезди понастоящем се определят от техния спектрален клас и по-подробно от техния подклас. Астрономите Ръсел и Херцспрунг независимо един от друг анализираха връзката между осветеността, абсолютната температура на повърхността и спектралния клас на осветителните тела. Те начертаха диаграма със съответните координатни оси и установиха, че резултатът изобщо не е хаотичен. Светилата на картата бяха разположени в ясно различими групи. Диаграмата позволява, знаейки спектралния клас на звезда, да определи нейната абсолютна величина с поне приблизителна точност.

Как се раждат звездите

Тази диаграма послужи като ясно доказателство в полза на съвременната теория за еволюцията на тези небесни тела. Графиката ясно показва, че най-многобройният клас са тези, принадлежащи към така наречените звезди от главната последователност. Типовете звезди, принадлежащи към този сегмент, са в най-честата точка на развитие във Вселената в момента. Това е етапът от развитието на звезда, в който енергията, изразходвана за излъчване, се компенсира от тази, получена по време на термоядрената реакция. Продължителността на престоя на този етап на развитие се определя от масата на небесното тяло и процентното съдържание на елементи, по-тежки от хелия.

Общоприетата в момента теория за еволюцията на звездите гласи, че в началото

На етапа на развитие звездата е разреден гигантски газов облак. Под въздействието на собствената си гравитация тя се свива, като постепенно се превръща в топка. Колкото по-силна е компресията, толкова по-интензивна е гравитационната енергия, която се превръща в топлинна енергия. Газът се нагрява и когато температурата достигне 15-20 милиона K, в новородената звезда започва термоядрена реакция. След това процесът на гравитационно компресиране спира.

Основният период от живота на звездата

Отначало в дълбините на младата звезда преобладават реакциите на водородния цикъл. Това е най-дългият период от живота на една звезда. Типовете звезди на този етап на развитие са представени в най-масивната главна последователност на диаграмата, описана по-горе. С течение на времето водородът в ядрото на звездата се изчерпва, превръщайки се в хелий. След това термоядреното изгаряне е възможно само в периферията на ядрото. Звездата става по-ярка, външните й слоеве се разширяват значително и температурата й пада. Небесното тяло се превръща в червен гигант. Този период от живота на звездата

много по-кратък от предишния. По-нататъшната му съдба е малко проучена. Има различни предположения, но все още не е получено надеждно потвърждение. Най-често срещаната теория е, че когато има твърде много хелий, звездното ядро, неспособно да издържи собствената си маса, се свива. Температурата се повишава, докато хелият влезе в термоядрена реакция. Чудовищните температури водят до ново разширяване и звездата се превръща в червен гигант. По-нататъшната съдба на звездата според учените зависи от нейната маса. Но теориите за това са само резултат от компютърни симулации, а не потвърдени от наблюдения.

Охлаждащи звезди

Предполага се, че червените гиганти с ниска маса ще се свият, превръщайки се в джуджета и постепенно охлаждайки. Звездите със средна маса могат да се трансформират в ядро, лишено от външни обвивки, което ще продължи да съществува в центъра на такава формация, като постепенно се охлажда и се превръща в бяло джудже. Ако централната звезда излъчва значително инфрачервено лъчение, възникват условия за активиране на космически мазер в разширяващата се газова обвивка на планетарната мъглявина.

Масивните звезди, когато са компресирани, могат да достигнат такова ниво на налягане, че електроните буквално да бъдат притиснати в атомните ядра, превръщайки се в неутрони. Защото между

Тези частици нямат електростатични сили на отблъскване; звездата може да се свие до размер от няколко километра. Освен това плътността му ще надвишава плътността на водата 100 милиона пъти. Такава звезда се нарича неутронна звезда и всъщност представлява огромно атомно ядро.

Свръхмасивните звезди продължават да съществуват, последователно синтезирайки в процеса на термоядрени реакции от хелий - въглерод, след това кислород, от него - силиций и накрая желязо. На този етап от термоядрената реакция възниква експлозия на свръхнова. Суперновите от своя страна могат да се превърнат в неутронни звезди или, ако масата им е достатъчно голяма, да продължат да колабират до критична граница и да образуват черни дупки.

Размери

Класификацията на звездите по размер може да се извърши по два начина. Физическият размер на една звезда може да се определи от нейния радиус. Мерната единица в този случай е радиусът на Слънцето. Има джуджета, средно големи звезди, гиганти и свръхгиганти. Между другото, самото Слънце е просто джудже. Радиусът на неутронните звезди може да достигне само няколко километра. А свръхгигантът напълно ще пасне на орбитата на планетата Марс. Размерът на една звезда също може да се отнася до нейната маса. Тя е тясно свързана с диаметъра на звездата. Колкото по-голяма е звездата, толкова по-ниска е нейната плътност и обратното, колкото по-малка е звездата, толкова по-висока е плътността. Този критерий не варира толкова много. Има много малко звезди, които са 10 пъти по-големи или по-малки от Слънцето. Повечето от светилата попадат в диапазона от 60 до 0,03 слънчеви маси. Плътността на Слънцето, взета за изходен показател, е 1,43 g/cm 3 . Плътността на белите джуджета достига 10 12 g/cm 3 , а плътността на разредените свръхгиганти може да бъде милиони пъти по-малка от тази на Слънцето.

В стандартната класификация на звездите схемата за масово разпределение е следната. Малките осветителни тела включват осветителни тела с маса от 0,08 до 0,5 слънчеви. Умерени - от 0,5 до 8 слънчеви маси, и масивни - от 8 или повече.

Класификация на звездите . От синьо към бяло

Класификацията на звездите по цвят всъщност се основава не на видимото сияние на тялото, а на спектралните характеристики. Емисионният спектър на даден обект се определя от химичния състав на звездата, а температурата му също зависи от него.

Най-разпространена е класификацията на Харвард, създадена в началото на 20 век. Според стандартите, приети по това време, класификацията на звездите по цвят включва разделяне на 7 типа.

По този начин звездите с най-висока температура от 30 до 60 хиляди К се класифицират като светила от клас О. Те са сини на цвят, масата на такива небесни тела достига 60 слънчеви маси (s.m.), а радиусът е 15 слънчеви радиуса (. с.м.). Линиите на водорода и хелия в техния спектър са доста слаби. Светимостта на такива небесни обекти може да достигне 1 милион 400 хиляди слънчеви светимости (s.s.).

Звездите от клас B включват светила с температури от 10 до 30 хиляди K. Това са небесни тела с бяло-син цвят, чиято маса започва от 18 s. м., а радиусът е от 7 с. m. Най-ниската светимост на обектите от този клас е 20 хиляди s. с., а водородните линии в спектъра се засилват, достигайки средни стойности.

Звездите от клас А имат температури от 7,5 до 10 хиляди K и са бели на цвят. Минималната маса на такива небесни тела започва от 3,1 s. м., а радиусът е от 2,1 с. r. Светимостта на обектите варира от 80 до 20 хиляди s. с. Водородните линии в спектъра на тези звезди са силни и се появяват метални линии.

Обектите от клас F всъщност са жълто-бели на цвят, но изглеждат бели. Тяхната температура варира от 6 до 7,5 хил. K, масата варира от 1,7 до 3,1 cm, радиусът - от 1,3 до 2,1 s. r. Светимостта на такива звезди варира от 6 до 80 s. с. Линиите на водорода в спектъра отслабват, линиите на металите, напротив, се засилват.

Така всички видове бели звезди попадат в класове от A до F. Следващи, според класификацията, са жълтите и оранжевите светила.

Жълти, оранжеви и червени звезди

Видовете звезди варират в цвят от синьо до червено, когато температурата пада и размерът и светимостта на обекта намаляват.

Звездите от клас G, които включват Слънцето, достигат температури от 5 до 6 хиляди K и са жълти на цвят. Масата на такива обекти е от 1,1 до 1,7 s. м., радиус - от 1,1 до 1,3 s. r. Светимост - от 1,2 до 6 s. с. Спектралните линии на хелия и металите са интензивни, линиите на водорода стават по-слаби.

Светилата, принадлежащи към клас К, имат температура от 3,5 до 5 хиляди К. Те изглеждат жълто-оранжеви, но истинският цвят на тези звезди е оранжев. Радиусът на тези обекти е в диапазона от 0,9 до 1,1 s. r., тегло - от 0,8 до 1,1 s. м. Яркостта варира от 0,4 до 1,2 s. с. Водородните линии са почти невидими, металните линии са много силни.

Най-студените и най-малки звезди са клас М. Тяхната температура е само 2,5 - 3,5 хил. K и изглеждат червени, въпреки че всъщност тези обекти са оранжево-червени. Масата на звездите е в диапазона от 0,3 до 0,8 s. м., радиус - от 0,4 до 0,9 s. r. Светимостта е само 0,04 - 0,4 s. с. Това са умиращи звезди. Едва наскоро откритите кафяви джуджета са по-хладни от тях. За тях беше отделен отделен М-Т клас.

1. Разнообразие от звезди.

1.1. Светимост на звездата, величина.

Ако погледнете звездното небе, веднага забелязвате, че звездите рязко се различават по своята яркост - някои светят много ярко, лесно се забелязват, други трудно се различават с просто око.

Дори древният астроном Хипарх предложи да се разграничи яркостта на звездите. Звездите бяха разделени на шест групи: първата включва най-ярките - това са звезди от първа величина (съкратено - 1m, от латинското magnitudo - величина), по-слабите звезди - втора величина (2m) и така до шестата група - едва видими с просто око звезди. Магнитудът характеризира блясъка на една звезда, тоест осветлението, което звездата създава на земята. Блясъкът на 1m звезда е 100 пъти по-голям от блясъка на 6m звезда.

Първоначално яркостта на звездите се определяше неточно, на око; по-късно, с появата на нови оптични инструменти, светимостта започна да се определя по-точно и станаха известни по-малко ярки звезди с величини над 6 (Най-мощният руски телескоп - 6-метров рефлектор - ви позволява да наблюдавате звезди до 24-ти. величина.)

С увеличаване на точността на измерванията и появата на фотоелектрически фотометри, точността на измерване на яркостта на звездите се увеличи. Звездните величини започват да се означават с дробни числа. Най-ярките звезди, както и планетите, имат нулева или дори отрицателна величина. Например Луната при пълнолуние има величина -12,5, а Слънцето има величина -26,7.

През 1850 г. английският астроном Н. Посон извежда формулата:

E1/E2=(5√100)m3-m1≈2,512m2-m1

където E1 и E2 са осветеността, създадена от звездите на Земята, а m1 и m2 са техните величини. С други думи, звезда, например, от първа величина е 2,5 пъти по-ярка от звезда от втора величина и 2,52 = 6,25 пъти по-ярка от звезда от трета величина.

Стойността на величината обаче не е достатъчна, за да се характеризира осветеността на даден обект; за това е необходимо да се знае разстоянието до звездата.

Разстоянието до даден обект може да се определи без физическо достигане до него. Трябва да измерите посоката към този обект от двата края на известен сегмент (основа) и след това да изчислите размерите на триъгълника, образуван от краищата на сегмента и отдалечения обект. Този метод се нарича триангулация.

Колкото по-голяма е основата, толкова по-точен е резултатът от измерването. Разстоянията до звездите са толкова големи, че дължината на основата трябва да надвишава размера на земното кълбо, в противен случай грешката при измерването ще бъде голяма. За щастие, наблюдателят пътува с планетата около Слънцето в продължение на една година и ако направи две наблюдения на една и съща звезда с интервал от няколко месеца, се оказва, че той я гледа от различни точки на земната орбита - и това вече е прилична основа. Посоката към звездата ще се промени: ще се измести леко на фона на по-далечни звезди. Това изместване се нарича паралакс, а ъгълът, под който звездата се е изместила върху небесната сфера, се нарича паралакс. Годишният паралакс на звезда е ъгълът, под който средният радиус на земната орбита е видим от нея, перпендикулярно на посоката на звездата.

Понятието паралакс се свързва с името на една от основните единици за разстояние в астрономията - парсек. Това е разстоянието до въображаема звезда, чийто годишен паралакс би бил точно 1’’. Годишният паралакс на всяка звезда е свързан с разстоянието до нея с проста формула:

където r е разстоянието в парсеци, P е годишният паралакс в секунди.

Сега разстоянията до много хиляди звезди са определени с помощта на метода на паралакса.

Сега, знаейки разстоянието до звездата, можете да определите нейната яркост - количеството енергия, действително излъчвано от нея. Характеризира се с абсолютната си величина.

Абсолютна величина (M) е величината, която една звезда би имала на разстояние 10 парсека (32,6 светлинни години) от наблюдателя. Познавайки видимата величина и разстоянието до звездата, можете да намерите нейната абсолютна величина:

M=m + 5 – 5 * lg(r)

Най-близката до Слънцето звезда, Проксима Кентавър, е мъничко, слабо червено джудже с видима величина m=-11,3 и абсолютна величина M=+15,7. Въпреки близостта си до Земята, такава звезда може да се види само с мощен телескоп. Още по-бледа звезда No 359 по каталога на Волф: m=13.5; М=16,6. Нашето Слънце свети 50 000 пъти по-ярко от Wolf 359. Звездата δDoradus (в южното полукълбо) има само 8-ма видима величина и не се вижда с просто око, но нейната абсолютна величина е M=-10,6; тя е милион пъти по-ярка от Слънцето. Ако беше на същото разстояние от нас като Проксима Кентавър, щеше да свети по-ярко от Луната при пълнолуние.

За Слънцето M=4.9. На разстояние от 10 парсека слънцето ще се вижда като слаба звезда, едва видима с невъоръжено око.

1.2. Размери, маси, плътност на звездите.

Звездите са толкова далеч, че дори в най-големия телескоп изглеждат само като точки. Как можете да разберете размера на звезда?

Луната идва на помощ на астрономите. Движи се бавно на фона на звездите, като една по една блокира светлината, идваща от тях. Въпреки че ъгловият размер на звездата е изключително малък, Луната не я закрива веднага, а за период от няколко стотни или хилядни от секундата. Ъгловият размер на звездата се определя от продължителността на процеса на намаляване на яркостта на звездата, когато тя е покрита от Луната. И, знаейки разстоянието до звездата, е лесно да се получи истинският й размер от ъгловия размер.

Но само малка част от звездите в небето са толкова добре разположени, че могат да бъдат покрити от Луната. Поради това обикновено се използват други методи за оценка на размерите на звездите. Ъгловият диаметър на ярки и не много далечни осветителни тела може да бъде директно измерен със специално устройство - оптичен интерферометър. Но в повечето случаи радиусът на звезда (R) се определя теоретично въз основа на оценки на нейната обща светимост (L) и температура (T):

R2 =L / (4πσT4)

Размерите на звездите варират значително. Има свръхгигантски звезди, чийто радиус е хиляди пъти по-голям от слънчевия. От друга страна, известни са звезди джуджета с радиус десетки пъти по-малък от този на Слънцето.

Най-важната характеристика на звездата е нейната маса. Колкото повече материя се събира в една звезда, толкова по-високи са налягането и температурата в нейния център и това определя почти всички други характеристики на звездата, както и характеристиките на нейния жизнен път.

Директни оценки на масата могат да бъдат направени само въз основа на закона за всемирното привличане. Масата на звездите варира в много по-малки граници: от приблизително 1028 до 1032 килограма. Съществува връзка между масата на звездата и нейната яркост: колкото по-голяма е масата на звездата, толкова по-голяма е нейната яркост. Светимостта е пропорционална приблизително на четвъртата степен на масата на звездата:

2. Устройството на звездите. Модели на някои видове звезди.

Структурата на звездите зависи от масата. Ако една звезда е няколко пъти по-масивна от Слънцето, тогава дълбоко в нейните дълбини има интензивно смесване на материята (конвекция), подобно на вряща вода. Тази област се нарича конвективно ядро на звездата. Колкото по-голяма е звездата, толкова по-голяма част от нея е конвективното ядро, което съдържа източника на енергия. Тъй като водородът се превръща в хелий, молекулната маса на материала на ядрото се увеличава и неговият обем намалява. В същото време външните области на звездата се разширяват, тя се увеличава по размер и температурата на нейната повърхност пада. Гореща звезда - син гигант - постепенно се превръща в червен гигант.

Продължителността на живота на една звезда зависи пряко от нейната маса. Звезди с маса сто пъти по-голяма от тази на Слънцето живеят само няколко милиона години. Ако масата е 2-3 слънчеви, периодът се увеличава до милиард години. В звездите джуджета, чиято маса е по-малка от масата на Слънцето, няма конвективно ядро. Водородът в тях изгаря, превръщайки се в хелий, в централната област. Когато изгори напълно, звездите бавно се свиват и поради енергията на компресия могат да съществуват много дълго време.

Слънцето и подобни звезди представляват междинен случай. Слънцето има малко конвективно ядро, но не много ясно отделено от останалото. Ядрените реакции на изгаряне на водород протичат както в ядрото, така и в околностите му. Възрастта на Слънцето е приблизително 4,5-5 милиарда години и през това време то почти не е променило размера и яркостта си. След изчерпване на водорода Слънцето може постепенно да прерасне в червен гигант, да изхвърли прекомерно разширената си обвивка и да завърши живота си като бяло джудже. Но това ще стане не по-рано от 5 милиарда години.

При звездите от по-ниска главна последователност (червени джуджета) термоядрените реакции протичат в централната част на ядрото. Преносът на енергия към повърхността на звездата се осъществява чрез конвекция. В ярките звезди от горната част на главната последователност преносът на енергия от конвективното ядро се извършва чрез излъчване. Червените гиганти имат централно малко ядро от хелий, в което температурата е еднаква. Това ядро е заобиколено от тясна зона, в която протичат ядрени реакции. Следва широк слой, където енергията се пренася чрез конвекция. За разлика от червените гиганти, белите джуджета са хомогенни и се състоят от изроден газ.

3. Променливи звезди. Нова и свръхнова.

Понякога на небето се появяват нови звезди: те пламват, достигат необичайно ярък блясък и след това избледняват в продължение на няколко седмици или месеци, понякога избухват отново, но не изчезват завинаги. Това са така наречените променливи звезди, звезди, чийто блясък се променя. Досега астрономите не са стигнали до консенсус относно това каква минимална промяна в яркостта е достатъчна, за да класифицира една звезда като даден клас. Следователно каталозите на променливите звезди включват всички звезди, за които дори много леки колебания в яркостта са надеждно открити. Сега в нашата Галактика са известни повече от 20 000 променливи звезди. Променливите звезди се различават по маса, размер, възраст, причини за променливост и се разделят на няколко големи групи.

Една от групите са пулсиращи звезди. Първият, който открива такава звезда, е Фабрициус, ученик на Тико Бриге, през 1596 г. и я нарича Мира; тази звезда променя яркостта си с период от 332 дни. Такива звезди с дълъг период се наричат мериди. Това са главно червени гиганти, които променят яркостта си с няколко величини с периоди средно от няколко месеца до година и половина.

Променливи звезди от друг клас са по-често срещани и добре проучени - цефеиди (наречени на δ Цефеи, открити от Гудрайх през 1784 г.). Цефеидите са пулсиращи гиганти. Периодите им са много различни - от 1,5 до 50 дни. Цефеидите са открити не само в нашата галактика, но и в Магелановите облаци и мъглявината Андромеда. Полярната звезда, α Малката мечка, също принадлежи към Цефеидите. Амплитудата на промените в яркостта му е много малка - от 2,64m до 2,5m, а периодът е приблизително 4 дни.

Каква е причината за промяната в яркостта на пулсиращите звезди? Най-развитата теория е, че пулсациите възникват под въздействието на противоположни сили – силата на привличане и силата на натиска на газа, който изтласква веществото навън.

В компресирано състояние преобладава налягането на газа - звездата се разширява. Средното, балансирано състояние на звездата се изплъзва по инерция, тъй като разширяването протича много бързо. В разширено състояние налягането на газа отслабва и гравитационните сили отново компресират звездата.

Не само пулсиращите променливи привличат вниманието на астрофизиците. Така наречените експлодиращи звезди са пример за сложни процеси в двойни звездни системи, където разстоянието между компонентите не е много по-голямо от техните размери. В резултат на взаимодействието на компонентите материята от повърхностните слоеве на по-малко плътната звезда започва да тече към другата звезда. В повечето експлозивни променливи звездата, към която тече газът, е бяло джудже. Ако на повърхността му се натрупа много материя и внезапно започнат термоядрени реакции, тогава се наблюдава избухване на нова.

Специална група променливи са най-младите звезди, които са се образували сравнително наскоро (в космически мащаб) в области на концентрация на междузвезден газ. Те се наричат променливи на Орион. Тези звезди често променят своята яркост по случаен начин, но понякога показват и признаци на периодичност, свързани с въртенето около оста си.

Описаните по-горе променливи звезди променят яркостта си в резултат на сложни физически процеси във вътрешността или на повърхността, или в резултат на взаимодействия в близки двойни системи. Това са физически променливи звезди. Открити са обаче много звезди, чиято променливост се обяснява с чисто геометрични ефекти. Известни са хиляди затъмняващи променливи звезди в двойни системи. Техните компоненти, движейки се по орбитите им, понякога идват един след друг. Най-известната променлива звезда е Алгол. Яркостта може също да е непостоянна поради факта, че има тъмни или светли петна по повърхността на звездата. Въртейки се около оста си, звездата се обръща към земния наблюдател с по-светла или по-тъмна страна.

Най-висока степен на изменчивост се наблюдава при така наречените нови и свръхнови звезди. Когато пламне нова звезда, нейният блясък се увеличава хиляди пъти. След това, след няколко дни, звездата започва да затъмнява, отначало бързо, след това намаляването на яркостта се забавя и понякога се придружава от отделни кратки увеличения.

Повечето нови звезди са компоненти на близки двойни системи, в които едната обикновено е звезда като нашето Слънце, а другата е бяло джудже. Орбитата на такава двойна система е толкова близка, че нормалната звезда е силно деформирана от приливното влияние на своя компактен съсед. Плазмата от атмосферата на тази звезда може свободно да пада върху бялото джудже, в резултат на което около последното се образува тънък плътен слой газ, чиято температура постепенно се повишава и се повишава до толкова високи стойности, че термоядрената реакция започва синтез на хелий. Поради много високата плътност на веществото, то е експлозивно по природа. Именно този термоядрен взрив на повърхността на бялото джудже води до освобождаване на натрупаната обвивка, чието разширяване и светене се наблюдава като избухване на нова звезда.

Друг вариант за обяснение на избухването на нови е освобождаването на енергия в плитките слоеве на звездата. Резултатът е експлозия, която разпръсква външните слоеве на материята на звездата в околното пространство. Това освобождава енергията, която Слънцето осигурява в продължение на десетки хиляди години. Въпреки това, масата на газовата обвивка, изхвърлена от новата звезда, е относително малка и възлиза на приблизително една стохилядна от масата на звездата, така че след няколко години звездата се връща в първоначалното си състояние.

Изчисленията показват, че всяка година в нашата Галактика избухват около сто нови звезди.

Много по-впечатляваща е експлозията на свръхнова. Свръхнова при максимална яркост има величина -12 - -18 m, тоест стотици и хиляди пъти по-ярка от новите звезди. Светимостта се увеличава милиони пъти. Експлозията се случва на голяма дълбочина, по-голямата част от масата на звездата (а понякога и цялата) се разпръсква със скорост до 10 хиляди км. / сек., а остатъкът се свива (колабира) в свръхплътна неутронна звезда или черна дупка. Изхвърлените газове образуват газови мъглявини. Най-известната от тях е мъглявината Рак, която е резултат от експлозия на свръхнова през 1054 г., записана в китайските хроники. Свръхновите играят важна роля в еволюцията на звездите. Те са последните етапи от живота на звезди с маса над 8-10 слънчеви маси. Все още не е създадена пълна теория за експлозия на свръхнова с образуване на компактен остатък и изхвърляне на външната обвивка поради изключителната сложност на отчитането на всички физически процеси, протичащи по време на този процес.

4. Краят на звездата – бели джуджета, неутронни звезди и черни дупки.

След като звездата изчерпи енергийните си източници, тя започва да се охлажда и свива. В този случай физическите свойства на газа се променят драстично, така че налягането му се увеличава значително. Ако масата на звездата е малка, тогава гравитационните сили са относително слаби и компресията на звездата спира, тя преминава в стабилно състояние на бяло джудже. В съвременната теория за еволюцията на звездите белите джуджета се считат за последния етап от еволюцията на звезди със средна и ниска маса (по-малко от 3-4 слънчеви маси). След като целият водород в централните области на старееща звезда изгори, ядрото й трябва да се свие и да се нагрее. В същото време външните слоеве се разширяват значително, ефективната температура на звездата пада и тя се превръща в червен гигант. Получената крехка обвивка на звездата е много слабо свързана с ядрото и в крайна сметка се разсейва в космоса. На мястото на бившия червен гигант остава много гореща и компактна звезда, състояща се главно от хелий - бяло джудже. Поради високата си температура излъчва предимно в ултравиолетовия диапазон и йонизира газа от разширяващата се обвивка. Но ако масата надвиши определена критична стойност, компресията продължава. При много висока плътност електроните се свързват с протоните и образуват неутрални частици - неутрони. Скоро почти цялата звезда се състои само от неутрони, които са толкова плътно притиснати един към друг, че огромната звездна маса се концентрира в много малка топка с радиус от няколко километра и компресията спира. Плътността на тази топка - неутронна звезда - е чудовищно висока дори в сравнение с плътността на белите джуджета: тя може да надхвърли 10 милиона тона / cm3.

Какво се случва, ако масата на звездата е толкова голяма, че дори образуването на неутронна звезда няма да спре гравитационния колапс?

Черните дупки се образуват в резултат на колапса на гигантски звезди с маса над 3 слънчеви маси. Когато се компресират, тяхното гравитационно поле става все по-плътно. Накрая звездата се свива до такава степен, че светлината вече не може да преодолее нейната гравитация. Радиусът, до който една звезда трябва да се свие, за да се превърне в черна дупка, се нарича гравитационен радиус. За масивните звезди е няколко десетки километра. Много е трудно да се различи черна дупка от неутронна звезда (ако не се наблюдава излъчването на последната). Следователно съществуването на черни дупки често е спекулативно. Откриването на масивни несветещи тела обаче е сериозен аргумент в полза на тяхното съществуване.

5.1. Физически параметри на Слънцето.

Поради близостта си до Земята, Слънцето естествено е най-изследваната звезда. Във всички отношения Слънцето е най-обикновената, обикновена звезда. На диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел той се намира в средата на главната последователност, сред много подобни. Нека го разгледаме като представител на най-често срещания клас.

Слънцето принадлежи към спектралния клас G2, жълто джудже. Температурата на повърхността на Слънцето е приблизително 6000ºС; температурата в центъра е около 14*106ºС. Диаметърът на Слънцето е 1,39 милиона километра - сто пъти по-голям от този на Земята. Тегло – 2*1030 кг, средна плътност – 1410 кг/м3 (в центъра ~ 105 кг/м3). Основните компоненти на Слънцето, както и на други звезди, са водород (70%) и хелий (29%). Ускорението на свободното падане на повърхността е 274 метра в секунда (с други думи, силата на гравитацията е 28 пъти по-голяма от тази на Земята). Тъй като Слънцето е плазмена топка, нейните слоеве се въртят около оста си неравномерно - по-бързо на екватора, отколкото на полюсите.

5.2. Вътрешна структура на Слънцето.

Нашето Слънце е огромна светеща газова топка, в която протичат сложни процеси и в резултат на това непрекъснато се освобождава енергия. Вътрешният обем на Слънцето може да бъде разделен на няколко области. Нека ги опознаем, започвайки от самия център. В централната част на Слънцето е източникът на неговата енергия. Тази област се нарича ядро. Под тежестта на външните слоеве материята вътре в Слънцето се компресира и колкото по-дълбоко, толкова по-здрава. Неговата плътност се увеличава към центъра заедно с увеличаване на налягането и температурата. В ядрото, където температурата достига 15 милиона К, се отделя енергия. Тази енергия се освобождава в резултат на сливането на атоми на леки химични елементи в атоми на по-тежки. В дълбините на Слънцето един атом хелий се образува от четири водородни атома. Ядрото има радиус не повече от една четвърт от общия радиус на Слънцето. Половината от слънчевата маса обаче е съсредоточена в неговия обем и почти цялата енергия, която поддържа сиянието на Слънцето, се освобождава. Но енергията на горещото ядро трябва по някакъв начин да избяга навън, към повърхността на Слънцето. Съществуват различни методи за пренос на енергия в зависимост от физическите условия на околната среда, а именно: радиационен пренос, конвекция и топлопроводимост. Непосредствено около ядрото започва зона на радиационен трансфер на енергия, където тя се разпространява чрез поглъщане и излъчване на порции светлина - кванти - от веществото. Плътността, температурата и налягането намаляват, докато се отдалечавате от ядрото, а енергията тече в същата посока. Като цяло този процес е изключително бавен. Необходими са много хиляди години, за да стигнат квантите от центъра на Слънцето до фотосферата: в края на краищата, когато се излъчват повторно, квантите постоянно променят посоката си, движейки се назад почти толкова често, колкото и напред. Така че, ако „печката“ вътре в Слънцето внезапно изгасне, ние ще разберем за това едва след милиони години. По пътя си през вътрешните слънчеви слоеве, енергийният поток се натъква на област, където непрозрачността на газа значително се увеличава. Това е конвективната зона на Слънцето. Тук енергията се пренася не чрез радиация, а чрез конвекция. Какво е конвекция? Когато течността заври се разбърква. Газът може да се държи по същия начин. Същото се случва и на Слънцето в областта на конвекцията. Огромни потоци горещ газ се издигат нагоре, където отдават топлината си на околната среда, а охладеният слънчев газ пада надолу. Конвективната зона започва на приблизително 0,7 радиуса от центъра и се простира почти до най-видимата повърхност на Слънцето (фотосферата), където преносът на основния енергиен поток отново става лъчист. Въпреки това, поради инерцията, тук все още проникват горещи потоци от по-дълбоки, конвективни слоеве. Моделът на гранулиране на повърхността на Слънцето, добре познат на наблюдателите, е видима проява на конвекция.

3.3 Слънчева атмосфера.

Звездите са направени изцяло от газ. Но техните външни слоеве също се наричат атмосфера.

Атмосферата на Слънцето започва на 200-300 км. по-дълбоко от видимия ръб на слънчевия диск. Тези най-дълбоки слоеве на атмосферата се наричат фотосфера. Тъй като тяхната дебелина е не повече от една трихилядна от слънчевия радиус, фотосферата понякога условно се нарича повърхност на Слънцето. Плътността на газа във фотосферата е приблизително същата като в стратосферата на Земята и стотици пъти по-малка, отколкото на повърхността на Земята. Температурата на фотосферата намалява до 8000 K на дълбочина 300 km. до 4000 K в най-горните слоеве. В телескоп с голямо увеличение можете да наблюдавате фините детайли на фотосферата: всичко изглежда осеяно с малки ярки зърна - гранули, разделени от мрежа от тесни тъмни пътеки. Гранулирането е резултат от смесването на по-топли газови потоци, които се издигат и по-студени, които се спускат. Температурната разлика между тях във външните слоеве е сравнително малка, но по-дълбоко, в конвективната зона, е по-голяма и смесването става много по-интензивно. Конвекцията във външните слоеве на Слънцето играе огромна роля при определянето на цялостната структура на атмосферата. В крайна сметка именно конвекцията, в резултат на сложно взаимодействие със слънчевите магнитни полета, е причината за всички разнообразни прояви на слънчевата активност. Фотосферата постепенно преминава в по-разредените външни слоеве на слънчевата атмосфера - хромосферата и короната.

Хромосферата (на гръцки „светлинна сфера“) е кръстена на своя червеникаво-виолетов цвят. Вижда се по време на пълно слънчево затъмнение като накъсан ярък пръстен около черния диск на Луната, който току-що е засенчил Слънцето. Хромосферата е много разнородна и се състои главно от удължени удължени езици (спикули), които й придават вид на горяща трева. Температурата на тези хромосферни струи е 2-3 пъти по-висока от тази във фотосферата, а плътността е стотици хиляди пъти по-ниска. Общата дължина на хромосферата е 10-15 хиляди км. Повишаването на температурата в хромосферата се обяснява с разпространението на вълни и магнитни полета, проникващи в нея от конвективната зона. Веществото се нагрява почти по същия начин, както ако е в гигантска микровълнова фурна. Скоростта на топлинното движение на частиците се увеличава, сблъсъците между тях стават по-чести и атомите губят своите външни електрони: веществото се превръща в гореща йонизирана плазма. Същите тези физически процеси също поддържат необичайно високата температура на най-външните слоеве на слънчевата атмосфера, които се намират над хромосферата. Често по време на затъмнения над повърхността на слънцето могат да се наблюдават „фонтани“, „облаци“, „фунии“, „храсти“, „арки“ и други ярко светещи образувания от хромосферна материя с причудлива форма. Това са най-амбициозните образувания на слънчевата атмосфера – протуберанци. Те имат приблизително същата плътност и температура като хромосферата. Но те са над него и са заобиколени от по-високи, силно разредени горни слоеве на слънчевата атмосфера. Протуберанциите не попадат в хромосферата, защото тяхната материя се поддържа от магнитните полета на активните области на Слънцето. Някои изпъкналости, останали дълго време без забележими промени, внезапно изглежда експлодират и материята им се изхвърля в междупланетното пространство със скорост стотици километри в секунда.

За разлика от хромосферата и фотосферата, най-външната част на слънчевата атмосфера - короната - има огромна степен: тя се простира на милиони километри, което съответства на няколко слънчеви радиуса. Плътността на материята в слънчевата корона намалява с височина много по-бавно от плътността на въздуха в земната атмосфера. Короната се наблюдава най-добре по време на пълната фаза на слънчевото затъмнение. Основната характеристика на короната е нейната лъчиста структура. Короналните лъчи имат голямо разнообразие от форми: понякога те са къси, понякога дълги, някои лъчи са прави, а понякога са силно извити. Общият вид на слънчевата корона се променя периодично. Това се дължи на единадесетгодишния цикъл на слънчева активност. Променят се както общата яркост, така и формата на слънчевата корона. През ерата на максималните слънчеви петна има сравнително кръгла форма. Когато има малко петна, формата на короната става удължена, докато общата яркост на короната намалява. И така, короната на Слънцето е най-външната част от неговата атмосфера, най-тънката и най-горещата. Нека добавим, че той е и най-близкият до нас: оказва се, че се простира далеч от Слънцето под формата на непрекъснато движещ се от него плазмен поток – слънчевият вятър. Всъщност ние живеем заобиколени от слънчевата корона, макар и защитени от нейното проникващо лъчение чрез надеждна бариера под формата на земното магнитно поле.

препратки:

1. В. П. Цесевич. Променливи звезди и тяхното наблюдение. – М. 1980.

2. В. Г. Горбацки. Космически експлозии. – М. 1979.

3. Ф. Хойл. Галактики, ядра и квазари. – изд. "Мир", М. 1968 г.

4. Космонавтика. Енциклопедия. Изд. В. П. Глушко. М. 1985 г.

Работата е завършена от ученичката от 11 клас Е Платонова Вера

2002 г

Разнообразие от звезди.
1. Светимост на звездата, величина.

Дори древният астроном Хипарх предложи да се разграничи яркостта на звездите. Звездите бяха разделени на шест групи: първата включва най-ярките - това са звезди от първа величина (съкратено - 1 m, от латинското magnitudo - величина), по-слабите звезди - втора величина (2 m) и така нататък до шеста група - едва видими с просто око звезди. Магнитудът характеризира блясъка на една звезда, тоест осветлението, което звездата създава на земята. Яркостта на звезда 1 m е 100 пъти по-голяма от яркостта на звезда 6 m.

През 1850 г. английският астроном Н. Посон извежда формулата:

E 1 /E 2 =(5 √100) m3-m1 ≈2,512 m2-m1

Където E 1 и E 2 са осветеността, създадена от звездите на Земята, а m 1 и m 2 са техните величини. С други думи, звезда, например, от първа величина е 2,5 пъти по-ярка от звезда от втора величина и 2,5 2 = 6,25 пъти по-ярка от звезда от трета величина.

Където r е разстоянието в парсеци, P е годишният паралакс в секунди.

Сега разстоянията до много хиляди звезди са определени с помощта на метода на паралакса.

M = m + 5 – 5 * log(r)

Най-близката до Слънцето звезда, Проксима Кентавър, е мъничко, слабо червено джудже с видима величина m=-11,3 и абсолютна величина M=+15,7. Въпреки близостта си до Земята, такава звезда може да се види само с мощен телескоп. Още по-бледа звезда No 359 по каталога на Волф: m=13.5; М=16,6. Нашето Слънце свети 50 000 пъти по-ярко от Wolf 359. Звездата δ Doradus (в южното полукълбо) има само 8-ма видима величина и не се вижда с просто око, но нейната абсолютна величина е M=-10,6; тя е милион пъти по-ярка от Слънцето. Ако беше на същото разстояние от нас като Проксима Кентавър, щеше да свети по-ярко от Луната при пълнолуние.

Билейнските основи на съвременната наука Морис Хенри

Разнообразие от звезди

За необученото или просто човешко око всички звезди изглеждат почти идентични, с изключение на разликите в яркостта, които могат да се обяснят с различното им разстояние. Дори през телескоп звездите изглеждат само като ярки петна в небето. Библията обаче показва, че всички те са различни. Те не само са получили различни имена от Бог. „Звездата се различава от звездата по слава“ (1 Кор. 15:41). Думата, преведена като "слава" (гръцки) докса),също обозначава "достойнство", "чест", "хвала" или "поклонение". Тоест тази дума не може да се припише само на яркостта на звездата; то също така показва, че всяка звезда заема специално място, определено от Бог в небесната структура за изпълнението на нейното конкретно място. Установена от Бога функция.

Разликата между звездите се посочва от научния факт, че всяка от тях заема различна позиция на стандартна астрономическа диаграма, известна като диаграма на Херцшпрунг-Ръсел (HR). Хоризонталната ос на HR диаграмата (фиг. 8) е температурата на звездата (намалява отляво надясно). Вертикалната ос е осветеността (спрямо Слънцето, нараства отдолу нагоре).

Фигура 8. Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел и звездно разнообразие.

Смята се, че HR диаграмата потвърждава еволюционното развитие на звездите. Всъщност то подсилва библейското учение за безкрайното разнообразие от звезди, тъй като всяка звезда заема уникално място на диаграмата.

Въпреки че всяка звезда заема свое собствено място на диаграмата, астрономите са направили опит да групират звездите за удобство, давайки на всяка група име в зависимост от нейното местоположение. Повечето от звездите бяха в широка лента, която плавно се спуска вдясно на диаграмата. Те се наричат звезди от главната последователност. Ярките, горещи звезди обикновено са по-големи и по-масивни от другите. Освен това, докато човек се движи надолу по лентата на основната последователност, спектралният тип звезди има тенденция да се променя от синкаво-бяло вляво (ярки, горещи звезди) до червено вдясно (хладни звезди с ниска яркост). Въз основа на характеристиките на спектъра, звездите са условно разделени на седем класа, показани в таблица 3.

По-голямата част от информацията за звездите идва от спектрален анализ на светлината, идваща от тях (както е показано в таблицата). Анализирайки звездния спектър, можете да разберете температурата на повърхността на звездата, нейния химичен състав, естеството на нейното магнитно поле и много други свойства.

Тези седем категории не покриват всички видове звезди. Това не включва например червени гиганти, свръхгиганти, бели джуджета, променливи звезди, пулсари, двойни звезди, планетарни мъглявини, неутронни звезди, (предполагаеми) черни дупки и т.н. Разграничение се прави и между звезди от първо поколение (състоящи се почти изключително от леки елементи - водород и хелий) и второ поколение (съдържащи значително количество тежки елементи).

Големите звездни системи се наричат галактики. Те са разделени на различни типове: елиптични мъглявини, нормални спирални мъглявини, кръстосани спирали, галактики джуджета и неправилни галактики. Нашата Слънчева система е част от галактиката Млечен път, която пряко принадлежи към спиралните галактики. В рамките на една галактика например. В Млечния път има различни звездни купове, които се класифицират на отворени и кълбовидни. Освен това самите галактики са обединени в различни галактически купове. Млечният път и повече от двадесет други галактики образуват клъстер, наречен Местна група от галактики. Освен това има клъстери от клъстери или свръхкупове.

Тъй като нашата книга не е учебник по астрономия и тъй като Библията не казва нищо за цялата тази маса от звезди и галактики (всъщност никоя от галактиките освен Млечния път дори не може да се види без телескоп), ние няма да засягаме класификация или обсъждане на тези небесни елементи. Библията подчертава само факта на почти безбройното множество и безкрайно разнообразие от огромни небесни тела, което трябва да ни накара да се радваме на силата и величието на техния Създател. „Вдигни очите си нагоре раяи вижте кой ги създаде? Кой извежда армията като ги брои? Той ги призовава всичките по име: поради изобилието на Неговата сила и голямата Си сила нищо не Му липсва” (Исая 40:26). Въпреки че не знаем защо Бог е създал толкова голямо разнообразие от звезди, можем да сме сигурни, че е имало основателни причини за това. Както беше посочено в предишната глава, звездите са създадени да съществуват вечно, така че през следващите векове ще има достатъчно време, за да се намерят отговори на тези въпроси.

От книгата Bilean Foundations of Modern Science от Морис Хенри

Брой звезди Първото нещо, което искам да попитам за звездите е колко са? Гледайки небето в ясна нощ, ще бъдем шокирани от огромния брой светила, разпръснати из небето. Но без телескоп можете да видите само около четири хиляди звезди и е малко вероятно това

От книгата В началото бе словото... Изложение на основните библейски доктрини автор Неизвестен автор

Еволюцията на звездите Предишната глава обсъди накратко доминиращите теории за космическата еволюция и посочи, че никоя от тях няма солидна основа днес. Почти всички изоставиха теорията за непроменливото състояние, дори нейният автор сър Фред Хойл и теорията

От книгата Съзнанието говори автор Балсекар Рамеш Садашива

3. Доказателство за звездите. И Христос, и Йоан също говорят за падането на звездите, което ще покаже предстоящото идване на Христос (вижте Откр. 6:13; срв. Мат. 24:29). Това пророчество се сбъдва на 13 ноември 1833 г., когато започва силен метеорен дъжд - най-интензивният звездопад от

От книгата Огнената крепост (сборник) автор Рьорих Николай Константинович

От книгата Революцията на пророците от Джемал Хейдар

Разнообразие Получаваме писма от Академията за творчески изкуства, от центъра на Спиноза, от нашето латвийско общество, от Единството на жените, от Европейския център, от далечна Аржентина, от Китай и от всички различни институции. Основното нещо, което хваща окото ви при получаване

От книгата на римляните от Джон Стот

3. „Небе без звезди” Безкрайността е последният обект на възприятие. - Съзерцателен произход на екстаза. - Синовете на небето са каста на съзерцателите, какво възприема човек? Какъв е обектът на това възприятие? Нещо отговаря на възприятието от другата страна на стената. човешки

От книгата Митове и легенди на Китай от Вернер Едуард

А. Разнообразие на Църквата Сред римските християни имаше голямо разнообразие на раса, пол и социален статус. По отношение на първия знак вече знаем, че Римската църква включва евреи и езичници, както се вижда от списъка с имена. Очевидно Акила и

От книгата Далечното бъдеще на Вселената [Есхатологията в космическа перспектива] от Елис Джордж

От книгата Пътят на твореца автор Луцато (Рамхал) Моше Хаим

От книгата Лесно пътуване до други планети на автора

От книгата Лесно пътуване до други планети автор Бхактиведанта А.Ч. Свами Прабхупада

За влиянието на звездите В първата глава обяснихме, че коренът на всички материални обекти е в трансценденталните сили. Всички тези обекти са вкоренени в тях по всички начини, по които трябва да бъдат вкоренени, и след това те трябва да бъдат проектирани и разширени до материалност в

От книгата Исус, прекъснатата дума [Как наистина се роди християнството] от Ерман Барт Д.

От книгата Създадената природа през погледа на биолозите автор Жданова Татяна Дмитриевна

От книгата Есета върху сравнителната религия от Елиаде Мирча

3. Разнообразие от гледни точки В средата на 90-те години Oxford University Press ми възложи да напиша учебник за Новия завет за колежа. Съмнявах се, че тази работа ще допринесе за кариерата ми: за да спечеля силна позиция и да получа постоянен пост в образователна институция, все още

От книгата на автора

Разнообразие от движения Много животни са надарени както с традиционна мускулна система за извършване на голямо разнообразие от добре контролирани движения, така и със специални подкожни мускули. Той участва в терморегулацията и комуникацията на животните. Това включва контрол на изражението на лицето и

От книгата на автора

3. РАЗНООБРАЗИЕ НА ЙЕРОФАНИЯТА. Сравненията, до които прибягнахме, за да дадем усещане за ненадеждността на фактическия материал, с който разполага историкът на религиите, разбира се, са само хипотетични и трябва да се разглеждат като такива. Но те имат за цел да оправдаят