Слайд 2

Выбрать признаки соответствующие СОЛНЦУ 1.Шарообразная форма. 2.Источник света и тепла. 3.Не излучает собственного света и тепла. 4.Планета. 5.Раскаленное небесное тело. 6.Находится в центре солнечной системы. 7.Вращается вокруг своей оси. 8.Движется вокруг центра Солнечной системы по своей орбите. 9.Наблюдается смена времен года. 10.Звезда. 11.Происходит смена дня и ночи. Солнце- 1,2,5,6,7,10

Слайд 3

солнце звезды астероиды планеты спутники кометы метеоры метеориты

Слайд 4

Вывод:

Солнце гигантский пылающий _______ Солнце ближайшая к нам _______ Солнце находится в _______ Солнечной системы; В солнечную систему входят: _______ и _______________ Какое значение имеет Солнце? шар звезда центре солнце небесные тела.

Слайд 5

Задачи урока

познакомиться с многообразием звезд; расширить представление о строении Вселенной нам предстоит узнать: что такое созвездие; число созвездий на небе; происхождение названий созвездий.

Слайд 6

Антарес Сравнительные размеры звезд Канопус Арктур Солнце Вега Физическая природа звезд Мир звезд необычайно разнообразен. Они различаются между собой по размерам, яркости, температуре, цвету и другим признакам.

Слайд 7

Самые большие звезды, в сотни раз больше Солнца Звезды, которые в десятки раз больше Солнца. Солнце и подобные ему, а также звезды меньших размеров.

Слайд 8

Цвет и температура звёзд У Арктура желто-оранжевый оттенок, Арктур Ригель Антарес Звезды имеют самые разные цвета. Ригель бело-голубой, Антарес ярко-красный. Самые холодные звезды имеют красную окраску. Самые горячие сияют синим цветом

Слайд 9

Карта звёздного неба

Северное полушарие Южное полушарие

Слайд 10

СОЗВЕЗДИЯ

Созвездия - определённые участкизвёздного неба. Всё небо разделено на 88 созвездий.

Слайд 11

35 В созвездиях не все звезды одинаковой яркости. Самые яркие звезды в созвездиях тоже имеют свои названия. Самые яркие звезды Большой и Малой Медведицы. Существует миф об этом созвездии.

Лекция: Звезды: разнообразие звездных характеристик и их закономерности. Источники энергии звезд Характеристики звезд и их закономерности

Согласно современных взглядов, звезда представляет собой раскаленный газовый шар, который существует в своём состоянии достаточно большое количество времени из-за того, что у него имеется собственная внутренняя энергия. На протяжении всей своей жизни состояние звёзд поддерживается противостоянием, зависящим, в свою очередь, от гравитации, которая стремится как можно сильнее сжать небесное тело, а также давления газа, которое старается разорвать его и разнести по всему космическому пространству.

Высокая температура звезд достигается, благодаря наличию постоянно существующего источника энергии, которым являются термоядерные реакции, идущие в недрах. Основными характеристиками звезд, которые можно так или иначе определить, является их мощность, степень излучения, вес, радиус, температура, а также химический состав атмосферы, которая их окружает. Если знать большую часть данных параметров, то вполне возможно определить, сколько той или иной звезде лет. Указанные характеристики могут периодически изменяться в довольно больших границах. Кроме того, все они связаны между собой. В частности, звезды, которые ярче всего светят, чаще всего обладают и наибольшим весом. В свою очередь, мелкие звезды практически не светят, а продолжительность существования звезд является настолько большой что учёные не могут достоверно проследите ее от начала и до конца. К примеру, даже самая молодая звезда, которая утратила свое состояние, могла просуществовать несколько миллионов лет. А между тем, осуществляя наблюдение за молодыми и старыми звездами, ученые могут составить наиболее оптимальную картину мира, которая могла бы объяснить характеристики данных небесных тел.

Химическим составом звезд впервые заинтересовались в середине XIX века. В это время при помощи метода спектрального анализа было определено, из каких элементов состоит солнце, а также наиболее ближайшие к Звезде звезды. Кроме того, тот же самый метод показал, что ни на одной из обнаруженных звезд нет химических элементов, которые не были бы известны науке. Наиболее часто встречающимся элементом в составе звезд является водород, следующим за ним идет гелий, концентрация которого примерно в 3 раза меньше предыдущего. Помимо данных элементов, на звездах можно встретить и иные химические соединения – кислород, азот, железо, углерод и так далее.

Когда человек смотрит на звёзды, то первый момент, на который он обращает - это различная степень их яркости. Что касается характеристик, в данном случае основной из них является степень блеска любой звезды. Определяется, согласно историческим традициям, первая звездная величина, присвоенная наиболее ярким небесным телам, шестая - к самым слабым. Разница каждой ступени заключается в том, что звезда более высокой ступени светит примерно в два с половиной раза ярче предыдущий. Впоследствии были добавлены нулевые, а также отрицательные звездные величины - это звёзды, блеск которых невозможно увидеть невооружённым глазом.

Относительно расстояния от Земли до той или иной звезды, а также расстояния между самими звездами следует сказать, что его можно определить лишь при помощи достаточно точного оборудования. Пожалуй, именно этим объясняется тот факт, что до пятидесятых годов прошлого века точно определить эти расстояния никому не удавалось. Что касается определения расстояния на сегодняшний день, то его можно найти лишь для тех звезд, которые близко расположены к Земле.

Помимо света, а также видимого блеска одной из основных характеристик звёзд является их цвет. В частности, у большинства небесных тел заметен голубовато-белый либо красный цвет. В зависимости от света зависит и температура звезды. Голубые звезды является наиболее теплыми, а жёлтые - самыми холодными. Кроме того, необходимо отдельно выделить красные звезды, температура которых очень низкая. Однако, даже такая звезда будет горячее любого расплавленного металла для человека.

Для того чтобы более подробно узнать о той или иной звезде, в сегодняшнее время применяют спектральный аппарат. Это специальное устройство, которое устанавливается на телескоп и определяет основные характеристики звёзд.

Что касается размеров звезд, то они являются достаточно большими. Например, на сегодняшний день известна такая звезда, размер которой превышает размер солнца в несколько сотен раз. Если ее поместить вместо солнца, то она займёт практически половину всей Солнечной системы. Между тем, данная звезда находится не в нашей галактике. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звезд, входящих в двойные системы, путем измерения скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе тяготения, а на анализе тех звездных характеристик, которые так или иначе связаны с массой. В основном это светимость. Практически для всех звезд действует правило: чем выше светимость, тем больше масса.

Ещё одной достаточно важной характеристикой звёзд является их масса. От этого зависит ее температура и давление, что в свою очередь влияет и на остальные характеристики. Чем меньше масса звезды, тем она будет холоднее. Изучая основные характеристики звезд и соотнося их друг с другом, ученые в сфере астрономии смогли установить те, факты, которые до этого были неизвестны человечеству. В частности, они определили, как устроено то или иное небесное тело, как оно появляется и какие изменения происходят в течение всей жизни этого тела.

Источники энергии звезд

Звезды светят очень и очень долго. Откуда же берётся огромная энергия, необходимая для излучения звезд? Успехи ядерной физики и квантовой механики позволили сделать вывод о том, что таким источником являются термоядерные реакции, происходящие в недрах звёзд благодаря очень высоким температурам. Это реакции синтеза ядер гелия из ядер водорода (протонов). 2 протона на огромной скорости сталкиваются и соединяются в дейтрон, состоящий из 1 протона и 1 нейтрона. Далее дейтрон сталкивается с другим протоном и испускает γ –квант, в результате образуется частица Не 3 . Заключительная реакция, синтезирующая Не 4 происходит между двумя частицами Не 3 . Схема реакций.

Работу выполнила ученица 11-го класса Э Платонова Вера

2002 Год.

Многообразие звезд.
1. Светимость звезд, звездная величина.

Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды резко отличаются по своей яркости – одни светят очень ярко, они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.

Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие – это звезды первой величины (сокращенно - 1 m , от латинского magnitudo - величина), звезды послабей - ко второй звездной величине (2 m) и так далее до шестой группы – едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина характеризует блеск звезды, то есть освещенность, которую звезда создает на земле. Блеск звезды 1 m больше блеска звезды 6 m в 100 раз.

Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощный российский телескоп – 6-ти метровый рефлектор – позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.)

С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце - -26,7.

В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:

E 1 /E 2 =(5 √100) m3-m1 ≈2,512 m2-m1

Где E 1 и E 2 – освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m 1 и m 2 – их звездные величины. Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,5 2 =6,25 раз ярче звезды третьей величины.

Однако значения звездной величины недостаточно для характеристики светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние до звезды.

Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.

Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:

Где r – расстояние в парсеках, П – годичный параллакс в секундах.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.

Теперь, зная расстояние до звезды, можно определить ее светимость – количество реально излучаемой ею энергии. Ее характеризует абсолютная звездная величина.

Абсолютная звездная величина (M) – такая величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдателя. Зная видимую звездную величину и расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную звездную величину:

M = m + 5 – 5 * lg(r)

Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра – крошечный тусклый красный карлик – имеет видимую звездную величину m=-11,3, а абсолютную M=+15,7. Несмотря на близость к Земле, такую звезду можно разглядеть только в мощный телескоп. Еще более тусклая звезда №359 по каталогу Вольфа: m=13,5; M=16,6. Наше Солнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда δ Золотой Рыбы (в южном полушарии) имеет только 8-ю видимую величину и не различима невооруженным глазом, но ее абсолютная величина M=-10,6; она в миллион раз ярче Солнца. Если бы она находилась от нас на таком же расстоянии, как Проксима Центавра, она бы светила ярче Луны в полнолуние.

Для Солнца M=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабой звездочкой, с трудом различимой невооруженным глазом.

Введение 3

1 Многообразие звезд и физические процессы, происходящие в их недрах 4

1.1 Физические характеристики звезд 4

1.2 Многообразие звезд. Гарвардская классификация звездных спектров 7

1.3 Физические процессы, происходящие в недрах звезд 8

2 Солнце и его характеристики 14

2.1 Физические процессы происходящие на Солнце 14

2.2 Внутреннее строение Солнца 16

2.3 Магнитные поля Солнца 19

2.4 Проблема солнечных нейтрино и нагрева короны 21

Заключение 23

Список использованных источников 25

Приложение А 26

Спектральный класс звезды и ее светимость 26

Приложение Б 27

Внутреннее строение Солнца 27

Введение

Звездное небо во все времена занимало воображение людей. Почему зажигаются звезды? Сколько их сияет в ночи? Далеко ли они от нас? Есть ли границы у звездной Вселенной? С глубокой древности человек задумывался над этими и многими другими вопросами, стремился понять, и осмыслить устройство того большого мира, в котором мы живем.

Возрастающий интерес к физике Солнца и звезд обусловлен тем, что процессы, протекающие в различных областях солнечного вещества и в околоcолнечном пространстве, характерны для других космических объектов. Явления типа солнечных открыты на других звездах: звездные осцилляции, пятна, вспышки, короны, ветры и глубокие и длительные минимумы активности. Солнце – ближайшая к нам звезда. Всего около восьми минут требуется, чтобы солнечные лучи достигли Земли, тогда как от самой близкой к нам звезды Проксима Центавра свет идет 4,3 года. Такая близость Солнца приводит к тому, что она является единственной звездой, которую мы видим не как точку, а как диск. Поэтому именно эту ("нашу") звезду можно изучить наиболее детально. Солнце и гелиосфера представляют собой уникальную гигантскую лабораторию, где можно осуществить эксперименты по проверке сценариев и моделей эволюции звезд, изучению основополагающих проблем магнитогидродинамики, физики плазмы, атомной физики и даже космологии и физики элементарных частиц.

Результаты десятилетних экспериментов по регистрации солнечных нейтрино показали, что существующая уверенность в том, что мы достаточно хорошо знаем, как идут термоядерные реакции в глубоких слоях Солнца, по меньшей мере поколебалась.

Солнце является единственным астрофизическим объектом, который небезразличен для обитателя Земли. Оно согревает нас своим теплом, дарует свет, именно Солнце способствовало появлению всего живого на Земле и является источником всех видов энергии, используемой человечеством. И сейчас, в связи с непрерывным увеличением энергетических потребностей, решается проблема прямого использования солнечной энергии, которая излучается с поразительным постоянством миллиарды лет. Каждый квадратный метр поверхности Солнца в энергетическом отношении можно сравнить с электростанцией мощностью 60000 кВт. Научиться преобразовывать солнечную энергию – значит навсегда отвести неумолимо нависшую над человечеством тень энергетического кризиса.

Земля погружена во внешнюю исключительно подвижную атмосферу Солнца и, следовательно, подвергается сильному влиянию погоды на Солнце. Солнце воздействует на климат и биосферу, приводит в движение атмосферу планеты и т. д. Поэтому исследование солнечно-земных связей приобретает особое научное и научно-прикладное значение.

1 Многообразие звезд и физические процессы, происходящие в их недрах

1.1 Физические характеристики звезд

С увеличением точности измерений, появлением фотоэлектрических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце - -26,7.

В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:

E 1 /E 2 =(5 √100) m 3- m 1 ≈2,512 m 2- m 1

где E 1 и E 2 – освещенности, создаваемые звездами на Земле;

m 1 и m 2 – их звездные величины.

Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,5 2 =6,25 раз ярче звезды третьей величины.

где r – расстояние в парсеках;

П – годичный параллакс в секундах

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.

M = m + 5 – 5 * lg(r)

Размеры, массы, плотность звезд

Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры. Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров.

Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) и температуры (T):

R 2 = L / (4πσT 4)

Рисунок 1 – Зависимость между массой звезды и ее светимостью

Размеры звезд бывают очень различны, встречаются звезды сверхгиганты, радиус которых в тысячи раз больше солнечного. С другой стороны известны звезды-карлики с радиусом в десятки раз меньше, чем у Солнца.

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности её жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Масса звезд колеблется в значительно меньших пределах: примерно от 10 28 до 10 32 килограмм. Существует связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Светимость пропорциональна примерно четвертой степени массы звезды (Рисунок 1).

Сильно различаются плотности звезд. Например, плотность красного гиганта Бетелгейзе в полторы тысячи раз меньше плотности комнатного воздуха (имеется в виду средняя плотность; в центре звезды плотность гораздо больше, чем на поверхности). Кстати, диаметр этой звезды в 300 раз больше диаметра Солнца, объем, соответственно, в 27 миллионов раз больше, а масса всего в 15 раз превышает солнечную. А плотность белого карлика Сириус в 30000 раз больше плотности воды, то есть в 1500 раз больше плотности золота. 1 литр такого вещества весит 30 тонн.

1.2 Многообразие звезд. Гарвардская классификация звездных спектров

Основной метод изучения звезд – исследование их спектров. Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи дифракционной решётки раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Астрономы получают множество сведений о звездах, расшифровывая их спектры. Спектр звезды позволяет определить, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету. Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звёзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда. Спектры звезд можно разделить на несколько основных классов.

Еще в 70-х годах XIX века один из пионеров астрофизики директор Ватиканской обсерватории А. Секки предложил первую классификацию звездных спектров. Позже она была расширенна и уточнена.

В 1924 году Гарвардская обсерватория завершила публикацию каталога Г. Дрепера, содержащего классификацию свыше 225 тысяч звезд. Современная классификация является уточненной и дополненной версией этой классификации, общепринятой в современной астрономии.

По Гарвардской классификации выделялось семь спектральных классов, обозначенных латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M. При движении по ряду слева направо изменяется цвет звезды: O – голубой, А – белый, G – желтый, М – красный. В том же направлении соответственно уменьшается температура звезд. Позже к Гарвардской классификации спектров были добавлены два ответвления и еще один главный класс W. В итоге классификация звездных спектров ныне выглядит следующим образом:

Кроме того, каждый основной класс делится еще на десять подклассов, например О1, О2, О3 и так далее. Наше Солнце относится к классу G2.

Звезды имеют в основном примерно одинаковый химический состав: основные компоненты – водород и гелий с небольшими примесями других веществ. Поэтому разнообразие спектров объясняется различными температурами звезд.

Самые горячие звезды – звезды класса W. Температура их поверхности достигает 100000 К. Их цвет – голубой. Голубые также звезды класса O. Их температура от 50000 К и ниже. Голубовато-белые звезды класса B имеют температуру 12000 – 25000 К; белые звезды класса А – 11000 К. Желтые звезды классов F и G и желтовато-оранжевые класса К имеют температуру порядка 4500 К. И, наконец, самые холодные звезды – красные звезды класса М с температурой ниже 3600 К.

В 1905 году голландский астроном Э. Герцпрунг попробовал сопоставить абсолютные величины звезд и их спектральные классы. В 1913 году его работу завершил американец Г. Рассел. В результате получилась знаменитая диаграмма, названная именами ученых (Приложение А).

Как видно из диаграммы, приведенной в Приложении А, спектральный класс звезды и ее светимость находятся в некоторой зависимости: точки, соответствующие различным звездам, группируются в несколько скоплений. Эти скопления называют последовательностями.

Основная масса звезд принадлежит главной последовательности. Чем горячее звезда главной последовательности, тем большую светимость она имеет. Кроме главной последовательности выделяются также белые карлики, гиганты и сверхгиганты.

Диаграмма показывает, что звезды данного спектрального класса не могут иметь произвольную светимость, и наоборот, звезды определенной светимости не могут иметь произвольную температуру.

Солнце основной фактор жизни на ЗемлеРеферат >> Биология

В частности астрофизика, тесно связанная с физикой , химией, математикой, способствует развитию последних... из очень горячего ядра Солнца звезда типа белый карлик, которая... . Галилей - основатель экспериментальной физики . Своими экспериментами он убедительно...

Что такое звезды (4)

Реферат >> Астрономия

Довольно близким к химическому составу Солнца и звезд . Преобладающими элементами являются водород и... Оппенгеймера и Волкова. Интерес этих физиков к данной проблеме был вызван... рождаются все известные в ядерной физике частицы и резонансы, которых насчитывается...

Рождение и эволюция звезд

Контрольная работа >> Астрономия

Данными о внешних слоях, известными законами физики и механики, общими как для Земли... , где масса М и светимость L звезды выражены в массах и светимостях Солнца . Для звезд с массой, близкой к солнечной...

Билейские основы современной науки Моррис Генри

Разнообразие звезд

Непрофессиональному или невооруженному человеческому глазу все звезды кажутся практически одинаковыми, если не считать различий в яркости, которые вполне можно объяснить их разной удаленностью. Даже через телескоп звезды кажутся всего лишь светлыми точками на небе. Однако Библия указывает, что все они различаются. Они не только получили от Бога различные имена. «Звезда от звезды разнится в славе» (1 Кор. 15:41). Слово, переведенное как «слава» (греч. doxa), обозначает также «достоинство», «честь», «хвала» или «поклонение». То есть нельзя отнести это слово только к яркости звезды; оно указывает еще и на то, что каждая звезда занимает отведенное Богом особое место в небесной структуре для исполнения своей конкретной. Богом предопределенной функции.

На различие звезд указывает тот научный факт, что каждая из них занимает свое положение на стандартной астрономической диаграмме, известной под названием диаграммы Герцшпрунга - Ресселла (ГР). Горизонтальная ось ГР-диаграммы (рис. 8) - температура звезды (уменьшается слева направо). Вертикальная ось - светимость (относительно Солнца, возрастает снизу вверх).

Рисунок 8. Диаграмма Герцшпрунга - Ресселла и разнообразие звезд.

Считается, что ГР-диаграмма подтверждает эволюционное развитие звезд. На самом деле она подкрепляет библейское учение о бесконечном разнообразии звезд, поскольку каждая звезда занимает на диаграмме свойственное только ей место.

Хотя каждая звезда занимает на диаграмме свое собственное место, астрономы сделали попытку для удобства сгруппировать звезды, дав каждой группе название в зависимости от ее расположения. Большая часть звезд оказалась в пределах широкой полосы, которая на диаграмме плавно спускается вправо. Они получили название звезд главной последовательности. Яркие, горячие звезды обычно больше и массивнее остальных. Кроме того, при движении вниз по полосе главной последовательности спектральный тип звезд имеет тенденцию меняться от голубовато-белого слева (яркие, горячие звезды) до красного справа (холодные звезды с низкой светимостью). По особенностям спектра звезды были условно разбиты на семь классов, показанных в таблице 3.

Большую часть информации о звездах дает спектральный анализ идущего от них света (что и показано в таблице). Путем анализа звездного спектра можно узнать температуру поверхности звезды, ее химический состав, характер ее магнитного поля и многие другие свойства.

Эти семь категорий охватывают далеко не все типы звезд. Сюда не входят, например, красные гиганты, сверхгиганты, белые карлики, переменные звезды, пульсары, двойные звезды, планетарные туманности, нейтронные звезды, (предположительные) черные дыры и др. Различают также звезды первого поколения (состоящие почти исключительно из легких элементов - водорода и гелия) и второго поколения (содержащие значительное количество тяжелых элементов).

Крупные звездные системы называются галактиками. Они подразделяются на различные типы: эллиптические туманности, нормальные спиральные туманности, пересеченные спирали, карликовые галактики, «неправильные» галактики. Наша Солнечная система входит в Галактику Млечный Путь, которая непосредственно относится к спиральным галактикам. В пределах одной галактики, например. Млечного Пути, существуют различные звездные скопления, которые классифицируются на рассеянные и шаровые. Помимо этого, сами галактики объединяются в различные галактические скопления. Млечный Путь и более двадцати других галактик объединяются в скопление, называемое Местной группой галактик. Кроме того, существуют скопления скоплений, или сверхскопления.

Поскольку наша книга - не учебник астрономии, а также поскольку Библия ничего не говорит обо всей этой массе звезд и галактик (фактически ни одну из галактик, кроме Млечного Пути, нельзя даже разглядеть без телескопа), мы не будем касаться классификации и обсуждать эти небесные элементы. Библия подчеркивает только факт почти бесчисленного количества и бесконечного разнообразия громадных небесных тел, которые должны побудить нас возрадоваться могуществу и величию их Творца. «Поднимите глаза ваши на высоту небес и посмотрите, кто сотворил их? Кто выводит воинство их счетом? Он всех их называет по имени: по множеству могущества и великой силе у Него ничто не выбывает» (Ис. 40:26). И хотя мы не знаем, почему Бог создал такое огромное количество разнообразных звезд, мы можем быть уверены, что на то имелись веские причины. Как указывалось в предыдущей главе, звезды были созданы навечно, так что в грядущих веках будет еще много времени, чтобы найти ответы на эти вопросы.

Из книги Билейские основы современной науки автора Моррис Генри

Количество звезд Первое, что хочется спросить о звездах, - сколько же их? Взглянув на небо в ясную ночь, мы будем потрясены огромным количеством светил, рассыпанных по всему небосклону. Но без телескопа увидеть можно лишь около четырех тысяч звезд, и маловероятно, чтобы это

Из книги В начале было Слово… Изложение основных Библейских доктрин автора Автор неизвестен

Эволюция звезд В предыдущей главе кратко обсуждались доминирующие теории эволюции космоса и указывалось, что сегодня ни одна из них не имеет под собой прочного основания. От теории неизменного состояния отказались почти все, даже ее автор, сэр Фред Хойл, а теория

Из книги Сознание говорит автора Балсекар Рамеш Садашива

3. Свидетельство звезд. Христос и Иоанн - оба говорили также о падении звезд, которое укажет на скорое пришествие Христа (см. Откр. 6:13; ср. Мф. 24:29). Это пророчество исполнилось 13 ноября 1833 года, когда начался сильный метеоритный дождь - самое интенсивное падение звезд из

Из книги Твердыня пламенная (сборник) автора Рерих Николай Константинович

Из книги Революция пророков автора Джемаль Гейдар

Разнообразие Получаем письма от Академии Творческих Искусств, от Центра Спинозы, от нашего Латвийского общества, от Единения женщин, от Европейского центра, из далекой Аргентины, из Китая и от всех многообразных Установлений. Главное, что бросается в глаза при получении

Из книги Послание к Римлянам автора Стотт Джон

3. «Небо без звезд» Бесконечность - последний объект восприятия. - Созерцательные истоки экстаза. - Сыны неба - каста созерцающихИтак, что же воспринимает человек? Что является предметом этой перцепции? Что-то же соответствует восприятию по ту сторону стены. Человек

Из книги Мифы и легенды Китая автора Вернер Эдвард

а. Разнообразие церкви Среди римских христиан наблюдалось большое разнообразие рас, полов, а также социальных положений. Что касается первого признака, мы уже знаем, что в Римскую церковь входили иудеи и язычники, о чем свидетельствует список имен. Очевидно, Акила и

Из книги Далекое будущее Вселенной [Эсхатология в космической перспективе] автора Эллис Джордж

Из книги Путь Творца автора Луццато (Рамхаль) Моше-Хаим

Из книги Легкое путешествие на другие планеты автора

Из книги Легкое путешествие на другие планеты автора Бхактиведанта А.Ч. Свами Прабхупада

О воздействии звезд Мы объяснили в первой главе, что корень всех материальных объектов - в трансцендентных силах. В них укоренены все эти объекты всеми путями, какими должны быть укоренены, и после этого они должны спроецироваться и протянуться к материальности в

Из книги Иисус, прерванное Слово [Как на самом деле зарождалось христианство] автора Эрман Барт Д.

Из книги Сотворенная природа глазами биологов автора Жданова Татьяна Дмитриевна

Из книги Очерки сравнительного религиоведения автора Элиаде Мирча

3. Разнообразие взглядов В середине 90-х годов издательство Oxford University Press заказало мне учебник по Новом Завету для колледжей. Я сомневался в том, что этот труд будет способствовать моей карьере: занять прочное положение и получить постоянный пост в учебном заведении я пока

Из книги автора

Разнообразие движений Многие звери наделены как традиционной системой мышц для осуществления самых разнообразных отлично управляемых движений, так и особой подкожной мускулатурой. Она участвует в теплорегуляции и в общении животных. Это и управление мимикой, и