XVI. Театр 36 страница

💸 Как сделать бизнес проще, а карман толще?

Тот, кто работает в сфере услуг, знает — без ведения записи клиентов никуда. Мало того, что нужно видеть свое раписание, но и напоминать клиентам о визитах тоже. Проблема в том, что средняя цена по рынку за такой сервис — 800 руб/мес или почти 15 000 руб за год. И это минимальный функционал. Нашли самый бюджетный и оптимальный вариант: сервис VisitTime.
⚡️ Для новых пользователей первый месяц бесплатно. А далее 290 руб/мес, это в 3 раза дешевле аналогов. За эту цену доступен весь функционал: напоминание о визитах, чаевые, предоплаты, общение с клиентами, переносы записей и так далее.
✅ Уйма гибких настроек, которые помогут вам зарабатывать больше и забыть про чувство «что-то мне нужно было сделать».
Сомневаетесь? нажмите на текст, запустите чат-бота и убедитесь во всем сами!

Околоцветник б. ч. 5-членный, лепестки белые, двураздельные или выемчатые, тычинок 10; плод - коробочка. Ок. 100 видов по всему земному шару. В СССР более 50 видов. Наиболее распространены 3. ланцетолистная (S. holostea), растущая в лиственных н смешанных лесах, по опушкам, в садах и парках, и 3. злаковидная, или пьяная трава (S. graminea), - на лугах, в светлых лесах и на опушках, иногда в посевах; ядовита для лошадей и рогатого скота. 3. средняя, или мокрица (S. media), - трудно искоренимый сорняк огородов и полей, обитающий также у жилья и на сорных местах.

Лит.: Котт С. А., Сорные растения и борьба с ними, 3 изд., М., 1961. Т.В.Егорова.

ЗВЁЗДЫ, самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природе сходные с Солнцем. Солнце кажется несравненно больше 3. только благодаря близости его к Земле: от Солнца до Земли свет идёт 8¹/₃ мин, а от ближайшей звезды а Центавра - 4 года 3 мес. Из-за больших расстояний от Земли 3. и в телескоп видны как точки, а не как диски (в отличие от планет). Число 3., видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет ок. 5 тыс. В мощные телескопы видны миллиарды 3.

Общие сведения о звёздах. Краткая история изучения звёзд. Изучение 3. было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время 3. считались неподвижными точками, по отношению к к-рым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно к-рым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами к-рой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что 3.- это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (нем. астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная 3., а в 1650 (итал. учёный Дж. Риччоли) - первая двойная 3. В 1718 англ. астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх 3. В сер. и во 2-й пол. 18 в. рус. учёный М. В. Ломоносов, нем. учёный И. Кант, англ. астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в к-рую входит Солнце. В 1835-39 рус. астроном В. Я. Струве, нем. астроном Ф. Бессель и англ. астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких 3. В 60-х гг. 19 в. для изучения 3. применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Рус. астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании к-poгo по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о 3.

В нач. 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в науч. представлениях о 3. Их начали рассматривать как физич. тела; стали изучаться структура 3., условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, к-рые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутр. строения 3. (наиболее важные результаты были получены нем. учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, X. Бете, англ. учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, амер. учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, сов. учёным С. А. Жевакиным). В сер. 20 в. исследования 3. приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (амер. учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, англ. учёный ф. Хойл, япон. учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах 3. (сов. учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, амер. учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голл. учёный Я. Оорт, сов. учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).

Параметры звёзд. Осн. характеристики 3.- масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме осн. параметров, употребляются их производные: эффективная темп-ра; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере 3.; абс. звёздная величина (т. е. звёздная величина, к-рую имела бы 3. на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность звёздных величин, определённых в двух разных спектральных областях).
[ris]

Рис.1. Сравнительные размеры звёзд-гигантов и звёзд-карликов.

Звёздный мир чрезвычайно многообразен. Нек-рые 3. в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца (звёзды- гиганты); в то же время имеется множество 3., к-рые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значит. уступают Солнцу (звёзды-карлики) (см. рис. 1). Разнообразны и светимости 3.; так, светимость 3. S Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. 3. бывают разреженные и чрезвычайно плотные. Ср. плотность ряда гигантских 3. в сотни тысяч раз меньше плотности воды, а ср. плотность т. н. белых карликов, наоборот, в сотни тысяч раз больше плотности воды. Массы 3. различаются меньше.

У нек-рых типов 3. блеск периодически изменяется; такие 3. наз. переменными звёздами. Грандиозные изменения, сопровождаемые внезапными увеличениями блеска, происходят в новых звёздах. При этом за неск. суток небольшая звезда-карлик увеличивается, от неё отделяется газовая оболочка, к-рая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. Затем 3. вновь сжимается до небольших размеров. Ещё большие изменения происходят во время вспышек сверхновых звёзд.

Изучение спектров 3. позволяет определить химич. состав их атмосфер. 3., как и Солнце, состоят из тех же химич. элементов, что и все тела на Земле.

В 3. преобладают водород (ок. 70% по весу) и гелий (ок. 25%); остальные элементы (среди них наиболее обильны кислород, азот, железо, углерод, неон) встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои 3. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутр. строения 3. и источников звёздной энергии.

Солнце по всем признакам является рядовой 3. Имеются все основания предполагать, что многие 3., как и Солнце, имеют планетные системы. Вследствие дальности расстояния пока ещё не удаётся непосредственно увидеть такие спутники 3. даже в самые мощные телескопы. Для их обнаружения необходимы тонкие методы исследования, тщательные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчёты. В 1938 швед. астроном Э. Хольмберг заподозрил, а позднее сов. астроном А. Н. Дейч и др. установили существование невидимых спутников у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу 3. Наша планетная система, т. о., не является исключительным явлением. На многих планетах, окружающих другие 3., также вероятно существование жизни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.

3. часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие 3. наз. двойными звёздами. Встречаются также тройные и кратные системы 3.

Взаимное расположение 3. с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звёзды образуют в пространстве огромные звёздные системы - галактики. В состав нашей Галактики (к к-рой принадлежит Солнце) входит более 100 млрд. 3. Изучение строения Галактики показывает, что многие 3. группируются в звёздные скопления, звёздные ассоциации и др. образования.

3. изучаются в двух дополняющих друг друга направлениях. Звёздная астрономия, рассматривающая 3. как объекты, характеризующиеся теми или иными особенностями, исследует движение 3., распределение их в Галактике и в скоплениях, различные статистич. закономерности. Предметом изучения астрофизики являются физич. процессы, происходящие в 3., их излучение, строение, эволюция.

Массы звёзд. Массы могут быть определены непосредственно лишь у двойных 3. на основе изучения их орбит. У спектрально-двойных 3. измерения смещений спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяют определить период обращения компонентов и проекции макс. скорости каждого компонента на луч зрения. Аналогичные измерения можно провести и у нек-рых визуально-двойных 3. Этих данных достаточно для вычисления отношения масс компонентов. Абс. значения масс определяются, если система является в то же время и затменно-двойной, т. е. если её орбита видна с ребра и компоненты 3. попеременно закрывают друг друга. Изучение масс двойных 3. показывает, что между массами и светимостями 3. гл. последовательности существует статистич. зависимость (см. " Масса - светимость" диаграмма). Эта зависимость, распространённая и на одиночные 3., позволяет косвенно, определяя светимости 3., оценивать и их массы.

Светимости звёзд и расстояния до них. Осн. метод определения расстояний до 3. состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далёких 3., обусловленных обращением Земли вокруг Солнца. По смещению (параллаксу), величина к-рого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Однако такой способ измерений применим только к ближайшим 3.

Зная расстояние до 3. и её видимую звёздную величину т, можно найти абс. звёздную величину М по формуле: M = m + 5-5lgr,

где r - расстояние до 3., выраженное в парсеках. Определив средние абс. звёздные величины для 3. тех или иных спектральных классов и сопоставив с ними видимые звёздные величины отд. 3. этих же классов, можно определить расстояния и до удалённых 3., для к-рых параллактич. смещения неощутимы (это т. н. спектральные параллаксы). Абс. звёздные величины нек-рых типов переменных звёзд (напр., цефеид) можно установить по величине периода изменения блеска, что также позволяет определять расстояния до них.

Расстояния оцениваются также по систематич. компонентам лучевых скоростей и собственных движений звёзд, обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца (вместе с Землёй) в пространстве и зависящим, т. о., от удалённости 3. Чтобы исключить влияние собственных скоростей отд. 3., определяют расстояние сразу до большой группы их (статистические или групповые параллаксы).

Наиболее яркие 3. приведены в табл. 1, ближайшие 3. - в табл. 2.

Температуры и спектральные классы звёзд. Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково; в зависимости от темп-ры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у 3., изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их темп-ры (см. Температура в астрофизике). Темп-ры 3. определяют также по относительным интенсивностям нек-рых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс 3. (см. Спектральная классификация звёзд). Спектральные классы 3. зависят от темп-ры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М- Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С (ранее обозначавшихся R, N), а от класса К - побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие 3.- ядра планетарных туманностей (класс Р) и Вольфа - Райе звёзды с широкими яркими линиями излучения в спектре (класс W). Зная механизм образования линий в спектрах, темп-ру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности 3., связанное со средней плотностью её фотосферы, а следовательно, и размерами 3. (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной темп-ры 3. наз. шкалой эффективных темп-р. Зная темп-ру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения 3. приходится на невидимые области спектра- ультрафиолетовую и инфракрасную. Абс. звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра (болометрическая поправка), дают возможность найти полную светимость звезды.

Радиусы звёзд. Зная эффективную темп-ру T_ef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:

основанной на Стефана - Больцмана законе излучения (а - постоянная Стефана). Радиусы 3. с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных 3. могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.

Вращение звёзд. Вращение 3. изучается по их спектрам. При вращении один край диска 3. удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью.

В результате в спектре 3., получающемся одновременно от всего диска, линии расшяряются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по к-рому возможно определять скорость вращения. 3. ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/сек и больше. Скорости вращения более холодных 3.- значительно меньше (неск. км/сек). Уменьшение скорости вращения 3. связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газо-пылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения 3. принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего темп-pa на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности 3. возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, к-рые замыкаются в глубоких слоях 3. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции.

Зависимости между звёздными параметрами. Массы 3. заключены в пределах от 0, 04 до 100 масс Солнца, светимости от 5*10^-4 до 10⁵ светимостей Солнца, радиусы от 2*10^-1 до 10³ радиусов Солнца. Эти параметры связаны определёнными зависимостями. Наиболее важные из них выявляются на диаграммах " спектр - светимость" (Герцшпрунга - Ресселла диаграммах) или " эффективная температура - светимость" и др. Почти все 3. располагаются на таких диаграммах вдоль неск. полос, схематически изображённых на рис. 2 и соответствующих различным последовательностям, или классам светимости. Большинство 3. расположено на гл. последовательности (V класс светимости). Левый её конец образуют 3. класса О с темп-рами 30 000-50 000°, правый -красные звёзды-карлики класса М с темп-рами 3000-4000°. На диаграмме видна последовательность гигантов (III класс), в к-рую входят: 3. высокой светимости (т. е. имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности ещё более ярких сверхгигантов Ia, Iв и II. (Принадлежность 3. к числу карликов, гигантов и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед спектральным классом.) Внизу диаграммы расположены белые карлики (VII), размеры к-рых сравнимы с размерами Земли при плотности порядка 10⁶ г/см³. Кроме этих осн. последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и субкарлики (VI). Диаграмма Герцшпрунга - Ресселла нашла своё объяснение в теории внутр. строения 3.

Внутреннее строение звёзд. Поскольку недра 3. недоступны непосредственным наблюдениям, внутреннее строение 3. изучается путём построения теоретич. звёздных моделей, к-рым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных 3. В основе теории внутр. строения обычных 3. лежит представление о 3. как о газовом шаре, находящемся в механич. и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механич. равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру 3., и газовым давлением в недрах 3., действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растёт с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и темп-ра. Тепловое равновесие заключается в том, что темп-pa З.- во всех её элементарных объёмах - практически не меняется со временем, т. е. что количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или др. источниками.

Темп-ры обычных 3. меняются от неск. тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких темп-pax вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутр. строения 3. существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химич. составе 3. и о механизме переноса энергии.

Осн. механизмом переноса энергии в 3. является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутр. областей 3. наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях 3. и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, к-рая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэфф. поглощения. Осн. механизмами поглощения в 3. являются фотоэлектрич. поглощение и рассеяние свободными электронами.

Лучистая теплопроводность является осн. видом переноса энергии для большинства 3. Однако в нек-рых частях 3., а в 3. с малой массой - почти во всём объёме, существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия темп-ры. Конвективный перенос, если он действует, гораздо эффективнее лучистого, но конвекция возникает только там, где водород или гелий ионизованы частично: в этом случае энергия их рекомбинации поддерживает движение газовых масс. У Солнца зона конвекции занимает слой от поверхности до глубины, равной ок. 0, 1 его радиуса: ниже этого слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных 3. полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объёма. Наоборот, у горячих 3. водород и гелий полностью ионизованы, начиная почти от самой поверхности, поэтому у них нет внешней конвективной зоны. Однако они имеют конвективное ядро, где движения поддерживаются теплом, выделяющимся при ядерных реакциях.

Звёзды-гиганты и сверхгиганты устроены иначе, чем 3. гл. последовательности. Маленькое плотное ядро их (1% радиуса) содержит 20-30% массы, а остальная часть представляет собой протяжённую разреженную сболочку, простирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни солнечных радиусов. Темп-ры ядер достигают 100 млн. градусов и более. Белые карлики по существу представляют собой те же ядра гигантов, но лишённые оболочки и остывшие до 8-10 тыс. градусов. Плотный газ ядер и белых карликов обладает особыми свойствами, отличными от свойств идеального газа. В нём энергия передаётся не излучением, а электронной теплопроводностью, как в металлах. Давление такого газа зависит не от темп-ры, а только от плотности, поэтому равновесие сохраняется даже при остывании 3., не имеющей источников энергии.

Химич. состав вещества недр 3. на ранних стадиях их развития сходен с химич. составом звёздных атмосфер (см. Атмосферы звёзд), к-рый определяется из спектроскопич. наблюдений (диффузионное разделение может произойти лишь за время, значительно превосходящее время жизни 3.). С течением времени ядерные реакции изменяют химич. состав звёздных недр и внутр. строение 3. меняется.

Источники звёздной энергии и эволюция звёзд. Осн.источником энергии 3. являются термоядерные реакции, при к-рых из лёгких ядер образуются более тяжёлые; чаще всего это - превращение водорода в гелий. В 3. с массой, меньшей двух солнечных, оно происходит гл. обр. путём соединения двух протонов в ядро дейтерия (лишний заряд уносится рождающимся позитроном), затем превращением дейтерия в изотоп Не³ путём захвата протона и, наконец, превращением двух ядер Не³ в Не⁴ и два протона. В более массивных 3. преобладает углеродно-азотная циклич. реакция: углерод захватывает последовательно 4 протона, выделяя попутно два позитрона, превращается сначала в азот, затем распадается на гелий и углерод. Окончательным результатом обеих реакций является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода с выделением энергии; ядра азота и углерода в углеродно-азотной реакции играют лишь роль катализатора. Для сближения ядер на такое расстояние, когда может произойти захват, нужно преодолеть электростатич. отталкивание, поэтому реакции могут идти только при темп-рах, превышающих 10⁷ градусов. Такие темп-ры встречаются в самых центр. частях 3. В 3. малых масс, где темп-ра в центре недостаточна для термоядерных реакций, источником энергии служит гравитационное сжатие 3.