Заря

Область образования звезд в Большом Магеллановом Облаке. NASA / ESA image. [thumb=left]https://mir-prekrasen.net/uploads/posts/2011-02/1297875476_2%28Hubble%29.jpeg[/thumb] Бетельгейзе. фото с телескопа Хаббл Зори, также Звезды (греч.) – гигантские раскаленные, самосветящиеся небесные тела, в недрах которых происходят (происходили) термоядерные реакции. Солнце – одна из звезд, причем средняя по своим размерам и светимости. По своим характеристикам звезды разнообразны. Различают звезды: великаны и карлики, одинокие, двойные и кратные, затемнено-кратные, переменные звезды и новые.
Появление мореплавания и полеводства повлекла обожания звезд. Уже в древности люди объединили группы звезд в созвездия и дали им названия людей (по специальности и т.п.), животных, растений и вещей. Немало названий созвездий и звезд связано с греческой мифологией. Александрийские ученые в 3 ст. до н. э возвели в определенную систему представления античности о созвездиях, дали им названия, сохранившиеся до нашего времени. Большая Медведица связана с мифом о Каллисто; Возничий – кучер Эномая Миртил; Волопас – Триптолем, взятый на небо. Созвездие Девы связан с мифом о несчастье дочери Икария или с мифом о Астрею, оставившей землю. Созвездию Геркулеса, Гиад, Дельфина имеют отношение к мифа о Ариона или Диониса и тирренских разбойников, известные созвездия Дракона – до Ладона, который сторожил сад Гесперид, Змееносца – до Асклепия. Кассиопея, Цефей, Персей, Андромеда – группа созвездий, связанных с мифом о Персее и Андромеде, Корабль Арго – с мифом об аргонавтах. Млечный путь связывали с мифами о дороге с Олимпа на землю или с разлитым молоком Геры; Орион – охотник, которого убила Артемида; Пегас – крылатый конь Беллерофонта; Плеяды – дочери Атланта.
Сейчас достаточно развитой и наиболее вероятна следующая теория эволюции звезд:


Определение расстояния до ближайших звезд
[thumb=left]https://mir-prekrasen.net/uploads/posts/2011-02/1297875457_3%D0%9F%D0%B0%D1%80%D1%81%D0%B5%D0%BA.png[/thumb] Вследствие годового движения Земли по орбите близкие звезды немного смещаются относительно далеких, фактически «неподвижных» звезд. За год близка заря описывает на небесной сфере малый эллипс, размер которого тем меньше, чем дальше звезда. В угловой мере, большая полуось этого эллипса приблизительно равна величине максимального угла, под которым из звезды видно полуось земной орбиты, перпендикулярную направлению на звезду. Этот угол (?), называется летним или тригонометрическим параллаксом звезды и используется для измерения расстояния до нее, на основе тригонометрических соотношений между сторонами и углами треугольника, в котором известен угол ? и базис – полуось земной орбиты. Расстояние до звезд, определенная по величине ее тригонометрического параллакса ?, равна:
r = 206265 / ? (а.е.), (1)
где ? - параллакс, выраженный в угловых секундах.
В астрономии используют специальную единицу измерения расстояния до звезд - парсек (пк). Заря, которая находится на расстоянии 1 пк, имеет параллакс равен 1 ". Согласно формуле (1), 1 пк = 206265 а.е. = 3 * 10 16 м.
Наряду с парсек используется еще одна специальная единица измерения расстояния - световой год. Он равен расстоянию, которое свет преодолевает за год, и равный 0,307 пк, или 9,46 * 10 15 м. Ближайшая к Солнечной Системы звезда - красный карлик 12-й звездной величины - Проксима Центавра, имеет параллакс 0,762 ", т.е. расстояние до нее составляет 1,3 пк (или 4,3 св.рокы).
Фотометрический метод определения расстояния
Освещенность создаваемая одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональна квадратам расстояния до них. Как результат, видимый блеск одинаковых светил (т.е. освещенность, создаваемая на Земле в единичном площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояния до них. Выражение освещенности в звездных величинах (m - видимая, M - абсолютная звездная величина) приводит к основной формулы фотометрической расстояния - r ф (пк):
lg (r ф) = 0,2 (m - M) + 1 (2)
Для светил, в которых известные тригонометрические параллаксы, можно определить M, по этой же формуле, сопоставив физические свойства с абсолютными звездными величинами. Это сопоставление показало, что абсолютные звездные величины многих классов светил (звезд, галактик) можно оценивать по ряду их физических свойств.
Основным способом оценки абсолютной величин зрение является спектральный: в спектрах звезд одного и того же спектрального класса найдены особенности, которые указывают на их абсолютные звездные величины (чаще всего - усиление линий ионизированных атомов с увеличением светимости звезд. По таким признакам звезды разделены на классы светимости. По классам и более мелкими подклассам светимости, которые оцениваются по их спектрам, можно определить абсолютную звездную величину с погрешностью до 0,5 m. Эта погрешность соответствует относительной погрешности 30% при определении r ф по формуле (2).
Метод определения фотометрической расстояния, основанный на свойствах цефеид
Цефеиды - переменные звезды большой светимости (гиганты и сверхгиганты). Они принадлежат к звездного населения I типа (плоская составляющая Галактики). Для них установлена важная зависимость период - светимость (чем длиннее период колебания блеска, то цефеид ярче абсолютной звездной величиной), которая определяется формулой:
M V = - 3.88 - 2.87 (l g P - 1)
где:
Имея из наблюдений период, можно найти абсолютную звездную величину М; зная последнюю и имея из наблюдений видимую звездную величину m с помощью фотометрического метода можно найти расстояние до цефеиды.
Этот метод используется не только для нахождения расстояния до самых цефеид, но и до звездных скоплений, галактик, в составе которых удалось найти цефеиды.
Метод предложен Эйнаром Герцшпрунгом в начале 20-го столетия, однако он до сих пор остается одним из важнейших средств построения шкалы межзвездных и межгалактических расстояний.


Словарь античной мифологии
И. А. Климишин. В.В. Тельнюк-Адамчук. Школьный астрономический справочник. К.1990 . Справочник павлово на оке.
И. А. Климишин. И.М. Дубицкий. Основы космологии. Ивано-Франковск, 1999
Астрономический энциклопедический словарь, Львов 2003