Уронив ключи в поток расплавленной лавы, попрощайся с ними, потому что, ну, чувак, они – всё.
- Джек Хэнди

Взглянув на нашу родную планету, можно заметить, что 70% её поверхности покрыто водой.

Мы все знаем, отчего это так: потому что океаны Земли всплывают над камнями и грязью, из которых состоит суша. Концепция плавучести, при которой менее плотные объекты всплывают над более плотными, погружающимися ниже, объясняет гораздо больше, чем просто океаны.

Тот же принцип, объясняющий, почему лёд плавает в воде, шар с гелием поднимается в атмосфере, а камни тонут в озере, объясняет, почему слои планеты Земля устроены именно так.

Наименее плотная часть Земли, атмосфера, плавает над водными океанами, которые плавают над земной корой, которая находится над более плотной мантией, которая не тонет в самую плотную часть Земли: в ядро.

В идеале самым стабильным состоянием Земли было бы такое, которое идеально распределялось бы на слои, на манер луковицы, и самые плотные элементы были в центре, а по мере продвижения наружу каждый последующий слой состоял бы из менее плотных элементов. И каждое землетрясение, на самом-то деле, двигает планету по направлению к этому состоянию.

И это объясняет строение не только Земли, но и всех планет, если вспомнить, откуда эти элементы взялись.

Когда Вселенная была молодой – возрастом всего в несколько минут – в ней существовали только водород и гелий. Все более тяжёлые элементы создавались в звёздах, и только когда эти звёзды погибли, тяжёлые элементы вышли во Вселенную, позволяя формироваться новым поколениям звёзд.

Но на этот раз смесь всех этих элементов – не только водорода с гелием, но и углерода, азота, кислорода, кремния, магния, серы, железа и других – формирует не только звезду, но и протопланетный диск вокруг этой звезды.

Давление изнутри наружу в формирующейся звезде выталкивает более лёгкие элементы, а гравитация приводит к тому, что неравномерности в диске коллапсируют и формируют планеты.

В случае Солнечной системы четыре внутренних мира являются самыми плотными из всех планет системы. Меркурий состоит из самых плотных элементов, которые не смогли удержать большое количество водорода и гелия.

Другие планеты, более массивные и более удалённые от Солнца (а следовательно, получающие меньше его излучения), смогли удержать больше этих ультралёгких элементов – так сформировались газовые гиганты.

У всех миров, как и на Земле, в среднем самые плотные элементы сосредоточены в ядре, а лёгкие формируют всё менее плотные слои вокруг него.

Неудивительно, что железо, самый стабильный элемент, и самый тяжёлый элемент, создаваемый в больших количествах на границе сверхновых, и есть самый распространённый элемент земного ядра. Но возможно, удивительным будет то, что между твёрдым ядром и твёрдой мантией находится жидкий слой толщиной более 2000 км: внешнее ядро Земли.

У Земли есть толстый жидкий слой, содержащий 30% массы планеты! А узнали мы о его существовании довольно остроумным методом - благодаря сейсмическим волнам, происходящим от землетрясений!

В землетрясениях рождаются сейсмические волны двух типов: основная компрессионная, известная, как Р-волна , проходящая продольным путём

И вторая сдвиговая волна, известная, как S-волна , похожая на волны на поверхности моря.

Сейсмические станции по всему миру способны улавливать Р- и S-волны, но S-волны не проходят через жидкость, а Р-волны не только проходят через жидкость, но и преломляются!

В результате можно понять, что у Земли есть жидкое внешнее ядро, вне которого находится твёрдая мантия, а внутри – твёрдое внутреннее ядро! Вот поэтому в ядре Земли содержатся самые тяжёлые и плотные элементы, и так мы знаем, что внешнее ядро – это жидкий слой.

Но почему внешнее ядро жидкое? Как и все элементы, состояние железа, твёрдое, жидкое, газообразное, или другое, зависит от давления и температуры железа.

Железо – элемент более сложный, чем многие привычные вам. Конечно, у него могут быть разные кристаллические твёрдые фазы, как указано на графике, но нас не интересуют обычные давления. Мы спускаемся к ядру земли, где давления в миллион раз превышают давление на уровне моря. А как выглядит фазовая диаграмма для таких высоких давлений?

Прелесть науки в том, что даже если у вас сразу нет ответа на вопрос, есть вероятность, что кто-то уже делал нужное исследование, в котором можно найти ответ! В этом случае, Аренс, Коллинз и Чен в 2001 году нашли ответ на наш вопрос.

И хотя на диаграмме показаны гигантские давления до 120 ГПа, важно помнить, что давление атмосферы составляет всего лишь 0.0001 ГПа, в то время как во внутреннем ядре давления достигают 330-360 ГПа. Верхняя сплошная линия показывает границу между плавящимся железом (вверху) и твёрдым (внизу). Вы обратили внимание, как сплошная линия в самом конце совершает крутой поворот вверх?

Для того, чтобы железо плавилось при давлении 330 ГПа, требуется огромная температура, сравнимая с той, что преобладает на поверхности Солнца. Эти же температуры при меньших давлениях легко будут поддерживать железо в жидком состоянии, а при более высоких – в твёрдом. Что это означает с точки зрения ядра Земли?

Это означает, что с охлаждением Земли падает её внутренняя температура, а давление остаётся неизменным. То есть, при формировании Земли, скорее всего, жидкой было всё ядро, и по мере охлаждения внутреннее ядро растёт! И в процессе этого, поскольку у твёрдого железа плотность выше, чем у жидкого, Земля потихоньку сжимается, что приводит к землетрясениям!

Так что, ядро Земли жидкое, поскольку оно достаточно горячее, чтобы расплавить железо, но только в регионах с достаточно низким давлением. По мере старения и охлаждения Земли всё большая часть ядра становится твёрдой, и поэтому Земля немного сжимается!

Если мы захотим заглянуть далеко в будущее, мы можем ожидать появления таких же свойств, какие наблюдаются у Меркурия.

Меркурий благодаря малому размеру уже значительно охладился и сжался, и обладает разломами длиной в сотни километров, появившимися из-за необходимости сжатия благодаря охлаждению.

Так почему у Земли жидкое ядро? Потому, что она ещё не охладилась. И каждое землетрясение – это небольшое приближение Земли к конечному, остывшему и насквозь твёрдому состоянию. Но не волнуйтесь, задолго до этого момента взорвётся Солнце, и все, кого вы знаете, будут уже очень давно мертвы.

Главная звезда созвездия Волопаса - Арктур - была первой звездой, которую удалось увидеть днем с помощью телескопа. Сделал это в 1635 г. современник Галилея французский астроном Морен. В те времена профессии астронома и астролога нередко сочетались в одном лице. Именно таким сыном своего века был и Морен, один из последних астрологов Франции, составивший гороскоп Людовику XIV.

Наблюдения Морена ныне может повторить каждый - лишь бы положение Арктура на дневном небе было известно с достаточной точностью. Арктур - очень яркая звезда (0,2 m). В списке самых ярких звезд земного неба она занимает шестое место. Характерно, что оранжевая окраска Арктура бросается в глаза даже начинающему наблюдателю.

В сравнении с Солнцем Арктур огромен (в 26 раз больше по диаметру), а потому может быть назван оранжевым гигантом. Он несколько холоднее Солнца (5000К на поверхности), но близость к Земле (11 пк) и значительные размеры позволяют Арктуру успешно соперничать в видимом блеске даже с такими исполинами, как Капелла.

Собственное движение Арктура весьма значительно - угловое расстояние, равное видимому поперечнику Луны, эта звезда проходит на небе примерно за 800 лет. Неудивительно поэтому, что Арктур был первой звездой, у которой Галлей еще в 1717 г. обнаружил явное движение в пространстве.

В те времена опровержение ложной идеи о неподвижности звезд имело не только чисто научное, но и огромное философское значение.

В созвездии Волопаса есть несколько интересных двойных звезд. Яркую звезду? В.Струве, основатель Пулковской обсерватории, считал красивейшей из двойных. Действительно, яркая желтая главная звезда 3 m имеет рядом с собой на удалении около 3″ голубоватый спутник 6 m . Главная звезда к тому же спектрально-двойная, и потому здесь перед нами система не из двух, а из трех солнц.

Звезда? Волопаса состоит из двух горячих голубых звезд (4,9 m и 5,8 m), разделенных промежутком в 5,0″. Каждая из них, судя по спектру, в свою очередь двойная - новый пример «четырехкратной» звезды.

Легко разделяется в телескоп красивая двойная? Волопаса. Главная оранжевая звезда 4,9 m имеет на расстоянии 5,3″ красный спутник 6,8 m . В этой паре компоненты разделены расстоянием всего в 32 а.е., а период обращения равен 150 годам.

Совершенно уникальна двойная? Волопаса. Две горячие голубые звезды 4,6 m обращаются вокруг общего центра масс с периодом 123 года по необычайно вытянутой орбите (ее эксцентриситет равен 0,96). К сожалению, оба компонента разделены промежутком всего в 1,2″, так что увидеть их в отдельности в школьный телескоп нельзя. Рядом с? Волопаса есть красноватая звездочка 5 m , обозначенная буквой W. Некоторые наблюдатели утверждают, что иногда ее блеск падает до 5,4 m . Другие не замечали никаких изменений ее блеска. Так, до сих пор и не решен вопрос, переменная это или стационарная звезда? Не поможете ли вы, читатель, решить эту проблему?

Принято считать, что ранняя весна - это лучшая пора для наблюдения галактик. Действительно, именно в это время года в наших широтах создаются наиболее благоприятные условия видимости самых разнообразных "звездных островов", оккупировавших созвездия Девы, Льва, Волос Вероники, Гончих Псов... Но с каждым новым днем продолжительность темного времени суток быстро сокращается, и вот уже незаметно приближается в период белых ночей.

Конец наблюдениям? Отнюдь, нет! И на светлом небе есть немало объектов, внешний вид которых совершенно не страдает от "недостатка темноты". В первую очередь это, конечно же, двойные звезды, будто нарочно "рассыпанные" чьей-то щедрой рукой по созвездию Волопаса - цели нашего ночного путешествия. Впрочем, в этом весеннем созвездии есть и несколько галактик, вполне доступных для любительских инструментов, в чем вы сами вскоре сможете убедиться.

Яркие звезды Волопаса образуют фигуру, напоминающую не то ромб, не то "парашют", прицепившийся к "хвосту" Большой Медведицы. "Стропы" этого парашюта сходятся к Арктуру (α Волопаса) - самой яркой звезде северного полушария небесной сферы. Ее блеск равен -0.04 m , и по этому показателю она всего на несколько сотых долей звездной величины все-таки "опередила" Вегу, часто упоминаемую в справочниках и кроссвордах как самую яркую звезду севера. Насыщенный же оранжевый цвет а Волопаса хорошо заметен даже при наблюдениях невооруженным глазом.

Согласно записям Морена, астролога французской королевы Анны Австрийской, в 1635 году ему впервые удалось увидеть звезду в телескоп днем. И этой звездой был Арктур. Сейчас, конечно, мало кого удивишь подобным наблюдением, которое, при желании, может повторить каждый любитель астрономии, но для того времени это было большим достижением.

Справочники говорят, что свет от Арктура идет до нас 40 лет (впрочем, согласно послед ним измерениям астрометрического спутника "Гиппарх", истинное расстояние до звезды может оказаться несколько большим). Любопытно, но именно этот факт стал главной причиной того, что Арктуру была предоставлена честь "осветить" Всемирную Выставку "Век прогресса" в день ее открытия, состоявшегося 17 мая 1933 года в Чикаго. Дело было так: с наступлением темноты на ярчайшую звезду Волопаса был направлен телескоп, к окуляру которого был прикреплен фотоэлемент. Пройдя через телескоп, свет от звезды попал на фотоэлемент, сработало реле, замкнувшее электрическую цепь, от которой на выставке зажглись все фонари. Сорокалетнее же путешествие световых лучей от Арктура до Земли должно было отразить то обстоятельство, что предыдущая Всемирная выставка состоялась в Чикаго как раз 40 лет назад.

В нескольких градусах к западу от Арктура находится хорошо заметный невооруженным глазом треугольник звезд η, τ, и υ Волопаса. Самая западная из них - τ Волопаса - еще недавно считалась вполне заурядной звездочкой, правда, весьма похожей на наше Солнце. Интересно, а нет ли у нее еще и планеты, похожей на Землю? Специально предпринятые исследования показали, что по-крайней мере одна планета там есть! В наземные телескопы ее увидеть невозможно, но она обнаруживает себя и гравитационному воздействию на звезду, вокруг которой обращается. В результате этого воздействия τ Волопаса то слегка приближается к нам, то удаляется от нас, что проявляется в периодических колебаниях всех линий в ее спектре. Судя по этим колебаниям, невидимая планета почти в 4 раза массивнее Юпитера, но находится чрезвычайно близко от своей звезды - в восемь раз ближе, чем Меркурий от Солнца! Подобные условия, очевидно, отнюдь не способствуют возникновению там жизни, но может быть, в этой системе имеются и другие планеты?

Мысленно прочертив линию по направлению от η к υ Волопаса и трижды отложив на ней длину отрезка, соединяющего эти звезды, мы попадем в юго-западный угол созвездия. Здесь, вблизи границы с созвездием Девы находится спиральная галактика NGC 5248 - самый яркий представитель этого класса объектов Волопаса. На темном небе ее туманное сияние может быть замечено даже в 65-мм "Алькор". В 20-см телескоп уже хорошо видна ее овальная форма, вытянутая в направлении восток-запад, и неяркое звездообразное ядро. Американский астроном Брайан Скифф, наблюдая NGC 5248 в свой 30-см "Кассегрен", отметил небольшое темное "пятно" к югу от ядра галактики, делающее ее похожей на знаменитую галактику Черный глаз (М64) в Волосах Вероники. Интересно, удалось ли еще кому-нибудь из владельцев крупных телескопов подметить это сходство? Напишите нам о своих впечатлениях.

Но приступим же, наконец, к осмотру двойных звезд Волопаса, как и было обещано в начале статьи. Наиболее известной звездной парой созвездия является Пульхерима (ε Волопаса) или, в переводе с латинского, наипрекраснейшая. Такое поэтическое имя этой звезде дал великий русский астроном В. Я. Струве в середине прошлого века.

Однако известная - это еще не значит, что легкая для наблюдений, особенно для небольшого телескопа типа 110-мм "Мицара". Причина "сложности" лежит в большой разнице блеска компонентов этой системы - слабый спутник может запросто потеряться в ярком сиянии главной звезды, особенно, если наблюдения проводятся в ветреную ночь. Если же вы проявите терпение и дождетесь успокоения атмосферы, то будете награждены замечательной игрой красок: маленькое темно-синее "вкрапление" звезды-спутника то появляется, то вновь пропадает на фоне яркого желтого сияния главной звезды.

Еще одна разноцветная звездная пара, стоящая того, чтобы потратить время на ее наблюдения, обозначается на картах, как ξ Волопаса . Найти ее не составляет труда, поскольку она видна невооруженным глазом, образуя равносторонний треугольник с Арктуром и Пульхеримой. В этой паре главная звезда - желтая, а спутник - красный (не хватает только зеленого для полной аналогии со светофором). Компоненты ξ Волопаса имеют большую разницу в блеске, но находятся на довольно значительном угловом расстоянии друг от друга, поэтому эта двойная без труда разделяется даже в самые скромные инструменты.

Для продолжения знакомства с небесными объектами Волопаса перенесемся в северо-западный угол созвездия. Здесь рядом друг с другом расположены сразу две легкие и широкие двойные звезды - κ и ι Волопаса . Поначалу мне показалось, что звезды этих систем совершенно бесцветны, но последующие наблюдения изменили мое мнение. Больше "цвета" у ι Волопаса : уставная звезда в этой паре выглядит светло-желтой, а спутник - не то темно-желтым, не то почти коричневым. Двойная к Волопаса менее интересна - белоснежная главная звезда и слегка голубоватый спутник.

К северо-востоку от этой пары, у самой северной границы созвездия находится спиральная галактика NGC 5687 - маленькое круглое пятнышко с заметным усилением яркости к центру. Честно говоря, объект весьма посредственный, но его довольно легко искать - галактика лежит всего в двух угловых минутах к северу от звезды 9-й величины, обозначенной на картах атласа "Uranometria 2000.0" (этот атлас, на мой яд, является "обязательным" для всех настоящих наблюдателей галактик, туманностей и скоплений).

В нескольких градусах к югу от NGC 5687 расположена целая группа галактик, особенно интересная для владельцев крупных телескопов. Две достаточно яркие звездочки 6-й величины ограничивают поле в 1 градус и служат отличным ориентиром для ваших поисков. Самый яркий член группы - спиральная галактика NGC 5676 . В 20-см телескоп она выглядит заметно вытянутым с севера на юг равномерно светящимся пятнышком без каких-либо деталей.

Всего в полуградусе к северо-западу от NGC 5676 можно отыскать еще одну спиральную галактику - NGC 5660 , которая видна, как круглое пятнышко без усиления яркости к центру. Поверхностная яркость этой галактики значительно ниже, чем у предыдущего объекта, и вам, возможно, не сразу удастся ее заметить. В этом случае попробуйте немного покачать трубу телескопа - глазу будет леще заметить движущийся объект.

Фотография из Паломарского обзора, приведенная на этой странице, показывает, что к этой группе принадлежат еще две спиральные галактики - NGC 5673 и IC 1029 . Мне не удалось увидеть их в свой 20-см телескоп, но, может быть, вам повезет больше?

Если они все-таки не проявляют своего присутствия, попробуйте найти галактику NGC 5689 расположенную в 50" к юго-востоку от NGC 5676 в аномально бедном звездами районе. Она поярче, но сказать о ней что-либо, помимо того, что она имеет слегка вытянутую форму и яркое ядро, в принципе и нечего.

Но вернемся к двойным звездам. Немного восточнее обследованной нами группы галактик расположена одна из самых привлекательных звездных пар созвездия - 39 Волопаса . Составляющие ее компоненты настолько одинаковы как по цвету (обе белые), так и по блеску, что создается впечатление, будто это и не звезды вовсе, а глаза неведомого животного, глядящего на вас из космической тьмы. Как хорошо все же после всех этих иллюзорных галактик вновь видеть яркие и красивые объекты!

К их числу, несомненно, относится и звезда μ Волопаса , которая лежит около восточной границы созвездия. В бинокль или телескоп с небольшим увеличением - это обычная широкая пара, состоящая из двух бесцветных звезд. Но стоит немного поднять увеличение, как слабейшая из звезд начинает "расщепляться" на две одинаковых "половинки". Наблюдения с максимальным увеличением позволят вам насладиться видом всех трех звезд, составляющих эту систему с "секретом".

Закончим же наш обзор небесных сокровищ Волопаса на довольно нетипичном для этого созвездия объекте - шаровом звездном скоплении NGC 5466 . Так же, как и большинство других туманных объектов Волопаса, это скопление находится вблизи границы созвездия, в 8 градусах к западу от Пульхеримы. Скопление достаточно яркое, и его можно попытаться отыскать даже с помощью сильного бинокля. Хотя телескоп, конечно, подойдет гораздо лучше: мой 20-см "Ньютон" показывает скопление, как довольно большое круглое пятно без усиления яркости к центру, рядом с которым обращает на себя внимание прямая цепочка из семи звездочек. При наблюдениях с большим увеличением мне показалось, что на фоне скопления время от времени вспыхивают "искорки", видимо так глаз пытается уловить отдельные слабые звезды, среди которых нет лидеров в блеске. Попробуйте сравнить вид этого объекта с шаровым скоплением М3, которое находится в соседнем созвездии Гончих Псов, всего в 5 градусах к западу от NGC 5466. Скопление в Гончих Псах, несомненно, ярче и крупнее, но разве интересно смотреть только на легкие и известные объекты?

Эпсилон Волопаса (др. названия: Ицар, Пульхеррима) – двойная звезда, которая находится на расстоянии 270 св. года (64 парсек) от Солнца, в .

Варианты названий

В переводе с арабского Ицар или Изар означает «пояс», что созвучно с – в переводе «поясница» (Большой Медведицы). По этой причине в трудах европейских астрономов средневековья данную звезду можно встретить под названиями Мезер (араб. «пояс»), Мирах или Мирак (производная от Мицар — араб. «поясница»).

Второе название звезды Пульхеррима происходит от латинского и переводится как «прекрасная». Такое название дал ей российско-немецкий астроном Василий Струве, будучи восхищенным звездой Эпсилон Волопаса.

Характеристики компонентов Ицар

Компонент A

• Масса - 4,6 массы Солнца
• Радиус – 33 радиуса Солнца
• Температура – 4 550 К
• Светимость – 501 светимости Солнца
• Возраст – 33,2 – 41,6 млн лет
• – K0 II-IIII
• Видимая звездная величина 2.37

Компонент A звезды Ицар является ярким оранжевым, который находится на завершающем этапе своей жизни. Расстояние от основного компонента системы до Эпсилон Волопаса B составляет около 185 а.е. или 3 угловые секунды. Масса второго компонента около двух солнечных, а видимая звездная величина – 5,12. Компонент B имеет спектральный класс A0, то есть является горячим белым гигантом, который вскоре перейдет на стадию оранжевого гиганта, после – красного, и в конце, также, как и компонент A, станет белым карликом.

Данные для наблюдения: прямое восхождение – 14 ч 44 м 59.2 с, склонение +27° 04′ 11″.

Примечание:

1. (Альфа Большого Пса ; α CMa,Сириус ). Самая яркая звезда в созвездии Большого Пса и самая яркая звезда в небе. Это визуально-двойная звезда с периодом обращения 50 лет, основной компонент которой (A) является A-звездой, а второй компонент (B, Щенок) - белым карликом 8-й звездной величины. Сириус B оптически был впервые обнаружен в 1862г, а его тип был определен по спектру в 1925г. Сириус удален от нас на расстояние 8,7 световых лет и по близости к Солнечной системе занимает седьмое место. Название унаследовано от древних греков и означает "опаляющий", что подчеркивает блеск звезды. В связи с именем созвездия, к которому принадлежит Сириус, его называют также "Собачьей звездой". Третья звезда, коричневый карлик, ближе к (А), чем компонент (В), открыта французскими астрономами в 1995г.
2. (Альфа Волопаса , α Boo, Арктур ). Самая яркая звезда в созвездии Волопаса, оранжевый гигант, K-звезда, четвертая по яркости звезда в небе. Двойная, переменная. Название имеет греческое происхождение и означает “сторож медведя”. Арктур был первой звездой, которую удалось увидеть днём с помощью телескопа французскому астроному и астрологу Морен в 1635 году.
3. (Альфа Лиры ; α Lyr, Вега ). Самая яркая звезда в созвездии Лиры и пятая по яркости звезда в небе. Это A-звезда. В 2005 году космическим телескопом «Спитцер» были получены изображения Веги, а также окружающей звезду пыли в инфракрасном спектре. Вокруг звезды формируется планетная система.
4. (Альфа Возничего ; α Aur, Капелла ). Самая яркая звезда в созвездии Возничего, спектрально-двойная звезда, в которой основной компонент - гигантская G-звезда. Ее имя латинского происхождения и означает “маленькая козочка”.
5. (Бета Ориона ; β Ori, Ригель ). Самая яркая звезда в созвездии Ориона. Для ее обозначения использована греческая буква Бета, хотя она чуть ярче Бетельгейзе, обозначенной как Альфа Ориона. Ригель - сверхгигант, B-звезда с компаньоном 7-й звездной величины. Название, имеющее арабское происхождение, означает "нога гиганта".
6. (Альфа Малого Пса ; α CMi, Процион ). Самая яркая звезда в созвездии Малого Пса. Процион занимает по яркости пятое место среди всех звезд. В 1896 г. Дж. M. Шеберль обнаружил, что Процион представляет собой двойную систему. Главный компаньон - нормальная F-звезда, а слабый компаньон - белый карлик 11-й звездной величины. Период обращения системы составляет 41 год. Название Процион имеет греческое происхождение и означает "перед собакой" (напоминание о том, что звезда восходит перед "Собачьей звездой", т.е. Сириусом).
7. (Альфа Орла ; α Aql, Альтаир ). Самая яркая звезда в созвездии Орла. Арабское слово "альтаир" означает "летящий орел". Альтаир - А-звезда. Это одна из ближайших среди наиболее ярких звезд (находящаяся на расстоянии 17 световых лет).
8. (Альфа Ориона ; α Ori, Бетельгейзе ). Красный сверхгигант, M-звезда, одна из самых больших известных звезд. Посредством точечной интерферометрии и другими интерференционными методами удалось измерить ее диаметр, который оказался равным примерно 1000 диаметров Солнца. Было обнаружено и присутствие больших ярких “звездных пятен”. Наблюдения в ультрафиолете, проведенные с помощью Космического телескопа Хаббла, показали, что Бетельгейзе окружена обширной хромосферой, масса которой составляет приблизительно двадцать солнечных. Переменная. Яркость нерегулярно изменяется между величинами 0,4 и 0,9 с периодом около пяти лет. Примечателен тот факт, что за время наблюдения с 1993 по 2009 год диаметр звезды уменьшился на 15 %, с 5.5 астрономических единиц до приблизительно 4.7, и астрономы пока не могут объяснить с чем это связано. При этом яркость звезды не изменилась сколько-нибудь заметно за это время.
9. (Альфа Тельца ; α Tau, Альдебаран ). Самая яркая звезда в созвездии Тельца. Арабское название означает “следующий” (т.е. идущий вслед за Плеядами). Альдебаран - гигантская K-звезда. Переменная. Хотя в небе звезда выглядит частью скопления Гиад, фактически она не является его членом, находясь вдвое ближе к Земле. В 1997 сообщалось о возможном существовании у него спутника - крупной планеты (или небольшого коричневого карлика), с массой равной 11 массам Юпитера на расстоянии 1,35 а.е. Беспилотный космический аппарат Пионер-10 направляется в сторону Альдебарана. Если с ним ничего не случится по пути, он достигнет области звезды примерно через 2 миллиона лет.
10. (Альфа Скорпиона ; α Sco, Антарес ). Самая яркая звезда в созвездии Скорпиона. Красный сверхгигант, M-звезда, переменная, двойная Название имеет греческое происхождение и означает “конкурент Марса”, что напоминает о замечательном цвете этой звезды. Антарес- полуправильная переменная звезда, яркость которой изменяется между звездными величинами 0,9 и 1,1 с пятилетним периодом. Имеет голубую звезду- компаньона 6-й звездной величины, удаленную всего на 3 дуговых секунды. Антарес В был открыт во время одного из таких покрытий 13 апреля 1819 года. Период обращения спутника — 878 лет.
11. (Альфа Девы ; α Vir, Спика ). Самая яркая звезда в созвездии Девы. Это затменная двойная, переменная, яркость которой изменяется примерно на 0,1 звездной величины с периодом 4,014 суток. Основной компонент - бело-голубая B-звезда с массой около одиннадцати масс Солнца. Название означает "кукурузный початок".
12. (Бета Близнецов ; β Gem, Поллукс ). Самая яркая звезда в созвездии Близнецов, хотя ее обозначение - Бета, а не Альфа. Кажется маловероятным, что Поллукс со времен Байера (1572-1625) стал ярче. Поллукс - оранжевый гигант, K-звезда. В классической мифологии близнецы Кастор и Поллукс были сыновьями Леды. В 2006г у звезды обнаружена экзопланета.
13. (Альфа Южной Рыбы ; α PsA,
14. (Эпсилон Большого Пса ; ε CMa, Адара ). Вторая по яркости (после Сириуса) звезда в созвездии Большого Пса, гигантская B-звезда. Имеет звезду-компаньон 7,5 m . Арабское название звезды означает “девственница”. Примерно 4,7 миллиона лет назад расстояние от ε Большого Пса до Земли составляло 34 световых года, и звезда была ярчайшей на небе, её блеск был равен −4,0 m
15. (Альфа Близнецов ; α Gem, Кастор ). Вторая по яркости в созвездии Близнецов после Поллукса. Ее звездная величина при наблюдении невооруженным глазом оценивается как 1,6, но это - объединенная яркость множественной системы, состоящей по крайней мере из шести компонентов. Имеются две А-звезды с звездными величинами 2,0 и 2,9, образующие близкую визуальную пару, каждая из которых спектрально-двойная, и более отдаленная красная звезда 9-й звездной величины, которая является затменной двойной.
16. (Гамма Ориона ; γ Ori, Беллатрикс ). Гигант, B-звезда, переменная, двойная. Название имеет латинское происхождение и означает “женщина-воительница”. Одна из 57 навигационных звёзд древности
17. (Бета Тельца ; β Tau, Нат ). Вторая по яркости в созвездии Тельца, лежащая на острие одного из рогов быка. Название происходит от арабского выражения "бодающий рогами". Эта звезда на старинных картах изображала правую ногу человеческой фигуры в созвездии Возничего и имела другое обозначение, Гамма Возничего. Эльнат - B-звезда.
18. (Эпсилон Ориона ; ε Ori, Альнилам ). Одна из трех ярких звезд, образующих пояс Ориона. Арабское название переводится как "нитка жемчуга". Альнилам - сверхгигант, В-звезда, переменная
19. (Дзета Ориона ; ζ Ori, Альнитак ). Одна из трех ярких звезд, образующих пояс Ориона. Арабское название переводится как "пояс". Альнитак - сверхгигант, О-звезда, тройная звезда.
20. (Эпсилон Большой Медведицы ; ε UMa, Алиот ). Самая яркая звезда в созвездии Большой Медведицы. Греческие буква в данном случае закреплены за звездами в порядке их положения, а не яркости. Алиот - А-звезда, возможно имеет планету в 15 раз массивнее Юпитера.
21. (Альфа Большой Медведицы ; α UMa, Дубхе ). Одна из двух звезд (вторая - Мерак) Большого Ковша в Большой Медведице, называемых Указателями. Гигант, K-звезда, переменная. Компаньон 5-й звездной величины вращается вокруг нее с периодом в 44 года. Дубхе, буквально "медведь", является сокращенной версией арабского названия, означающего "спина большего медведя".
22. (Альфа Персея ;α Per, Мирфак ). Самая яркая звезда в созвездии Персея. Желтый сверхгигант, F- звезда, переменная. Название, арабского происхождения, означает "локоть".
23. (Эта Большой Медведицы ; η UMa, Бенетнаш ). Звезда расположенная в конце “хвоста”. B-звезда, переменная. Арабское название означает “руководитель плакальщиков” (для арабов созвездие виделось как катафалк, а не медведь).
24. (Бета Большого Пса ; β CMa, Мирзам ). Вторая по яркости в созвездии Большого Пса. Гигантская B- звезда, переменная, представляет собой прототип класса слабо переменных звезд типа Беты Большого Пса. Ее яркость изменяется каждые шесть часов на несколько сотых долей звездной величины. Такой низкий уровень переменности невооруженным глазом не обнаруживается.
25. (Альфа Гидры ; α Hya, Альфард ). Самая яркая звезда в созвездии Гидры. Имя арабского происхождения означает “уединившаяся змея”. Альфард - K-звезда, переменная, тройная.
26. (Альфа Малой Медведицы ; α UMi, Полярная ). Самая яркая звезда в созвездии Малой Медведицы, находящаяся вблизи северного небесного полюса (на расстоянии меньше одного градуса). Полярная является ближайшей к Земле пульсирующей переменной звездой типа дельта Цефея с периодом 3,97 дней. Но Полярная — очень нестандартная цефеида: её пульсации затухают за время порядка десятков лет: в 1900 изменение яркости составляло ±8 %, а в 2005 — приблизительно 2 %. Кроме того, за это время звезда стала в среднем на 15 % ярче.