KONSTELACE
Kolešová Zh. V., učitelka fyziky Městského vzdělávacího ústavu "Střední škola v Burasích"
KONSTELACE
Hvězdná obloha
Vesmír je samozřejmě nekonečný a hvězdy jsou jeho obyvatelstvem. . A hvězdy na obloze září jasně, navždy a my je pozorujeme donekonečna ... Vědec Michail Lomonosov Koneckonců také uvažoval o těchto hvězdách, Sledoval, snil, objevoval a objevoval nové věci ve vědě! Dnes obdivujeme vesmír a studujeme hvězdnou oblohu. Směřujeme svůj pohled ke hvězdám, Díváme se do dálky, studujeme hvězdy.
Hvězdná obloha
V dávných dobách naši předkové rozdělovali hvězdnou oblohu na jasně rozlišitelné kombinace hvězd, které nazývali souhvězdí. Názvy souhvězdí byly spojeny s mýty, jmény bohů, jmény nástrojů a mechanismů.
souhvězdí
Moderní astronomové rozdělují celou oblohu do 88 souhvězdí, jejichž hranice jsou nakresleny ve formě přerušovaných čar podél oblouků nebeských rovnoběžek. názvy souhvězdí a jejich hranice byly stanoveny až ve 30. letech dvacátého století.
Velký vůz
Všemocný bůh Zeus se zamiloval do krásné nymfy Calisto. Aby zachránil Calisto před svou žárlivou manželkou Hérou, proměnil Zeus svou milovanou ve Velký vůz a pozvedl ji do nebe. Spolu s ní se Zeus proměnil v medvěda a jejího oblíbeného psa - to je Ursa Minor
Malý medvěd
Toto souhvězdí je také dobře známé, protože poslední hvězdou v „ocasu“ Malého medvěda je slavná Polárka, hvězda námořníků a cestovatelů. Polární hvězda se nachází téměř vždy na stejném místě, zatímco ostatní hvězdy se kolem ní točí na obloze
Souhvězdí Orionu
V řecké mytologii byl Orion synem bratra Dia Hromovládce – Poseidona. Když Orion vyrostl, stal se z něj skvělý lovec. Bohyně Hera se ale na Oriona rozhněvala za jeho slova, že dokáže porazit jakékoliv zvíře, a poslala na něj Štíra, na jehož jedovaté kousnutí Orion zemřel. Héra vynesla Štíra do nebe. Bohyně Artemis požádala Asclepia, aby Oriona oživil, ale sám Zeus tomu zabránil. Poté Artemis požádala Dia, aby přenesl Oriona na oblohu.
souhvězdí štíra
Héra vynesla Štíra do nebe. Zeus se slitoval nad velkým lovcem a umístil souhvězdí Oriona a Štíra na oblohu tak, aby se lovec mohl vždy dostat pryč od svého pronásledovatele.
Souhvězdí psů (velkých a malých)
se souhvězdím Velký pes související slovní svátky. Faktem je, že kněží starověkého Egypta pečlivě zaznamenali okamžik, kdy začíná povodeň Nilu, a pak letní horko. Sirius, vycházející za úsvitu v červenci (pro severní polokouli), předznamenal začátek nejteplejších dnů léta. V latině zní slovo „pes“ jako „canis“. Období letních veder a odpočinku od zemědělských prací se proto u Římanů nazývalo „dovolená“ – „psí dny“.
Podle jednoho starořeckého mýtu je souhvězdí pojmenováno po menším ze dvou psů Orion, podle jiného - na počest psa Odyssea, který na něj věrně čekal.
Snímek č. 10
Souhvězdí Severní koruny
Krásná Ariadna, unesená Theseem a jím nemilosrdně opuštěná na břehu moře, hlasitě vzlykala a volala do nebe o pomoc. Nakonec se jí zjevil Bacchus, který se do té krásky zamiloval a vzal si ji za manželku. Severní koruna je svatební dar umístěný na obloze.
Snímek č. 11
Souhvězdí Cepheus a Cassiopeia
V dávných dobách měl mýtický etiopský král Kefeus krásnou manželku, královnu Cassiopeiu. Jednou měla tu rozvážnost a předvedla krásu své dcery Andromedy v přítomnosti nereid - bájných obyvatel moře. Závistivé Nereidy si stěžovaly bohu moře Poseidonovi a ten vypustil na břehy Etiopie strašlivé monstrum, které požíralo lidi
Snímek č. 12
Souhvězdí Persea a Andromedy
Cepheus byl na radu věštce nucen dát svou milovanou dceru k sežrání. Připoutal ji řetězy k pobřežní skále a Andromeda začala čekat na její smrt. Ale zachránil ji hrdina Perseus, který přijel na okřídleném koni Pegasovi.
Snímek č. 13
souhvězdí jednorožce
V dávných dobách bojovali jednorožci se lvy o moc. Tyto bitvy by pokračovaly dodnes, kdyby do věci nezasáhli lidé. Někdo řekl, že roh jednorožce léčí všechny nemoci, a začali toto hrdé zvíře chytat. Jednorožec se dovedně bránil a dokázal odolat mnoha lovcům a smečkám psů najednou. Lidé se dozvěděli, že zuřivá šelma ztrácí v přítomnosti dívky bojovného ducha. Přistoupí k ní a položí jí hlavu do klína jako krotké zvíře. Lovci začali na lesní mýtinu posazovat dívku, ke které by se určitě vyklubal krásný bílý jednorožec. Tehdy všichni s křikem vyskočili z křoví a začali udeřit oštěpy...
To pokračovalo, dokud poslední jednorožec nezmizel z povrchu Země. Možná odešel do nebe, aby se odtud s lítostí díval na lidi.
Souhvězdí Jednorožec je pojmenováno po Jednorožci, symbolu čistoty a oddanosti.
Snímek č. 14
souhvězdí žirafa
Souhvězdí Žirafa se na mapách objevilo poměrně nedávno: v roce 1624 německý astronom Jacob Bartsch vytyčil hranice tohoto souhvězdí.
V té době se zvíře žirafa nezvykle dlouhý krk bylo tak exotické zvíře, téměř mýtické, že ho Bartsch umístil na tehdejší mapy oblohy.
snímek 1
snímek 2
snímek 3
snímek 4
snímek 5
snímek 6
Snímek 7
Snímek 8
Snímek 9
Snímek 10
snímek 11
snímek 12
Prezentaci na téma "Hvězdy" si můžete stáhnout zcela zdarma na našem webu. Předmět projektu: Astronomie. Barevné diapozitivy a ilustrace vám pomohou udržet zájem vašich spolužáků nebo publika. Pro zobrazení obsahu použijte přehrávač, nebo pokud si chcete stáhnout report, klikněte na příslušný text pod přehrávačem. Prezentace obsahuje 12 snímků.
Prezentační snímky
snímek 1
hvězdy. Dvojité hvězdy. Pohyb hvězd.
Vytvořila Kirillova Anastasia
snímek 2
Jasnost některých hvězd není konstantní a mění se v určitých časových obdobích – od hodin po týdny nebo dokonce rok. Jasnost proměnné hvězdy lze určit srovnáním s okolními hvězdami, které mají konstantní jasnost. Hlavním důvodem proměnlivé jasnosti je změna velikosti hvězdy v důsledku její nestability. Nejznámější jsou pulzující hvězdy třídy Cepheid, pojmenované podle svého prototypu, hvězdy Delta Cephei. Jsou to žlutí veleobri, kteří každých pár dní nebo týdnů pulzují a v důsledku toho mění svůj jas.
snímek 3
Význam takových hvězd pro astronomy spočívá v tom, že jejich perioda pulsace přímo souvisí s jasností: nejjasnější cefeidy mají nejdelší periodu pulsací. Pozorováním periody pulsace cefeid lze tedy přesně určit jejich jasnost. Porovnáním vypočtené jasnosti s jasností hvězdy při pohledu ze Země můžeme určit, jak daleko je od nás. Cefeidy jsou poměrně vzácné. Nejpočetnějším typem proměnných hvězd jsou červení obři a veleobri; všechny jsou do určité míry variabilní, ale nemají tak jasnou periodicitu jako cefeidy. Nejznámějším příkladem těkavého červeného obra je Ceti omicron, známý jako Mira. Změny u některých červených proměnných hvězd, jako je veleobra Betelgeuse, nemají žádnou pravidelnost.
snímek 4
Zákrytové dvojhvězdy patří ke zcela jinému typu proměnných hvězd. Skládají se ze dvou hvězd se vzájemně propojenými drahami; jeden z nich od nás periodicky uzavírá druhý. Pokaždé, když jedna hvězda zastíní druhou, světlo, které vidíme ze soustavy hvězd, zeslábne. Nejznámější z nich je hvězda Algol, nazývaná také Beta Perseus.
snímek 5
Největší dojem vyvolávají proměnné hvězdy, jejichž jas se náhle a často velmi silně mění. Říká se jim novy a supernovy. Předpokládá se, že novou hvězdou jsou dvě blízko sebe umístěné hvězdy, z nichž jedna je bílý trpaslík. Plyn z jiné hvězdy je odtažen bílým trpaslíkem, exploduje a světlo hvězdy se na chvíli tisíckrát zvětší. Když nová hvězda exploduje, nezhroutí se. Výbuchy některých nových byly pozorovány více než jednou a je možné, že se po nějaké době znovu objeví nové. Novae jsou často první, koho si amatérští astronomové všimnou. Ještě velkolepější jsou supernovy – nebeská kataklyzmata, která znamenají smrt hvězdy. Když supernova exploduje, rozpadne se na kusy a ukončí svou existenci, přičemž na chvíli bliká milionkrát silněji než běžné hvězdy. Tam, kde dojde k výbuchu supernovy, se trosky z hvězdy nechávají létat ve vesmíru, jako například v Krabí mlhovině v souhvězdí Býka a v Závojové mlhovině v souhvězdí Labutě.
snímek 6
Supernovy jsou dvojího druhu. Jedním z nich je výbuch bílého trpaslíka v dvojhvězdě. Jiný typ je, když se hvězda mnohonásobně větší než Slunce stane nestabilní a exploduje. Poslední supernova v naší galaxii byla pozorována v roce 1604, další supernova vybuchla a byla viditelná pouhým okem ve Velkém Magellanově mračnu v roce 1987.
Snímek 7
dvojité hvězdy
Slunce je jedna hvězda. Někdy se ale dvě nebo více hvězd nacházejí blízko sebe a obíhají jedna kolem druhé. Říká se jim dvojité nebo vícenásobné hvězdy. V Galaxii je jich spousta. Takže hvězda Mizar v souhvězdí Velké medvědice má satelit - Alcor. V závislosti na vzdálenosti mezi nimi se dvojhvězdy obíhají kolem sebe rychle nebo pomalu a doba revoluce se může pohybovat od několika dnů až po mnoho tisíc let. Některé dvojhvězdy jsou otočeny k Zemi okrajem roviny své oběžné dráhy, pak jedna hvězda pravidelně zastiňuje druhou. Zároveň slábne celkový jas hvězd. Vnímáme to jako změnu jasnosti hvězdy. Například „ďábelská hvězda“ Algol v souhvězdí Persea je od starověku známá jako proměnná hvězda. Každých 69 hodin – taková je perioda revoluce hvězd v této dvojhvězdné soustavě – dochází k zákrytu jasnější hvězdy jejím chladným a méně jasným sousedem. Ze Země je to vnímáno jako pokles její lesku. O deset hodin později se hvězdy rozcházejí a jas systému je opět maximální.
Snímek 8
Dvojhvězdy jsou dvě (někdy i tři nebo více) hvězd obíhající kolem společného těžiště. Existují různé dvojhvězdy: v páru jsou dvě podobné hvězdy, ale existují různé hvězdy (zpravidla se jedná o červeného obra a bílého trpaslíka). Ale bez ohledu na jejich typ jsou tyto hvězdy nejvhodnější ke studiu: na rozdíl od běžných hvězd u nich můžete analýzou jejich interakce zjistit téměř všechny parametry, včetně hmotnosti, tvaru oběžných drah, a dokonce přibližně zjistit vlastnosti hvězd jim blízkých. Tyto hvězdy mají zpravidla díky vzájemné přitažlivosti poněkud protáhlý tvar. Mnoho takových hvězd objevil a studoval na začátku našeho století ruský astronom S. N. Blažko. Přibližně polovina všech hvězd v naší Galaxii patří do binárních systémů, takže dvojhvězdy obíhající kolem sebe jsou velmi častým jevem.
Snímek 9
Dvojhvězdy drží pohromadě vzájemná gravitace. Obě hvězdy dvojhvězdy rotují po eliptických drahách kolem určitého bodu ležícího mezi nimi a nazývaného těžiště těchto hvězd. Ty lze považovat za opěrné body, pokud si člověk představí hvězdy sedící na dětské houpačce, každou na svém vlastním konci prkna položeného na kládě. Čím dále jsou hvězdy od sebe, tím déle trvají jejich dráhy na oběžné dráze. Většina dvojhvězd je příliš blízko u sebe, než aby je bylo možné vidět jednotlivě i těmi nejvýkonnějšími dalekohledy. Pokud je vzdálenost mezi partnery dostatečně velká, lze oběžnou dobu měřit v letech a někdy i na celé století nebo i více. Dvojhvězdy, které lze vidět samostatně, se nazývají viditelné dvojhvězdy.
Snímek 10
snímek 11
Pohyb hvězd.
Na obloze jsou zeměpisná délka a šířka analogické rektascenci a deklinaci. Rektascenze začíná v bodě, kde Slunce každý rok protíná nebeský rovník severním směrem. Tento bod, nazývaný jarní rovnodennost, je nebeským protějškem Greenwichského poledníku na Zemi. Rektascenze se měří na východ od jarní rovnodennosti v hodinách, od 0 do 24. Každá hodina rektascenze je rozdělena do 60 minut a každá minuta je rozdělena do 60 sekund. Deklinace je definována ve stupních na sever a na jih od nebeského rovníku, od 0 na rovníku do +90° na severním nebeském pólu a do -90° na jižním nebeském pólu. Nebeské póly jsou přímo nad zemskými póly a nebeský rovník probíhá přímo nad hlavou při pohledu ze zemského rovníku. Polohu hvězdy nebo jiného objektu lze tedy přesně určit rektascenzí a deklinací, stejně jako souřadnicemi bodu na povrchu Země. Na hvězdných mapách této knihy jsou zakresleny mřížky v hodinách rektascenze a stupně deklinace.
snímek 12
Vesmírní kartografové však čelí dvěma problémům, které pozemní kartografové neřeší. Nejprve se každá hvězda pohybuje pomalu vzhledem k okolním hvězdám (správný pohyb hvězdy). Až na pár výjimek, jako je Barnardova hvězda, je tento pohyb tak pomalý, že jej lze určit pouze pomocí speciálních měření. Po mnoha tisících letech však tento pohyb povede k úplná změna skutečného tvaru souhvězdí, některé hvězdy se přesunou do sousedních souhvězdí. Jednoho dne budou muset astronomové revidovat moderní nomenklaturu hvězd a souhvězdí. Druhým problémem je, že se celková mřížka posouvá kvůli kolísání Země ve vesmíru, kterému se říká precese. To vede k tomu, že nulový bod rektascenze provede úplnou revoluci na obloze za 26 000 let. Souřadnice všech bodů na obloze se postupně mění, proto se obvykle uvádějí souřadnice nebeských objektů k určitému datu.
Tato prezentace je určena pro vychovatele logopedických kroužků na téma „Seznámení s prostorem“. Je uveden pojem Mléčná dráha, hvězdy a souhvězdí, jak najít Polárku, co je Slunce a jeho charakteristické rysy od všech hvězd a také jsou uvedeny verše o hvězdách a souhvězdích.
Stažení:
Náhled:
Chcete-li používat náhled prezentací, vytvořte si účet Google (účet) a přihlaste se: https://accounts.google.com
Popisky snímků:
Souhvězdí a hvězdy Rožková Lidia Nikolaevna v nemocnici GBDOU č. 58, Petrohrad
V temné noci bez mráčku na obloze můžete vidět světlý stříbřitý pruh - Toto je Mléčná dráha. Všechny hvězdy a souhvězdí jsou zde. Tvoří systém zvaný Galaxie. Naše sluneční soustava se také nachází v Mléčné dráze. Nezapomeňte se podívat na oblohu, abyste viděli Mléčnou dráhu. Ale touto cestou se nikam nedostaneme. Jen je tu příliš mnoho hvězd, jako by se cesta Oblažení táhla napříč, Všechny cesty jsou krásnější!
Hvězdy jsou hořící svítící nebeská tělesa. Hvězdy se liší teplotou, velikostí a jasem.
Souhvězdí Velké a Malé medvědice Mezi hvězdami na obloze se v noci potulují medvědi. U Velkého vozu V tlapách naběračka září; Podívejte se blíže na temnou noc - Nedaleko uvidíte svou dceru. Co dělá tento pár hvězdných medvědů nad střechou?
Velký vůz je velké souhvězdí na obloze. Sedm jasných hvězd Velkého vozu tvoří postavu připomínající vědro. Každá hvězda tohoto vědra má jméno.
Malý medvěd Souhvězdí Malý medvěd se také nazývá Malý vůz. Toto vědro je mnohem menší než vědro Velkého vozu a ze Země je méně viditelné. Nejjasnější hvězdou v souhvězdí Malé medvědice je Polárka. Je poslední v rukojeti malého vědra.
Polárka je nejjasnější v souhvězdí Malé medvědice. Nachází se poblíž severního světového pólu a svou polohu nemění. Hvězda vždy ukazuje na sever. polární hvězda
Jak najít Polárku? Abyste ji našli, musíte nejprve najít souhvězdí Velké medvědice. Potom v duchu nakreslete linii nahoru skrz dvě hvězdy "stěny" kýble, naproti "rukojeti". Pokud na této čáře dáme stranou pět vzdáleností mezi hvězdami "stěny" kbelíku, najdeme Polární hvězdu.
Cape Polar Star S tebou se neztratíme - Koneckonců je to pro nás jako maják. Cestovatel, námořník a veselí turisté S ním rychle najdou cestu. Ztraceno - ne jídlo, rychle hledej tu hvězdu. V nejtemnějším houští se nám ukáže i Sever!
Slunce Typická hvězda, která se nám zdá obrovská. ale je to proto, že je blíže k Zemi než jiné větší hvězdy. Slunce je jediná hvězda, kterou lze během dne vidět. Ale nemůžete se dívat přímo do slunce. Slunce nám dává světlo a teplo, a to je život. Všechny planety sluneční soustavy obíhají kolem Slunce.
Sun No, no, wow! Naše Slunce je jen hvězda. Horká červená koule se okamžitě promění v páru, když se přiblížíš, a nenajdeš zde žádné stopy. Ale nemůžeme žít bez Slunce, Dává život, přátelé. Svítí a hřeje, stává se to velmi láskyplně. Sedí jako na trůnu, Ve své zlaté koruně!
K tématu: metodologický vývoj, prezentace a poznámky
Rozvoj pěveckých schopností nadaných předškoláků v projektu „Rozsvěcujeme hvězdy“
Rozvoj pěveckých schopností nadaných předškoláků v projektu „Rozsvěcujeme hvězdy“ z pracovních zkušeností Zpěv je pro děti jedním z nejoblíbenějších druhů hudebních aktivit, který jim může dát velmi ...
Svátek věnovaný 8. březnu „Rozsvítím hvězdy na nebi“ (pro starší předškolní věk)
Party je pro 2 skupiny. mateřská školka(starší a přípravný). Základem svátku jsou tance národů světa....
Esej o astronomii na toto téma
"Jaké jsou hvězdy" Dokončeno:
Žák 11 B třídy
Ikonnikova Jekatěrina
Učitel:
Sharova Světlana Vladimirovna
1. Úvod Po staletí bylo jediným zdrojem informací o hvězdách a vesmíru pro astronomy viditelné světlo. Při pozorování pouhým okem nebo pomocí dalekohledů využívali jen velmi malého intervalu vln z celé řady elektromagnetického záření vyzařovaného nebeskými tělesy. Astronomie se proměnila od poloviny našeho století, kdy jí pokrok fyziky a techniky poskytl nové přístroje a nástroje, které jí umožňují provádět pozorování v nejširším rozsahu vlnových délek – od metrových rádiových vln až po gama záření, kde jsou vlnové délky miliardtiny milimetru. To způsobilo rostoucí tok astronomických dat. Ve skutečnosti jsou všechny hlavní objevy posledních let výsledkem moderní vývoj nejnovější oblasti astronomie, která se nyní stala vševlnnou. Již od počátku 30. let, jakmile vznikly teoretické představy o neutronových hvězdách, se očekávalo, že by se měly projevit jako kosmické zdroje rentgenového záření. Tato očekávání byla po 40 letech oprávněná. kdy byly objeveny výbuchy a bylo možné prokázat, že jejich záření se rodí na povrchu horkých neutronových hvězd. Ale první objevené neutronové hvězdy stále nebyly výbuchy, ale pulsary, které se ukázaly – zcela nečekaně – jako zdroje krátkých pulzů rádiové emise, které následují jeden po druhém s úžasně přísnou periodicitou.
2. Objev V létě 1967 byl na University of Cambridge (Anglie) uveden do provozu nový radioteleskop speciálně postavený E. Hewishem a jeho spolupracovníky pro jeden pozorovací úkol - studium scintilací kosmických rádiových zdrojů. Nový radioteleskop umožnil pozorovat velké plochy oblohy.
První zřetelná série periodických pulzů byla zaznamenána 28. listopadu 1967 postgraduálním studentem Cambridgeské skupiny. Impulzy následovaly jeden za druhým s jasně udržovanou periodou 1,34 s. Existoval předpoklad o mimozemské civilizaci – ukázalo se, že je to nemožné. Ukázalo se, že zdrojem záření jsou přirozená nebeská tělesa.
První publikace Cambridgeské skupiny se objevila v únoru 1968 a již v ní jsou neutronové hvězdy zmíněny jako pravděpodobní kandidáti na roli zdrojů pulzujícího záření.
Existují hvězdy, nazývané cefeidy, s přísně periodickými variacemi jasnosti. Ale před pulsary nikdy neexistovala hvězda s tak krátkou periodou jako první "cambridgeský" pulsar.
3. Typy hvězd Hvězdy jsou novorozené, mladé, ve středním věku a staré. Neustále se tvoří nové hvězdy a ty staré neustále umírají.
Nejmladší jsou proměnné hvězdy, jejich svítivost se mění, protože ještě nedosáhly stacionárního režimu existence. Když začne jaderná fúze, protohvězda se změní v normální hvězdu.
a) normální hvězdy
Všechny hvězdy jsou v podstatě jako naše Slunce: jsou to obrovské koule velmi horkého svítícího plynu. Rozdíl je v barvě. Tady je
hvězdy jsou spíše načervenalé nebo namodralé než žluté.
Kromě toho se hvězdy liší jak jasem, tak brilancí. Proč se hvězdy tolik liší svou jasností? Ukazuje se, že vše závisí na hmotnosti hvězdy.
Množství hmoty obsažené v konkrétní hvězdě určuje její barvu a brilanci a také to, jak se mění svítivost v čase.
b) Obři a trpaslíci
Nejhmotnější hvězdy jsou zároveň nejžhavější a nejjasnější. Vypadají bílé nebo modré. Naproti tomu hvězdy s malou hmotností jsou vždy matné a jejich barva je načervenalá.
Mezi velmi jasnými hvězdami na naší obloze jsou však červené a oranžové.
Hvězdy jsou obři a trpaslíci v různých fázích svého života a obr se může nakonec proměnit v trpaslíka, když dosáhne „stáří“. c) Životní cyklus hvězdy
Obyčejná hvězda, jako je Slunce, uvolňuje energii přeměnou vodíku na helium v jaderné peci v jejím samotném jádru.
Poté, co hvězda spotřebovává vodík, dochází uvnitř hvězdy k velkým změnám. Vodík začne vyhořet. V důsledku toho se velikost samotné hvězdy dramaticky zvětšuje.
Hvězdy skromnější velikosti, včetně Slunce, se na konci života naopak zmenšují a mění se v bílé trpaslíky. Poté prostě zmizí.
d) Hvězdokupy
Zdá se, že téměř všechny hvězdy se rodí ve skupinách, ne jednotlivě. Hvězdokupy jsou zajímavé nejen pro vědecké studium
výjimečně krásné jako fotografické předměty. Existují dva typy hvězdokup: otevřené a kulové. V otevřené hvězdokupě je vidět každá hvězda: kulové hvězdokupy jsou jako koule.
e) Otevřené hvězdokupy Nejznámější otevřenou hvězdokupou jsou Plejády nebo Sedm sester v souhvězdí Býka. Celkový počet hvězd v této hvězdokupě je někde mezi 300 a 500 a všechny jsou v oblasti o průměru 30 světelných let a 400 světelných let od nás. Plejády jsou typickou otevřenou hvězdokupou.
Mezi otevřenými hvězdokupami je mnohem více mladých než starých. ve starších hvězdokupách se hvězdy od sebe postupně vzdalují.
Některé hvězdné skupiny drží tak slabě pohromadě, že se jim neříká shluky, ale hvězdné asociace.
Mraky, ve kterých se tvoří hvězdy, jsou soustředěny v disku naší Galaxie.
f) Kulové hvězdokupy
Na rozdíl od otevřených jsou kulové hvězdokupy koule. hustě naplněné hvězdami.
V hustě zaplněných centrech těchto hvězdokup jsou hvězdy tak blízko u sebe, že je k sobě vzájemná gravitace váže a tvoří kompaktní dvojhvězdy.
Kulové hvězdokupy se od sebe nepohybují, protože jsou v nich hvězdy
sedí velmi pevně. Kulové hvězdokupy jsou pozorovány nejen kolem naší Galaxie, ale také kolem jiných galaxií jakéhokoli druhu.
g) Pulzující proměnné hvězdy Některé z pravidelnějších proměnných hvězd pulsují, stahují se a znovu expandují. Nejznámějším typem takových hvězd jsou cefeidy. Tohle jsou superobří hvězdy. Při pulsaci cefeidy se mění její plocha i teplota, což způsobuje celkovou změnu její jasnosti.
h) Záblesky hvězd
Magnetické jevy na Slunci jsou příčinou slunečních skvrn a slunečních erupcí. U některých hvězd dosahují takové výbuchy obrovských rozměrů. Tyto záblesky světla nelze předem předvídat a trvají jen několik minut.
i) Dvojité hvězdy
Přibližně polovina všech hvězd v naší Galaxii patří do dvojhvězd, takže dvojhvězdy jsou velmi častým jevem.
Dvojhvězdy drží pohromadě vzájemná gravitace. Obě hvězdy dvojhvězdy rotují po eliptických drahách kolem určitého bodu. Dvojhvězdy, které lze vidět samostatně, se nazývají viditelné dvojhvězdy.
j) Objev dvojhvězd Nejčastěji jsou dvojhvězdy určovány buď neobvyklým pohybem jasnější z nich, nebo jejich kombinovaným spektrem. Pokud hvězda na obloze pravidelně osciluje, znamená to, že má neviditelného partnera. Pak říkají, že je to astrometrická dvojhvězda. Pokud je jedna z hvězd mnohem jasnější než druhá, její světlo bude dominovat. Studium dvojhvězd
toto je jediný přímý způsob výpočtu hvězdných hmotností.
k) Zavřete dvojhvězdy
V systému blízko sebe umístěných dvojhvězd mají vzájemné gravitační síly tendenci každou z nich natáhnout a dát jí tvar hrušky. Pokud je gravitace dostatečně silná, nastává kritický okamžik, kdy hmota začne odtékat od jedné hvězdy a padá na druhou. Materiál z obou hvězd se mísí a spojuje do koule kolem dvou hvězdných jader.
Jedna hvězda se roztáhne tak, že vyplní její dutinu
, to znamená, že vnější vrstvy hvězdy jsou nafouknuté až do okamžiku, kdy její materiál začne být zachycován jinou hvězdou, která se řídí její gravitací. Tato druhá hvězda je bílý trpaslík.
m) Neutronové hvězdy
Hustota neutronových hvězd dokonce převyšuje hustotu bílých trpaslíků. Kromě neslýchané obrovské hustoty mají neutronové hvězdy ještě dvě zvláštní vlastnosti – jsou to rychlá rotace a silné magnetické pole.
m) Pulsary
První pulsary byly objeveny v roce 1968. Některé pulsary vyzařují více než jen rádiové vlny. ale také světlo, rentgenové záření a gama záření.o) Rentgenové dvojhvězdy
V Galaxii bylo nalezeno nejméně 100 výkonných zdrojů rentgenového záření. Podle astronomů by rentgenovou emisi mohla způsobit hmota dopadající na povrch malé neutronové hvězdy.
o) Supernovy
Katastrofická exploze, která ukončí život masivní hvězdy, je skutečně velkolepou událostí. Zbytky explodované hvězdy odlétají rychlostí až 20 000 km za sekundu.
Takové grandiózní hvězdné exploze se nazývají supernovy. Supernovy jsou poměrně vzácné.
p) Supernova – smrt hvězdy
Masivní hvězdy končí svůj život při explozích supernov. To ale není jediný způsob, jak takové exploze spustit. Jen asi čtvrtina všech supernov se objeví tímto způsobem.
Snímek č. 10
Jak fungují jiné supernovy, zatím není jasné, že začínají jako bílí trpaslíci v binárních systémech. Pak následuje výbuch supernovy a celá hvězda se zdá být navždy zničena. Supernova si zachová svůj maximální jas pouze asi měsíc a poté neustále slábne. Zbytky supernovy jsou jedním z nejsilnějších zdrojů rádiových vln na naší obloze.c) Krabí mlhovina
Jedna z nejznámějších zbytků supernovy, Krabí mlhovina, tato mlhovina je pozůstatkem supernovy, kterou v roce 1054 pozorovali a popsali čínští astronomové. Má oválný tvar se zubatými okraji. Vlákna světelného plynu připomínají síť přehozenou přes díru. Když si astronomové uvědomili, že pulsary jsou neutrony supernov, bylo jim jasné, že právě v takových zbytcích, jako je Krabí mlhovina, potřebují hledat pulsary.
Snímek č. 11
4. Kvalitativní charakteristiky hvězdy) Svítivost
Hvězdy se velmi liší svou svítivostí. Existují bílé a modré veleobří hvězdy. Většina hvězd jsou ale „trpaslíci“, jejichž svítivost je mnohem menší než u Slunce.
b) Teplota
Teplota určuje barvu hvězdy a její spektrum. Velmi horké hvězdy jsou bílé nebo namodralé barvy.
c) Spektrum hvězd
Mimořádně bohaté informace poskytuje studium spekter hvězd.
Dalším charakteristickým znakem hvězdných spekter je přítomnost obrovského množství absorpčních čar patřících různým prvkům. Jemná analýza těchto čar umožnila získat zvláště cenné informace o povaze vnějších vrstev hvězd.
d) Chemické složení hvězd
Chemické složení vnějších vrstev hvězd se vyznačuje úplnou převahou vodíku. Na druhém místě je helium a množství ostatních prvků je poměrně malé.
Snímek č. 12
e) Poloměr hvězd Energii vyzařovanou prvkem povrchu hvězdy o jednotkové ploše v jednotkách času určuje Stefan-Bolyshanův zákon. Povrch hvězdy je 4 R2. Svítivost je tedy: Pokud tedy známe teplotu a svítivost hvězdy, můžeme vypočítat její poloměr.
f) Hmotnost hvězd
Astronomie v podstatě neměla a v současnosti nemá metodu přímého a nezávislého určování hmotnosti. A to je poměrně závažný nedostatek naší vědy o vesmíru.
5. Zrození hvězd
Moderní astronomie má velké množství argumentů ve prospěch tvrzení, že hvězdy vznikají kondenzací mračen plynoprachového mezihvězdného prostředí. Proces tvorby hvězd z tohoto média pokračuje i v současnosti.
Podle radioastronomických pozorování se mezihvězdný plyn soustřeďuje především ve spirálních ramenech galaxií. Ústředním bodem problému evoluce hvězd je otázka zdrojů jejich energie.
Snímek č. 13
Pokroky v jaderné fyzice umožnily vyřešit problém zdrojů hvězdné energie. Takovým zdrojem jsou termonukleární fúzní reakce probíhající v nitru hvězd při velmi vysoké teplotě, která tam panuje.6. Evoluce hvězd
Protohvězdy potřebují relativně málo času, aby prošly nejranější fází svého vývoje.
V roce 5966 bylo zcela nečekaně možné pozorovat protohvězdy v raných fázích jejich vývoje. Byly objeveny jasné, extrémně kompaktní zdroje. Byla vyslovena hypotéza, že toto „vhodné“ jméno je „mysterium“.
Zdrojem "tajemství" jsou gigantické, přírodní kosmické masery. Je to v maserech (a dál
optické a infračervené frekvence - u laserů) je v linii dosaženo obrovské jasnosti
a jeho spektrální šířka je malá. Zesílení záření je možné v prostředí, ve kterém se šíří
záření, nějakým způsobem „aktivované“. To znamená, že některé
"třetí" zdroj energie (tzv. "čerpání") dělá koncentraci atomů
nebo molekuly na začátku jsou abnormálně vysoké. Bez neustále
provozní "pumpování" nebo laser nejsou možné. S největší pravděpodobností dostatečně silné infračervené záření slouží jako „pumpa“.
Snímek č. 14
Jakmile je hvězda na hlavní sekvenci a přestane hořet, vyzařuje dlouhou dobu prakticky beze změny své polohy na diagramu spektra-svítivosti. Jeho záření je podporováno termonukleárními reakcemi.
Doba setrvání hvězdy na hlavní posloupnosti je určena její počáteční hmotností.
K „vyhoření“ vodíku dochází pouze v centrálních oblastech hvězdy.
Co se stane s hvězdou, když všechen vodík v jejím jádru „shoří“. Jádro hvězdy se začne zmenšovat a jeho teplota vzroste. Vzniká velmi hustá horká oblast skládající se z helia. Hvězda jakoby „nabobtná“ a začne „sestupovat“ z hlavní sekvence a přesune se do oblasti červených obrů. Dále se ukazuje, že obří hvězdy s nižším obsahem těžkých prvků budou mít při stejné velikosti vyšší svítivost.
co je hvězda? Vzešli nad dinosaury, nad velké zalednění, nad egyptské pyramidy. Tytéž hvězdy ukazovaly cestu k fénickým mořeplavcům a Kolumbovým karavelám, uvažovaly o stoleté válce a výbuchu jaderné bomby v Hirošimě shora. Někteří lidé v nich viděli oči bohů a bohů samotných, jiní - stříbrné hřeby zaražené do křišťálové kopule nebes, jiní - otvory, kterými proudí nebeské světlo.
"Tento vesmír, stejný pro všechny, nebyl stvořen žádným z bohů, žádným z lidí, ale vždy to byl, je a bude věčně živý oheň, který neustále plápolá, odměřeně mizí." (Hérakleitos z Efesu) Hérakleitos z Efesu (nar. kolem př. n. l., smrt neznámá)
Máme štěstí – žijeme v relativně klidné oblasti vesmíru. Možná právě kvůli tomu vznikl a existuje život na Zemi během tak obrovského (na lidské poměry) časového období. Ale z hlediska studia hvězd tato skutečnost vyvolává pocit mrzutosti. Po mnoho parseků v okolí jsou jen slabá a nevýrazná svítidla podobná našemu Slunci. A všechny vzácné typy hvězd jsou velmi daleko. Zřejmě proto zůstávala rozmanitost světa hvězd lidskému oku tak dlouho skryta.
Hlavními charakteristikami hvězdy jsou její radiační výkon, hmotnost, poloměr, teplota a chemické složení atmosféry. Se znalostí těchto parametrů lze vypočítat stáří hvězdy. Tyto parametry se liší ve velmi širokém rozmezí. Navíc jsou vzájemně propojené. Hvězdy s nejvyšší svítivostí mají největší hmotnost a naopak.
Měření z hvězd. Zářit První, čeho si člověk při pozorování noční oblohy všimne, je rozdílná jasnost hvězd. Zdánlivá jasnost hvězd se odhaduje ve hvězdných magnitudách. Viditelný lesk je snadno měřitelná, důležitá, ale zdaleka ne vyčerpávající charakteristika. Abyste mohli určit sílu záření hvězdy - svítivost, musíte znát vzdálenost k ní.
Vzdálenosti ke hvězdám Vzdálenost ke vzdálenému objektu lze určit, aniž byste jej fyzicky dosáhli. Je nutné změřit směry k tomuto objektu ze dvou konců známého segmentu (základny) a poté vypočítat rozměry trojúhelníku tvořeného konci segmentu a vzdáleným objektem. To lze provést, protože v trojúhelníku je známa jedna strana (základna) a dva sousední úhly. Při měření na Zemi se tato metoda nazývá triangulace.
Čím větší základ, tím přesnější je výsledek měření. Vzdálenosti ke hvězdám jsou velké, takže délka základny musí přesahovat rozměry zeměkoule, jinak bude chyba měření větší než naměřená hodnota. Pokud provedete dvě pozorování stejné hvězdy s odstupem několika měsíců, ukáže se, že ji zvažuje z různých bodů zemské oběžné dráhy - a to už je slušný základ.
Směr hvězdy se změní: mírně se posune na pozadí vzdálenějších hvězd a galaxií. Toto posunutí se nazývá paralaxa a úhel, o který se hvězda posunula na nebeské sféře, se nazývá paralaxa. Z geometrických úvah je zřejmé, že se přesně rovná úhlu, pod kterým by byly tyto dva body zemské oběžné dráhy vidět ze strany hvězdy, a závisí jak na vzdálenosti mezi body, tak na jejich orientaci v prostoru.
Svítivost Když byly měřeny vzdálenosti k jasným hvězdám, ukázalo se, že mnohé z nich byly mnohem svítivější než Slunce. Pokud se svítivost Slunce bere jako jedna, pak například výkon záření 4 nejjasnějších hvězd na obloze, vyjádřený svítivostí Slunce, bude: Sirius 22L Canopus 4700L Arcturus 107L Vega 50L
Barva a teplota Jednou ze snadno měřitelných charakteristik hvězdy je barva. Tak jako žhavý kov mění svou barvu v závislosti na stupni zahřátí, tak barva hvězdy vždy udává její teplotu. V astronomii se používá absolutní teplotní stupnice, jejíž krok je jeden kelvin - stejně jako v nám známé Celsiově stupnici a začátek stupnice je posunut o -273.
Harvardská spektrální klasifikace Spektrální třída Efektivní teplota, K Barva O Modrá B Modrobílá B Bílá F Žlutobílá G Žlutá K Oranžová M Červená
Nejžhavější hvězdy jsou vždy modré a bílé, méně horké jsou nažloutlé a nejchladnější jsou načervenalé. Ale i ty nejchladnější hvězdy mají teplotu 2-3 tisíce kelvinů – teplejší než jakýkoli roztavený kov. O - hypergiants (hvězdy nejvyšší svítivosti); Ia světlé veleobry; Ib - slabší supergianti; II jasní obři; III normální obři; IV podobři; V trpaslíci (hvězdy hlavní posloupnosti).
Velikosti hvězd Jak zjistit velikost hvězdy? Měsíc přichází na pomoc astronomům. Pomalu se pohybuje na pozadí hvězd a „blokuje“ světlo, které od nich vychází. Přestože je úhlová velikost hvězdy extrémně malá, Měsíc ji nezakryje okamžitě, ale po dobu několika setin nebo tisícin sekundy. Doba trvání procesu snižování jasnosti hvězdy, když je pokryta Měsícem, určuje úhlovou velikost hvězdy. A když známe vzdálenost ke hvězdě, je snadné získat její skutečné rozměry z úhlové velikosti.
Měření ukázala, že nejmenší hvězdy pozorované v optických svazcích – takzvaní bílí trpaslíci – mají průměr několik tisíc kilometrů. Rozměry těch největších – červených veleobrů – jsou takové, že pokud by bylo možné umístit podobnou hvězdu na místo Slunce, většina planet sluneční soustavy by byla uvnitř ní.
Hmotnost hvězdy Nejdůležitější vlastností hvězdy je její hmotnost. Čím více hmoty je shromážděno do hvězdy, tím vyšší je tlak a teplota v jejím středu, a to určuje téměř všechny ostatní vlastnosti hvězdy, stejně jako rysy její životní dráhy. Přímé odhady hmotnosti lze provádět pouze na základě zákona univerzální gravitace.
Analýza nejdůležitější vlastnosti hvězdy, jejich vzájemným srovnáním, vědci dokázali zjistit, co je pro přímá pozorování nepřístupné: jak jsou hvězdy uspořádány, jak se tvoří a mění během života, v co se mění, protože mají plýtvání energetickými rezervami.
Rovnováha ve hvězdě. Tíhová síla horních vrstev je vyrovnávána tlakem plynu, který roste od periferie ke středu. Graf ukazuje závislost tlaku (p) na vzdálenosti do středu (R) Hvězdy nezůstanou navždy stejné, jak je vidíme nyní. Ve vesmíru se neustále rodí nové hvězdy a staré umírají.
Hvězda vyzařuje energii generovanou v jejích hlubinách. Teplota ve hvězdě je rozložena takovým způsobem, že v kterékoli vrstvě se v každém okamžiku energie přijatá z vrstvy pod ní rovná energii dané vrstvě nad ní. Kolik energie se tvoří ve středu hvězdy, stejné množství musí vyzářit její povrch, jinak dojde k narušení rovnováhy. K tlaku plynu se tedy přičte tlak záření.
Diagram Hertzsprung - Ressell Koncem XIX - začátkem XX století. Fotografické metody vstoupily do astronomie kvantitativní hodnocení zdánlivý jas hvězd a jejich barevné charakteristiky. V roce 1913 porovnal americký astronom Henry Ressell svítivost různých hvězd s jejich spektrálními typy. Na diagramu spektra-svítivosti zakreslil všechny hvězdy se známými vzdálenostmi v té době.
