Что такое звезда

Звезда – это огромная масса раскаленных газов. Продолжительность жизни звезды зависит от того, как быстро звезда превратит свои запасы водорода в гелий. Давление внутри звезды столь большое, что ядра атомов водорода начинают бомбардировать друг друга. В этом процессе (он называется ядерным синтезом) выделяется энергия в виде тепла и света, а также образуется гелий.

Фундаментом теории звездообразования являются данные о межзвездной среде. Три столетия назад Исаак Ньютон в письме к Ричарду Бентли высказал мысль о том, что звезды и планеты под действием силы гравитации «сгустились» из разреженного вещества, заполнявшего некогда Вселенную. С той поры эта мысль уверенно прокладывала себе дорогу, опираясь на наблюдательные данные о межзвездном веществе. Как выяснилось, оно и сейчас, в нашу эпоху в виде разреженного газа и пыли заполняет пространство между звездами. В разных областях Галактики межзвездный газ существенно различается по своим физическим параметрам, в определенных пределах меняется и его химический состав.

1. 1. Параметры звёзд

Основные параметры звёзд – масса, радиус, светимость, эффективная температура, спектральный класс, звёздная величина. Масса – это основной параметр, который определяет всю эволюцию звезды, процессы, происходящие внутри неё, продолжительность жизни, а также другие параметры на всех этапах ее существования. Нижний предел массы – это фактически то минимальное значение массы, при котором благодаря гравитационной энергии ядро будущей звезды способно нагреться до той температуры, при которой возможно поддержание термоядерной реакции.

Радиусы звёзд варьируются в широких пределах. В зависимости от стадии эволюции размеры звезды могут существенно различаться. Важной характеристикой звезды, как объекта на небе, является звёздная величина. Это мера яркости звезды, наблюдаемой с Земли. Невооруженным глазом при благоприятных условиях можно рассмотреть звёзды до 6-й величины, а самые яркие звёзды на небе имеют звездную величину равную 0 и –1. Помимо этого параметра, существует ещё и абсолютная звёздная величина. Она отражает собственную светимость звезды и определяется как визуальная звёздная величина, которую эта звезда имела бы при наблюдении с расстояния 10 парсек (1 парсек = 3,2616 св. года).

Сопоставление светимостей звезд с их спектральными классами впервые было сделано в начале XX века Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом, поэтому диаграмму спектр-светимость часто называют диаграммой Герцшпрунга–Рассела . На этой диаграмме по оси абсцисс откладываются спектральные классы (или эффективные температуры), по оси ординат – светимости L (или абсолютные звездные величины M ). Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые называют последовательностями. Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу. Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью. По распределению звезд в соответствии с их светимостью и температурой на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделены следующие классы светимости:

• сверхгиганты – I класс светимости;

• гиганты – II класс светимости;

• звезды главной последовательности – V класс светимости;

• субкарлики – VI класс светимости;

• белые карлики – VII класс светимости.

Принято указывать класс светимости после спектрального класса звезды. Солнце – звезда G2V.

В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики. Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов.

1. 2. Строение звёзд.

Звёзды – раскаленные газовые шары, источником энергии и излучения в которых являются термоядерные реакции, главным образом превращение водорода в гелий. Этот процесс происходит в центре звезды, где температура достигает 15 млн. кельвинов. Всё вещество при такой температуре и значительном давлении фактически находится в состоянии плазмы, ионизированного газа. Результатом данного процесса является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода при выделении энергии. Содержание водорода по массе в звёздах класса Солнца составляет примерно 70-75%, остальное – гелий и другие элементы, содержание которых обычно не превышает 1,5-2%.

Во Вселенной примерно половина всех звёзд входит в состав двойных или кратных систем. В них звёзды вращаются вокруг общего центра масс. Визуально-двойные звезды расположены достаточно далеко друг от друга и могут наблюдаться отдельно, период их обращения составляет несколько десятков лет. Если одна звезда значительно меньше другой и не доступна для непосредственного наблюдения, то ее присутствие можно обнаружить по непрямолинейному движению более яркой. Обычно же двойные системы обнаруживаются по периодическому смещению спектральных линий. Большая часть двойных звёзд являются тесными парами. В таких системах возможно перетекание вещества из поверхностных слоев массивной звезды к компаньону. Вещество под действием гравитационных сил вращающейся малой звезды закручивается вокруг нее, и образуется так называемый аккреционный диск. Большая звезда при этом может потерять значительную массу и превратиться даже в белого карлика. Иногда такие процессы приводят к образованию новых (лат. Nova), когда происходит значительный нагрев звезды и последующая вспышка, сопровождаемая выбросом оболочки со скоростью до 2 тысяч км/с и увеличением звёздной величины в несколько раз (до 10 – 15), но, конечно же, даже близко не сопоставимой со взрывом сверхновой. Этот процесс может происходить неоднократно с образованием повторных новых, а также новоподобных с менее значительным увеличением звёздной величины.

1. 3. Эволюция звёзд.

Звёзды зарождаются в газопылевых облаках межзвездной среды благодаря сгусткам вещества, образующихся в результате внешних возмущений, например, после взрыва сверхновых. Вещество под действием гравитационных сил начинает уплотняться и нагреваться. При достижении определенной массы протозвезды температура достигает того значения, при котором начинаются ядерные реакции. Продолжительность этого процесса зависит от массы. У звёзд массы Солнца на это уходит до 30 млн. лет, тогда как у более массивных в сто раз меньше. Нужно заметить, что у звёзд с большей массой все процессы идут намного быстрее, чем у менее массивных. Последующий этап жизни звезды проходит без заметных внешних изменений довольно продолжительный срок (около 10 млрд. лет у таких звёзд как Солнце, и не более 0,5 млрд. лет у в несколько раз большей массой). В этот период идет процесс сжигания водорода в ядре звезды. При этом яркость и размер остаются постоянными, так как гравитационные силы уравновешиваются давлением газа внутри звезды.

По мере того как весь водород в ядре будет превращаться в гелий оно будет сжиматься и нагреваться, вследствие увеличения молекулярного веса. Под действием увеличившейся температуры, окружающий ядро газ расширится, и звезда значительно увеличит свои размеры, прилегающий к внешним слоям газ остынет, звезда станет красным гигантом, светимость которого останется примерно такой же из-за значительных размеров планет (отсюда название). Оставшееся ядро становится белым карликом и будет постепенно. Большие размеры звезды приведут к большой потери энергии, в результате чего она со временем опять может уменьшиться.

Все вышесказанное справедливо для звёзд массы Солнца. Если же масса звезды превышает солнечную не менее чем в 8 раз, конечные этапы ее эволюции несколько отличаются. Так, после того как весь водород в ядре превратиться в гелий, ядро сожмется, а температура внутри него повысится до такой степени, что начнется не только сжигание водорода практически во всем объеме звезды, но и превращение гелия в более тяжелые элементы, такие как углерод и кислород, а потом и в кремний. Температура ядра при этом может достигать нескольких сотен млн. кельвинов. В какой-то момент времени все топливо будет израсходовано, ядро станет железным, система станет нестабильной и звезда в течение долей секунды сожмется. Сжатие будет происходить до тех пор, пока плотность не достигнет критического уровня, после чего произойдет отдача, сопровождаемая гигантским взрывом, наблюдаемым как взрыв сверхновой.

Яркость вспышки при взрыве сверхновой может превосходить яркость целой галактики, а светимость в миллиарды раз выше солнечной. Выброс оболочки происходит со скоростью в несколько тысяч км/с. Наблюдаемая вспышка заметна в течение нескольких недель. Вообще же, взрыв сверхновой – крайне редкое явление, которое можно наблюдать без соответствующего оборудования всего несколько раз за тысячелетие.

Оставшееся после взрыва ядро превращается в нейтронную звезду с массой от 1,5 до 3 масс Солнца и диаметром несколько километров. Из-за сильного магнитного поля и быстрого вращения нейтронные звёзды наблюдаются как всплески радио- и рентгеновского излучения, их иногда называют еще пульсарами. Если масса оставшегося ядра превысила 3 солнечных массы, то звезда становится чёрной дырой. Гравитационные силы черной дыры столь значительны, что они поглощают любое световое излучение, и непосредственное наблюдение этих объектов с использованием оптических средств невозможно. Выпадение вещества на чёрные дыры сопровождается выделением огромной энергии, которое можно обнаружить в виде рентгеновского и гамма-излучения. В таких областях в условиях гравитации стремящейся к бесконечности все наши представления о пространстве и времени очевидно не смогут найти подтверждения, а сами области возможно могут представлять собой некие пространственные дыры, сквозь которые возможно проникновение в другие области Вселенной или Антивселенной, в которых составляющая силы гравитации по отношению к нашим представлениям будет иметь отрицательное значение. Но возможно, что чёрные дыры – это пространственно-энергетические ловушки, которые после достижения ими определённой критической массы и энергии вызовут грандиозный вселенский катаклизм при выделении накопленной энергии. Предполагается, что в центрах многих галактик имеются чёрные дыры, в том числе и в нашей.

1. 4. Наблюдения звезд

Для определения характеристик переменной путем наблюдений разработаны несложные способы измерения блеска звезд. Наблюдатель описывает свое восприятие переменной звезды, сравнивая ее с блеском постоянных, не меняющих блеск звезд.

Иными словами, если звезды кажутся одинаковыми, тогда говорят, что звезды имеют разницу блеска в 0 степеней. Если разница незначительна – в 1 степень, если больше – в 2 степени и так далее. Для более точного определения блеска переменной звезды необходимо подобрать как минимум пару звезд недалеко от переменной и имеющих звездную величину чуть больше и чуть меньше, чем у переменной. Такие звезды называют звездами сравнения; им присваивают буквенные имена (a, b, c и т. д. ). Выбрав несколько таких пар звезд, необходимо оценить разницу в блеске между ними и переменной по следующей шкале: звезда a большей частью имеет одинаковый блеск, но временами кажется, что одна, то другая звезда чуть ярче; тогда говорят, что звезды имеют одинаковую яркость и пишут a0v; если звезда a (одна из звезд сравнения) и v (переменная) при попеременном рассматривании их представляются почти одинаково яркими, но иногда кажется, что звезда a немного ярче чем звезда v; тогда считают, что разница в блеске равна одной степени, и записывают a1v; звезда a чуть ярче v, но иногда кажется, что они равны по блеску; тогда эту разницу оценивают в две степени a2v; если звезда a чуть ярче переменной и это ясно с первого взгляда, но разница не столь велика, тогда считают, что они имеют разницу в блеске в три степени a3v; звезда a определенно ярче звезды v; тогда пишут a4v.

Если сравнить подобным образом блеск переменной звезды с более слабой звездой, тогда можно получить запись вида: a2v3b. Если знать звездные величины для звезд сравнения a и b, тогда можно рассчитать звездную величину переменной звезды. Для повышения точности измерения блеска необходимо правильно подобрать звезды сравнения. Чем больше звезд сравнения и чем ближе они по яркости к переменной, тем точнее и объективней будут ваши наблюдения. Необходимо учесть, что нужно стараться подбирать звезды сравнения как можно более близкого спектрального класса, так как в обратном случае в ваши измерения будут вкрадываться ошибки, связанные с различиями в восприятии глазом того или иного цвета.

Систематические наблюдения переменных звезд позволяют уточнять их характеристики, периоды, делать предположения о причинах изменения блеска и физических процессах, происходящих в недрах звезд, находить аномалии и многое другое. Так как переменных звезд довольно много, а переменность некоторых еще не открыта или находится под вопросом, то любитель может сделать свой вклад в их исследование.

Глава 2. Солнце.

2. 1. Параматры солнца.

Солнечную систему образуют Солнце и все обращающиеся вокруг него объекты: планеты и их спутники, отдельные каменные и ледяные глыбы и большое количество пыли.

Солнце – огромный шар раскаленного газа. Внутри него, атомы водорода соединяются вместе, образуя атомы другого газа – гелия. Этот процесс называют термоядерным синтезом. Он выделяет огромное количество света и тепла. Это излучение Солнца. Без него на Земле не было бы жизни.

Расстояние от Земли до Солнца составляет почти 150 млн. км. Легко написать это число, но представить себе такое большое расстояние трудно. Быстрее всего в природе распространяется свет. Он идет со скоростью 300 тыс. км/сек. В течение одной секунды свет может почти восемь раз обойти вокруг Земли. При такой громадной скорости свету все же требуется больше 8 минут, чтобы дойти к нам от Солнца.

А зная, на каком громадном расстоянии оно находится от нас, можно заключить, каким же горячим оно должно быть? В самом деле, чем выше температура тела, чем оно сильнее накалено, тем оно ярче. При помощи особых приборов ученым удалось определить, что температура на поверхности Солнца достигает 6000°. Вследствие такой высокой температуры Солнце не может быть ни в твердом, ни в жидком состоянии.

Диаметр Солнца – около 1,4 млн. км. Но по сравнению с другими звездами Солнце не так уж велико .

На поверхности Солнца иногда появляются небольшие темные участки, их называют пятнами. Эти участки несколько холоднее окружающей их поверхности. Иногда пятна образуют большие группы. Однажды ученые наблюдали группу пятен площадью около 20 млн км. Пятна на Солнце часто окружены облаками раскаленных газов, которые вздымаются над солнечной поверхностью. Эти газы называют факелами. Огромные фонтаны газа – протуберанцы – взлетают над поверхностью Солнца со скоростью до 600 км/с. Еще более яростны и эффектны мощные взрывы на поверхности Солнца – их называют солнечными вспышками.

2. 2. Эволюция Солнца.

Предполагается, что Солнце родилось в сжавшейся газопылевой  туманности. Есть, по крайней мере, две теории относительно того, что дало толчок первоначальному сжатию туманности. Согласно одной из них предполагается, что один из спиральных рукавов нашей галактики проходил через нашу область пространства примерно 5 млрд. лет назад. Это могло вызвать легкое сжатие и привести к формированию центров тяготения в газопылевом облаке. Действительно, сейчас вдоль спиральных рукавов мы видим довольно большое количество молодых звезд и светящихся газовых облаков. Другая теория предполагает, что где-то недалеко (по масштабам Вселенной, конечно) взорвалась древняя массивная сверхновая звезда. Возникшая ударная волна могла быть достаточно сильной, чтобы инициировать звездообразование в "нашей" газо-пылевой туманности. В пользу этой теории говорит то, что ученые, изучая метеориты, обнаружили довольно много элементов, которые могли образоваться при взрыве сверхновой.

Далее, когда столь грандиозная масса (2*1030кг) сжималась под действием сил гравитации, она сама себя сильно разогрела внутренним давлением до температур, при которых в ее центре смогли начаться термоядерные реакции. В  центральной части температура на Солнце равна 15000000K, а давление достигает сотни миллиардов атмосфер. Так зажглась новорожденная звезда (не путайте с новыми звездами).  

В основном  Солнце  в начале своей жизни состояло из водорода. Именно водород в ходе термоядерных реакций превращается в гелий, при этом выделяется энергия, излучаемая Солнцем. Солнце принадлежит к типу звезд, называемых желтыми карликами. Оно - звезда главной последовательности и относится к спектральному классу G2. Масса одинокой звезды определяет ее судьбу. За время жизни (~5 миллиардов лет), в  центре нашего светила, где температура достаточно высока,  сгорело около половины всего имеющегося там водорода. Примерно столько же, 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить в таком виде, к которому мы с вами привыкли.

После того, как в центре светила водород  будет  на  исходе, Солнце увеличится в размерах, станет красным гигантом. Это сильнейшим  образом скажется на Земле: повысится температура, океаны выкипят, жизнь станет невозможной. Затем, исчерпав "топливо" совсем и не имея более сил держать внешние слои красного гиганта, наша звезда закончит свою жизнь как белый карлик, порадовав неведомых нам внеземных астрономов будущего новой планетарной туманностью, форма которой может оказаться весьма причудливой благодаря влиянию планет.

2. 3. Солнце и его наблюдения.

Любой астроном- любитель может, проводя регулярные наблюдения Солнца сравнивать ее график с графиками интенсивности каких либо явлений связанных с атмосферой, биосферой и другие.

Ошибкой является то, что зарисовка производится по визуальным наблюдениям, когда наблюдатель непосредственно смотрит на Солнце и зарисовывает потом то, что увидел. Гораздо более точным является способ проекции на экран.  Для начала следует определиться с диаметром диска Солнца, то есть с диаметром зарисовки. Здесь надо учитывать яркость изображения, даваемое Вашим телескопом и его разрешение. Наблюдения Солнца проводятся в два этапа. Первый -  непосредственно зарисовка диска Солнца, включающая зарисовку образований на диске Солнца, описание атмосферы. Второй камеральная обработка результатов, включающая классификации групп пятен и факелов, определение координат и площадей пятен и факелов.

Теперь наводим телескоп на Солнце.

Для более удобно наведения можно использовать тень телескопа на экране. Солнце будет в поле зрения телескопа, если тень от последнего не вытянутая и не искаженная, а прямая. Итак, на экране, на котором у нас  уже укреплен лист с начерченной окружностью необходимого диаметра, появляется изображение Солнца. Следует отметить, что не стоит крепить к экрану сам бланк наблюдений, лучше зарисовывать на отдельном листе, а потом зарисовку прикреплять к бланку. Так же стоит поступать, проводя и подробную зарисовку групп пятен.

Теперь регулируем экран так, что бы изображение Солнца точно совпало с окружностью. Первое – это группы пятен. Затем на краю диска Солнца мы заметим, что яркость изображения меньше, мы увидим яркие факелы.  Теперь нам надо с максимальной точностью  зарисовать все образования на диске Солнца. Поэтому мы будем зарисовывать непосредственно с изображения, то есть лист будет лежать на экране, на нем будет спроецировано изображение Солнца, и мы будем точно обводить все образования на солнечном диске.

Теперь нам надо провести суточную параллель. Для этого отмечаем положение какого либо пятна, вблизи солнечного экватора в нескольких точках по мере смещения солнечного диска.   Отмечу, что зарисовку мы ведем при постоянном включенном часовом механизме, а суточную параллель отмечаем при не подвижном телескопе.

Теперь надо отметить положение  севера, юга, запада и востока.   Запад – это то направление, куда смещается диск Солнца при остановке гидирования. Север будет находиться в том же направлении, что и северный полюс Земли.

После того, как мы закончи зарисовку всего диска Солнца, нам надо сделать подробную зарисовку групп пятен по отдельности. Здесь уже можно не использовать экран, а, надев солнечный фильтр, проводить визуальные наблюдения, делая зарисовку по памяти, так как тут не так важна точность положения и не большая погрешность, характерная для таких наблюдений допустима. Главное – как можно подробнее зарисовать группу пятен. Для этого следует поменять увеличение телескопа на большее.

Глава 3. Солнце и некоторые звезды.

3. 1. Система Альфа Центавра

Проксима Центавра находится на расстоянии 4,22 световых года от Солнца. Это самая близкая к нам из всех известных сегодня звезд. Ее можно рассмотреть только в телескоп как объект 11-й звездной величины в южном созвездии Центавра. Эта маленькая красная звездочка, член тройной звездной системы Альфа Центавра, была открыта только в 1915 г. шотландским астрономом Робертом Иннесом (1861 — 1933). Самая же яркая звезда в системе — Альфа Центавра А (4,35 светового года от Солнца), называемая Ригель (нога) Центавра — ярчайшая звезда созвездия. Она очень похожа на наше Солнце, но находится дальше Проксимы. Альфа Центавра А была известна с древнейших времен, являясь четвертой по яркости звездой на ночном небе. Яркие звезды Альфа Центавра А и В составляют тесную двойную систему. Расстояние между ними — 23 астрономические единицы, это немного больше расстояния от Солнца до Урана. А вот Проксима отстоит от этой пары на расстоянии 13 000 а. е. (или 0,2056 светового года, что 400 раз больше, чем расстояние от Солнца до Нептуна). Все они обращаются вокруг общего центра масс, но период обращения Проксимы Центавра исчисляется миллионами лет, поэтому она еще долго останется для нас "ближайшей" (через 9000 лет самой близкой к Солнцу звездой станет быстро движущаяся в нашу сторону звезда Барнарда).

Проксима Центавра не только самая близкая к нам, но и самая маленькая из этой троицы. Ее масса столь невелика, что ее едва хватает, чтобы поддерживать в глубинах процесс синтеза гелия из водорода и тускло светиться. Она приблизительно в семь раз легче Солнца, а температура ее поверхности составляет "всего лишь" 3000 градусов, что вполовину меньше, чем у нашей родной звезды. Яркость в 150 раз меньше яркости Солнца. Звезды со столь небольшой массой — очень интересные объекты. Физические условия в их недрах имеют много общего с теми, что протекают внутри гигантских планет, подобных Юпитеру. Кроме того, вещество таких звезд должно находиться в довольно экзотичном состоянии. Да тому же существует предположение, что планет возле подобных звезд могут даже чаще служить колыбелью жизни, чем возле звезд солнечного типа. Однако до сих пор было невозможно определить истинные размеры этих малых звезд из-за их слабой светимости и отсутствия достаточно чувствительной аппаратуры.

Проксима Центавра находится на границе между реальными звездами, коричневыми карликами и планетами. Масса и диаметр Проксимы Центавра составляют около 1/7 массы и диаметра Солнца. Эта звезда в 150 раз массивнее Юпитера, но только в 1,5 раза крупнее его. Если бы ее масса была еще в два раза меньше, она никогда не смогла бы стать звездой, водород в ее недрах просто не смог бы загореться. Тогда это был бы "коричневый карлик", а не звезда.

Бетельгейзе

Вы видите первое прямое изображение поверхности звезды, не считая Солнце. Снимок получен космическим телескопом им. Хаббла в 1995 году. На снимке видна неожиданная деталь - большое яркое горячее пятно немного ниже центра Бетельгейзе. Бетельгейзе является красным сверхгигантом, удаленным от нас на 600 световых лет. Бетельгейзе можно легко найти на небе по яркости и красноватому цвету в созвездии Ориона. Хотя Бетельгейзе холоднее Солнца , он массивнее Солнца и в 1000 раз больше. Если поместить Бетельгейзе в центр Солнечной системы, то он займет место вплоть до орбиты Юпитера. Бетельгейзе находится на конечной стадии своей эволюции и скоро, через несколько десятков миллионов лет, взорвется как сверхновая.

Бетельгейзе — звезда красный сверхгигант (α Ориона), полуправильная переменная звезда, блеск которой изменяется от 0,2 до 1,2 звездной величины и в среднем составляет около 0,7m. Расстояние до звезды от Земли составляет примерно 430 световых лет, а светимость в 14 000 раз больше солнечной. Это одна из крупнейших среди известных астрономам звезд: если бы её поместить вместо Солнца, то при минимальном размере она заполнила бы орбиту Марса, а при максимальном — достигала бы орбиты Юпитера. Объём Бетельгейзе по крайней мере в 160 млн раз больше солнечного.

Несколько особенностей Бетельгейзе представляют особенный интерес для астрономов. Это одна из первых звезд, для которых измерен угловой диаметр с помощью астрономического интерферометра; как обнаружили, видимый диаметр звезды меняется. Расстояние до Бетельгейзе не известно с достаточной точностью, но если оно, как предполагается, составляет 427 световых лет, тогда фактический диаметр звезды изменяется от 500 до 800 диаметров Солнца. Звезде присвоен цветовой индекс (B-V) 1. 86. Ее масса составляет приблизительно 14 солнечных масс.

3. 3. Антарес

Антарес — ярчайшая звезда в созвездии Скорпиона и одна из ярчайших звезд на ночном небе. Антарес — сверхгигант класса M , с диаметром примерно 1. 33 × 109 км. Если бы он находился на месте Солнца, его размеры вылезали бы за орбиту Юпитера . Антарес удален от Земли примерно на 600 световых лет. Его видимая яркость превышает солнечную в 10 000 раз, но учитывая тот факт, что звезда излучает значительную часть своей энергии в инфракрасном диапазоне, общая светимость превышает солнечную в 65 000 раз. Масса звезды составляет от 15 до 18 масс Солнца. Огромный размер и относительно небольшая масса говорят о том, что у Антареса очень низкая плотность. Антарес лучше всего виден в районе 31 мая, когда звезда находится в противостоянии с Солнцем. Значительное южное склонение звезды создает сложности для наблюдения в средних широтах. Антарес имеет голубую горячую звезду-компаньона(Антарес B) на расстоянии около 2. 9 секунд. Хотя она 5ой звездной величины, обычно ее трудно увидеть из-за яркости Антареса А. Наблюдать его можно в небольшой телескоп на протяжении нескольких секунд во время покрытия Луной, когда основной компонент Антареса закрыт Луной; Антарес В был открыт во время одного из таких покрытий 13 апреля 1819 года. Орбитальный период спутника — 878 лет. Из 21 звезд первой величины Антарес по угловому расстоянию находится дальше всех от звезд первой величины. Ближайшая к нему звезда первой величины — Альфа Центавра, отстоящая от него на 39° 6. 75'. Вследствие быстрого собственного движения Альфы Центавра этот угол постепенно увеличивается. До марта 2000 года такой обособленностью отличались Ахернар и Фомальгаут.

Заключение

Имеют ли другие звезды типа Солнца планеты? Рассуждения на эту тему ведутся со времен, когда люди поняли, что существуют другие звезды. Не так давно появились открытия в этой области и ответы на давно существующие вопросы. Исследование звездных характеристик Солнца и сравнение их с характеристиками Антареса, Альфа Центавра и Бетельгейзе позволили составить таблицу 1:

Таблица 1

Солнце Антарес Альфа Центавра Бетельгейзе

Звездная величина 5,4 0,0 11 -5,14

Светимость 1 65000 0. 006 40000- 100000

Масса (кг) 2 • 1030 30 • 1030 0. 028 • 1030 28 • 1030

Диаметр (км) 1392000 13330000000 198857 700000000

Видимый блеск 1 3,6 — 1,2

Расстояние от Солнца (св. лет) 0 600 4,22 600

Температура поверхности (К) 3800 3300 ≈3200 3600

Возраст (лет) 5 • 10 9 — ≈ 1 • 10 12 6 • 106

Звезда компаньон нет Антарес В Проксима Центавра Нет

Планеты 9 Нет Нет Нет

Проанализировав результаты, можно сделать выводы:

1. Выбранные звезды сильно различаются по размерам и светимости.

2. Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца.

3. Диаметры Бетельгейзе и Антареса во много раз превосходят диаметр Солнца. Напротив, диаметр Альфа Центавра не превосходит диаметр Солнца.

4. Солнце сравнительно небольшая звезда, но она уникальна, потому что имеет целых 9 планет. У других исследуемых звезд их нет.

5. Относительно звезды Альфа Центавра, Солнце молодо, но намного старше Бетельгейзе.

6. В отличие от других звезд, у нашего Солнца нет звезды – компаньона.

7. Солнце ярче Альфы Центавра, но Антарес и Бетельгейзе превышают его в светимости.