Звёзды

Параметры звёзд

Основные
характеристики звезды — масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев),
светимость (полное количество излучаемой энергии); эти величины часто
выражаются в долях массы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных
параметров, употребляются их производные: эффективная температура; спектральный
класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере
звезды; абсолютная звёздная величина (т. е. звёздная величина, которую имела бы
звезда на стандартном расстоянии 10 парсек); показатель цвета (разность
звёздных величин, определённых в двух разных спектральных областях).

Звёздный мир
чрезвычайно многообразен. Некоторые звёзды в миллионы раз больше (по объёму) и
ярче Солнца (звёзды-гиганты); в то же время имеется множество звёзд, которые по
размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу
(звёзды-карлики). Разнообразны и светимости звёзд; так, светимость звезды S
Золотой Рыбы в 400 тыс. раз больше светимости Солнца. Звёзды бывают разреженные
и чрезвычайно плотные. Средняя плотность ряда гигантских звёзд в сотни тысяч
раз меньше плотности воды, а средняя плотность белых карликов, наоборот, в
сотни тысяч раз больше плотности воды.

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

Изучение
спектров звёзд позволяет определить химический состав их атмосфер. Звёзд, как и
Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле.

В звёзде
преобладают водород (около 70% по весу) и гелий (около 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 звезды. Однако сопоставление данных непосредственных
наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить
теорию внутреннего строения звезды и источников звёздной энергии.

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

Звёзды часто
расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие звёзды
называются двойными звёздами. Встречаются также тройные и кратные системы
звёзд.

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

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

Массы звёзд

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

Созвездия и интересные факты

За звездами люди вели наблюдение с давних времен и для удобства разделили звездное небо на области или созвездия, в которых видели существующих или мифологических животных, птиц, героев легенд или какие-то предметы. Самые красивые и яркие получили собственные названия, происхождение которых связано с мифами и историями разных народов. Собственные имена есть и у многих светил. Чаще всего это арабские, греческие или латинские слова. Список названий звезд, заметных в Северном полушарии:

Арктур — α Волопаса. Светит ярче всех на небе северных широт. Это оранжевый гигант спектрального класса К. Поскольку таких светил не встречается в галактике Млечный путь, можно предположить, что это старое светило образовалось в более древней галактике.
Вега — α Лиры, третья из самых заметных светил Северного полушария и первая, которую сфотографировали (не считая Солнца) и установили спектр излучения. Вокруг этого молодого светила вращается диск из космической пыли, поэтому он испускает сильное инфракрасное излучение. Похожие космические объекты называют Вега-подобными.
Полярная звезда — α Малой Медведицы, всегда находится на севере, поэтому ее издавна использовали в морской навигации и называли путеводной звездой. Это звездная система с больши́м главным светилом, двумя спутниками и еще одной более далекой парой. Основная звезда относится к классу цефеид — равномерно пульсирующих звезд.
Фомальгаут — α Южной рыбы, звезда осеннего неба и единственная хорошо видимая в северных широтах в это время года.

https://youtube.com/watch?v=uEnKQTI8n5M

Сколько на небе звёзд?

Последнее, что нам остается теперь указать относительно звёзд — это число их. Чтобы определить его, нужно нечто большее, чем наш глаз, вооруженный самым огромным телескопом. Мы должны прибегать еще к помощи фотографической пластинки, которая может видеть больше звёзд, чем глаз, потому что свет звёзд оказывает больше влияния на фотографическую пластинку, чем на человеческий глаз. Таким образом было найдено, что число всех видимых звёзд превосходит сотни миллионов.

Мы не можем заметить, чтобы с улучшением телескопов и фотографии число звезд возрастало в такой же пропорции, как это можно было бы ожидать, если бы их число было действительно бесконечно. Наоборот, мы имеем все основания предполагать, что число звёзд, составляющих наше небо, ограничено, и, наверное, также ограничено и число тёмных, невидимых нашим глазам звёзд. Вероятно, что наше звёздное небо имеет границы, но, может быть, существует бесконечное количество других таких же вселенных в других частях пространства…

Каким образом люди открыли расстояние между звёздами

Если какое-нибудь тело находится между вами и стеной и вы измените положение головы, то изменяется и видимое положение тела на противоположной стене. Даже если вы посмотрите на него прежде одним глазом, а затем другим, то его видимое положение на стене изменяется; и если вы знаете расстояние между вашими глазами, то вы можете таким путем измерить и расстояние до того предмета, на который вы смотрите. Теперь, если мы будем иметь дело с таким близким к нам светилом, как Луна, то мы можем изменить положение нашего зрения, просто отметив то место среди звезд, где Луна видна с одной точки Земли, и затем с другой,

Этой линии на Земле вполне достаточно для определения расстояния Луны от Земли, совершенно так же, как достаточно линии, равной промежутку между вашими глазами, для того, чтобы определить длину карандаша, который вы держите перед собой. Но звёзды, даже ближайшие к нам, настолько далеки, что всякая линия, взятая на нашей маленькой Земле, слишком коротка для них.

Что же нам тогда делать — ведь мы не можем подняться над Землей! Но мы можем использовать движение Земли вокруг Солнца. Мы можем наблюдать звезду в какую-нибудь определенную ночь и затем второй раз посмотреть на нее шесть месяцев спустя, когда Земля будет на другой стороне Солнца. Это дает нам линию около 300 миллионов километров — в два раза большую, чем расстояние Земли от Солнца, и этого как раз достаточно для того, чтобы мы могли заметить разницу в видимом положении некоторых звезд и таким путем измерить расстояние до них. Но есть много случаев, когда мы не можем заметить разницы, даже при употреблении такой огромной линии основания. Такие звезды находятся на неизмеримом расстоянии от нас.

Другие светила

На небе практически всегда можно наблюдать множество звезд. Самые красивые небесные светила:

Альтаир — α Орла, одна из ближайших к Земле звезд. Белый и раскаленный, он относится к классу А. Очень быстро вращается вокруг своей оси, поэтому ему присуще гравитационное затемнение.
Альнилам — ε Ориона, горячий голубой гигант, постепенно расширяющийся до сверхгиганта.
Капелла — α Возничего. Ее название означает «козочка». Это двойной объект, состоящий из гигантов. Одна из звезд чуть горячее и желтого цвета, вторая — оранжевого.
Спика — α Девы, система из двух подобных бело-голубых гигантов. Это переменная звезда, поэтому ее звездная величина постоянно меняется.
Денеб — α Лебедя, один из самых больших объектов по абсолютной величине, известных астрономам. О его настоящей величине можно получить представление по следующему факту: это двадцатая по яркости звезда на небе. Светила, на столько же удаленные от Земли, как Денеб, вообще не видны невооруженным глазом.
Ригель — β Ориона, громаднейший бело-голубой сверхгигант. Соперничает по абсолютной величине с Денебом. Это яркое светило красиво освещает расположенную рядом туманность под названием Голова Ведьмы.

Звезды и галактики

Звезда формируется из огромного газопылевого облака. Каждая звездочка, которая выглядит точкой в небе, имеет свое прошлое и будущее.

Какого цвета звезды и почему они неодинаковые? Существуют разновидности звезд по спектральным классам.

Их всего 7. Объекты первой группы массивные. Самые горячие звезды имеют голубой цвет.

По мере продвижения к последнему классу меняются характеристики и цвет звезд, который становится красноватым.

В зависимости от стадии эволюции небесные тела различаются на несколько видов:

обычные;
желтые карлики;
красные гиганты;
белые карлики;
красные карлики;
коричневые карлики;
сверхновые;
нейтронные;
пульсары;
переменные.

Есть информация о том, что во Вселенной существует около 2 трлн. галактик и каждая из них по своему особенна и уникальна.

И через миллионы лет образуется полноценная галактика. В центре этих систем расположена сверхмассивная черная дыра.

Все галактики классифицируют:

Линзовидные и эллиптические. Эти галактики не имеют структуры, в них мало газа и пыли и в них почти не образуются звезды. Размер этих скоплений составляет от 30 до 700 тыс. световых лет в диаметре. Их меньше 15% во Вселенной.
Спиральные. Они очень активные, имеют богатую структуру и наполнены разными астрономическими объектами. Наша галактика Млечный Путь имеет диаметр 100000 световых лет. Похожих галактик 72 % от общего числа.
Неправильные галактики. У них видоизменено ядро и присутствует вращательная симметрия.

С помощью телескопа можно рассмотреть 4 галактики. Это Туманность Андромеды, Млечный Путь, Большое и Малое Магеллановы облака.

Самая близкая к нам галактика — это Туманность Андромеды.

А самая дальняя находится на расстоянии 13 млрд. световых лет, то есть она была образована через 400 млн. лет после большого взрыва.

Использование светимости в астрономии

Светимость звезд тесно связана с такими параметрами как масса, температура, площадь, а также косвенно с химическим составом. Чем меньше в атмосфере звезды элементов, которые тяжелее водорода и гелия, тем больше массы может она может набрать, и интенсивность ядерных реакций увеличится. Определив мощность излучения звезд, можно узнать на каком этапе эволюции находится звезда, оценить ее величину и примерное расстояние до объекта.

В силу своей универсальности светимость используется на многих схемах и графиках астрономов, по которым можно сравнить звезды, иметь представление об их этапе цикла существования.

6.1.5. Размеры звезд window.top.document.title = «6.1.5. Размеры звезд»;

Звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как точечные источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Звезда даже в самый большой телескоп не может быть разрешена.

Методы определения размеров звезд:

по наблюдениям затмения Луной звезды можно определить угловой размер, а, зная расстояние до звезды, можно определить ее истинные, линейные размеры;
непосредственно размеры звезды можно измерить на специальном приборе – оптическом интерферометре;
размеры звезды можно рассчитать теоретически, исходя из оценок полной светимости и температуры по закону Стефана–Больцмана.

Светимость звезды связана с радиусом звезды формулой L = σT4 ∙ 4πR2 или

Этот метод позволяет найти радиус звезды по ее температуре и светимости, так как параметры R, L, T известны.

Рисунок 6.1.5.1.Сравнительные размеры Солнца и гигантов

Рисунок 6.1.5.2.Сравнительные размеры Солнца и карликов

Размеры звезд существенно различаются между собой: существуют карлики, гиганты и обычные звезды, которых большинство. Измерения показали, что размеры белых карликов – несколько тысяч километров, а размеры красных гигантов сравнимы с размерами Солнечной системы.

Масса звезды – едва ли не самая важная ее характеристика. Масса определяет весь жизненный путь звезды.

Массу можно оценить для звезд, входящих в двойные звездные системы, если известны большая полуось орбиты а и период обращения T. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

M₁M₂G

Все другие способы оценок массы – косвенные. В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной звезды. И это серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. Для звезд главной последовательности установлено, что чем больше масса, тем выше светимость звезды. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.

Самые малые по массе звезды значительно массивнее любой планеты Солнечной системы. Массы звезд заключены в пределах от 0,1 масс Солнца до нескольких десятков масс Солнца. Таким образом, массы звезд различаются всего в несколько сот раз.

Сравнения масс и светимостей для большинства звезд выявили следующую зависимость: светимость приблизительно пропорциональна четвертой степени массы.

Рисунок 6.1.5.3.Плотность газа в центре Солнца в сто раз превышает плотность воды

Звезда, весящая в два раза больше, чем Солнце, излучает примерно в 16 раз мощнее.

Под действием высокой температуры (миллионы кельвинов) атомы ядра полностью ионизируются, а расстояния между ними сокращаются. Плотность газа в центре Солнца в сто раз превышает плотность воды. Температура звезды также увеличивается по мере приближения к центру.

Звезды ранних спектральных классов О, В, А характеризуются также высокими скоростями вращения.

Экваториальные скорости вращения звезд:

спектр	υ, км/с
О5	400
А0	320
А5	250
F0	180

Таблица 6.1.5.1

Наибольшие наблюдаемые скорости найдены у звезд с эмиссионными линиями в спектре и, конечно, у нейтронных звезд. Наше Солнце вращается с экваториальной скоростью 2 км/с.

Утверждение Джордано Бруно

Мы знаем, что Солнце представляет собой одну из звёзд, а это означает, что все звёзды — также «солнца». Так говорил Джордано Бруно задолго до того, когда это могло быть доказано, как теперь

В настоящее время наиболее важная часть астрономии основана на этой важной истине. Все, что мы знаем теперь относительно звезд, помогает нам понять и нашу звезду — Солнце; а всё, что мы узнаем относительно Солнца, помогает нам понять звёзды — чужие солнца

Джордано Бруно. Современная копия гравюры начала XVIII

Но мы должны начать с самого начала. Мы знаем, что начало изучения звёзд относится к очень давним временам, за много веков до изобретения телескопа или же какого-либо инструмента, когда человек имел только пару глаз и хорошие мозги. У ассирийцев и египтян, халдеев и греков не было телескопов. Но они узнали о звёздах почти все то, что было известно вплоть до наших времен. Потому что всякий, умеющий пользоваться своими глазами, может изучать звёзды и очень многое узнать о них.

Откуда в звезде берется жар?

Разгадка секрета высокой температуры звезды лежит внутри нее. Имеется в виду не только состав светила — в буквальном смысле весь накал звезды исходит изнутри. Ядро — это горячее сердце звезды, в котором происходит термоядерная реакция синтеза, самая мощная из ядерных реакций. Этот процесс является источником энергии для всего светила — тепло из центра поднимается наружу, а затем и в открытый космос.

Поэтому температура звезды сильно различается в зависимости от места измерения. К примеру, температура в центре ядра нашего Солнца достигает 15 миллионов градусов Цельсия — а уже на поверхности, в фотосфере, жар спадает до 5 тысяч градусов.

Но существует еще и звездная корона, самая верхняя часть атмосферы звезды. Ее температура необычайно высока в сравнении с нагревом нижних слоев — у Солнца она доходит до 900 тысяч – 1 миллиона градусов Цельсия. Точной причины такого скачка ученые еще не знают, но в нем явно замешано магнитное поле Солнца. Оно играют немалую роль в формировании итоговой температуры поверхности звезды — но об этом чуть дальше.

Солнце — это самая рядовая звезда во Вселенной, поэтому ее показатели температуры свойственны большинству видимых звезд. Однако, есть звезды погорячее: раскаленная поверхность звезд — голубых сверхгигантов, таких как Джета в созвездии Кормы, достигает 200 000 °C! Страшно представить, насколько высока температура в их ядре — нагрев переваливает за сотню миллионов градусов по Цельсию. Красные гиганты, наоборот, холоднее — их фотосфера разогревается всего до 2,5–3 тысяч градусов по Цельсию.

Как видно, цвет звезды непосредственно определяется ее температурой — чем горячее звезда, тем ближе ее свет к синему цвету. Критерий цвета-температуры является решающим при распределении звезд по спектральным классам. Также это один из главных факторов расположения светила в диаграмме Герцшпрунга-Рассела — по ней можно найти звезды с похожими характеристиками, а также определить возраст звезды.

Почему температура звезды такая разная?

Действительно, отличия в нагреве ядра звезды и ее поверхности удивляют. Если бы вся энергия ядра Солнца распределится по звезде равномерно, температура поверхности нашего светила составит несколько миллионов градусов по Цельсию! Не менее поразительные отличия в температуре между звездами разных спектральных классов.

Все дело в том, что температуру звезды определяют два главных фактора: уровень излучения энергииядром и площадь излучающей поверхности. Рассмотрим их подробнее.

Излучение энергии ядром

Хотя ядро накаляется до 15 миллионов градусов, не вся эта энергия передается соседним слоям. Излучается только то тепло, которое было получено от термоядерной реакции. Энергия гравитационного сжатия, несмотря на свою мощь, остается в пределах ядра. Соответственно, температуру верхних слоев звезды определяет только сила термоядерных реакций в ядре.

Различия тут могут быть качественные и количественные. Если ядро достаточно большое, в нем «сгорает» больше водорода. Этим путем энергию получают молодые и зрелые звезды размеров Солнца, а также голубые гиганты и сверхгиганты. Массивные звезды вроде красных гигантов тратят в ядерной «топке» не только водород, но и гелий, или даже углерод и кислород.

Процессы синтеза с ядрами тяжелых элементов дает намного больше энергии. В рамках термоядерной реакции синтеза, энергия получается за счет избыточной массы соединяющихся атомов. Во время протон-протонной реакции, которая происходит внутри Солнца, 6 ядер водорода с атомной массой 1 объединяются в одно ядро гелия с массой 4— грубо говоря, 2 лишних ядра водорода переходят в энергию. А когда «горит» углерод, сталкиваются ядра с массой уже 12 — соответственно, выход энергии куда больше.

Площадь излучающей поверхности

Однако звезды не только генерируют энергию, но и тратят ее. Следовательно, чем больше энергии звезда отдает, тем меньше ее температура. А количество отдаваемой энергии первоочередно определяет площадь излучаемой поверхности.

Истинность этого правила можно проверить даже в быту — белье сохнет быстрее, если его развесить пошире на веревке. А поверхность звезды расширяет ее ядро. Чем оно плотнее, тем выше его температура — и при достижении определенной планке, от накала зажигается водород вне звездного ядра.

Ядра красных гигантов очень плотные, поскольку там очень много гелия. Иногда он уже и сам «зажжен» термоядерной реакцией. Поэтому площадь их поверхности превышает площадь Солнца в десятки тысяч, а то и в миллион раз! Так что фотосфера даже самых больших красных гигантов в два раза холоднее поверхности Солнца.

Состав

Звезды на небе — это огромные и в то же время простые системы элементарных частиц.

Космический газовый шар средней величины построен из невероятно большого количества нуклонов (протоны и нейтроны), которое можно выразить цифрой с пятьюдесятью семью нулями.

Количество нуклонов нашего Солнца в триста тысяч раз превышает количество нуклонов, из которого состоит Земля. Количество вещества в этом теле и массу выражает количество нуклонов из которых оно складывается.

Несмотря на то, что Солнце как система по размерам во много раз превышает Землю, все же оно намного проще нашей планеты по составу. Именно такой химический состав Солнца обеспечивает эволюцию человечества.

Земля, как и остальные планетные тела, состоит из пород, порода — из кристаллов, кристаллы — из молекул, молекулы — из атомов, атомы — из ядра и электронов.

Звезды на небе построены лишь из ядер и электронов. Именно из-за простого состава простым является определение температуры, массы, давления и химических элементов в любой точке внутри. Но рассчитать те же самые характеристики Земли мы пока не умеем.

Стоит отметить тот факт, что астрономы знакомы с недрами далеких звезд лучше, чем с недрами планеты, на которой мы живем.

Свойства и поведение плазмы в настоящее время достаточно хорошо изучены: известно, например, что давление в плазме тем выше, чем она горячее и плотнее. В то же время давление в определенной точке внутри равно весу всех слоев, находящихся над этой точкой.

Если давление плазмы повышается, то звезда расширяется, в противном случае она сжимается.
Даже самые маленькие обладают массой, примерно в десять тысяч раз превышающей массу Земли.

Самые крупные звезды на небе обладают массой в миллионы раз большей, чем масса Земли.

Количество звезд и расстояние между ними

До сих пор точного количества звезд на небосводе не назовет ни один исследователь. Сведенья об этом весьма приблизительны. Для наблюдения невооруженным взглядом доступно достаточно большое количество звезд – около 6000 светил. Стоит учесть, что определенную часть из них можно видеть только в Северном полушарии, а другую часть – лишь Южном полушарии. А вот используя современные мощные телескопы, подобных тел можно насчитать миллиарды и триллионы.

Так что пока ученые подсчитали лишь те звезды, которые доступны наблюдателю без специальных технических средств, либо в телескоп. Эти светила были занесены в специальные звездные каталоги. В них есть название, координаты, описание особенностей движения, температура звезды. Здесь же можно найти следующие характеристики звезд: класс, звездная величина, размер, плотность, уровень светимости, удаленность от Солнечной системы. Первые такие каталоги появились еще около 5000 -6000 лет назад. Одним из самых древних считается каталог, составленный древнегреческим астрономом Гиппархом. Это произошло в 136 году до н.э. В нем ученый перечислил 850 звезд, которые видны невооруженным глазом. Через 200 лет каталог Гиппарха дополнил Клавдий Птолемей. В нем уже значилось 1022 звезды. Причем координаты указывались с довольно высокой точностью. Интересно, что труд Птолемея ученые активно использовали на протяжении почти полутора тысячи лет.

Звездный атлас Яна Гевелия (1611 — 1687), изданный в 1690 году, насчитывал уже 1564 звезды. Часть объектов этот ученый открывал уже с помощью телескопа. Именно их открытие позволило специалистам заглянуть в глубины космического пространства.

Современные звездные каталоги включают в себя не только огромное количество обычных звезд. В них есть и другие космические объекты – переменные, двойные, новые и сверхновые звезды, кометы, астероиды, черные дыры. Их списки изменяются и уточняются едва ли не ежегодно в соответствии с новыми данными.

Расстояние между звездами настолько огромные, что свет от звезды к звезде идет многие десятки лет. В астрономии для измерения величины расстояния используют такую единицу, как световой год. Он равен приблизительно 9460 млн. км. Звезды, которые на небе якобы находятся рядом друг с другом, в действительности отдалены одна от другой на несколько световых лет. А расстояние между двумя звездами, которые существенно отдаленные между собой, может исчисляться от десятков до миллионов световых лет.