Человека всегда интересовало «устройство» окружающего его мира – Вселенной. Имеет ли она границы? Что представляют собой небесные тела? Почему светит Солнце? Как далеко от нас расположены звезды, из чего они состоят? Множество других вопросов заставляло пытливых астрономов всех времен искать ответы на них. Находя эти ответы люди расширяли свои представления об окружающем их космосе.
Современная астрономия – наука, обладающая широким набором разнообразных методов познания Вселенной и сложнейшими приборами и устройствами для поиска ответов не все новые вопросы, возникающие по мере продвижения человека в глубины Вселенной.
Перечень известных на сегодня небесных тел периодически пополняется новыми открытиями.
Звезды, планеты и их спутники, черные дыры и пульсары, квазары, кометы и астероиды – далеко не полный состав всех космических «обитателей». А если говорить о внутренней классификации каждой из групп небесных тел, то только в категорию «звезды» включено множество разновидностей.
По температуре (теплоте) различают красные, желтые, белые, голубые, среди которых красные самые «холодные» - до 3 тысяч градусов, что примерно равняется температуре в пламени вольтовой дуги; желтые звезды - к ним относится и наше Солнце – имеют температуру около 6000 градусов; белые звезды «разогреты» от 10 до 20 тысяч градусов; голубоватые же звезды – самые горячие – свыше 30 тысяч (иногда до 100 тысяч) градусов. Но это температура поверхности звезд. Внутри эти светила разогреты до более высоких температур. Инструментально измерить ее не представляется возможным, а вот научные расчеты говорят о том, что звезды раскалены до 20 миллионов градусов. Хотя звезды и раскалены до таких температур, испускаемое ими тепло достигает нашей планеты в ничтожном количестве. Например, его хватило бы на нагрев наперстка воды на 2 градуса, если бы мы собирали тепло двухметровым вогнутым зеркалом от звезды Бетельгейзе в созвездии Ориона.
По размерам в звездном мире различают гиганты и карлики. Определяют размеры звезд, используя физические законы, в соответствие с которыми можно вычислить полную энергию, испускаемую одним квадратным сантиметром поверхности. Этот показатель пропорционален четвертой степени температуры тела. Дальнейшие вычисления позволяют получить величину поверхности звезды. Ну, а считая звезду шаром, без труда узнаем ее диаметр.
В созвездии Цефея расположена звезда VV – наибольшая из известных. Она больше Солнца по диаметру в 1100 раз. Есть звезды гораздо меньшие по размеру, чем наше Солнце. Это звезды-карлики. И крупные и мелкие звезды красного цвета относят к холодным. Звезды еще меньшего размера считаются белыми звездами-карликами. Их размеры сравнимы с размерами планет, они могут быть меньше Земли. Пример такого карлика – спутник Сириуса. При небольших размерах масса этого карлика сравнима с массой Солнца. Причина - в плотности, которая превышает плотность воды в тысячи раз (50 тонн на 1 кубический сантиметр). На Земле нам не известны вещества с такой плотностью, хотя атомы химических элементов белых карликов аналогичны земным. Все дело в действии высоких температур и огромного давления на электроны и ядра атомов. Именно в таких условиях происходит сближение ядер атомов и уплотнение веществ, слагаемых этими атомами.
В жизни звезд происходят различные события, которые наблюдатели на Земле отмечают как появление или исчезновение светил.
Еще во II веке до нашей эры великий ученый древности Гиппарх заметил в Скорпионе яркую звезду, которой здесь никогда не видел ни он, ни его предшественники.
Новая звезда, появившаяся в Скорпионе, проблистала недолго и, угаснув, скрылась из глаз. Гиппарх решил предпринять перепись звезд на всем небе, записать точно их места и яркость, чтобы потомки могли следить за тем, не появятся ли опять на небе новые звезды и не исчезают ли иногда давно известные. Случаи, подобные наблюденному Гиппархом, замечались и впоследствии. Их отмечали китайские и иные летописи. Во всех случаях конец был один: внезапно вспыхнувшая звезда — это новое светило — оказывалась недолговечной и через несколько месяцев исчезала, ослабевая с каждым днем. Во всех случаях яркость звезды начинает спадать — сначала быстро, потом все медленнее, и через несколько лет звезда по яркости становится такой же, какой она была до вспышки.
Внезапное увеличение яркости звезды вызвано резким увеличением размеров звездных покровов, или оболочек. Ее наружные слои раздуваются, как мыльный пузырь. Они разносятся во все стороны от центра со скоростью сотен километров в секунду.
Через несколько лет расширившаяся оболочка новой звезды становится достаточно велика, чтобы ее можно было видеть в телескоп. Такие туманные оболочки мы видим теперь вокруг новых звезд, вспыхивавших в 1901 году (в Персее), в 1918 году (в Орле) и т.д.
Сначала такая туманность имеет вид крохотного пятнышка, потом пятнышко увеличивается и превращается в колечко, в центре которого видна слабенькая звездочка — бывшая «новая».
Происходят на небосводе и вспышки «сверхновых» звезд. Яркость их блеска несколько дней затмевает блеск всех звезд той системы, где произошла вспышка. Они не сравними со звездами, названными гигантами и сверхгигантами. Сверхновые звезды ярче обычных новых звезд Спектр сверхновых звезд в наибольшем блеске не содержит заметных линий — ни темных, ни ярких. Последние потом появляются; они необычайной ширины, свидетельствующей о выбросе газов со скоростью около 6000 км/сек, но какие это газы, пока не совсем ясно.
