Голубые

Третий лишний? Третий запасной!

Планеты класса горячие Юпитеры странные во всех отношениях. Они размером с наш газовый гигант Юпитер, но при этом их орбиты пролегают настолько близко к своим звездам, что в некоторых случаях расположены даже ближе, чем Меркурий от Солнца.

Ученые изучают этих необычных гигантов последние 20 лет и обнаружили к настоящему моменту около 300 из них. Однако все эти горячие Юпитеры, как правило, находятся в одиночестве. Но в 2015 году исследователи Мичиганского университета подтвердили то, что ранее казалось невозможным – горячий Юпитер в паре!

Более того, компаньоном для него выступает не один, а сразу два небесных тела! Семья получила название WASP-47 и состоит собственно из самого горячего Юпитера и двух очень разных и гораздо более компактных тел. Одно представляет собой нептуноподобный объект, а вторым является еще более компактная и более плотная каменистая супер-Земля.

Мертвый космос

Цефеиды представляют собой класс очень молодых звезд возрастом всего от 10 до 300 миллионов лет. Они являются пульсирующими звездами, отчего изменяющаяся яркость делает их идеальными своеобразными галактическими маяками.

Исследователи находят их разбросанными по всему Млечному Пути. Однако одна вещь оставалась для ученых неизведанной: какова ситуация с цефеидами в галактическом ядре, не позволяющем заглянуть туда из-за сверхплотного скопления межзвездной пыли? Тем не менее способ заглянуть внутрь все же нашелся.

Исследование ядра провели в ближнем инфракрасном диапазоне спектра, и этот анализ показал весьма интересные результаты. Оказывается, что эта область представляет собой «космическую пустыню» и полностью лишена наличия каких-либо молодых звезд.

Несколько цефеид все же удалось найти в самом самом центре галактики. Однако за пределами этого региона на 8000 световых лет во всех направлениях пространство представляет собой мертвый космос.

Какие бывают звезды по размеру

Каждый человек знает, что такое звезда. Мы с Земли видим маленькое яркое небесное тело. На самом же деле, это очень большие шары, которые состоят и разных газов
. Доказано, что в их ядре температура около 6 млн градусов
. А в основе звезды лежат в
одород (90 %) и гелий (чуть меньше 10%
). По сути, звезда – это тоже Солнце, только поменьше в размерах (или больше). Астрономы часто говорят на них «огненные шары».

Если посмотреть в телескоп, то видно, что каждая звезда разная по размерам, форме и окружена разной туманностью. По размерам звезды делят на три типа:

• карлики
  – их большинство. Они намного меньше Солнца
  , поэтому экономят свою энергию и могут светить на протяжении десятков миллиардов лет;
• гиганты – их масса примерно такая же, как и Солнца
  . Менее яркие, чем карлики;
• сверхгиганты
  – сравнительно редко встречаются в Солнечной системе. Их диаметр больше 1 млрд. км. Такие звезды в 1
  00 раз больше от Солнца
  .

Спектральная классификация

Звезды — громадные раскаленные шары, состоящие из газа. То, какими мы видим их с Земли, зависит от множества параметров. Например, звезды в действительности не мерцают. Убедиться в этом очень легко: достаточно вспомнить Солнце. Эффект мерцания возникает из-за того, что свет, идущий от космических тел к нам, преодолевает межзвездную среду, полную пыли и газа. Другое дело — цвет. Он является следствием нагрева оболочек (в особенности фотосферы) до определенных температур. Истинный цвет может отличаться от видимого, но разница, как правило, невелика.

Сегодня во всем мире используется гарвардская спектральная классификация звезд. Она является температурной и основывается на виде и относительной интенсивности линий спектра. Каждому классу соответствуют звезды определенного цвета. Разработана классификация была в обсерватории Гарварда в 1890-1924 гг.

Солнце

Каждый житель Земли не сможет отрицать, что Солнце — самая красивая звезда, особенно в моменты закатов и рассветов. Наблюдать Солнце в другие периоды без специальных приспособлений опасно для зрения.

Звезда, согревающая нашу Землю, довольно молодая, возраст Солнца примерно 4,6 млрд лет. Ученые по аналогии с другими подобными объектами, предположили, что Солнце находится где-то в середине своего жизненного цикла. К тому же это единственная звезда в нашей системе. Она удерживает в своем гравитационном поле планеты, спутники, кометы.

К возрасту в 10–12,5 млрд лет звезда разогреется настолько, что превратится в красного гиганта. Солнце в этот период своей истории настолько расширится, что достигнет орбиты Земли.

Одним из красивейших явлений, которые могут наблюдать жители Земли, это солнечные затмения.

Как ближайшая к нам звезда, Солнце стало объектом поклонения всех народов, проживающих на планете. В славянской мифологии Бог Солнца Дажьбог и солнечного диска Хорс. Этимологию первого божества выводят от словосочетания «Дающий жизнь Бог», что и означает Солнце.

С Солнцем связана и красивейшая легенда о Фаэтоне, разбившимся в Космосе на солнечной колеснице.

15

Малиновая звезда

В 1845 году английский астроном Джон Хайнд (1823-1895) открыл в созвездии Зайца переменную звезду. В пике блеска её можно увидеть даже невооружённым глазом, а при наблюдении в телескоп в Омикрон Лебедя — яркая и легкодоступная для наблюдения в бинокль тройная звезда это время хорошо заметен малиновый оттенок. Впоследствии её так и назвали — Малиновая звезда Хайнда. Она, как и гранатовые, имеет невысокую по меркам звёзд температуру (около 2300 градусов Цельсия), а малиновый оттенок ей придаёт выбрасываемый углерод, который не пропускает синюю линию спектра. Увидеть малиновый цвет звезды не так просто: пика блеска она достигает примерно каждые 424 дня, оставаясь там в течение 10-15 дней. Однако в это время звезда может находиться на небесной сфере вблизи Солнца, либо пик блеска может прийтись на ночи вблизи полнолуния, когда яркий свет нашего спутника создаёт помеху для наблюдения цвета. Да и погода может преподнести неприятный сюрприз, закрыв небо облаками. Существует у этой звезды и загадка. Примерно раз в сорок лет она меняет величину блеска в сто раз. Во время пика блеска в этот период она видна только в крупные инструменты, а в минимуме блеска доступна только инструментам, оборудованным специальными приборами для регистрации слабых звёзд. Последний раз такое понижение яркости наблюдалось в 90-х годах XX века, а следующий раз, по прогнозам, произойдёт в 30-е годы нашего столетия. Причины этих изменений до сих пор неизвестны.

Гранатовые звёзды

Советский астроном и популяризатор науки Феликс Зигель (1920-1988) в своей книге «Сокровища звёздного неба» писал: «На полпути между альфа и дельта Цефея, недалеко от прямой, соединяющей эти звезды, есть уникальная звезда, обозначенная греческой буквой мю

Её необыкновенный тёмно-красный цвет обратил на себя внимание ещё Вильяма Гершеля (1738-1822), который назвал мю Цефея «гранатовой» звездой. Как прозрачная капелька крови, сияет в глубине небес это красное солнце — самая красная из всех ярких, доступных невооруженному глазу звёзд

Цвет мю Цефея особенно хорошо заметен, если в бинокль сначала посмотреть на белую звезду альфа Цефея, а затем сразу на «гранатовую» звезду. И здесь не обман зрения, не какие-то психофизиологические эффекты — нет, на самом деле это одна из самых холодных звёзд, температура поверхности которой вряд ли превышает 2300 K° (около 2000 градусов по Цельсию, что почти в 2,5 раза холоднее нашего Солнца, — прим. авт.). Звёзды красного цвета известны человечеству с незапамятных времён. Среди них и «глаз Тельца» Альдебаран, и «противник Марса» Антарес из созвездия Скорпиона, и сверхгигант Бетельгейзе, взрыва которого так ждут астрономы. Но их красный цвет больше похож на цвет зрелой клубники, а цвет мю Цефея не зря сравнивают со спелым гранатом. Впоследствии астрономы обнаружили множество подобных звёзд, правда, их цвет виден только в телескопы. Среди них стоит выделить CW Льва, которую астрономы называют самой изученной звездой подобного типа, Y Гончих Псов, считающаяся самой яркой звездой, состоящей из углерода. Эта звезда, по современным оценкам, находится на последней стадии своей жизни и через миллион-другой лет, сбросив углеродную оболочку, станет обычным белым карликом. И если сейчас её можно легко найти в обычный бинокль, то после этого она будет так слаба, что при нынешней технике её можно будет найти только в крупнейшие телескопы мира! А звезда V Овна считается одной из самых холодных в нашей галактике, температура её поверхности «всего» 1000 градусов.

Размеры

Систематизация звезд по размеру может быть реализована двойственно. Физический размер звезды может определяться ее радиусом. Единицей измерения в данном случае выступает радиус Солнца. Существуют лилипуты, звезды средней величины, гиганты и сверхгиганты. Кстати, само Солнце является как раз лилипутом. Радиус нейтронных звезд может достигать всего нескольких км. А в сверхгиганте целиком поместится орбита планеты Марс. Под размером звезды может также пониматься ее масса. Она тесно связана с поперечником светила. Чем звезда больше, тем ниже ее плотность, и наоборот, чем светило меньше, тем плотность выше. Этот критерий вирируется не так уж сильно. Звезд, которые могли быть больше либо меньше Солнца в 10 раз, очень мало. Большая часть светил укладывается в интервал от 60 до 0,03 солнечных масс. Плотность Солнца, принимаемая за стартовый показатель, составляет 1,43 г/см3. Плотность белоснежных карликов добивается 1012 г/см3, а плотность разреженных сверхгигантов может быть в миллионы раз меньше солнечной.

В стандартной систематизации звезд схема распределения по массе смотрится следующим образом. К малым относят светила с массой от 0,08 до 0,5 солнечной. К умеренным — от 0,5 до 8 солнечных масс, а к массивным — от 8 и поболее.

Примеры голубых сверхгигантов

Ригель

Самый известный пример — Ригель (бета Ориона), самая яркая звезда в созвездии Орион, масса которой приблизительно в 20 раз больше массы Солнца и его светимость примерно в 130 000 раз выше солнечной, а значит, это одна из самых мощных звёзд в Галактике (во всяком случае, самая мощная из ярчайших звёзд на небе, так как Ригель — ближайшая из звёзд с такой огромной светимостью). Древние египтяне связывали Ригель с Сахом — царём звёзд и покровителем умерших, а позже — с Осирисом.

Гамма Парусов

Гамма Парусов — кратная звезда, ярчайшая в созвездии Паруса. Имеет видимую звёздную величину в +1,7m. Расстояние до звёзд системы оценивается в 800 световых лет. Гамма Парусов (Регор) — массивный голубой сверхгигант. Имеет массу в 30 раз больше массы Солнца. Его диаметр в 8 раз больше солнечного. Светимость Регора — 10 600 солнечных светимостей. Необычный спектр звезды, где вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмисионные линии излучения, дал название звезде как «Спектральная жемчужина южного неба»

Альфа Жирафа

Расстояние до звезды примерно 7 тысяч световых лет, и тем не менее, звезда видна невооружённым глазом. Это третья по яркости звезда в созвездии Жирафа, первое и второе место занимают Бета Жирафа и CS Жирафа соответственно.

Дзета Ориона

Дзета Ориона (имеет название Альнитак) — звезда в созвездии Ориона, которая является самой яркой звездой класса O с визуальной звездной величиной +1,72 (в максимуме +1,72 и в минимуме до +1,79), левая и самая близкая звезда астеризма «Пояса Ориона». Расстояние до звезды — около 800 световых лет, светимость примерно 35 000 солнечных.

Тау Большого Пса

Спектрально-двойная звезда в созвездии Большого Пса. Она является наиболее яркой звездой рассеянного звёздного скопления NGC 2362, находясь на расстоянии 3200 св. лет от Земли. Тау Большого Пса — голубой сверхгигант спектрального класса O с видимой звёздной величиной +4,37m. Звёздная система Тау Большого Пса состоит, по крайней мере, из пяти компонентов. В первом приближении Тау Большого Пса — тройная звезда в которой две звезды имеют видимую звёздную величину +4,4m и +5,3m и отстоят друг от друга на 0,15 угловых секунд, а третья звезда имеет видимую звёздную величину +10m и и отстоит от них на 8 угловых секунд, обращаясь с периодом 155 дней вокруг внутренней пары.

Дзета Кормы

Дзета Кормы в представлении художника

Дзета Кормы — ярчайшая звезда созвездия Кормы. Звезда имеет собственное имя Наос. Это массивная голубая звезда, имеющая светимость 870 000 светимостей Солнца. Дзета Кормы массивнее Солнца в 59 раз. Имеет спектральный класс O9.

Предполагается, что в ближайшие сотни тысяч лет Дзета Кормы будет постепенно остывать и расширяться, и пройдёт все спектральные классы: B, A, F, G, K, и M, по мере остывания. По мере этого основное излучение звезды перейдёт в видимый диапазон, и Наос станет одной из ярчайших звёзд будущего земного неба. Спустя 2 миллиона лет, Наос будет иметь спектральный класс M5, а его размеры будут гораздо больше текущей земной орбиты. Затем Наос взорвётся, став сверхновой звездой. Ввиду небольшого расстояния до Земли эта сверхновая будет гораздо ярче блеска полной Луны, а ядро звезды сколлапсирует сразу в чёрную дыру. Не исключено, что это будет сопровождаться сильным гамма-всплеском.

Периоды именования

Условно можно выделить несколько периодов, в которые люди давали имена небесным светилам.

Доантичный период

С древних времён люди пытались «понять» небо, и давали ночным светилам имена. До нас дошло не более 20 названий из тех времён. Здесь активно работали ученые Вавилона, Египта, Израиля, Ассирии и Месопотамии.

Греческий период

Греки особо не вникали в астрономию. Они дали имена только небольшому числу светил. Преимущественно, они брали имена из названий созвездий или просто приписывали уже существующие названия. Все астрономические знания древней Греции, а также Вавилона были собраны греческим ученым Птолемеем Клавдием

(І-ІІ в.) в трудах «Альмагест» и «Тетрабиблос».

Альмагест (Великое построение) — труд Птолемея в тринадцати книгах, где он на основе труда Гиппарха Никейского (ок. 140 г до н. э.) пытается объяснить структуру Вселенной. Также он приводит список имен некоторых самых ярких созвездий.

Таблица небесных светил, описанных в Альмагесте

Тетрабиблос — ещё один труд Птолемея Клавдия в четырёх книгах. Здесь дополняется перечень небесных тел.

Римский период

Римская империя занимались изучением астрономии, но когда эта наука начала активно развиваться, Рим пал. А за государством его наука пришла в упадок. Тем не менее, около сотни звезд имеют латинские имена, хотя это не гарантирует, что названия им дали их ученые из Рима.

Арабский период

Основоположным при изучении астрономии у арабов был труд Птолемея Альмагеста. Большую часть они перевели на арабский язык. Исходя из религиозных убеждений арабов, части светил они заменили имена. Часто названия давались, исходя из расположения тела в созвездии.

Так, многие из них имеют имена или части имен означающее шею, ногу или хвост.

Таблица арабских названий

Эпоха Возрождения

С XVI века в Европе, возрождается античность, а с ней наука. Арабские названия не менялись, но часто появлялись арабо-латинские гибриды. Новые скопления небесных тел практически не открывались, но старые дополнялись новыми объектами. Значительным событием того времени стал выпуск атласа звездного неба «Уранометрия».

Его составителем стал астроном-любитель Иоганн Байер (1603 г.). На атласе он нанёс художественное изображение созвездий.

А главное, он предложил принцип наименования светил

с добавлением букв греческого алфавита. Наиболее яркое тело созвездия будет называться «Альфа», менее яркое «Бета» и так дальше до «Омеги». Например, самая яркая звезда Скорпиона – Альфа Скорпиона, менее яркая Бета Скорпиона, затем Гамма Скорпиона и т.д.

Наше время

С появлением мощных телескопов стали открывать огромное количество светил. Теперь им не дают красивые названия, а просто присваивают индекс с цифровым и буквенным кодом. Но бывает, что небесным телам дают названия именные. Их называют именами учёных открывателей, а сейчас даже можно купить возможность назвать светило по своему желанию.

Важно!

Солнце не является частью никакого созвездия.

Как рождаются звезды

Эта диаграмма послужила наглядным подтверждением в пользу современной теории эволюции данных небесных тел. На графике отчетливо видно, что самым многочисленным классом являются относящиеся к так называемой главной последовательности звезды. Виды звезд, принадлежащих к этому сегменту, находятся в наиболее распространенной на этот момент во Вселенной точке развития. Это этап развития светила, при котором энергия, затраченная на излучение, компенсируется полученной в процессе термоядерной реакции. Продолжительность пребывания на данном этапе развития определяется массой небесного тела и процентным содержанием элементов тяжелее гелия.

Общепризнанная на этот момент теория эволюции звезд говорит, что на начальном этапе развития светило представляет собой разряженное циклопическое газовое облако. Под воздействием собственного тяготения оно сжимается, постепенно превращаясь в шар. Чем сильнее сжатие, тем лучше гравитационная энергия переходит в тепловую. Газ раскаляется, и когда температура добивается 15-20 млн К, в новорожденной звезде запускается термоядерная реакция. После этого процесс гравитационного сжатия приостанавливается.