Вспышка сверхновой звезды – один из самых грандиозных видов космических катастроф! Сверхновая в момент взрыва по блеску иногда может превысить яркость всей остальной галактики. Сейчас каждый год астрономы открывают по нескольку десятков сверхновых в других галактиках. Хотя, конечно же, из-за большого удаления галактик, без использования мощных телескопов нет возможности пронаблюдать эти сверхновые. А как же обстоят дела со сверхновыми в нашей собственной галактике − Млечном Пути?
В настоящее время известно, что значительное количество звёзд в нашей Галактике не одиноки, а образуют системы из нескольких компонентов. Но помимо таких многократных систем существуют ещё и более обширные физические группировки звёзд, которые объединены некоторыми общими свойствами. Разберём подробнее эти обширные звёздные группы. В наиболее общем случае можно разделить на два типа – звёздные скопления и звёздные ассоциации; скопления, в свою очередь, подразделяются на шаровые и рассеянные.
В первой части статьи, где рассматривалась спектральная классификация звёзд по температуре, я уже упоминал о том, что классификация по температуре дополняется классификацией по светимости (т.е. мощности излучения), но не объяснил зачем. Так вот, дело в том, что если рассматривать все характеристики звезды в целом, то среди них нет ни одной такой, по которой звёзды различались бы сильнее всего, чем по светимости. И действительно, как уже говорилось в 1-ой части статьи − по химическому составу большинство звёзд практически идентичны, а по температуре фотосферы самые холодные и самые горячие звёзды различаются где-то в 40 раз. По массе подавляющее большинство звёзд различается не более чем в 1000 раз; по размерам разница уже может составлять сотни тысяч раз; но вот по светимости разница бывает более чем в 10 миллиардов раз.
Читать далее “Классификация звёзд. Часть 2 – классы светимости.”
В настоящий момент основной способ изучения свойств далёких звёзд заключается в исследовании приходящего от них электромагнитного излучения, которое при помощи спектральных аппаратов представляется в виде спектра. Он в свою очередь различается в зависимости от характеристик той или иной звезды. По виду спектра и можно установить эти самые характеристики. В данной статье упор будет сделан непосредственно на характеристики, от которых зависит вид спектра. Углубляться в изучение самого спектра (почему спектральные линии конкретных элементов преобладают в тех или иных звёздах, почему ширина у них такая-то и количество такое-то) мы не будем, дабы слишком не уходить в сторону физики.
Читать далее “Классификация звёзд. Часть 1 – спектральные классы.”
Неодинаковая яркость (или блеск) различных объектов на небе – наверно первое, что замечает человек при наблюдениях; потому, в связи с этим, ещё давно, возникла необходимость во введении удобной величины, которая позволяла бы классифицировать светила по яркости.
Весьма значительное количество звёзд в Галактике образуют многократные системы, где может быть даже до семи звёзд. Подобные системы чрезвычайно интересны для наблюдений, но, к сожалению, в имеющиеся телескопы далеко не все из них можно рассмотреть визуально в виду слишком маленького расстояния между компонентами и очень большого расстояния до Земли. Однако существует и достаточное количество довольно разреженных кратных звёздных систем, которые прекрасно наблюдаются, несколько таких систем и будет рассмотрено в данной статье.
В наиболее общем случае, наблюдаемые туманности можно разделить на 2 вида – светлые и тёмные. Соответственно светлые − либо излучают свет сами, либо отражают его, а тёмные наоборот поглощают. Однако природа образования туманностей довольно разнообразна. Читателям, возможно, будет небезынтересно знать, какие процессы происходят в межзвёздной среде и в итоге приводят к появлению протяжённых объектов со столь разнообразной структурой. Поэтому рассмотрим различные виды туманностей с точки зрения природы их образования.
Наибольшую часть межзвёздного пространства в Галактике заполняет очень разреженный межзвёздный газ. В некоторых местах газ нагрет до значительных температур, и как следствие нагрева – ионизированный. Т.е. часть или даже все электроны оторваны от атомных ядер. Ионизированный газ обладает высокой электропроводимостью и имеет значительный объём. Это приводит к тому, что межзвёздное магнитное поле весьма тесно взаимодействует с веществом. Поле связано с веществом, буквально даже вморожено в него. Поэтому при движении газа поперёк линий магнитной индукции, силовые линии магнитного поля начинают искривляться. Также возможно и обратное – при перемещении линий магнитной индукции в пространстве, межзвёздный газ, через который они проходят, начинает перемещаться вместе с линиями. Таким образом, из-за наличия этой “вмороженности” магнитного поля в газ, возможны движения больших масс газа и как следствие этого − в значительной степени может изменяться структура межзвёздного вещества. К примеру, волокнистая структура туманностей обусловлена тем, что волокна вытянуты вдоль магнитных силовых линий.
Читать далее “Влияние магнитного поля на межзвездное вещество.”
Плеяды, пожалуй, это самое известное из всех рассеянных звёздных скоплений. Находится оно в направлении созвездия Тельца, на расстоянии порядка 400−440 световых лет, потому визуально звёзды скопления расположены довольно компактно (в отличие от значительно более близкого скопления − Гиады). Это позволяет легко отыскать скопление неподалёку от ярчайшей звезды в созвездии Тельца – Альдебарана. Визуально скопление выглядит как тесная группа из нескольких умеренно ярких звёзд, которые своим расположением отчасти напоминают расположение звёзд в «Большом Ковше ».
Поиск наших ближайших звёздных соседей довольно непростая задача. Хотя взглянув на небо, возможно, поначалу покажется, что наиболее яркие звёзды на небе и являются самыми близкими. Изучая характеристики различных типов звёзд, можно заметить, что их пространственная концентрация убывает с увеличением их светимости. Таким образом, чем больше светимость звезды, тем ниже вероятность, что какая-то из этих звёзд окажется соседом Солнца.Так что большая часть ярких звёзд на нашем небе – это своего рода маяки. Очень мощные, но довольно далёкие и на их фоне теряется очень много тусклых звёзд, которые, несмотря на визуальную неприметность на самом деле находятся гораздо ближе к нам.
