Согласно современным теоретическим представлениям, только объекты с массой, превышающей массу Юпитера в 80 и более раз, становятся настоящими звездами. Объекты с массой менее 17 масс Юпитера обречены стать планетами. Коричневыми карликами называют объекты с промежуточной между двумя вышеописанными типами массой. Они слишком велики, чтобы считаться планетами, но недостаточно велики, чтобы внутри них возникли термоядерные реакции, характерные для звезд (в их недрах могут протекать термоядерные реакции только с самыми «легкогорящими» изотопами). Существование этих едва теплых, а потому темных и трудноразличимых объектов удалось экспериментально доказать только в последнее время (с помощью космического телескопа «Хаббл»).

Красные гиганты — это огромные холодные звезды. Они превышают Солнце по диаметру в десятки и сотни раз, а по массе — от 1,5 до 15 (сверхгиганты — до 50) раз. Температура их поверхности составляет 3—4 тысячи градусов Кельвина. Красные гиганты имеют сложное внутреннее строение. Их ядро богато гелием с небольшой примесью тяжелых' элементов, но не является источником ядерной энергии, поскольку в нем не происходит ядерных реакций. Плотность вещества в ядре красного гиганта настолько велика, что оно по своему строению близко к белому карлику. Вокруг ядра расположен тонкий энерго выделяющий слой, где и протекают термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Затем следует очень протяженная оболочка, занимающая около 90 процентов радиуса звезды. В этой оболочке заключено более половины массы красного гиганта. Несмотря на высокую плотность в ядре, средняя плотность красного гиганта намного ниже солнечной и, как правило, не превышае ... Читать дальше »

Белые карлики представляют собой звезды с малой массой (не более 1,4 солнечной) в последней стадии эволюции. Когда такая звезда подходит к заключительному циклу термоядерных реакций, ее ядро коллапсирует под собственным весом, образуя сверхплотный объект из выродившейся материи, состоящей из «упакованных» вместе атомных ядер и электронов. Гравитационный коллапс в белых карликах не бесконечен: как и в черных дырах, его останавливает квантовый эффект, связанный с давлением, оказываемым электронами. Эти звезды характеризуются средней температурой поверхности 20—30 тысяч градусов, именно поэтому их называют не просто карликами, а белыми карликами, тогда как звезды типа Солнца (около 6000 градусов) называют желтыми. Поскольку масса белого карлика сопоставима с массой Солнца, а радиус — с радиусом Земли, то плотность его очень велика: один кубический сантиметр материи типичного белого карлика весит около тонны. Известен белый карлик ... Читать дальше »

По современным представлениям основным источником звездной энергии служат реакции термоядерного синтеза, протекающие в недрах звезд и сопровождающиеся выделением огромного количества энергии. Главную роль здесь играет превращение водорода (самого распространенного во Вселенной элемента) в гелий. Этот процесс может идти двумя путями, первым из которых является последовательное присоединение друг к другу четырех протонов (ядер водорода) и объединение их в ядре гелия (протон-протонная реакция). Второй путь процесса термоядерного синтеза состоит в присоединении протонов к более сложным ядрам, начиная с ядра углерода, с последующим распадом образовавшегося нового сложного ядра на ядро углерода и гелия (углеродный цикл). Протон-протонная реакция играет решающую роль при температурах менее 16 миллионов градусов Кельвина; при более высоких температурах преобладает углеродный цикл. С ростом температуры до 100 миллионов кельвинов возмож ... Читать дальше »

Самая близкая к Солнечной системе звезда называется Проксима Кентавра (по-гречески проксима — ближайшая). Она находится на расстоянии 4,249 светового года, то есть настолько далеко, что испускаемому ею свету требуется больше четырех лет, чтобы дойти до нас (напомним, что скорость света равна 300 000 километров в секунду). Чтобы более наглядно представить себе это расстояние, обратимся к модели Солнечной системы, приведенной И. С. Шкловским в книге «Вселенная, жизнь, разум». Если представить Солнце в виде бильярдного шара диаметром 7 сантиметров, то Плутон (его диаметр в этом случае составит около 0,1 миллиметра) будет удален от этого шара на 300 метров, а звезда Проксима Кентавра (в этом же масштабе) — приблизительно на 2000 километров!

Самая яркая звезда земного ночного неба — Альфа Большого Пса, более известная как Сириус (по-гречески — сверкающая). Расположенный от нас на расстоянии 8,6 светового года (одна из самых близких к нам звезд, седьмая в порядке удаленности от Солнца), Сириус имеет видимую звездную величину минус 1,46. Диаметр Сириуса почти вдвое больше солнечного, масса его равна 2,35 массы нашей звезды, температура на его поверхности составляет около 10 тысяч градусов (на видимой поверхности Солнца она равна приблизительно 6000 Кельвинов). При этом светимость Сириуса в 24 раза превосходит солнечную. Из-за относительной близости Сириуса к нам его перемещение по небесной сфере значительно заметнее, чем у других звезд: за последние две тысячи лет он сменил свое положение на небе приблизительно на 44 угловые минуты, что составляет полтора диаметра Луны в полнолуние. В своем движении в направлении луча зрения наблюдателя Сириус приближается к нам со ... Читать дальше »

В силу чрезвычайной удаленности звезд ни в какой телескоп нельзя увидеть звезду как шарик заметных размеров. Однако диаметр звезды можно приближенно оценить на основе связи между ее размером, светимостью и температурой поверхности. Согласно таким оценкам, диаметр Альдебарана (альфа Тельца) в 36 раз, диаметр Арктура (альфа Волопаса) в 22 раза, а диаметр Капеллы (альфа Возничего) в 16 раз больше диаметра Солнца. Но это далеко не предел размера гигантов звездного мира — диаметр Бетельгейзе (альфа Ориона) больше солнечного в 300— 400 раз, а диаметры двух одинаковых компонентов затменно-двойной звезды УУ Цефея — в 1200 раз. В то же время один из наименьших белых карликов, звезда Вольф 457, имеет диаметр в 300 раз меньше солнечного, или почти втрое меньше земного. Диаметр голубой звезды, открытой Лейтеном в созвездии Кита (обозначение LР 768-500), в 10 раз меньше земного и приблизительно равен поперечнику астероида Церера. Таким обр ... Читать дальше »

В 2004 году австралийские астрономы сосчитали все звезды видимой Вселенной. Для этого они выбрали случайный квадрат неба, измерили его яркость, пересчитали его по яркости средней звезды на число звезд и распространили результат на всю небесную сферу. Всего получилось 70 секстиллионов (7 с 22 нулями) звезд. Это в 10 раз больше, чем число песчинок во всех пустынях и на всех пляжах Земли.

Звезды зарождаются из вещества, которое образовалось в результате длительного процесса конденсации газово-пылевых облаков в межзвездном пространстве. Неоднородность распределения вещества в таких газово-пылевых облаках приводит к появлению областей повышенной плотности. В них силы гравитационного притяжения частиц превышают газовое давление, вследствие чего вещество в таких газово-пылевых сгустках сжимается, увеличивая плотность и температуру. Уплотнению газово-пылевых сгустков способствуют также ударные волны, порождаемые, например, взрывами сверхновых звезд. Под действием гравитации такой сгусток вещества продолжает уплотняться, часть освобождающейся при сжатии гравитационной энергии идет на нагрев, и образуется так называемая протозвезда. Она продолжает медленно сжиматься и разогреваться до тех пор, когда в ее центральной области температура достигнет нескольких миллионов градусов и начнется термоядерная реакция синтеза вод ... Читать дальше »

В отличие от созвездий, представляющих собой видимые на небе группировки на самом деле весьма далеких друг от друга звезд, звездные скопления являются физически связанными взаимным тяготением объединениями звезд. Различают рассеянные и шаровые звездные скопления. Рассеянные звездные скопления не имеют правильных очертаний, они находятся внутри галактик и обычно объединяют от нескольких десятков до нескольких тысяч звезд, беспорядочно разбросанных в области пространства размерами от 5—6 до 30 световых лет и более. Такие скопления при наблюдении представляют собой области, где звезды расположены плотнее, чем в среднем на небосводе. Если в области Млечного Пути, где находится Солнце, расстояние между звездами составляет в среднем 6— 7 световых лет, то в рассеянных скоплениях среднее расстояние — два световых года. В Млечном Пути рассеянные звездные скопления можно наблюдать тысячами, но их количество, вероятно, в десятки раз боль ... Читать дальше »

Из 88 современных созвездий многие известны довольно давно. В IV веке до нашей эры древнегреческий астроном Евдокс назвал 45 созвездий, однако некоторые из этих названий упоминаются уже в творениях Гомера (между XII и VII веками до нашей эры),Гесиода (VIII— VII века до нашей эры) и Фалеса (около 625— 547 до нашей эры). Есть также основания считать, что большинство названий созвездий достались грекам в наследство от еще более древних цивилизаций. Это подтверждается находкой в Месопотамии нескольких табличек, относящихся к аккадской цивилизации. На них значатся названия некоторых созвездий, упоминаемых в дальнейшем греческими поэтами. В 150 году нашей эры великий древнегреческий астроном Клавдий Птолемей описал уже 48 созвездий: Большая Медведица, Малая Медведица, Дракон, Цефей, Боотес (Волопас), Северный Венец, Человек на коленях (Геркулес), Лира (или Падающий Ястреб), Птицы (или Лебедь), Кассиопея, Персей, Возничий, Офиух (Зме ... Читать дальше »

В зависимости от остроты зрения наблюдателя невооруженным глазом в безлунную ясную ночь можно различить 2500—3000 звезд над горизонтом места наблюдения. Вся небесная сфера содержит около 6000 звезд, видимых простым глазом. Взаимное расположение звезд на небе меняется чрезвычайно медленно, его изменения можно было бы подметить невооруженным глазом лишь по истечении тысячелетий. Для удобства ориентировки на звездном небе еще астрономы древности разделили его на созвездия. Разделение это носит чисто условный характер и не свидетельствует о наличии каких-либо физических связей между созвездиями и звездами в них. Звезды, принадлежащие к одному и тому же созвездию, кажутся близкими только в плоскости, перпендикулярной лучу зрения земного наблюдателя. В действительности они могут быть как угодно далеки друг от друга. Надо также иметь ввиду, что к созвездию относятся все звезды, которые попадают в его границы, в том числе и невидимые ... Читать дальше »

Живший в X веке арабский астроном Абд аль-Рахман Аль-Суфи впервые описал «маленькое небесное облачко», легко различимое в темные ночи в созвездии Андромеды. Первое телескопическое наблюдение туманности Андромеды осуществил в 1612 году Симон Мариус. Спустя несколько десятилетий туманность Андромеды изучал Эдмунд Галлей, который заключил, что она — «не что иное, как свет, приходящий из неизмеримого пространства, находящегося в странах эфира и наполненного средою разлитой и само светящейся». Однако более религиозно настроенные его современники уверяли, что туманность Андромеды — это место, где «небесная хрустальная твердь» несколько тоньше обычного и потому отсюда на грешную землю изливается «неизреченный свет» царствия небесного. В XIX веке астрономы спорили уже о том, состоит ли туманность Андромеды из светящихся газов или из звезд, находится ли она внутри Млечного Пути или это некая удаленная вселенная, существующая отдельно о ... Читать дальше »

Туманность Ориона находится на расстоянии приблизительно 1500—1600 световых лет от Земли. Это самая яркая на небе диффузная (газовая) светящаяся туманность. Ее видимая поверхность простирается приблизительно на 80*60 угловых минут, что более чем в 4 раза превышает площадь диска полной Луны. Линейный размер этого образования в поперечнике — около 30 световых лет. Средняя плотность туманности Ориона в 100 квадриллионов (квадриллион — число, изображаемое единицей с 15 нулями) раз меньше плотности комнатного воздуха — часть туманности объемом в 100 кубических километров имеет массу в один миллиграмм. Наилучший из вакуумов, достигнутых в лабораториях, в миллионы раз плотнее туманности Ориона. И все же масса этого исполинского образования огромна: из вещества туманности Ориона можно было бы «изготовить» примерно тысячу таких солнц, как наше, или свыше 300 миллионов похожих на Землю планет. Еще один наглядный пример: если Землю умень ... Читать дальше »

Наша Галактика (Млечный Путь) имеет сложную форму, в первом приближении ее можно сравнить с гигантской чечевицей (линзой). Подавляющая часть галактического вещества (звезд, межзвездного газа, пыли) занимает объем линзообразной формы поперечником около 100 тысяч световых лет и толщиной в центральной части около 12 тысяч световых лет. Другая (значительно меньшая) часть галактического вещества заполняет почти сферический объем с радиусом около 50 тысяч световых лет. Центры линзообразной и сферической составляющих Галактики совпадают.

С 1963 года астрономы стали открывать необыкновенные объекты, получившие в конце концов название квазар (quasar — quasi stellar radiosource — квазизвездный радиоисточник). В телескоп (или на фотографиях) почти все они неотличимы от звезд. Однако по интенсивности радиоизлучения квазары сравнимы с самыми мощными радиогалактиками, состоящими из десятков миллиардов звезд, а в оптическом диапазоне они излучают в сотни раз интенсивнее, чем обычные галактики. Квазары имеют также повышенную интенсивность ультрафиолетового излучения, наблюдаются выбросы газа и релятивистских частиц. Поражает исключительная компактность квазаров: их размеры значительно меньше светового года (у галактик они составляют 50—100 тысяч световых лет). Квазары показывают самые большие из известных значения красного смещения линий в спектре, а следовательно, являются самыми далекими от нас объектами. Большинство их находятся от нас на расстоянии более 10 миллиар ... Читать дальше »

Большой взрыв создал только два химических элемента — водород и гелий (и небольшие количества дейтерия и лития). Все остальные элементы, заполняющие таблицу Менделеева, появились только после возникновения звезд. В их недрах в ходе термоядерных реакций синтеза постепенно образовались азот, кислород, углерод и более тяжелые элементы. Эволюция крупных звезд завершается их взрывами, после которых накопившиеся в таких звездах элементы рассеиваются в пространстве, загрязняют облака межзвездного газа и в свой час служат исходным сырьем для возникновения новых звезд. В мире, в котором мы живем, идет постоянная переработка первородной материи — Вселенная обогащается тяжелыми элементами, а самых легких становится все меньше. Из образовавшихся в звездных недрах химических элементов состоит и наша Земля, и все живые существа на ней, в том числе люди. Поэтому все мы в определенном смысле дети звезд.

Если бы Вселенная была бесконечна в пространстве и времени, то в любом направлении на луче зрения оказалась бы какая-нибудь звезда. Вся поверхность ночного неба должна была бы представляться ослепительно яркой, подобно поверхности Солнца. Противоречие указанного утверждения с тем, что мы наблюдаем в действительности, называют парадоксом Ольберса — Шезо. Этот парадокс невозможно объяснить в рамках теории стационарной Вселенной. Однако его легко устранить, если учесть, что Вселенная возникла в результате так называемого Большого взрыва и что ее возраст составляет «всего» 13,7 миллиарда лет. Самые далекие объекты, которые мы способны увидеть, находятся от нас на расстоянии не более 13,7 миллиарда световых лет, а свет от более удаленных до нас еще просто не успел дойти к нам (скорость света, как известно, не бесконечна и составляет 300 ООО километров в секунду). Вот почему ночное небо темное.

Земные единицы измерения расстояния не подходят для измерения огромных расстояний между небесными объектами, поэтому в астрономии используют три другие основные единицы измерения. Внутри Солнечной системы обычно пользуются «астрономической единицей» (а. е.), равной среднему расстоянию от Земли до Солнца — 149 600000 километров. По этой измерительной шкале Марс находится на расстоянии 1,52 астрономической единицы от Солнца. Для оценки межзвездных расстояний применяют две единицы измерения: световой год и парсек. Световой год равен расстоянию, которое проходит свет за год, перемещаясь, как известно, со скоростью 300000 километров в секунду. Легко убедиться, что световой год равен приблизительно 9460 миллиардам километров. Например, самая близкая к Солнцу звезда (Проксима Кентавра) расположена от нас на расстоянии примерно 4,2 световых года. Профессиональные астрономы часто пользуются вместо светового года парсеком-. Парсек опред ... Читать дальше »

Звездной величиной называют физическую единицу измерения светимости небесных объектов. Первую попытку классифицировать (занести в каталог) звезды на основании их светимости предпринял греческий астроном Гиппарх Никейский во II веке до нашей эры. Его работу продолжил во II веке нашей эры Клавдий Птолемей. Они разделили звезды на 6 классов. Самые яркие назвали звездами 1-й звездной величины, а 6-ю звездную величину присвоили звездам, еле видимым невооруженным глазом. Приблизительность в делении звезд на классы светимости была преодолена в середине XIX века английским астрономом Норманом Погсоном. Заметив, что разница в светимости между соседними классами составляет примерно 2,5 раза (например, звезда 3-й звездной величины приблизительно в 2,5 раза ярче звезды 4-й звездной величины), а между звездами 1-й и 6-й звездной веичины, которые различаются на 5 звездных величин, существует соотношение светимостей 100 : 1, Погсон установил ... Читать дальше »

Нейтрино — это элементарные частицы, не имеющие электрического заряда. В 1931 году швейцарский физик Вольфганг Паули, высказал предположение об их существовании, а экспериментально оно было доказано в 1956 году. Долгое время считалось, что. нейтрино имеют нулевую массу покоя, однако результаты последних исследований показали, что масса нейтрино, видимо, отлична от нуля, хотя и очень мала (меньше 1/25000 массы электрона). С точки зрения астрофизики нейтрино имеют огромное значение. Они во множестве возникают во время ядерных реакций, идущих в звездах, а потому представляют собой уникальный сверх быстрый вид «транспорта», способный донести к Земле прямую информацию из ядра Солнца. Нейтрино всегда образуются и во время взрыва сверхновой. В космологии считается, что из нейтрино (если их масса не равна нулю) могут состоять целые участки темной материи. С Земли можно обнаружить только те нейтрино, которые образованы в Солнце. Единст ... Читать дальше »

Астрономы способны непосредственно наблюдать только объекты, испускающие электромагнитное излучение, в том числе свет (одно из немногих исключений — нейтрино). Однако значительная часть космического вещества может и сама не излучать света и не освещаться близкой звездой, оставаться совершенно непрозрачной и не отражать никакого излучения (как, например, это происходит с углем). Или, наоборот, быть столь прозрачной, что ее невозможно заметить и при освещении (например, если она состоит из ряда кристаллов, газа или элементарных частиц). В астрономии, а еще чаще в космологии такую материю называют темной. Тем не менее в темной материи происходят некие процессы, поскольку различные формы материи и энергии проявляются во взаимосвязи. Кроме того, масса и гравитационное поле темной материи влияют на движение наблюдаемых небесных объектов — звезд, галактик и их скоплений. Наблюдения сверхновых в далеких галактиках привели астрономов к ... Читать дальше »

В 2003 году с помощью запущенного NASA (Национальным управлением США по аэронавтике и исследованию космического пространства) космического зонда, оснащенного специальной аппаратурой, были проведены измерения температуры фонового микроволнового (реликтового) излучения ,с точностью до миллионной доли градуса. Результаты этих измерений позволили установить, что возраст Вселенной составляет 13,7 миллиарда лет и что формирование первого поколения звезд началось спустя 200 миллионов лет после Большого взрыва.

То, что спектральные линии удаленных галактик всегда кажутся смещенными к красному, обнаружили Мильтон Хьюмейсон и Эдвин Хаббл в первой половине 1920-х годов. Наблюдения, которые затем в 1928 году осуществил Хаббл, были использованы им при формулировании носящего его имя закона, отражающего зависимость скорости удаления галактики от расстояния до нее. Указанное красное смещение интерпретируется как эффект Доплера, вызванный расширением Вселенной, и у этой гипотезы больше всего сторонников. Тем не менее небольшая группа ученых во главе с Хелтоном Арпом считает, что причина этого явления пока еще не вполне ясна. Их доводы основаны на результатах наблюдения некоторых удаленных двойных объектов, кажущихся связанными, но имеющих достаточно разное красное смещение.

 В природе существует и другой тип красного смещения — так называемое гравитационное красное смещение, которое предвидел Альберт Эйнштейн в общей т ... Читать дальше »

В 1844 году философ Огюст Конт (1798— 1857) подыскивал пример такого знания, которое навсегда останется скрытым от человечества. Он остановился на химическом составе далеких звезд и планет. Конт полагал, что человек никогда не посетит их и, не имея на руках образцов вещества, навсегда лишен возможности узнать его состав. Огюст Конт выбрал на редкость неудачный пример. Всего через три года после его смерти выяснилось, что для определения химического состава удаленных объектов можно использовать спектр их излучения. Астрономическая спектроскопия позволила определить состав газовых оболочек планет Солнечной системы, химический состав Солнца, далеких звезд и галактик.

Великий немецкий астроном Иоганн Кеплер (1571 — 1630), открывший законы движения планет, действительно составлял гороскопы для влиятельных лиц. Однако нужно учесть обстоятельства его жизни, значительная часть которой была омрачена скитаниями и бедностью. Вот как он сам оценивал эту сторону своей деятельности: «Конечно, эта астрология — глупая дочка; но, боже мой, куда бы делась ее мать, высоко мудрая астрономия, если бы у нее не было глупенькой дочки. Свет ведь еще гораздо глупее и так глуп, что для пользы своей старой разумной матери глупая дочь должна болтать и лгать. И жалованье математиков так ничтожно, что мать, несомненно, голодала бы, если бы дочь ничего не зарабатывала». О значимости астрологии как науки Кеплер отзывался довольно презрительно: «Астрология есть такая вещь, на которую не стоит тратить времени, но люди в своем невежестве думают, что ею должен заниматься математик». Главное назначение астрологии Кеплер определял так: «Для каждой твари Бог предусмотрел ... Читать дальше »