Строение и состав звезд

Навигационные звезды.

26 крупных звезд земного неба являются навигационными, то есть звездами, с помощью которых в авиации, мореплавании и космонавтике определяют местоположение и курс корабля. 18 навигационных звезд располагаются в Северном полушарии неба и 5 звезд в Южном (среди них вторая по величине после Солнца – звезда Сириус). Это наиболее яркие звезды неба (примерно до +2-й звездной величины).

В северном полушарии неба наблюдаются около 5000 звезд. Среди них 18 навигационных: Полярная, Арктур, Вега*, Капелла, Алиот, Поллукс, Альтаир, Регул, Альдебаран, Денеб, Бетельгейзе, Процион, Альферац (или альфа Андромеды). В северном полушарии располагается Полярная (или Киносура) – это альфа Малой Медведицы.

Южный полюс кажется более многозвездным, чем Северный, но он не выделяется никакой яркой звездой. Пять звезд Южного неба являются навигационными: Сириус, Ригель, Спика, Антарес, Фомальгаут. Ближайшая звезда к Южному полюсу мира – Октанта (из созвездия Октант). Главное украшение Южного неба — созвездие Южного Креста. К созвездиям, чьи звезды видны на Южном полюсе, относятся: Большой Пес, Заяц, Ворона, Чаша, Южные Рыбы, Стрелец, Козерог, Скорпион, Щит.

Каталог звезд.

Каталог звезд южного неба в 1676-1678 годах составил Э.Галлей. Каталог содержал 350 звезд. Современные звездные каталоги делятся на 2 группы:

· фундаментальные каталоги — содержат несколько сот звезд с наивысшей точностью определения их положения;

· звездные обозрения.

В 1603 году немецкий астроном И.Брайер предложил обозначать наиболее яркие звезды каждого созвездия буквами греческого алфавита в порядке убывания их кажущейся яркости: a (альфа), ß (бета), γ (гамма), d (дельта) и т.д. Самая яркая звезда созвездия обозначается a (альфа), самая слабая звезда — ω (омега).

Звезды также носят имена астрономов, впервые описавших их уникальные свойства. Эти звезды обозначаются номером в каталоге астронома.

Созвездия

Самое древнее упоминание о созвездиях (в картах созвездий) было обнаружено в 1940 году в наскальных рисунках пещер Ласко (Франция) – возраст рисунков около 16,5 тысяч лет. На них изображены 3 созвездия: Летний Треугольник, Плеяды и Северная Корона.

        В 1922 году на Международной конференции по астрономическим исследованиям все небо было разделено на 88 строго определенных участков неба – созвездий, куда входили самые яркие звезды этого созвездия. В 1935 году решением астрономического общества были четко определены и их границы. Из 88 созвездий 31 располагается на северном небе, 46 — на южном и 11 — на экваториальном.

Зодиакальные созвездия (или зодиак, зодиакальный круг) (от греч. Ζωδιακός — «звериный») – это созвездия, которые проходит Солнце по небу за один год (по эклиптике — видимому пути Солнца среди звезд). Таких созвездий 12, но Солнце проходит также и через 13-е созвездие — созвездие Змееносец. Но его по древней традиции к зодиакальным созвездиям не причисляют.

Рис. 5.2. Движение Земли по созвездиям зодиака

 

Современные границы зодиакальных созвездий не соответствуют принятому в астрологии разделению эклиптики на двенадцать равных частей. Они были установлены на Третьей генеральной ассамблее Международного астрономического союза (МАС) в 1928 году (на которой были утверждены границы 88 современных созвездий).

 

Табл. 5.1. Ежегодное движение Земли и Солнца по созвездиям

Зодиакальные созвездия	Пребывание Земли в созвездиях (число, месяц)		Пребывание Солнца в созвездиях (число, месяц)
	Фактическое (астрономическое)	Условное (астрологическое)	Фактическое (астрономическое)	Условное (астрологическое)
Стрелец	17.06-19.07	22.05-21.06	17.12-19.01	22.11-21.12
Козерог	20.07-15.08	21.06-22.07	19.01-15.02	22.12-20.01
Водолей	16.08-11.09	23.07-22.08	15.02-11.03	20.01-17.02
Рыбы	12.09-18.10	23.08-22.09	11.03-18.04	18.02-20.03
Овен	19.10-13.11	23.09-22.10	18.04-13.05	20.03-20.04
Телец	14.11-20.12	23.10-21.11	13.05-20.06	20.04-21.05
Близнецы	21.12-20.01	22.11-21.12	20.06-20.07	21.05-21.06
Рак	21.01-10.02	22.12-20.01	20.07-10.08	21.06-22.07
Лев	11.02-16.03	21.01-19.02	10.08-16.09	23.07-22.08
Дева	17.03-30.04	20.02-21.03	16.09-30.10	23.08-22.09
Весы	31.04-22.05	22.03-20.04	30.10-22.11	23.09-23.10
Скорпион	23.05-29.05	21.04-21.05	22.11-29.11	23.10-22.11
Змееносец*	30.05-16.06	—	29.11-16.12	—

* Созвездие Змееносец в число зодиакальных не включено.

 

Строение и состав звезд

Русский ученый В.И.Вернадский сказал о звездах, что они являются “центрами максимального сгущения материи и энергии в Галактике”.

Состав звезд. Если ранее утверждалось, что звезды состоят из газа, то сейчас говорят уже о том, что это сверхплотные космические объекты с огромной массой. Предполагают, что вещество, из которого сформировались первые звезды и Галактики, состояло главным образом из водорода и гелия с незначительной примесью других элементов. По своему строению звезды неоднородны. Исследования показали, что все звезды состоят из одних и тех же химических элементов, разница лишь в их процентном соотношении.

 

Объем звезд. Размеры звезд доходят до тысячи радиусов Солнца*.

*Если изобразить Солнце шаром 10 см в диаметре, то вся Солнечная система будет кругом с поперечником в 800 м. При этом: Проксима Центавра (самая близкая звезда к Солнцу) оказалась бы на расстоянии 2 700 км.

Самая большая по размеру звезда нашей Галактики находится в центре Галактики. Это красный сверхгигант по объему больше, чем орбита Сатурна — гранатовая звезда Гершеля (m Цефея). Её диаметр более 1,6 млрд. км.

Определение расстояния до звезды. Расстояние до звезды измеряется через параллакс (угол) — зная расстояние Земли до Солнца и параллакс, можно через формулу определить расстояние до Звезды (рис. 5.3. «Параллакс»).

Параллакс — угол, под котором со звезды видна большая полуось земной орбиты (или половина угла сектора, в котором виден космический объект).

Параллакс самого Солнца с Земли равен 8,79418 секунд.

Если уменьшить звезды до размера ореха, то расстояние между ними измерялось бы сотнями километров, а смещение звезд друг относительно друга – несколькими метрами в год.

Рис. 5.3. Параллакс.

Определяемая звездная величина зависит от приемника излучения (глаз, фотопластинки).

Впервые расстояние до трех ближайших звезд было определено в 1835-1839 годах русским астрономом В.Я.Струве, а также немецким астрономом Ф.Бесселем и английским астрономом Т.Гендерсоном.

Определение расстояния до звезды в настоящее время производится следующими методами:

- радиолокационный;

- лазерный.

Масса звезд. Считается, что масса всех видимых звезд Галактики колеблется от 0,1 до 150 масс Солнца, где масса Солнца — 2х10³⁰ кг. Но эти данные все время уточняются. Массивная звезда обнаружена телескопом Хаббла в 1998 году на Южном небе в туманности Тарантул в Большом Магеллановом Облаке (150 масс Солнца). В этой же туманности обнаружены целые скопления сверхновых звезд с массой более 100 масс Солнца.

Самые тяжелые звезды — нейтронные, они в миллион миллиардов раз плотнее воды (считается, что и это не предел). На Млечном Пути самой тяжелой звездой является h Киля.

Предполагают, что по массе и плотности так называемые “черные дыры” являются лидерами.

Температура звезд. Предполагают, что эффективная (внутренняя) температура звезды в 1,23 раза больше температуры ее поверхности.

Параметры звезды меняются от ее периферии к центру. Так температура, давление, плотность звезды к ее центру увеличиваются. Молодые звезды имеют более горячую корону, чем старые.

Классификация звезд

Звезды делятся по цвету, температуре и спектральному классу (спектру). А также по светимости (Е), звездной величине (“m” — видимой и “М” — истинной).

Спектральный класс. Мимолетный взгляд на звездное небо может дать неправильное впечатление, что все звезды одинакового цвета и яркости. В действительности цвет, светимость (блеск и яркость) у каждой звезды разные. Звезды, например, имеют следующие цвета: пурпурный, красный, оранжевый, зелено-желтый, зеленый, изумрудный, белый, голубой, фиолетовый, лиловый.

Цвет звезды зависит от ее температуры. По температуре звезды разделяются на спектральные классы (спектры), величина которых определяет ионизации газа атмосферы:

· красный — температура звезды около 600° (таких звезд на небе около 8%);

· алый — 1000°;

· розовый — 1500°;

· светло-оранжевый — 3000°;

· соломенно-желтый — 5000° (их около 33%);

· желтовато-белый* — 6000°;

· белый — 12000-15000° (их на небе около 58%);

· голубовато-белые — 25000°.

*В этом ряду наше Солнце (имеющее температуру 6000°) соответствует желтому цвету.

Самые горячие звезды – голубые, а самые холодные – инфракрасные. Больше всего на нашем небе белых звезд. Холодными являются и коричневые карлики (очень маленькие, объемом с Юпитер), но они больше по массе, чем Солнце в 10 раз.

По цвету звезды делятся на 10 классов в порядке убывания температуры: О, В, А, F, D, К, М; S, N, R. Звезды «О» — самые холодные, звезды «М» — горячие. Последние три класса (S, N, R), а также дополнительные спектральные классы С, WN, WС — принадлежат к редким переменным (вспыхивающим) звездам с отклонениями в химическом составе. Таких переменных звезд около 1%. Где О, В, А, F — ранние классы, а все остальные D, K, M, S, N, R — поздние классы. Кроме перечисленных 10 спектральных классов существуют еще три: Q — новые звезды; P — планетарные туманности; W — звезды типа Вольфа-Райе, которые делятся на углеродную и азотную последовательности. В свою очередь каждый спектральный класс делится на 10 подклассов от 0 до 9, где более горячая звезда обозначается (0), а холодная — (9). Например, А0, А1, А2, …, В9. Иногда дают более дробную классификацию (с десятыми долями), например: А2,6 или М3,8. Спектральную классификацию звезд записывают в следующем виде (5.2.):

 

S побочный ряд

O — B — A — F — D — K — M основная последовательность (5.2.)

R N побочный ряд

 

Двойные звезды иногда обозначаются двойными буквами, например, АЕ, FF, RN.

Основные спектральные классы (основная последовательность):

“О” (голубые) — обладают высокой температурой и непрерывной большой интенсивностью ультрафиолетового излучения, вследствие чего свет от этих звезд кажется голубым. Наиболее интенсивны линии ионизированного гелия и многократно ионизированных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наиболее слабые линии нейтрального гелия и водорода;

“В” (голубовато-белые) — линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и линии некоторых ионизированных элементов;

“А” (белые) — линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизированного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов;

“F” (слегка желтоватые) — линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизированных металлов (особенно кальция, железа, титана);

“D” (желтые) — водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизированного кальция;

“К” (красноватый) — линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами, такими, как О, В, А;

“М” (красные) — линии металлов ослаблены. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений.

Предполагают, что источником энергии звезды является реакция ядерного синтеза. Чем мощнее эта реакция, тем больше светимость звезды.

По светимости  звезды делятся на 7 классов:

· I (а, б) — сверхгиганты;

· II — яркие гиганты;

· III — гиганты;

· IV — субгиганты;

· V — главная последовательность;

· VI — субкарлики;

· VII — белые карлики.

Самая горячая звезда — это ядро планетарных туманностей.

Для указания класса светимости кроме приведенных обозначений применяются также следующие:

· с — сверхгиганты;

· д — гиганты;

· d — карлики;

· sd — субкарлики;

· w — белые карлики.

        Наше Солнце относится к спектральному классу D2, а по светимости к группе V и общее обозначение Солнца  имеет  вид  D2V.

Самая яркая сверхновая звезда вспыхнула весной 1006 года в южном созвездии Волка (согласно китайским летописям). В максимуме своего блеска она была ярче Луны в первой четверти и была видна невооруженным глазом в течение 2 лет.

Блеск или видимая яркость (освещенность, L) — это один из главных параметров звезды. В большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценки ее светимости (L) во всем оптическом диапазоне и температуры (Т). Светимость звезды (L) прямо пропорциональна величинам Т и L (5.3.):

L = R ∙ T

 

Звездная величина. Светимость (отношение силы света звезды к силе солнечного света) зависит от расстояния звезды до Земли и измеряется звездной величиной.

Звездная величина — безразмерная физическая величина, характеризующая освещенность, создаваемую небесным объектом вблизи наблюдателя. Средний блеск звезд принят за (+1), что соответствует первой звездной величине. Звезда второй звездной величины (+2) в 2,512 раз слабее первой. Звезда (-1) величины в 2,512 раз ярче первой звездной величины. Иными словами, чем звездная величина источника положительно численно больше, тем источник слабее*. Все крупные звезды имеют отрицательную (-) звездную величину, а все мелкие – положительную (+).

По светимости звезды делятся на 2 звездные величины:

· “М” абсолютную (истинную);

· “m” относительную (видимую с Земли).

Относительная видимая звездная величина (m) — это видимый с Земли блеск звезды. Она не определяет действительную характеристику звезды. В этом виновато расстояние до объекта. В табл. 5.3., 5.4. и 5.5. представлены некоторые звезды и объекты земного неба по светимости от самых ярких (-) до слабых (+).

Самая большая звезда из известных — это R Золотой Рыбы (которое находится в южном полушарии неба). Она входит в состав соседней с нами звездной системы – Малого Магелланова Облака, расстояние до которого от нас в 12000 раз больше, чем до Сириуса. Это красный гигант, его радиус в 370 раз больше солнечного (что равно орбите Марса), но на нашем небе это звездочка видна всего лишь +8 звездной величиной. Она имеет угловой диаметр 57 угловых миллисекунд и находится от нас на расстоянии 61 парсек (пк). Если представить Солнце размером с волейбольный мяч, то звезда Антарес будет иметь диаметр 60 метров, Мира Киты – 66, Бетельгейзе – около 70.

Одна из самых маленьких звезд нашего неба — нейтронный пульсар PSR 1055-52. Его диаметр всего 20 км, но светит он сильно. Его видимая звездная величина +25.

Самая близкая к нам звезда — это Проксима Центавра (Кентавра), до нее 4,25 св. лет. Эта звезда +11-й звездной величины располагается на южном небе Земли.

 

5.6. Некоторые типы звезд

Квазары – это самые далекие космические тела и самые мощные источники видимого и инфракрасного излучения, наблюдаемые во Вселенной. Это видимые квазизвезды, имеющие необычный голубой цвет и являющиеся мощным источником радиоизлучения. Квазар в месяц излучает энергию, равную всей энергии Солнца. Размер квазара доходит до 200 а.е. Это самые удаленные и быстродвижущиеся объекты Вселенной. Открыты в начале 60-х годов 20 века. Их истинная светимость в сотни миллиардов раз больше светимости Солнца. Но эти звезды имеют переменную яркость. Самый яркий квазар ЗС-273 расположен в созвездии Девы, он имеет звездную величину +13m.

Белые карлики – самые маленькие, плотные, с малой светимостью звезды. Диаметр — примерно в 10 раз меньше солнечного.

Нейтронные звезды – звезды, в основном состоящие из нейтронов. Очень плотные, с огромной массой. Обладают различными магнитными полями, у них происходят частые вспышки различной мощности.

Магнитары – один из видов нейтронных звезд, звезды с быстрым вращением вокруг своей оси (около 10 сек.). 10% всех звезд являются магнитарами. Существует 2 вида магнитаров:

v пульсары – открыты в 1967 году. Это сверхплотные космические пульсирующие источники радио-, оптического, рентгеновского и ультрафиолетового излучения, достигающего поверхности Земли в виде периодически повторяющихся всплесков. Пульсирующий характер излучения объясняется быстрым вращением звезды и ее сильного магнитного поля. Все пульсары находятся от Земли на расстоянии от 100 до 25000 св. лет. Обычно рентгеновские звезды – это двойные звезды.

v ИМПГВ — источники с мягкими повторяющимися гамма всплесками. В нашей Галактике их открыто около 12 шт., это молодые объекты, они располагаются в плоскости Галактики и в Магеллановых облаках.

 

5.7. Орбиты звезд

Собственное движение звезд первым обнаружил английский астроном Э.Галлей. Он сравнил данные Гиппарха (3 век до н.э.) со своими данными (1718 год) по перемещению на небе трех звезд: Проциона, Арктура (созвездие Волопас) и Сириуса (созвездие Большой Пес). Движение нашей звезды Солнца в Галактике в 1742 году доказал Дж. Брадлей, а окончательно подтвердил в 1837 году финский ученый Ф.Аргеландер.

Орбиты звезд в Галактике. Движение звезд, как и планет, подчиняется определенным законам:

· они двигаются по эллипсу;

· их движение подчинено второму закону Кеплера (“прямая линия, соединяющая планету с Солнцем (радиус-вектор) описывает равные площади (S) в равные промежутки времени (Т)”.

Этот закон Кеплера можно условно назвать законом “единства времени и пространства”.

Подобную закономерность эллиптического движения подсистем вокруг центра своих систем мы также наблюдаем, рассматривая движение электрона в атоме вокруг своего ядра в модели атома Резерфорда-Бора.

Вращение звезд  имеет следующие особенности:

вращение идет в спиральных рукавах Галактики в одном направлении;

· угловая скорость вращения убывает по мере удаления от центра Галактики. Однако это убывание несколько медленнее, чем, если бы вращение звезд вокруг центра Галактики происходило по закону Кеплера;

· линейная скорость вращение сначала возрастает по мере удаления от центра, а затем примерно на расстоянии Солнца она достигает наибольшего значения (около 250 км/с), после чего очень медленно убывает;

· старея, звезды перемещаются от внутреннего к внешнему краю рукава Галактики;

· Солнце и звезды  в его окружении совершают полный оборот вокруг центра Галактики предположительно за 170-270 млн. лет (данные разных авторов) (что в среднем составляет около 220 млн. лет).

 Белые карлики составляют 2,3-2,5% от всех звезд. Одиночные звезды только белые или желтые.

А двойные звезды встречаются всех цветов спектра.

Двойная система – система из двух звезд, обращающихся по орбитам вокруг общего центра масс. Физически двойная звезда – это две звезды, видимые на небе близко друг к другу и связанные силой тяготения. Большинство звезд двойные. Статистика говорит, что двойные звезды чаще состоят из холодного красного гиганта и горячего карлика. Расстояние между ними примерно равно 5 а.е. Оба объекта погружены в общую газовую оболочку, вещество для которой отдает красный гигант в виде звездного ветра и в результате пульсаций.

Образование звезд

По поводу образования звезд имеются много вариантов. Приведем один из них – наиболее распространенный.

На снимке — галактика NGC 3079 (Фото. 5.5.). Она находится в созвездии Большой Медведицы на расстоянии 50 миллионов световых лет.

 

Фото. 5.5. Галактика NGC 3079

 

В центре происходит всплеск звездообразования, такой мощный, что ветер от горячих гигантов и ударные волны от сверхновых слились в один газовый пузырь, поднимающийся над галактической плоскостью на 3500 световых лет. Скорость расширения пузыря около 1800 км/с. Предполагают, что всплеск звездообразования и рост пузыря начались около миллиона лет назад. Впоследствии ярчайшие звезды прогорят, и источник энергии пузыря исчерпается. Однако радионаблюдения показывают следы более старого (около 10 миллионов лет) и более протяженного выброса такой же природы. Это указывает на то, что всплески звездообразования в ядре NGC 3079 могут быть периодическими.

На фото 5.6. «Туманность X в галактике NGC 6822» — сияющая туманность (область) звездообразования (Hubble X) в одной из ближайших галактик (NGC 6822).

Расстояние до нее 1.63 миллиона световых лет (чуть ближе, чем до туманности Андромеды). Размер центральной яркой туманности около 110 световых лет, в ней тысячи молодых звезд, самые яркие из них видны как белые точки. Hubble X во много раз больше и ярче чем туманность Ориона (последняя сравнима по масштабу с маленьким облаком снизу от Hubble X).

Фото. 5.6. Туманность X в галактике NGС 6822

 

Энергия звезды

Источником энергии звезд предполагают реакцию ядерного синтеза. Чем мощнее эта реакция, тем больше светимость звезд.

Магнитное поле. Все звезды обладают магнитным полем. Звезды с красным спектром  имеют меньшее магнитное поле, чем синие и белые. Из всех звезд на небе около 12% занимают магнитные белые карлики. К ярким белым магнитным карликам, например, относится Сириус. Температура таких звезд 7-10 тыс. градусов. Горячих белых карликов меньше, чем холодных. Учеными выяснено, что при росте возраста звезды, возрастает и ее масса, и магнитное поле. Звезды излучают очень большую энергию магнитного поля.

Источник энергии. Источником энергии рентгеновских (и всех) звезд является вращение (вращающийся магнит излучает). Медленно вращаются белые карлики.

Магнитное поле звезды усиливается в двух случаях:

1. при сжатии звезды;

2. при  ускорении  вращения  звезды.

Как уже говорилось выше, способами раскрутки  и сжатия звезды могут быть моменты сближения звезд при прохождении одной из них перигелия своей орбиты (двойные звезды), когда происходит перетекание вещества из одной звезды в другую. Гравитация сдерживает звезду от взрыва.

Вспышки звезд или звездная активность (ЗА). Вспышки (мягкие повторяющиеся гамма всплески) звезд были открыты недавно — в 1979 году.

Слабые всплески длятся около 1 сек., и их мощность составляет около 10⁴⁵ эрг/с. Слабые всплески звезд длятся доли секунды. Сверхвспышки длятся неделями, при этом свечение звезды увеличивается примерно на 10%. Если такая вспышка произойдет на Солнце, то доза радиации, которую получит Земля, будет смертельна для всей растительности и животного мира нашей планеты.

Ежегодно вспыхивают новые звезды. При вспышках выделяется очень много нейтрино. Вспыхивающие звезды (“взрывы звезд”) впервые начал изучать мексиканский астроном Г.Аро. Он открыл довольно много таких объектов.

Учеными было выявлено, что во время коллапса звезды (вспышки) менялся и ее химический состав: атмосфера сильно обогащалась кислородом, магнием, кремнием, которые и синтезировали вспышку при высокотемпературном термоядерном взрыве. Вслед за этим рождались тяжелые элементы.

Можно предположить, что при пульсации звезды (расширение-сжатие), “черный” цвет звезды соответствует моменту максимального сжатия перед взрывом. Это должно происходить в двойных системах при сближении звезды с центральной звездой (перигалактий орбиты). Именно в это время и происходит взаимодействие центральной звезды со звездой-спутником, которое порождает “взрыв” звезды-спутника и пульсацию центральной звезды. В это время происходит переход звезды на другую более дальнюю орбиту (в другое более сложное состояние). Такие звезды вероятнее всего находятся в так называемых “черных дырах” Космоса. Именно в этих зонах и следует ожидать явление вспыхивающей звезды. Эти зоны являются критическими (“черными”) активными точками Космоса.

«Черные дыры» — (согласно современным понятиям) так называются маленькие, но тяжелые звезды (с большой массой). Считается, что они собирают в себя вещество из окружающего пространства. Черная дыра испускает рентгеновские лучи, поэтому она наблюдаема современными средствами. Считается также, что около черной дыры формируется диск из захваченного вещества. Черная дыра проявляется при взрыве звезды в ней. При этом несколько секунд происходит всплеск гамма-излучения. Предполагают, что поверхностные слои звезды при этом взрываются и разлетаются, а внутри звезды все сжимается. Дыры, как правило, встречаются в паре со звездой. На фото 5.9. “Взрыв звезды 24.02.1987 года в Большом Магеллановом Облаке” показана звезда за месяц до взрыва (фото А) и во время взрыва (фото В).

А В

Фото. 5.9. Взрыв звезды 24.02.1987 года в Большом Магеллановом Облаке

(А — звезда за месяц до взрыва; В — во время взрыва)

 

При этом на первом изображено сближение трех звезд (показано стрелкой). Какая взорвалась точно не известно. Расстояние этой звезды до нас 150 тыс. св. лет. За несколько часов активности звезды светимость ее увеличилась на 2 звездные величины и продолжала расти. К марту она достигла четвертой величины, а затем стала слабеть. Подобной вспышки сверхновой, которая наблюдалась бы невооруженным глазом, не наблюдалось с 1604 года.

Выводы. Анализируя все вышеперечисленное можно утверждать, что:

взрывы на звездах: закономерны, упорядочены и в пространстве, и во времени. Это новый этап в эволюции звезд;

взрывы в Галактике следует ожидать:

· в “черных дырах” Галактики;

· в группах двойных (тройных и т.д.) звезд, то есть при сближении звезд.

· спектр взрывающейся звезды (одной или нескольких) должен быть темным (от темно-сине-фиолетового до черного).