Как определить положение Полярной звезды на звездном небе. Особенности Полярной звезды и главные мифы
Прежде чем искать Полярную звезду, стоит разобраться с ее главными свойствами. Это поможет не только быстрее найти ее на звездном небе, где нет надписей с названиями звезд и линий созвездий, но избежать типичных ошибок. А еще среди людей бытуют заблуждение относительно Полярной звезды. Итак, преимущественно ошибаются в следующих вещах:
- Полярная звезда находится в зените — то есть прямо над головой. Это очевидно не так: как бы она тогда она указывала на север, раз лежит ровно по центру? «Полярной» звезда называется потому, что размещена на небесной сфере ровно над Северным полюсом Земли. К слову, только там ее можно увидеть посередине неба. Чем дальше от полюса — тем ниже к горизонту опускается звезда, пока полностью не скрывается от глаз на экваторе. По этой же причине Полярная звезда не может служить ориентиром в южной половине планеты — там направление определяют по созвездию Южный Крест .
Звезды Малой Медведицы — созвездия, к которому принадлежит Полярная звезда
Интересный факт: Полярная звезда действительно помогает определить север точнее компаса. Мы уже знаем, что она находится ровно над Северным полюсом планеты. А вот компас указывает на северный магнитный полюс Земли, который несколько отдален от географического и ежегодно смещается на пару километров. Поэтому ближе к северу Полярная звезда становится наиболее точным инструментом для определения координат.
- Полярная звезда — самая яркая на небе. Если вы заблудитесь и воспользуетесь этим убеждением, то оно будет стоить вам жизни. Увы, сила сияния — звездная величина Полярной звезды — не очень большая; звезда не входит даже в первые десятки самых ярких звезд, довольствуясь скромным 48-м местом. Впрочем, это не усложняет ее поиск. Но если руководствоваться одной лишь яркостью, больше шансов найти Сириус или Вегу , но никак не Полярную звезду.
Вокруг Полярной звезды находится множество звезд, которые намного ярче
Но такое положение вещей продлится ненадолго. Земная ось постоянно смещается по кругу, причем очень быстро в космических масштабах — полный оборот происходит приблизительно за 25800 лет. Поэтому Полярная звезда не всегда была полярной, и останется ею ненадолго. Через 13 тысяч лет место на полюсе займет уже упомянутая яркая Вега, тем самым облегчая поиски севера землянам будущего.
- Полярная звезда всегда находится на одном и том же месте. Отчасти это правда. Как вы уже наверняка знаете, небесная сфера постоянно вращается — точнее, сама Земля вращается относительно неподвижных звезд. Полярная звезда находится ближе всего к полюсу, и поэтому почти не перемещается. «Почти» тут ключевое слово — отклонение от полюса составляет всего 1°, делая ее наименее подвижной среди других звезд.Однако мы уже знаем, что местоположение Полярной звезды меняется в зависимости от широты. Поэтому в Москве звезду не найти на том месте, где она была вчера Санкт-Петербурге — звезда опустится ниже, ближе к горизонту.Так что единожды найдя Полярную звезду, не стоит расслабляться. В зависимости от сезона, времени суток и географических координат созвездия вокруг занимают разные позиции. Поэтому стоит отработать методику самостоятельного поиска Полярной звезды — тем более что это совсем несложно.
Внутренняя структура звезд
Поскольку кишки звезд
недоступны для прямого наблюдения, их внутреннее строение изучается путем
построения теоретических моделей звезд, которые соответствуют значениям массы,
радиуса и яркости, наблюдаемым в реальных звездах. Теория внутренней структуры
обычных звезд основана на идее, что они являются шаром газа в механическом и
тепловом равновесии, который не расширяется и не сжимается в течение
длительного периода времени. Механическое равновесие поддерживается
гравитационными силами, направленными в центр звезды, и давлением газа в
подповерхностных слоях, которое действует наружу для уравновешивания
гравитационных сил. Давление увеличивается с глубиной, а вместе с ним и
плотность, и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что
температура звезды — во всех ее элементарных объемах — практически не
изменяется во времени, т.е. количество энергии, выходящее из каждого из этих
объемов, компенсируется энергией, поступающей в соответствующий объем, и
энергией, вырабатываемой там ядерными или иными источниками.
Температура обычных звезд
колеблется от нескольких тысяч градусов на поверхности до десяти и более
миллионов градусов в центре. При таких температурах материя состоит из почти
полностью ионизированных атомов, что позволяет применять уравнения идеального
газового состояния в расчетах звездных моделей. При изучении внутренней
структуры звезд большое значение имеют условия источников энергии, химический
состав и механизм передачи энергии.
Основным механизмом передачи
энергии в энергию является лучистая теплопроводность. В этом случае диффузия
тепла из теплых внутренних областей звезды наружу происходит через кванты
ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются
и повторно излучаются в других частях звезды; по мере переноса внешних, более
холодных слоев, частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется
средним значением квантового пробега, которое зависит от прозрачности звездного
вещества, характеризующегося коэффициентом поглощения. Основные механизмы
поглощения в звезде — фотоэлектрическое поглощение и рассеяние на свободных
электронах.
Радиантно-излучающая
теплопроводность является основным видом передачи энергии для большинства
звезд. Однако в некоторых частях звезд и в звездах с небольшими массами, почти
во всех из них, важную роль играет конвективный перенос энергии, т.е. передача
тепла через массы газа, которые поднимаются и опускаются из-за разницы
температур. Конвективный транспорт, когда он работает, намного эффективнее
радиационного, но конвекция происходит только там, где водород или гелий
частично ионизированы: В этом случае энергия их рекомбинации удерживает газовые
массы в движении. На Солнце зона конвекции занимает слой от поверхности до
глубины около 0.1 ее радиуса: Под этим слоем водород и гелий уже полностью
ионизированы. В холодных звездах полная ионизация происходит на большей
глубине, так что зона конвекции толще и охватывает большую часть объема.
Напротив, горячие звезды полностью ионизированы, почти с самой поверхности, так
что у них нет зоны внешней конвекции. Однако они имеют конвективное ядро, в
котором движения поддерживаются теплом, образующимся при ядерных реакциях.
Гигантские звезды и
супергигантские звезды имеют другую структуру, чем основные звезды
последовательности. Маленькое плотное ядро из них (1% от радиуса) содержит
20-30% массы, остальное — длинная разреженная оболочка, простирающаяся на
расстояния в десятки и сотни солнечных радиусов. Температура сердечников достигает
100 миллионов градусов и более. Белые карлики — по сути одни и те же ядра
гигантов, но лишены раковин и охлаждаются до 8-10 тысяч градусов. Плотный газ
сердечников и белые карлики обладают особыми свойствами, отличающимися от
свойств идеального газа. В нем энергия передается не излучением, а электронной
теплопроводностью, как в металлах. Давление такого газа зависит не от
температуры, а только от плотности, так что равновесие поддерживается даже в
том случае, если звезда остывает и не имеет источников энергии.
Химический состав
подповерхностного вещества звезды. на ранних стадиях ее эволюции аналогичен
составу звездной атмосферы, что определяется спектроскопическими наблюдениями
(диффузионное разделение может происходить только в течение времени, значительно
превышающего время жизни звезд). Со временем ядерные реакции изменяют
химический состав звездной атмосферы и внутреннюю структуру.
Как невооруженным глазом отличить планету от звезды на небе
Любуясь звездным небом можно увидеть, что некоторые объекты мерцают. Это звездочки. Они бликуют из-за преломления света, идущего от нее через воздушные потоки, которые бывают теплыми и холодными.
У горизонта звезды мерцают сильнее, так как между ними нашим глазом находится больше слоев атмосферы. Нет человека, не видевшего падающую звезду.
К глазу наблюдателя планеты находятся на более близком расстоянии, чем звезды, поэтому наш глаз различает их не как точки, а как светящиеся диски.
Падение яркости в одной точке компенсируется усилением яркости в другой. Из-за этого свет планет виден ровным и статичным.
Невооруженным глазом можно увидеть Меркурий, Венеру, Марс, Юпитер, Сатурн и иногда Уран. Нептун находится вне досягаемости нашего зрения.
Что такое звезда?
На древнееврейском языке слово «звезда» звучит как kôkāb (כוכב). Когда мы читаем Библию, мы хотим знать, как её понимали первые читатели. В нашем случае нам следует выяснить, какое значение древние евреи вкладывали в слово kôkāb. Здесь надо сказать, что это значение отличается от того, что думают о звёздах современные астрономы.
Вселенная вмещает около 10²² звёзд. Это число настолько велико, что даже компьютер, способный совершать каждую секунду триллион операций, досчитал бы до этого числа через 300лет. Библия говорит о том, что человеку невозможно подсчитать все звёзды.
Итак, библейское слово kôkāb, т.е. «звезда», означает любой небольшой небесный объект, включая метеориты («стреляющие звезды»). К звездам относится и то, что древнегреческие астрономы называли astēr planētēs (αστήρ πλανήτης), т.е. «блуждающие звезды», то, что сегодня мы называем «планеты». По идее сюда же относятся и планеты вокруг других звёзд, что, признаться, создает проблему для эволюционных теорий происхождения планет.3
Тем не менее, современные астрономы классифицируют звезды, как гигантские светящиеся шары из плазмы, находящиеся в состоянии гидростатического равновесия, при котором давление внешнего излучения уравновешивает внутреннюю гравитацию. Таким образом, следуя современному, а не библейскому, определению, наше Солнце является звездой. Это означает, что мы можем использовать Солнце в качестве объекта для сравнения с другими звёздами.
Какого размера красные карлики
Красные карлики – полноценные звёзды. Их масса – примерно втрое меньше, чем у Солнца, а температура поверхности около 3500 градусов. То есть они относительно холодные по сравнению с другими и их свет преимущественно в красном диапазоне, отчего эти звёзды и получили своё название.
Сравнительные размеры красных и коричневых карликов.
Размер красного карлика гораздо меньше солнечного. Самые маленькие из известных имеют радиус 11% и массу 8% солнечного. То есть радиус такого красного карлика – порядка 150 тысяч километров. Да, это немало в нашем понимании, но просто мизерная величина в звёздном масштабе. Но рядом с 10 – 20 км нейтронной звездой красный карлик колоссален. Даже белый карлик в 10 раз меньше красного.
С самыми маленькими звёздами разобрались. А какого же размера большие?
Экваториальные координаты Солнца в течение года
Экваториальные координаты Солнца в течение года изменяются неравномерно. Происходит это вследствие неравномерности движения Солнца по эклиптике и движения Солнца по эклиптике и наклона эклиптики к экватору. Половину своего видимого годового пути Солнце проходит за 186 суток с 21 марта по 23 сентября, а вторую половину за 179 суток с 23 сентября по 21 марта.
Неравномерность движения Солнца по эклиптике связана с тем, что Земля на протяжении всего периода обращения вокруг Солнца движется по орбите не с одинаковой скоростью. Солнце находится в одном из фокусов эллиптической орбиты Земли.
движение Земли по орбите
Из второго закона Кеплера известно, что линия, соединяющая Солнце и планету, за равные промежутки времени описывает равные площади. Согласно этому закону Земля, находясь ближе всего к Солнцу, т. е. в перигелии, движется быстрее, а находясь дальше всего от Солнца, т. е. в афелии — медленнее.
Ближе к Солнцу Земля бывает зимой, а летом — дальше. Поэтому в зимние дни она движется по орбите быстрее, чем в летние. Вследствие этого суточное изменение прямого восхождения Солнца в день зимнего солнцестояния равно 1°07′, тогда как в день летнего солнцестояния оно равно только 1°02′.
Различие скоростей движения Земли в каждой точке орбиты вызывает неравномерность изменения не только прямого восхождения, но и склонения Солнца. Однако за счет наклона эклиптики к экватору его изменение имеет другой характер. Наиболее быстро склонение Солнца изменяется вблизи точек равноденствия, а у точек солнцестояния оно почти не изменяется.
Знание характера изменения экваториальных координат Солнца позволяет производить приближенный расчет прямого восхождения и склонения Солнца.
Для выполнения такого расчета берут ближайшую дату с известными экваториальными координатами Солнца. Затем учитывают, что прямое восхождение Солнца за сутки изменяется в среднем на 1°, а склонение Солнца в течение месяца до и после прохождения точек равноденствия изменяется на 0,4° в сутки; в течение месяца перед солнцестояниями и после них — на 0,1° в сутки, а в течение промежуточных месяцев между указанными — на 0,3°.
Самые известные звезды Северного полушария
Летнее небо
«Летний треугольник» образован созвездиями Лиры, Лебедя и
Орла. Три главных звезды – Вега, Денеб и Альтаир – являются вершинами
перевернутого равнобедренного треугольника. Лира – музыкальный инструмент, на
котором играл сам Аполлон. Лебедь – Зевс, летящий в образе птицы на любовное
свидание с Ледой, матерью Близнецов.
Вега, альфа Лиры
– самая известная и самая изученная звезда северного неба. Расстояние между нею
и Солнцем – 25,3 световые года. Она вторая по яркости после Арктура на летнем
небе и третья на северном, после Сириуса.
Альтаир (по-арабски
— парящий орел) — альфа Орла, по яркости на 12-м месте. Лететь до нее 16,8
световых лет.
Денеб, альфа Орла
– самая крупная из известных науке, ее диаметр равен орбите Земли. Расстояние
вычислено неточно, более 1000 световых лет. 20-я по яркости на небе.
Зимнее небо
Выделяется созвездие Орион,
рядом Телец с группой Плеяды.
Охотник Орион воспылал страстью к 7-ми дочерям Атланта и
преследовал их. Те обратились за помощью к Зевсу, чтобы избавиться от него.
После долгих перипетий сестры были помещены на небо в виде звездного скопления
Плеяды. Орион за свое упрямство также был превращен в созвездие и расположился
сзади преследуемых им на Земле сестер.
Самые заметные объекты этой группы:
Альдебаран, альфа
Тельца – ярчайшая, красного цвета, звезда Северного полушария в 65 световых
годах от Земли.
Ригель, Бетельгейзе,
Беллатрикс – самые яркие в Орионе.
Пояс Ориона
состоит из звезд Альнилам, Минтака,
Альнитак. Их конфигурация повторяется в расположении пирамид в Гизе.
Изменение вида звездного неба в зависимости от места, времени суток и года
На движение небесной сферы в первую очередь влияет то, когда и откуда происходят наблюдения. Так, например, если наблюдатель находится в точке зенита, то видимые звезды для него никогда не изменятся. Они будут вращаться вокруг зенита и ни одна звезда не зайдет и не поднимется из-за горизонта. Именно поэтому с каждого из полюсов доступно лишь одно полушарие небосвода, а звезды второго будут все время скрыты.
Однако, не только суточный цикл планеты влияет на движение звезд. Земля также движется и вокруг Солнца, что тоже накладывает свой отпечаток. Каждый день траектория движения Солнца по небу немного изменяется. Ученые выяснили, что это изменение равно 4 угловым секундам, при скорости поворота планеты 1уг.сек/мин становится очевидно, что каждый день становится на 4 минуты длиннее или короче в зависимости от полушария. Для астрономов же это значит, что звездные сутки короче солнечных на 4 минуты.
Это также говорит о том, что каждую ночь созвездия, восходящие на небе смещаются по направлению с востока на запад на 4 угловых секунды вместе с солнцем. Таким образом каждый месяц длительность светового дня изменяется примерно на 1,5-2 часа, а, созвездия, которые можно было наблюдать на небе, полностью проходят путь через всю небесную сферу, уступая место следующим. Через год, когда планета делает полный оборот вокруг Солнца, этот цикл замыкается и начинается заново.
Видео: Небесная сфера
Старение звезды и изменение состава
Однако время не стоит на месте — и термоядерные реакции внутри звезд постепенно изменяют их состав. Главной и самой простой реакцией синтеза, который протекает в большинстве звезд во Вселенной, и в нашем Солнце в том числе, является протон-протонный цикл. В нем четыре атома водорода сливаются воедино, образуя в итоге один атом гелия и очень большой выход энергии — до 98% общей энергии звезды. Такой процесс называется еще «горением» водорода: в Солнце «сгорает» до 4 миллионов тонн водорода ежесекундно.
Как меняется состав звезды в процессе ее старения? Это мы можем понять того, что мы уже узнали о звездах в статье. Рассмотрим на примере нашего Солнца: количество гелия в ядре будет увеличиваться; соответственно, будет расти объем ядра звезды. Из-за этого увеличится площадь термоядерной реакции, а вместе с ней — интенсивность свечения и температура Солнца. Через 1 миллиард лет (в возрасте 5,6 млрд лет) энергия звезды вырастет на 10%. В возрасте 8 миллиардов лет (через 3 млрд лет от сегодняшнего дня) солнечное излучение составит 140% от современного — условия на Земле к тому времени поменяются настолько, что она в точности будет напоминать Венеру.
Рост интенсивности протон-протонной реакции сильно отразится на составе звезды — водород, мало затронутый с момента рождения, станет сгорать куда быстрее. Нарушится баланс между оболочкой Солнца и его ядром — водородная оболочка станет расширяться, а гелиевое ядро, наоборот, сужаться. В возрасте 11 миллиардов лет сила излучения из ядра звезды станет слабее сжимающей его гравитации — греть ядро теперь станет именно растущее сжатие.
Существенные изменения в составе звезды произойдут еще через миллиард лет, когда температура и сжатие ядра Солнца вырастет настолько, что запустится следующая стадия термоядерной реакции — «горение» гелия. В итоге реакции, атомные ядра гелия сначала сбиваются вместе, превращаясь в нестабильную форму бериллия, а затем в углерод и кислород. Сила этой реакции невероятно велика — когда будут зажигаться нетронутые островки гелия, Солнце будет вспыхивать до 5200 раз ярче, чем сегодня!
Во время этих процессов ядро Солнца будет продолжать накаляться, а оболочка расширится до границ орбиты Земли и значительно остынет — ибо чем больше площадь излучения, тем больше энергии теряет тело. Пострадает и масса светила: потоки звездного ветра будут уносить остатки гелия, водорода и новообразованных углерода с кислородом в далекий космос. Так наше Солнце превратится в красного гиганта. Полностью завершится развитие светила тогда, когда оболочка звезды окончательно истощится, и останется только плотное, горячее и маленькое ядро — белый карлик. Оно медленно будет остывать миллиардами лет.
Строение Солнца
Схема структуры Солнца. Изображение: Pbroks13 / Wikimedia Commons1-Ядро; 2-Зона лучистого переноса; 3-Зона конвективного переноса; 4-Фотосфера; 5-Хромосфера; 6-Корона; 7-Солнечные пятна; 8-Гранулы; 9-Протуберанец
Конечно, у Солнца, состоящего из газов, нет привычной нам твердой поверхности. Значительную ее часть составляет атмосфера, которая по мере движения к центру светила уплотняется. Тем не менее принято выделять 6 «слоев», из которых состоит звезда. Три из них являются внутренними, а следующие три образуют солнечную атмосферу.
Внутреннее строение Солнца
Внутренняя структура нашей звезды включает следующие слои:
Ядро
В центре светила располагается ядро. Именно в этой области идут термоядерные реакции. Радиус ядра оценивается в 150 тыс. км. Температура здесь не опускается ниже 13,5 млн градусов, а давление доходит до 200 млрд атм. Из-за этого вещество здесь находится в крайне плотном состоянии. Его плотность составляет 150 г/куб. см. Это в 7,5 раз выше плотности золота. Именно такие условия необходимы для протекания термоядерных реакций. Надо понимать, что именно в ядре вырабатывается энергия, которую и излучает Солнце. Все остальные области звезды лишь обогреваются ядром, но сами ее не вырабатывают.
Зона лучистого переноса
Над ядром располагается зона радиации, которую также именуют зоной лучистого переноса. Ее внешняя граница проходит по сфере радиусом 490 тыс. км. Температура постепенно падает от отметки в 7 млн градусов на границе с ядром до 2 млн градусов у внешней границы. Также и плотность вещества снижается с 20 до 0,2 г/куб. см. Тем не менее из-за высокой плотности атомы водорода не могут двигаться. То есть если при нагреве, например, воды ее теплые слои поднимаются на поверхность, перенося туда тепло, то здесь такой механизм не работает – вещество остается неподвижным. Единственный способ энергии пробраться через зону радиации – это длительная цепочка поглощений и излучений фотонов атомами водорода. Из-за этого фотон, возникший при термоядерной реакции в ядре, в среднем «пробирается» наружу через зону радиации примерно 170 тыс. лет!
Зона конвективного переноса
Выше располагается зона конвективного переноса толщиной 200 тыс. км. Здесь плотность уже невысока, и вещество активно перемешивается – нагретые газы поднимаются наверх, отдают тепло, остывают и снова погружаются вниз. Скорость газовых потоков может достигать 6 км/с. Именно это движение порождает магнитное поле Солнца. Температура на поверхности падает до 6000° С, а плотность на три порядка ниже плотности земной атмосферы.
Атмосфера
Атмосфера Солнца состоит из следующих слоев:
Фотосфера
Нижний слой атмосферы называют фотосферой. Именно она излучает тот свет, который согревает планеты Солнечной системы. Толщина фотосферы колеблется от 100 до 400 км. На внешней границе фотосферы температура падает до 4700° С.
Хромосфера
Над фотосферой располагается хромосфера – слой толщиной около 2000 км. Её яркость очень мала, поэтому с Земли её можно наблюдать довольно сложно. Удобнее всего это делать во время солнечных затмений. Она имеет специфический красный оттенок. В хромосфере можно наблюдать спикулы – столбы плазмы, выбрасываемые из нижних слоев хромосферы. Время существования одной спикулы не превышает 10 минут, а длина доходит до 20 тыс. км. Одновременно в хромосфере находится около миллиона спикул. Интересно, что с увеличением высоты температура хромосферы не падает, а растет, и на верхней границе может доходить до 20 000° С.
Корона
Верхний слой атмосферы называется короной. Ее верхняя граница до сих пор четко не определена. Вещество в ней крайне разрежено, однако температура в ней может достигать нескольких миллионов градусов. На сегодня ученым не удалось полностью объяснить, за счет каких механизмов солнечная корона разогревается до такой температуры. В короне можно наблюдать протуберанцы – выбросы солнечного вещества, чья высота над поверхностью звезды может достигать 1,7 млн км.
