Как рисовать речных рыб. Рисование рыбки

Рассмотрим кратко основные этапы эволюции звезд.

Изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезды со временем.

Фрагментация вещества. .

Предполагается, что звезды образуются при гравитационном сжатии фрагментов газопылевого облака. Так, местами звездообразования могут являться так называемые глобулы.

Глобула - плотное непрозрачное молекулярно-пылевое (газопылевое) межзвездное облако, которое наблюдается на фоне светящихся облаков газа и пыли в виде темного круглого образования. Состоит преимущественно из молекулярного водорода (H 2) и гелия ( He ) с примесью молекул других газов и твердых межзвездных пылинок. Температура газа в глобуле (в основном, температура молекулярного водорода) T ≈ 10 ÷ 50К, средняя плотность n ~ 10 5 частиц/см 3 , что на несколько порядков больше, нежели в самых плотных обычных газопылевых облаках, диаметр D ~ 0,1 ÷ 1 . Масса глобул М ≤ 10 2 × M ⊙ . В некоторых глобулах наблюдаются молодые типа T Тельца.

Облако сжимается под действием собственной гравитации из-за гравитационной неустойчивости, которая может возникнуть либо самопроизвольно, либо как результат взаимодействия облака с ударной волной от сверхзвукового потока звездного ветра от находящегося неподалеку другого источника звездообразования. Возможны и другие причины возникновения гравитационной неустойчивости.

Теоретические исследования показывают, что в условиях, которые существуют в обычных молекулярных облаках (T ≈ 10 ÷ 30К и n ~ 10 2 частиц/см 3), первоначальное может происходить в объемах облака с массой М ≥ 10 3 × M ⊙ . В таком сжимающемся облаке возможен дальнейший распад на менее массивные фрагменты, каждый из которых будет также сжиматься под действием собственной гравитации. Наблюдения показывают, что в Галактике в процессе звездообразования рождается не одна , а группа звезд с разными массами, например, рассеянное звездное скопление.

При сжатии в центральных районах облака плотность возрастает, в результате чего наступает момент, когда вещество этой части облака становится непрозрачным к собственному излучению. В недрах облака возникает устойчивое плотное сгущение, которое астрономы называют ой.

Фрагментация вещества – распад молекулярно-пылевого облака на более ме ие части, дальнейшее которых приводит к появлению .

– астрономический объект, находящийся в стадии , из которого спустя некоторое время (для солнечной массы это время T ~ 10 8 лет) образуется нормальная .

При дальнейшем падении вещества из газовой оболочки на ядро (аккреция) масса последнего, а следовательно, температура и увеличиваются настолько, что газовое и лучистое давление сравниваются с силами . Сжатие ядра останавливается. Формирующаяся окружена непрозрачной для оптического излучения газопылевой оболочкой, пропускающей наружу лишь инфракрасное и более длинноволновое излучение. Такой объект ( -кокон) наблюдается как мощный источник радио и инфракрасного излучений.

При дальнейшем росте массы и температуры ядра световое давление останавливает аккрецию, а остатки оболочки рассеиваются в космическом пространстве. Появляется молодая , физические характеристики которой зависят от ее массы и начального химического состава.

Основным источником энергии рождающейся звезды является, по-видимому, энергия, высвобождающаяся при гравитационном сжатии. Это предположение следует из теоремы вириала: в стационарной системе сумма потенциальной энергии E п всех членов системы и удвоенной кинетической энергии 2 E к этих членов равна нулю:

E п + 2 E к = 0. (39)

Теорема справедлива для систем частиц, движущихся в ограниченной области пространства под действием сил, величина которых обратно пропорциональна квадрату расстояния между частицами. Отсюда следует, что тепловая (кинетическая) энергия равна половине гравитационной (потенциальной) энергии. При сжатии звезды полная энергия звезды уменьшается, при этом уменьшается гравитационная энергия: половина изменения гравитационной энергии уходит от звезды через излучение, за счет второй половины увеличивается тепловая энергия звезды.

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны; процесс конвекции охватывает все области светила. Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за . Пока ещё не установлено, звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере замедления сжатия молодая приближается к главной последовательности.

По мере сжатия звезды начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста центральной температуры, вызываемого сжатием, а затем и к её понижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца этого не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и . Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в ходе ядерных реакций, и относятся к так называемым ; их судьба - это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся ядерных реакций .

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Звезды с массой больше 8 солнечных масс уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, чтобы они компенсировали потери энергии на излучение, пока накапливалась масса ядра. У этих звёзд истечение массы и настолько велики, что не просто останавливают коллапсирование ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, отта ивает их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака.

Главная последовательность

Температура звезды растет, пока в центральных областях не достигнет значений, достаточных для включения термоядерных реакций, которые затем становятся главным источником энергии звезды. Для массивных звезд ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) – это «сгорание» водорода в углеродном цикле; для звезд с массой, равной или меньшей массы Солнца, энергия выделяется в протон-протонной реакции. переходит в стадию равновесия и занимает свое место на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела: у звезды большой массы температура в ядре очень высокая ( T ≥ 3 × 10 7 K ), выработка энергии весьма интенсивна, – на главной последовательности занимает место выше Солнца в области ранних ( O … A , (F )); у звезды небольшой массы температура в ядре сравнительно невысока ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), выработка энергии не столь интенсивна, – на главной последовательности занимает место рядом или ниже Солнца в области поздних (( F ), G , K , M ).

На главной последовательности проводит до 90% времени, отпущенного природой на ее существование. Время нахождения звезды на стадии главной последовательности также зависит от массы. Так, с массой M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O или B находится в стадии главной последовательности около 10 7 лет, в то время как красный карлик K 5 с массой M ≈ 0,5 × M ⊙ находится в стадии главной последовательности около 10 11 лет, то есть время, сравнимое с возрастом Галактики. Массивные горячие звезды быстро переходят в следующие этапы эволюции, холодные карлики находятся в стадии главной последовательности все время существования Галактики. Можно предположить, что красные карлики являются основным типом населения Галактики.

Красный гигант (сверхгигант).

Быстрое выгорание водорода в центральных районах массивных звезд приводит к появлению у них гелиевого ядра. При доле массы водорода в несколько процентов в ядре практически полностью прекращается углеродная реакция превращения водорода в гелий. Ядро сжимается, что приводит к увеличению его температуры. В результате разогрева, вызванного гравитационным сжатием гелиевого ядра, «загорается» водород и начинается энерговыделение в тонком слое, расположенном между ядром и протяженной оболочкой звезды. Оболочка расширяется, радиус звезды увеличивается, эффективная температура уменьшается, растет. «уходит» с главной последовательности и переходит в следующую стадию эволюции – в стадию красного гиганта или, если масса звезды M > 10 × M ⊙ , в стадию красного сверхгиганта.

С ростом температуры и плотности в ядре начинает «гореть» гелий. При T ~ 2 × 10 8 K и r ~ 10 3 ¸ 10 4 г/см 3 начинается термоядерная реакция, которая называется тройным a -процессом: из трех a -частиц (ядер гелия 4 He ) образуется одно устойчивое ядро углерода 12 C . При массе ядра звезды M < 1,4 × M ⊙ тройной a -процесс приводит к взрывному характеру энерговыделения - гелиевой вспышке, которая для конкретной звезды может повторяться неоднократно.

В центральных областях массивных звезд, находящихся в стадии гиганта или сверхгиганта, увеличение температуры приводит к последовательному образованию углеродного, углеродно-кислородного и кислородного ядер. После выгорания углерода наступают реакции, в результате которых образуются более тяжелые химические элементы, возможно и ядра железа. Дальнейшая эволюция массивной звезды может привести к сбросу оболочки, вспышке звезды как Новой или , с последующим образованием объектов, которые являются заключительной стадией эволюции звезд: белого карлика, нейтронной звезды или черной дыры.

Завершающая стадия эволюции – стадия эволюции всех нормальных звезд после исчерпания этими ми термоядерного горючего; прекращение термоядерных реакций как источника энергии звезды; переход звезды в зависимости от ее массы в стадию белого карлика, или черной дыры.

Белые карлики - последняя стадия эволюции всех нормальных звезд с массой M < 3 ÷ 5 × M ⊙ после исчерпания этими ми термоядерного горючего. Пройдя стадию красного гиганта (или субгиганта), такая сбрасывает оболочку и оголяет ядро, которое, остывая, и становится белым карликом. Небольшой радиус (R б.к ~ 10 -2 × R ⊙ ) и белый или бело-голубой цвет (T б.к ~ 10 4 К) определили название этого класса астрономических объектов. Масса белого карлика всегда меньше 1,4 × M ⊙ - доказано, что белые карлики с большими массами существовать не могут. При массе, сравнимой с массой Солнца, и размерах, сравнимых с размерами больших планет Солнечной системы, белые карлики обладают огромной средней плотностью: ρ б.к ~ 10 6 г/см 3 , то есть гирька объемом 1 см 3 вещества белого карлика весит тонну! Ускорение свободного падения на поверхности g б.к ~ 10 8 см/с 2 (сравни с ускорением на поверхности Земли - g з ≈ 980 см/с 2). При такой гравитационной нагрузке на внутренние области звезды равновесное состояние белого карлика поддерживается давлением вырожденного газа (в основном, вырожденного электронного газа, так как вклад ионной компоненты мал). Напомним, что вырожденным называется газ, в котором отсутствует максвелловское распределение частиц по скоростям. В таком газе при определенных значениях температуры и плотности число частиц (электронов), имеющих любую скорость в пределах от v = 0 до v = v max , будет одинаковым. v max определяется плотностью и температурой газа. При массе белого карлика M б.к > 1,4 × M ⊙ максимальная скорость электронов в газе сравнима со скоростью света, вырожденный газ становится релятивистским и его давление уже неспособно противостоять гравитационному сжатию. Радиус карлика стремится к нулю - “схлопывается” в точку.

Тонкие горячие атмосферы белых карликов состоят либо из водорода, при этом других элементов в атмосфере практически не обнаруживается; либо из гелия, при этом водорода в атмосфере в сотни тысяч раз меньше, нежели в атмосферах нормальных звезд. По виду спектра белые карлики относятся к спектральным классам O, B, A, F. Чтобы “отличить” белые карлики от нормальных звезд, перед обозначением ставится буква D (DOVII, DBVII и т.д. D - первая буква в английском слове Degenerate - вырожденный). Источником излучения белого карлика является запас тепловой энергии, который белый карлик получил, будучи ядром звезды-родительницы. Многие белые карлики получили в наследство от родительницы и сильное магнитное поле, напряженность которого H ~ 10 8 Э. Полагают, что число белых карликов составляет около 10% от общего числа звезд Галактики.

На рис. 15 приведена фотография Сириуса - ярчайшей звезды неба (α Большого Пса; m v = -1 m ,46; класс A1V). Видимый на снимке диск является следствием фотографической иррадиации и дифракции света на объективе телескопа, то есть диск самой звезды на фотографии не разрешается. Лучи, идущие от фотографического диска Сириуса, - следы искажения волнового фронта светового потока на элементах оптики телескопа. Сириус находится на расстоянии 2,64 от Солнца, свет от Сириуса идет до Земли 8,6 лет - таким образом, это одна из самых близких к Солнцу звезд. Сириус в 2,2 раза массивнее Солнца; его M v = +1 m ,43, то есть наш сосед излучает энергии в 23 раза больше, нежели Солнце.

Рисунок 15.

Уникальность фотографии заключается в том, что вместе с изображением Сириуса удалось получить изображение его спутника – спутник яркой точкой “светится” слева от Сириуса. Сириус – телескопически : сам Сириус обозначается буквой А, а его спутник буквой В. Видимая звездная величина Сириуса В m v = +8 m ,43, то есть он почти в 10 000 раз слабее Сириуса А. Масса Сириуса В почти точно равна массе Солнца, радиус около 0,01 радиуса Солнца, температура поверхности около 12000К, однако излучает Сириус В в 400 раз меньше Солнца. Сириус В - типичный белый карлик. Более того, это первый белый карлик, обнаруженный, кстати, Альвеном Кларком в 1862 г при визуальном наблюдении в телескоп.

Сириус А и Сириус В обращаются вокруг общего с периодом 50 лет; расстояние между компонентами А и В всего 20 а.е.

По меткому замечанию В.М.Липунова, ““вызревают” внутри массивных звезд (с массой более 10 × M ⊙ )”. Ядра звезд, эволюционирующих в нейтронную звезду, имеют 1,4 × M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; после того, как иссякнут источники термоядерных реакций и -родительница вспышкой сбросит значительную часть вещества, эти ядра станут самостоятельными объектами звездного мира, обладающими весьма специфическими характеристиками. Сжатие ядра звезды-родительницы останавливается при плотности, сравнимой с ядерной (ρ н . з ~ 10 14 ÷ 10 15 г/см 3). При таких массе и плотности радиус родившейся всего 10 состоит из трех слоев. Наружный слой (или внешняя кора) образован кристаллической решеткой из атомных ядер железа ( Fe ) с возможной небольшой примесью атомных ядер других металлов; толщина внешней коры всего около 600 м при радиусе 10 км. Под внешней корой находится еще одна внутренняя твердая кора, состоящая из атомов железа ( Fe ), но эти атомы переобогащены нейтронами. Толщина этой коры ≈ 2 км. Внутренняя кора граничит с жидким нейтронным ядром, физические процессы в котором определяются замечательными свойствами нейтронной жидкости - сверхтекучестью и, при наличии в ней свободных электронов и протонов, сверхпроводимостью. Возможно, что в самом центре вещество может содержать мезоны и гипероны.

Быстро вращаются вокруг оси - от одного до сотен оборотов в секунду. Такое вращение при наличии магнитного поля ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Э) часто приводит к наблюдаемому эффекту пульсации излучения звезды в разных диапазонах электромагнитных волн. Один из таких пульсаров мы видели внутри Крабовидной туманности.

Общее число скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая не может быть радиопульсаром. Однако она всё ещё велика, и захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду не может упасть, то есть аккреция вещества не происходи.

Аккретор (рентгеновский пульсар). Скорость вращения снижается до такой степени, что веществу теперь ничего не мешает падать на такую нейтронную звезду. Плазма, падая, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность в районе полюсов , разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит сто новение падающего вещества с поверхностью звезды, очень мала - всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, что наблюдатель воспринимает как пульсации. Такие объекты называются рентгеновскими пульсарами.

Георотатор. Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией.

Если является компонентой тесной двойной системы, то происходит “перекачка” вещества от нормальной звезды (второй компоненты) на нейтронную. Масса может превысить критическую (M > 3 × M ⊙ ), тогда нарушается гравитационная устойчивость звезды, уже ничто не может противостоять гравитационному сжатию, и “уходит” под свой гравитационный радиус

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

превращаясь в “черную дыру“. В приведенной формуле для r g: M - масса звезды, c - скорость света, G - гравитационная постоянная.

Черная дыра - объект, поле тяготения которого настолько велико, что ни частица, ни фотон, ни любое материальное тело не могут достигнуть второй космической скорости и вырваться во внешнее пространство.

Черная дыра является сингулярным объектом в том смысле, что характер протекания физических процессов внутри ее пока недоступен теоретическому описанию. Существование черных дыр следует из теоретических соображений, реально они могут находиться в центральных районах шаровых скоплений, квазаров, гигантских галактик, в том числе, и в центре Нашей галактики.

Внутренняя жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая противодействует звезде, удерживает ее, и силы, освобождающейся при происходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот, стремится “вытолкнуть” звезду в дальнее пространство. Во время стадий формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием гравитации. В результате происходит сильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов градусов. Этого достаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водород превращается в гелий.

Затем в течении длительного периода две силы уравновешивают друг друга, звезда находится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра понемногу иссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы противоборствуют. Для звезды наступает критический момент, в действие вступают самые разные факторы – температура, плотность, химический состав. На первое место выступает масса звезды, именно от нее зависит будущее этого небесного тела – или звезда вспыхнет, как сверхновая, или превратится в белого карлика, нейтронную звезду или в черную дыру.

Как иссякает водород

Только очень крупные среди небесных тел (примерно в 80 раз превышающие массу Юпитера) становятся звездами, меньшие (примерно в 17 раз меньше Юпитера) становятся планетами. Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы относиться к классу планет, и слишком маленькие и холодные для того, что бы в их недрах происходили ядерные реакции, характерные для звезд.

Эти небесные тела темного цвета обладают слабой светимостью, их довольно сложно различить на небе. Они получили название “коричневые карлики”.

Итак, звезда формируется из облаков, состоящих из межзвездного газа. Как уже отмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенном состоянии. Затем наступает период нестабильности. Дальнейшая судьба звезды зависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшого размера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной чертой звезд, имеющих малую массу, является отсутствие конвекции во внутренних слоях, т.е. вещества, входящие в состав звезды, не смешиваются, как это происходит у звезд, обладающих большой массой.

Это означает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов этого элемента во внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий. Понемногу ядро разогревается, поверхностные слои дестабилизируют собственную структуру, и звезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р, медленно выходит из фазы Главной последовательности. В новой фазе плотность материи внутри звезды повышается, состав ядра “дегенерирует”, в результате появляется особая консистенция. Она отличается от нормальной материи.

Видоизменение материи

Когда материя видоизменяется, давление зависит только от плотности газов, а не от температуры.

На диаграмме Герцшпрунга – Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем вверх, приближаясь к области красных гигантов. Ее размеры значительно увеличиваются, и из-за этого температура внешних слоев падает. Диаметр красного гиганта может достигать сотни миллионов километров. Когда наше войдёт в эту фазу, оно “проглотит” или и Венеру, а если не сможет захватить и Землю, то разогреет её до такой степени, что жизнь на нашей планете перестанет существовать.

За время эволюции звезды температура ее ядра повышается. Сначала происходят ядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры начинается плавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение температуры ядра вызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую часть диаграммы Г-Р. Это так называемый “helium flash”. В это время ядро, содержащее гелий, сгорает вместе с водородом, который входит в состав оболочки, окружающей ядро. На диаграмме Г-Р эта стадия фиксируется продвижением вправо по горизонтальной линии.

Последние фазы эволюции

При трансформации гелия в углерод ядро видоизменяется. Его температура повышается до тех пор (если звезда крупная), пока углерод не начнет гореть. Происходит новая вспышка. В любом случае во время последних фаз эволюции звезды отмечается значительная потеря ее массы. Это может происходить постепенно или резко, во время вспышки, когда внешние слои звезды лопаются, как большой пузырь. В последнем случае образуется планетарная туманность – оболочка сферической формы, распространяющаяся в космическом пространстве со скоростью в несколько десятков или даже сотен км/сек.

Конечная судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего в ней. Если она во время всех превращений и вспышек выбросила много материи и ее масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика. Эта цифра носит название “лимит Чандра - секара” в честь пакистанского астрофизика Субрахманьяна Чандрасекара. Это максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не состоятся из-за давления электронов в ядре.

После вспышки внешних слоев ядро звезды остается, и его поверхностная температура очень высока – порядка 100 000 °К. Звезда двигается к левому краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Ее светимость уменьшается, так как уменьшаются размеры.

Звезда медленно доходит до зоны белых карликов. Это звезды небольшого диаметра (как наша ), но отличающиеся очень высокой плотностью, в полтора миллиона раз больше плотности воды. Кубический сантиметр вещества, из которого состоит белый карлик, на Земле весил бы около одной тонны!

Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек. Она понемногу остывает.

Ученые полагают, что конец белого карлика проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от “термической смерти”.

Если же звезда крупная, и ее масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Во время вспышки звезда может разрушиться полностью или частично. В первом случае от нее останется облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором – остается небесное тело высочайшей плотности – нейтронная звезда или черная дыра.

Вглядываясь в глубины Вселенной, астрономы исследуют столкновение различных космических сил. Смерть звезды приоткрыла нам завесу пределов времени и пространства. Современная астрономия позволила увидеть совершенно иную Вселенную: кипящую и неукротимую. Зрелище сопровождаемое предсмертной агонией гигантской звезды. Поверхность ее похожа на бушующее море огня, покрытого всплесками раскаленного газа. Вздымающиеся волны образуют цунами высотой в тысячу метров. В атмосферу взмывают огромные газовые шлейфы, которые больше . В глубинах звезды начался процесс разрушения. Это приводит к взрыву и рождению сверхновой. На ее месте остаются лишь цветные нити и светящиеся облака газов.

Удивительно то, что гибель одной звезды, порождает целое поколение новых звезд. Подобная смена гибели и рождения, определяет всю историю нашей галактики – Млечного пути и миллиарды таких же галактик во .

Наше представление о космосе сформировано редкими взрывами звезд, достаточно яркими, чтобы увидеть их невооруженным взглядом.

В 1054 году, звездочеты Северной Америки обнаружили сверхновую, наблюдая за полумесяцем. Это же событие наблюдали в Китае, Корее, на Ближнем Востоке.

Астроном Тихо Браги, наблюдал подобное явление в 1572 году. Он писал об этом: «Я был настолько поражен этим зрелищем, что не постыдился подвергнуть сомнению то, что видели мои собственные глаза»

Следующий случай, в 1604 году, описал Иоганн Кеплер. Галилей на этом сделал обоснование для нового подхода к , взяв за идею изменение как фундаментальную составляющую космоса.

Чтобы понять, как звезды формируют Вселенную, ученые используют целый арсенал новейших . От гигантских телескопов, расположенных высоко в горах, до целой армады спутников в космосе. Глядя на звезды в телескопы, мы видим . Но это лишь маленькая толика того, что известно, как электромагнитный спектр.

На одном конце спектра находится короткое высокоэнергетичные рентгеновское и гамма излучение. На другом, длинные, низкоэнергетичные радиоволны, ультракороткие волны. Для сбора сигналов, испускаемых звездами в отдаленных уголках галактики, используется несметное количество радиотелескопов. Они помогают ученым рассмотреть объекты сквозь толщу туманностей и газовых скоплений.

На другом конце спектра располагаются ультрафиолетовые рентгеновские и гамма лучи. Коротковолновое рентгеновское излучение позволяет врачам просветить наши тела и увидеть переломы костей. Астрономы же ищут его в космосе, как свидетельства самых бурно протекающих процессов.

Крабовидная туманность – это оболочка сверхновой, которую наблюдали в разных местах в 1054 году. Ученые сосредоточили свое внимание на глубинной части пульсара. Они зафиксировали всплески радиации, которые оставили круглые следы в окружающем газовом облаке. Некоторые погибающие звезды ожидает крайне странная судьба. Вселенная рождает монстров.

Альберт Эйнштейн предположил, что есть звезды с такой гравитацией, которая не позволяет прорваться даже свету. Но он отклонил эту идею, как невозможную. Что когда-то было за гранью понимания – сейчас определяет границу . Астрономы считают, что когда врывается большая звезда, в ее ядро проникает столько материи, что она может покинуть Вселенную. Но последнее слово за гравитацией.

Пользуясь преимуществами земли, мы можем охарактеризовать Вселенную по известным нам критериям, включая формы света электромагнитного спектра. Однако с этим не согласны. Как можно определить объект, который не дает света?

Астрономы нашли ответ во вспышке гамма излучения, направленного в центр нашей галактики. Радиотелескопы сконцентрировались на источники и обнаружили потоки материи в двух направлениях. И вот что они увидели.

Черная дыра, испускающая потоки газа с внешних слоев звезды. Они образуют вращающийся диск. Он формирует магнитные поля, которые вращаясь, образуют два высокоэнергетичных луча, или потока, из, проходящих сквозь них, материи.

Астрономы знают, что черные дыры способны сконцентрировать в этих потоках огромное количество энергии в мгновение ока. Одна из них, известная под названием «GROJ 1655-40», несется сквозь Вселенную на скорости 400 тысяч километров в час. В четыре раза быстрее, чем другие звезды. Это подобно выстрелу из пушки, произведенному одной из Сверхновых.

Черные дыры, благодаря способности мобилизовать огромное количество энергии, интересуют нас не только из любопытства. Есть категория дыр, существующих с незапамятных . С тех пор, когда первые звезды только зарождались. Когда те первородные гиганты погибали, они рождали черные дыры.

Гравитация подпитывала черные дыры космическим веществом и газом. Вещество превратилось впервые галактики, которые переросли в крупные. Некоторые из них достигли массы, в миллиарды раз превышающие массу Солнца.

Испуская энергетические потоки, они разогревали окружение галактик. Это останавливало струю газа в центральной галактике, замедляя ее рост, и, провоцируя рост периферийных галактик. Но на этом воздействие черных дыр не заканчивалось.

Галактическое скопление, называемое «Гидра А», окружено раскаленными впадинами, испускающими рентгеновское излучение. Из центральной галактики вырывается поток, видимый в радиоволновом спектре. Газ по краям этого потока содержит большое количество ионов железа, и других металлов, рожденных взрывом сверхновой. Выталкивая эти металлы на края Вселенной, черные дыры насыщают отдаленные галактики элементами, необходимыми для формирования звезд и планетарных систем, подобных нашей.

Исполинские черные дыры наблюдаются почти во всех галактиках во Вселенной. Так же отмечается и рост числа мощных энергетических потоков.

Нам досталось роль наблюдателей за тернистым жизненным циклом звезд. Находясь на колоссальном удалении от них во времени и пространстве, нам очень многое непонятно.

Запуск в 1977 году, заметно сократил это расстояние. После обследования самых далеких планет Солнечной системы и их спутников, эти аппараты направляются к внешним пределам нашей системы, на десятки миллиардов километров от Земли. Двигаясь со скоростью 16 километров в секунду, Вояджер2 покроет расстояние в четыре световых года и достигнет одной из ближайших к нам звезд – Сириуса, через 290 тысяч лет.

Наблюдая из нашего тихого уголка в галактике, мы поняли, что звезды не только освещают Вселенную, но и насыщают ее материей, необходимой для жизни. Наблюдая за гибелью звезды во взрыве, мы приобретаем понимание той силы, которая образует Вселенную и меняет миры, подобные нашему собственному миру.

Дети любят рисовать, в особенности, если им помогают взрослые. Популярными среди сюжетов у юных художников остаются куклы, животные, игрушки. Многие предпочитают изображать морских обитателей, в частности золотую рыбку из любимой всеми сказки. При этом не всем малышам хватает навыков и умений для рисования морской владычицы. Родители могут показать крохе, как нарисовать разных рыбок, тем самым порадовать своего ребенка и заставить поверить в свои силы. Ну и естественно, что перед импровизированным уроком рисования взрослым следует подготовиться самим.

Как нарисовать рыбку поэтапно: для самых маленьких

Симпатичная рыбка может получиться даже у младших дошкольников: нарисовать ее под силу и трехлетнему малышу. Важно правильно объяснить, и тогда в вашей коллекции поделок любимого чада появиться новый «шедевр».

Как видите, рыбка получается очень просто.

Как нарисовать красивую рыбку?

Изобразить экзотическую рыбку сможет и 4-5 летний кроха, который уже обладает кое-какими навыками рисования.

Согласитесь, рыбка простая, а красивая получилась! Если покажите, как нарисовать рыбку карандашом поэтапно, ребенок будет в восторге, ведь он смог нарисовать такой замечательный рисунок своими руками под вашим чутким руководством!

Как нарисовать золотую рыбку?

Любимый сказочный персонаж детей - золотую рыбку – изобразить не так уж и просто, но вполне реально.

Осталось всего разукрасить нашу золотую рыбку фломастерами или цветными карандашами. При желании можно украсить ее короной.

Как нарисовать аквариум с рыбками?

Когда ребенок овладеет умением изображения рыбок разного вида, предложите ему «поселить» их в аквариуме. Нарисуйте вместе с крохой волны: ребенок – широкой кисточкой, а вы – маленькой. Теперь с помощью кусочка картона, придавив его край, растяните зеленую краску волнистыми линиями вертикально – получаются водоросли. Пусть малыш нарисует рыбок разных размеров и цветов и пальчиками оставит овалы коричневого и желтого цветов – дно аквариума. Аквариум можно повесить на стену для украшения комнаты.

Рисование рыбки акварельными карандашами поэтапно для детей

Мастер-класс «Рыбка-радужка» рисование акварельными карандашами пошаговый.

Автор: Сопина Татьяна Евгеньевна - Учитель технологии, МХК, руководитель кружка ИЗО.
МБОУ г. Керчь Республика Крым «Школа № 26»
Мастер класс для детей от 10 лет, педагогов, родителей
Курс для начинающих
Цель: знакомство с графическими возможностями акварельных карандашей при создании изображения рыбки.
Задачи:
- познакомить с изобразительными возможностями акварельных карандашей;
- изучить пропорции строения рыбки, тренировать глазомер;
- научить с помощью линий, пятен рисовать рыбку;
- повторить порядок расположения цветов в радуге;
- развивать творческое воображение;
- воспитывать художественно-эстетический вкус, терпение, аккуратность

Пошаговый процесс рисования рыбы

Материалы: альбомный лист акварельной бумаги, простой карандаш, акварельные карандаши, кисточка, вода.

Этапы работы:
1. Располагаем лист горизонтально. В центре рисуем туловище – проводим горизонтальную линию, делим получившийся отрезок на 4 одинаковые части. Делаем разметку расположения головы - 1 часть, 2 части - туловище, 1 часть – хвост.

2. Далее линиями размечаем голову, туловище, хвост. Делаем разметку верхнего и нижнего плавника на продолжении линии головы.

3. Дорисовываем контур плавников. Намечаем глаз чуть выше центральной линии посередине головы – овалом.
Для чешуи. Намечаем 5 линий по вертикали, причем ближе к хвостику деления уменьшаем.

4. Намечаем 7 линий по горизонтали.

Придаем законченный вид чешуйкам на туловище, округляя каждый прямоугольник. Стираем вертикальные линии построения.

5. На голове прорисовываем глаза и рот. А в нижней части подрисовываем второй плавник.
6. Прорисовываем глаз - синим, рот - красным, голову – оранжевым.
Чешуя. Прорисовываем цветами радуги последовательно от красного к фиолетовому цвету горизонтальными штрихами в среднюю мощность карандаша.

7. Плавники и хвост. Делаем растяжку на плавнике, повторяя его форму от красного к оранжевому цвету. Хвост аналогично.

8. Размываем чистой водой, аккуратно радугу на туловище рыбки, голову и плавники.

Цвета становятся насыщеннее и ярче.
9. Когда подсохнет, дорабатываем чешую. Выполняем тоновую растяжку на каждой чешуйке. От линии разделяющей чешуйки тон уплотняем.

10. Фон штрихуем фиолетовым, синим, зеленым, желтым цветом вертикальными штрихами.

11. Размываем фон чистой водой вертикальными мазками. Часто промываем кисть, чтобы цвета сильно не смешивались, оставляем кое-где не размытые куски фона для фактурности.
12. По высохшему листу рисуем пузырьки. Выборочно размываем чистой водой.

13. Законченный вид, придаем карандашом фиолетового и красного цвета, оттеняя глаза, плавники, хвост рыбки.Уплотняем фон, подрисовывая карандашами водоросли.

14. Творческих успехов.