Реферат: Физика звезд. Реферат физика звезд

Реферат - Физика звезд - Производство

Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды резко отличаются по своей яркости – одни светят очень ярко, они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.

Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие – это звезды первой величины (сокращенно — 1m, от латинского magnitudo- величина), звезды послабей — ко второй звездной величине (2m) и так далее до шестой группы – едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина характеризует блеск звезды, то есть освещенность, которую звезда создает на земле. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6mв 100 раз.

Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощный российский телескоп – 6-ти метровый рефлектор – позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.)

С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце — -26,7.

В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:

E1/E2=(5√100)m3-m1≈2,512m2-m1

где E1и E2 – освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m1и m2– их звездные величины. Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,52=6,25 раз ярче звезды третьей величины.

Однако значения звездной величины недостаточно для характеристики светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние до звезды.

Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.

Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, — а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, — параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:

r=1/П

 где r – расстояние в парсеках, П – годичный параллакс в секундах.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.

Теперь, зная расстояние до звезды, можно определить ее светимость – количество реально излучаемой ею энергии. Ее характеризует абсолютная звездная величина.

Абсолютная звездная величина (M) – такая величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдателя. Зная видимую звездную величину и расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную звездную величину:

M=m + 5 – 5 * lg(r)

Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра – крошечный тусклый красный карлик – имеет видимую звездную величину m=-11,3, а абсолютную M=+15,7. Несмотря на близость к Земле, такую звезду можно разглядеть только в мощный телескоп. Еще более тусклая звезда №359 по каталогу Вольфа: m=13,5; M=16,6. Наше Солнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда δЗолотой Рыбы (в южном полушарии) имеет только 8-ю видимую величину и не различима невооруженным глазом, но ее абсолютная величина M=-10,6; она в миллион раз ярче Солнца. Если бы она находилась от нас на таком же расстоянии, как Проксима Центавра, она бы светила ярче Луны в полнолуние.

Для Солнца M=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабой звездочкой, с трудом различимой невооруженным глазом.

Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры.

Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) и температуры (T):

R2 =L / (4πσT4)

Размеры звезд бывают очень различны. Встречаются звезды сверхгиганты, радиус которых в тысячи раз больше солнечного. С другой стороны известны звезды-карлики с радиусом в десятки раз меньше, чем у Солнца.

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности её жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Масса звезд колеблется в значительно меньших пределах: примерно от 1028до 1032килограмм. Существует связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Светимость пропорциональна примерно четвертой степени массы звезды:

Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. В звёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.

У звезд нижней части главной последовательности (красные карлики) термоядерные реакции протекают в центральной части ядра. Перенос энергии к поверхности звезды осуществляется конвекцией. В ярких звездах верхней части главной последовательности перенос энергии от конвективного ядра осуществляется излучением. Красные гиганты имеют центральное небольшое ядро из гелия, температура в пределах которого одинакова. Это ядро окружено узкой зоной, в которой происходят ядерные реакции. Далее идет широкий слой, где энергия передается конвекцией. В отличие от красных гигантов, белые карлики однородны и состоят из вырожденного газа.

Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают, достигают необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель или месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это, так называемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно более 20000 переменных звёзд. Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп.

Одна из групп – пульсирующие звезды. Первым такую звезду открыл Фабрициус, ученик Тико Бриге, еще в 1596 году и назвал ее Мирой; эта звезда меняет свой блеск с периодом 332 дня. Подобные звезды с длительным периодом называют меридами. Это в основном красные гиганты меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет.

Более распространены и хорошо изучены переменные звезды другого класса – цефеиды (названные так по имени δ Цефея, открытой Гудрайком в 1784 году). Цефеиды – пульсирующие гиганты. Их периоды весьма различны– от 1,5 до 50 суток. Цефеиды обнаружены не только в нашей галактике, но и в Магелановых облаках и в туманности Андромеды. К цефеидам относится и Полярная звезда – α Малой Медведицы. Амплитуда изменений ее блеска очень мала – от 2,64mдо 2,5m, а период – примерно 4 суток.

В чем же причина изменения блеска пульсирующих звезд? Наиболее разработанной является теория, согласно которой пульсации происходят под действием противоборствующих сил – силы притяжения и силы давления газа, выталкивающего вещество наружу.

В сжатом состоянии преобладает давление газа – звезда расширяется. Среднее, уравновешенное состояние звезда проскакивает по инерции, так как расширение идет очень быстро. В расширенном состоянии давление газа ослабевает, силы тяготения снова сжимают звезду.

Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложных процессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превышает их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ, — белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды.

Особая группа переменных – самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёзды часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.

Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды. Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь. Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной стороной.

Самая высокая степень переменности наблюдается у так называемых новых и сверхновых звезд. При вспышке новой звезды блеск ее возрастает в тысячи раз. После этого через несколько дней звезда начинает тускнеть, сначала быстро, затем уменьшение блеска замедляется и иногда сопровождается отдельными короткими усилениями.

Большинство новых звёзд являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая – белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате чего вокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений, что начинается термоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой плотности вещества она носит взрывообразный характер. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлёт и свечение которой наблюдается как вспышка новой звезды.

Другой вариант объяснения вспышки новых – освобождение энергии в неглубоких слоях звезды. В результате происходит взрыв, распыляющий внешние слои вещества звезды в окружающее пространство. При этом выделяется энергия, которую Солнце дает за десятки тысяч лет. Однако масса газовой оболочки, выбрасываемой новой звездой относительно невелика и составляет примерно стотысячную долю массы звезды, поэтому через несколько лет звезда возвращается в исходное состояние.

Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд.

Гораздо более впечатляет взрыв сверхновой. Сверхновая в максимуме блеска имеет величину -12 – -18 m, то есть в сотни и тысячи раз ярче новых звезд. Светимость возрастает в миллионы раз. Взрыв происходит на большой глубине, большая часть массы звезды (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км. / сек., а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Выброшенные газы образуют газовые туманности. Наиболее известная из них – Крабовидная туманность, являющаяся результатом вспышки сверхновой в 1054 году, зарегистрированной в китайских летописях. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных. Законченной теории взрыва сверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов.

После того как звезда исчерпает свои источники энергии, она начинает остывать и сжиматься. При этом физические свойства газа кардинально меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды прекращается, она переходит в устойчивое состояние белого карлика. В современной теории звёздой эволюции белые карлики рассматриваются как конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше 3-4 масс Солнца). После того как в центральных областях стареющей звезды выгорит весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои при этом сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оно становится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды очень слабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда, состоящая в основном из гелия, — белый карлик. Благодаря своей высокой температуре она излучает главным образом в ультрафиолетовом диапазоне и ионизует газ разлетающейся оболочки. Но если масса превышает некоторое критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы – нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которые настолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звёздная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается. Плотность этого шара – нейтронной звезды – чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов: она может превысить 10 млн. т. / см. куб.

Что произойдёт, если масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса?

Чёрные дыры образуются в результате коллапса гигантских звёзд массой более 3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется всё сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть её притяжение. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько десятков километров. Отличить чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней не наблюдается) очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорят предположительно. Тем не менее, открытие массивных несветящихся тел – серьёзный аргумент в пользу их существования.

Благодаря своей близости к Земле Солнце, естественно, является наиболее изученной звездой. По всем параметрам Солнце – самая обычная, рядовая звезда. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела она расположена в середине главной последовательности, среди множества ей подобных. Рассмотрим ее как представителя самого распространенного класса.

Солнце относится к спектральному классу G2, желтый карлик. Температура на поверхности Солнца приблизительно равна 6000ºС; температура в центре – около 14*106ºС. Диаметр Солнца 1,39 миллионов километров – в сто раз больше земного. Масса – 2*1030 кг, средняя плотность – 1410 кг/м3(в центре ~ 105 кг/м3). Основные составляющие Солнца, как, впрочем, и других звезд, – водород (70%) и гелий (29%). Ускорение свободного падения на поверхности – 274 метра в секунду (иными словами, сила тяжести в 28 раз больше, чем на Земле). Так как Солнце – плазменный шар, его слои вращаются вокруг оси неравномерно – у экватора быстрее, чем у полюсов.

Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей. Познакомимся с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнца находится источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется один атом гелия. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперёд. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.

Звёзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тоже именуют атмосферой.

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газа в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000 К на глубине 300 км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика, но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы – хромосферу и корону.

Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в 2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы – 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во время затмений над поверхностью солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы. Они имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство.

В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты. Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это связано с одиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, форма короны становится вытянутой, при этом общая яркость короны уменьшается. Итак, корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы – солнечного ветра. Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.

1. В. П. Цесевич. Переменные звезды и их наблюдение. – М. 1980.

2. В. Г. Горбацкий. Космические взрывы. – М. 1979.

3. Ф. Хойл. Галактики, ядра и квазары. – Изд. «Мир», М.1968.

4. Космонавтика. Энциклопедия. Под ред. В. П. Глушко. М. 1985.

Для подготовки данной работы были использованы материалы с сайта www. bolshe.ru/

www.ronl.ru

Реферат - Физика звезд - Астрономия

Республика Татарстан

                   Экзаменационный реферат по астрономии

                                                на тему:

                             Физика Звезд

                                                                                Выполнил ученик

                                                                                Зайнутдинов Ф. М.

                                                                                11 В класса, шк.6.

                                                                                Проверил:

                                                                                Калистратова С.С.

                                     г. Бугульма, 2001 год

ВВЕДЕНИЕ

Звездноенебо во все времена занимало воображение людей. Почему зажигаются звезды?Сколько их сияет в ночи?   Далеко ли они от нас? Есть ли границы у звезднойВселенной? С глубокой древности человек задумывался над этими и многими другимивопросами, стремился понять, и осмыслить устройство того большого мира, вкотором мы живем.

Самыеранние  представления людей о нем сохранились в сказках и легендах. Прошли векаи тысячелетия, прежде чем возникла и получила глубокое обоснование и развитиенаука о Вселенной,  раскрывшая нам замечательную простату, удивительный порядокмироздания. Недаром еще в древней Греции ее называли Космосом а это словопервоначально означало «порядок» и «красоту».

Системымира — это представления о расположении в пространстве и движении Земли,Солнца, Луны, планет, звезд и других небесных тел.

Вдревнеиндийской книге, которая называется «Ригведа», что значит «Книгагимнов», можно найти описание — одно из самых первых в истории человечества — всей Вселенной как единого целого. Согласно «Ригведе», она  устроена не слишкомсложно. В ней имеется, прежде всего, Земля. Она представляется безграничнойплоской поверхностью — «обширным пространством». Эта поверхность покрыта сверхунебом. А небо — это голубой, усеянный звездами «свод». Между небом и Землей — «светящийся воздух».

Отнауки это было очень далеко. Но важно здесь другое. Замечательна и грандиознасама дерзкая цель — объять мыслью всю Вселенную. Отсюда берет истокиуверенность в том, что человеческий разум способен осмыслить, понять, разгадатьее устройство, создать в своем воображении полную картину мира.

СОЛНЦЕИ ЗВЕЗДЫ

Вясную безлунную ночь, когда ничто не мешает наблюдению, человек с острымзрением увидит на небосводе не более двух — трех тысяч мерцающих точечек. Всписке, составленном во 2 веке до нашей эры знаменитом древнегреческимастрономом Гиппархом и дополненном позднее Птолемеем, значится 1022 звезды.Гевелий же, последний астроном, производивший такие подсчеты без помощителескопа, довел их число до 1533.

Ноуже в древности подозревали о существовании большого числа звезд, невидимыхглазом. Демокрит, великий ученый древности, говорил, что белесоватая полоса,протянувшаяся через все небо, которую мы называем Млечным Путем, есть вдействительности соединение света множества невидимых по отдельности звезд.Споры о строении Млечного Пути продолжались веками. Решение — в пользу догадкиДемокрита — пришло в 1610 году, когда Галилей сообщил о первых открытиях,сделанных на небе с помощью телескопа. Он писал с понятным волнением игордостью, что теперь удалось «сделать доступными глазу звезды, которые раньшеникогда не были видимыми и число которых по меньшей мере в десять раз большечисла звезд, известных издревле».

Нои это великое открытие всё ещё оставляло мир звёзд загадочным. Неужели все они,видимые и невидимые, действительно сосредоточены в тонком сферическом слоевокруг Солнца?

Ещёдо открытия Галилея была высказана совершенно неожиданная, по тем временамзамечательно смелая мысль. Она принадлежит Джордано Бруно, трагическая судьбакоторого всем известна. Бруно выдвинул идею о том, что наше Солнце — это однаиз звёзд Вселенной. Всего только одна из великого множества, а не центр всейВселенной. Но тогда и любая другая звезда тоже вполне может обладать своейсобственной планетной системой.

ЕслиКоперник указал место Земли отнюдь не в центре мира, то Бруно и Солнце лишилэтой привилегии.

ИдеяБруно породила немало поразительных следствий. Из неё вытекала оценкарасстояний до звёзд. Действительно, Солнце — это звезда, как и другие, нотолько самая близкая к нам. Поэтому — то оно такое большое и яркое. А на какоерасстояние нужно отодвинуть светило, чтобы и оно выглядело так, как, например,Сириус? Ответ на этот вопрос дал голландский астроном Гюйгенс (1629 — 1695). Онсравнил блеск этих двух небесных тел, и вот что оказалось: Сириус находится отнас в сотни раз дальше, чем Солнце.

Чтобылучше представить, сколь велико расстояние до звезды, скажем, что луч света,пролетающий за одну секунду 300 тысяч километров, затрачивает на путешествие отСириуса к нам несколько лет. Астрономы говорят в этом случае о расстоянии внесколько световых лет. По современным уточненным данным, расстояние до Сириуса- 8,7 световых лет. А расстояние от нас до солнца всего 8 световых минут.

Конечно,разные звезды отличаются друг от друга (это и учтено в современной оценкерасстояние до Сириуса). Поэтому определение расстояний до них и сейчас частоостаётся очень трудной, а иногда и просто неразрешимой задачей для астрономов,хотя со времени Гюйгенса придумано для этого немало новых способов.

Замечательнаяидея Бруно и основанный на ней расчет Гюйгенса стали решительным шагом ковладению тайными Вселенной. Благодаря этому границы наших знаний о мире сильнораздвинулись, они вышли за пределы Солнечной системы и достигли звёзд.

3вездыбывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звездыпостоянно образуются, а старые постоянно умирают.

 Самыемолодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд всозвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Фактически они всееще находятся в процессе формирования и являются примерами протозвезд(первичных звезд).

 Этопеременные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли настационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т Тельца имеютсявращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры. Энергия вещества,которое падает на протозвезду под действием силы тяготения, превращается втепло. В результате температура внутри протозвезды все время повышается. Когдацентральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерныйсинтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаютсяядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, способный поддерживатьее существование в течение очень долгого времени. Насколько долгого — этозависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с нашеСолнце топлива хватит на стабильное существование в течение примерно 10миллиардов лет.

 Однакослучается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, существуют всегонесколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо сгораздо большей скоростью.

Нормальныезвезды

 Всезвезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень горячегосветящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но невсе звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие — это цвет. Естьзвезды красноватые или голубоватые, а не желтые.

 Крометого, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой выглядитзвезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости, но также и отрасстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость звезд меняетсяв широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости болеечем  миллиона Солнц. Подавляющее большинство звезд, как оказалось,располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое во многихотношениях является типичной звездой, обладает гораздо большей светимостью, чембольшинство других звезд. Невооруженным глазом можно увидеть очень небольшоеколичество слабых по своей природе звезд. В созвездиях нашего неба главноевнимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычных звезд, тех, что обладаюточень большой светимостью.

 Почемуже звезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, тут всезависит от массы звезды.

 Количествовещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а такжето, как блеск меняется во времени.

Гигантыи карлики

Самыемассивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. Выглядят онибелыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры, эти звездыпроизводят такое колоссальное количество энергии, что все их запасы ядерноготоплива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет.

 Впротивоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цветих — красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лет.

 Однакосреди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятсяи Альдебаран — глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в  Скорпионе. Как жемогут эти холодные эвезды со слабо светящимися поверхностями соперничать сраскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги?

Ответсостоит в том, что эти эвезды очень сильно расширились и теперь по размерунамного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами,или даже сверхгигантами.

 Благодаряогромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чемнормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то что температура их поверхностизначительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта — например, Бетельгейзе вОрионе — в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца. Напротив, размернормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера

 Солнца.По контрасту с гигантами их называют “карликами”. Гигантами и карликами звездыбывают на разцых стадиях своей жизни, и гигант может в конце концовпревратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.

ЖИЗНЕННЫЙЦИКЛ ЗВЕЗДЫ

Обычнаязвезда, такая, как Солнце, выделяет знергию за счет превращения водорода вгелий в ядерной печи, находящейся в самой ее сердцевине. Солнце содержитогромное количество водорода, однако запасы его не бесконечны. За последние 5миллиардов лет Со         лнце уже израсходовало половину водородного  топливаи сможет поддерживать свое существование в течение еще 5 миллиардов лет, преждечем запасы водорода в его ядре иссякнут. А что потом?

 Послетого как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части,внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не вцентре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, разбухает. В результатеразмер самой звез ды резко возрастает, а температура ее поверхности падает.Именно этот процесс и рождает красных гигаитов и сверх-гигантов. Оп являетсячастыо той нослсдовательности изменений, которая называется звездной эволюциейи которую проходят все звезды. В конечном итоге все звезды стареют и умирают,но продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивныезвезды проносятся через свой жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом.

 Звездыболее скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются,превращаясь в  белые карлики.

 Послечего они просто угасают.

 Впроцессе превращеиия из красного гиганта в белый карлик звезда может сброситьсвои  наружные слои, как легкую  оболочку, обнажив при этом ядро. Газоваяоболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды, температуракоторой на поверхности может достигать 100 000«С. Когда такие светящиесягазовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарнымитуманностями, посколку они часто выглядят как круги типа планетного диска, еслипользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, ничего общего с планетами не имеют!

ЗВЕЗДНЫЕСКОПЛЕНИЯ

По-видимому,почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности. Поэтому нет ничегоудивительного в том, что звездные скопления — вещь весьма распространенная.Астрономы любят изучать звездные скопления, потому что им известно, что всезвезды, входяшие в скопление, образовались примерно в одно и то же время иприблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия вблеске между такими звездами являются истинными различиями. Какие бы коллосальные изменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начиналиони все одновременно. Особенно полезно изучение звездных скоплений  с точкизрения зависимости их свойств от массы — ведь возраст этих звезд и ихрасстояние от Земли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от другатолько своей массой.

 Звездныескопления интересны не только для научного изучения — они исключительно красивыкак объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Естьдва типа звеэдных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с ихвнешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, онираспределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровыескопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненнуюзвездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.

Открытыезвездные скопления

Наверное,самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Плеяды, или Семь сестер,в созвездии Тельца. Несмотря на такое название, большинство людей можетразглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд. Общее количество звезд в этомскоплении — где-то между 300 и 500, и все они находятся на участке размером в30 световых лет в поперечнике и на расстоянии 400 световых лет от нас.

 Возрастэтого скопления — всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартамсовсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся звезды, которые неуспели еще превратиться в гиганты. Плеяды — это типичное открытое звездноескопление; обычно в такое скопление входит от нескольких сотен до несколькихтысяч звезд. 

 Средиоткрытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старыеедва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которойони образуются, с течением времени не меняется.

 Дело в Том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг отдруга, пока не смешаются с основным множеством звезд — тех самых, тысячикоторых предстают перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некоторой степениудерживает открытые скопления вместе, они все же довольно непрочны, и тяготениедругого объекта, например большого межзвездного облака, может их разорвать. 

 Некоторыезвездные группы на столько слабо удерживаются вместе,  что их называют нескоплениями, а  звездными ассоциациями. Они существуют не очень долго и обычносостоят из очень молодых звезд вблизи межзвездных облаков, из которых онивозникли. В звездную ассоциацию входит  от 10 до 100 звезд, разбросанных вобласти размером в несколько сотен световых лет. 

 Облака,в которых образуются звезды, сконцеитрированы в диске нашей Галактики, и именнотам обнаруживают открытые звездные скопления. Если учесть, как много облаковсодержится в Млечном Пути и какое огромное количество пыли находится вмежзвездном пространстве, то станет очевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений,о которых мы знаем, должны составлять лишь ничтожную часть всего их числа вГалактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000.

Шаровыезвездные скопления

Впротивоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы, плотнозаполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч и даже миллионы.Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы наше Солнцепринадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы видеть в ночномнебе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. Размер типичногошарового скопления — от 20 до 400 световых лет.

 Вплотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости одна кдругой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактныедвойные звезды.

 Иногдапроисходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звездымогут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное ядро. В шаровыхскоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще.Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.

 Вокругнашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которыераспределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в себеГалактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в тоже время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то,что скопления образовались, когда части облака, из которого была созданаГалактика, разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые скопления нерасходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимныесилы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.

 Шаровыезвездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокругдругих галактик любого сорта. Самое яркое шаровое скопление, легко видимоеневооруженным глазом, это Омега Кентавра в южном созвездии Кентавр. Ононаходится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширнымиз всех известных скоплений:

 егодиаметр — 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушарияявляется М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженнымглазом.

В1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус(1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда этапостепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду.Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды.

 Этазвезда получила название Мира — чудесная. За период времени в 332 дня Мираизменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярнойзвезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой,чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многиетысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не стольдраматично, как Мира.

Существуютразличные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногдаизменяется на много световых величин, а иногда так незначительно, что этоизменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов.Некоторые звезды меняются регулярным.

 Другие- неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходитьциклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды.Чтобы понять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначалаточно проследить, каким образом она меняется. График изменения звезднойвеличины переменной звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривуюблеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерениязвездных величин профессиональные астрономы используют прибор, называемыйфотометром,  многочисленные наблюдения переменных звезд производятсяастрономами-любителями. С помощыо специально подготовленной карты и посленекоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине перемеинойзвезды прямо на глаз, если сравнивать ее с постоянными звездами, расположеннымирядом.

 Графикиблеска переменных звеэд показывают, что некоторые звезды мсняются регулярным(правильным) образом — участок их графика на отрезке времеии определенной длины(периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды меняются совершеннонепредсказуемо. Кпиравильным переменным звездам относят пульсирующие звезды идвойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют иливыбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которыеявляются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд,это означает, что произошло одно из нескольких возможпых явлений. Обе звездымогут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, онимогут проходить прямо одна перед другой. Подобные системы называютсязатменно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода — звезда Алгольв созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться содной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.

ПУЛЬСИРУЮЩИЕПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Некоторыеиз наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и сноваувеличиваясь — как бы вибрируют с определенной частотой, примерно так, как этопроисходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный тип подобныхзвезд — цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея, представляющей собойтипичный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3- 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Периодпульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь,так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ееблеска.

 Мира,первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды обязаны своейпеременностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадиисвоего существо вания, они вот-вот полностыо сбросят, как скорлупу, своинаружные слои и создадут планетарную туманность. Большинство красныхсверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторыхпределах.

 Используядля наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхностиБетельгейзе большие темные пятна.

 Звездытипа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старыезвезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровыхзвездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звезднуювеличину приблизительно за сутки, их свойства, как и свойства цефеид,используют для вычисления астрономических расстояний.               

               Неправильные переменные звезды

 R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемымобразом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждыенесколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затемпостепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. Повидимому, причина тут втом, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, которыйконденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густыхчерных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, покаоблако не рассеется в пространстве.

 Звездыэтого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях,где образуются звезды. 

ВСПЫХИВАЮЩИЕИ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Вспыхивающиезвезды

 Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнечныхвспышек, но они не могут существепно повлиять на яркость Солнца. Для некоторыхзвезд — красных карликов — это не так: на них подобные вспышки достигаютгромадных масштабов, и в результате световое излучение может возрастать нацелую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солнцу звезда, ПроксимаКентавра, является одной из таких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросынельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут.

Двойныезвезды

 Примернополовина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так чтодвойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьмараспространенное.

 Принадлежностьк двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когданапарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся отодной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывыновых и сверхновых звезд.

 Двойныезвезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системывращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними иназываемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точкуопоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своемконце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольшедлятся их пути по орбитам.  Большинство двойных звезд (или просто — двойных)слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности дажев самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико,орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или дажеболше. Двойные звезды, которые можно увидеть раздельно, называются видимымидвойными.

Открытиедвойных звезд

 Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению более яркойиз двух, либо по их совместному спектру. Если какая-нибудь звезда совершает нанебе регулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер.Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощьюизмерений ее положения.  Спектроскопические двойные звезды обнаруживают поизменениям и особым характеристикам их спектров, Спектр обыкновенной звезды,вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкимищелями — так называемыми линиями поглощепия. Точные цвета, на которыхрасположены эти линии, изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Этоявление называется эффектом Допплера.  Когда звезды двойной системы движутся посвоим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. Врезультате лииии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такиеподвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойная. Если оба участникадвойной системы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два наборалиний. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминировать, норегулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ее истинную двойнуюприроду.

Измереннескоростей звезд двойной системы и применение законного тяготения представляют собойважный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд — это единственныйпрямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее в каждом конкретном случаене так просто получить точный ответ.

Тесныедвойные звезды

Всистеме близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятсярастянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточносильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с однойзвезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область вформе трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическуюграницу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называютсяполостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет своюполость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, гдеполости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, асначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Еслиобе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникаетконтактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается вшар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают,превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействуюшиедвойные системы — явление нередкое.

 Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах являетсятак называемая вспышка новой.

 Одназвезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означаетраздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнетзахватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда — белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин- вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии заочень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когдаматериал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемсяпотоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается домиллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни летвспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжды, но они могутповториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менеедраматические вспышки — карликовые новые, — повторяющиеся через дни и месяцы.

Когдаядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращаетсявыработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения,направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячегогаза.

 Дальнейшееразвитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса непревосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясьбелым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основномусвойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинаютотталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, этопроисходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно,образуя чрезвычайно плотную материю.

Белыйкарлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.

 Всеголишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно,что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собойвнутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего это нечтовроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь всеболее тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликаминазывают целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температуройповерхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белыйкарлик превратится в темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останкизвезды.  Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из нихиспускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менееколичество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкамастрономов, не менее десятой части всех звезд Галактики — белые карлики.Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членом двойной системы, и егонапарник — белый карлик под названием Сириус В.

НЕЙТРОННЫЕЗВЕЗДЫ

 Еслимасса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, тотакая звезда, достигнув стадии белого карлика, на этом не остановится.Гравитационные силы в этом случае столь велики, что электроны вдавливаютсявнутрь атомных ядер. В результате протоны превращаются в нейтроны, способныеприлегать друг к другу без всяких промежутков. Плотность иейтронных звездпревосходит даже плотность белых карликов; но если масса материала непревосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны самипредотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нйтронная звезда имеет в поперечниксвсего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит околомиллиарда тонн.  Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звездыобладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить,невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле.В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращениявозрастает — точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее,когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов всекунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды имеютмагнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем у Земли.

ПУЛЬСАРЫ

Первыспульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярныесигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражены темфактом, что какие-то природные объекты могут излучать радиоимпульсы в такомправильном и быстром ритме. Вначале (правда, ненадолго) астрономы заподозрилиучастие неких мыслящих существ, обитаюших в глубинах Галактики. Но вскоре былонайдено естественное объяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звездыдвижущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узкимпучком, как луч прожектора. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекаетлинию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не толькорадиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленныхпульсаров около четырех секунд, а самых быстрых — тысячные доли секунды.Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено;возможно, они входят в двойные системы. 

РЕНТГЕНОВСКИЕДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

 ВГалактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновскогоизлучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что длявозникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. Помнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя,падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.

Возможно,рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которыхочень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карликили черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивиой звездой, массакоторой превосходит солнечную в 10 — 20 раз, либо иметь массу, превосходящуюмассу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайнемаловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обменмассами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс иначального расстояния между звездами.

 Вдвойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуетсягазовый диск. В случае же систем с болшими массами материал устремлется прямо внейтронную звезду — ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именнотакие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами.

НОВЫЕИ СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

При вспышках новых звезд выделяется энергия до 105380Дж. Те звезды,  которые  неудачно  называют  новыми  на  самом   делесуществуют и до вспышки.  Это горячие карликовые звезды, которые вдруг закороткий срок (от суток до ста дней) увеличивают свою светимость на многозвездных  величин,  после  чего  медленно,  иногда на протяжении многих лет, возвращаются  к  своему  первоначальному  состоянию.  При вспышках новых звездиз их   атмосфер  со  скоростью  1000  км/с выбрасываются внешние газовыеоболочки массой в тысячи раз меньшей масс Солнца. Ежегодно в галактикевспыхивает не менее 200 новых звезд, но из них мы замечаем  лишь  2/3. Установлено,  что  новые  звезды  — горячие звезды  в  тесных двойныхсистемах,  где вторая звезда гораздо холоднее первой.  Именно двойственность иявляется  в  конечном  счете причиной вспышки  новой  звезды.  В тесных двойныхсистемах происходит обмен газовым веществом между компонентами. Если на горячуюзвезду при этом попадает  большое  количество  водорода  со  второй  звезды, это приводит к мощному взрыву, и на Земле наблюдатели регистрируют вспышкуновой звезды. Трудно, почти невозможно представить себе  энергию,  выделяющуюсяпри  вспышках,  или,  точнее,  взрывах сверхновых звезд.  За несколько месяцевсверхновая звезда излучает в пространство столько же  энергии (10 543 0Дж), сколько Солнце за несколько миллиардов лет. Причины взрывов сверхновых звезддостоверно  не  известны,  однако  скорее  всего  они происходят потому, что впроцессе излучения со звезды уходит громадное количество нейтронов и  она теряет  устойчивость.  До   взрыва   ядро сверхновой звезды имеет плотность 10510 0 кг/м 53 0 и температуру в несколько миллиардов кельвинов. После резкойутечки нейтринов звезда за несколько сотых долей секунды спадает внутрь себя.Ее ядро приобретает плотность 10 517 0 кг/м 53 0 и температуру порядка  200 млрд.  кельвинов.  В  оболочке, окружающей ядро,  возникает  взрывная  реакция выгорания  углерода  и кислорода. Мощнейшая взрывная волна срывает внешниеоболочки звезды, и в этот момент мы видим вспышку сверхновой.  Итог вспышкизависит от  первоначальной  массы  звезды.  Если  до взрыва звезда имела массуот 1,2 до 2 масс Солнца, то после взрыва она превращается в нейтронную звезду. Существование таких  объектов  было предсказано еще  в  1934  г.  Они  состоят из  нейтронов,  в  которые преобразуются протоны и ядра всех более тяжелыхэлементов. Поперечники нейтронных звезд  так малы (порядка 20 км),  что любаяиз них свободно разместилась бы   на   территории   Москвы.   Теоретические   расчеты показывают, что нейтронные звезды должны очень быстро вращаться вокругоси и обладать мощным магнитным полем. В другом  случае,  когда  масса  звездыболее чем вдвое превышает солнечную массу, в результате взрыва звездапревращается в черную дыру или коллапсар.

РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД И ПЛОТНОСТЬ ИХВЕЩЕСТВ

       Рассмотрим на простом примерекак можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры,  например Солнца иКапеллы. Эти звезды имеют одинаковые  спектры,  цвет и температуру,  носветимость Капеллы в 120 раз превышает светимость Солнца.  Так как приодинаковой  температуре  яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова, то,  значит,  поверхность Капеллы больше,  чем Солнца в 120 раз,  а диаметр  и радиус  ее больше солнечных в корень квадратный из 120,  что приближенно равно11раз.                                                                

  Определить размеры  другихзвезд позволяет знание законов излучения. Результаты таких вычислений полностьюподтвердились,  когда стало возможным  измерять угловые диаметра звезд припомощи оптического прибора- звездного интерферометра.                                          

    Звезды очень  большой светимости называются сверхгигантами.  Красныесверхгиганты называются такими и по размерам.  Бетельгейзе и Антарес в сотни раз  больше  Солнца по диаметру.  Более далекая от нас VV Цефея настольковелика, что в ней поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбитыЮпитера включительно !!!  Между тем массы сверхгигантов больше солнечной всеголишь в  30-40  раз.  В  результате  даже средняя плотность сверхгигантов втысячи раз меньше чем плотность ком-

натноговоздуха.                                                   

   При одинаковой  светимости размеры звезд тем меньше,  чем эти звезды горячее. Самыми малыми среди обычных звезд являются красные  карлики. Массы  их  и  радиусы- десятые доли солнечных,  а средние плотности в 10-100 раз выше плотностиводы.  Еще меньше красных белые карлики — но то уже необычныезвезды.                                            

  У близкого к нам и яркогоСириуса (  имеющего  радиус  вдвое  больше солнечного ) есть спутник,обращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звездырасстояние,  орбита и массы  хорошо  известны. Обе звезды белые,  почтиодинаково горячие. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают уэтих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 разслабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз,  т.е.  он почти такойже как Земля.  Между  тем масса у него почти такая же как и у Солнца.Следовательно белый карлик имеет огромную плотность — около 10 59 0 кг/м 53 0. Существование газа  такой плотности было объяснено таким образом :  обычнопредел плотности ставит размер атомов,  являющихся системами,  состоящими изядра и электронной  оболочки.  При  очень высокой температуре в недрах звезд ипри полной ионизации атомов их ядра и  электроны  становятся  независимыми другот друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это „крошево“из частиц может быть сжато гораздо сильнее,  чем нейтральный  газ.

теоретически допускаетсявозможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равнойплотности атомных ядер.           

     На примере  белыхкарликов мы видим как астрофизические исследования расширяют представление остроении вещества; пока такие условия в лаборатории создать невозможно.Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию важнейших физическихпредставлений.                   

ВСЕЛЕННАЯ

Больше всего на свете — сама Вселенная, охватывающая ивключающая в себя все планеты, звёзды, галактики, скопления, сверхскопления иячейки. Дальность действия современных телескопов достигает несколькихмиллиардов световых лет.

Планеты, звёзды, галактики поражают нас удивительнымразнообразием своих свойств, сложностью строения. А как устроена вся Вселенная,Вселенная в целом ?

Её главное свойство — однородность. Об этом можносказать и точнее. Представим себе, что мы мысленно выделили во Вселенной оченьбольшой кубический объем, с ребром в 500 миллионов световых лет. Подсчитаем,сколько в нем галактик. Произведём такие же подсчёты для других, но столь жегигантских объемов, расположенных в различных частях Вселенной. Если все этопроделать и сравнить результаты, то окажется, что в каждом из них, где бы их нибрать, содержится одинаковое число галактик. То же самое будет и при подсчётескоплений или даже ячеек.

Вселенная предстаёт перед нами всюду одинаковой — «сплошной» и однородной. Проще устройства и не придумать. Нужно сказать, что обэтом люди уже давно подозревали. Указывая из соображений максимальной простотыустройства на общую однородность мира, замечательный мыслитель Паскаль(1623-1662) говорил, что мир — это круг, центр которого везде, а окружностьнигде. Так с помощью наглядного геометрического образа он утверждалоднородность мира.

В однородном мире все «места» равноправны и любое изних может претендовать на, что оно — Центр мира. А если так, то, значит,никакого центра мира вовсе не существует.

У Вселенной есть и ещё одно важнейшее свойство, но онем никогда даже и не догадывались. Вселенная находиться в движении — онарасширяется. Расстояние между скоплениями и сверхскоплениями постоянновозрастает. Они как бы разбегаются друг от друга. А сеть ячеистой структурырастягивается.

Во все времена люди предпочитали считать Вселеннуювечной и неизменной. Эта точка зрения господствовала вплоть до 20-х годовнашего века. В то время считалось, что она ограничена размерами нашейГалактики. Пути могут рождаться и умирать, Галактика все равно остается все тойже, как неизменным остается лес, в котором поколение за поколением сменяютсядеревья.

Настоящий переворот в науке о Вселенной произвели в1922 — 1924 годах работы ленинградского математика и физика А. Фридмана.Опираясь на только что созданную тогда А. Эйнштейном общую теориюотносительности, он математически доказал, что мир — это не нечто застывшее инеизменное. Как единое целое он живет своей динамической жизнью, изменяется вовремени, расширяясь или сжимаясь по строго определённым законам.

Фридман открыл подвижность звёздной Вселенной. Этобыло теоретическое предсказание, а выбор между расширением и сжатием нужносделать на основании астрономических наблюдений. Такие наблюдения в 1928 — 1929годах удалось проделать Хабблу, известному уже нам исследователю галактик.

Он обнаружил, что далёкие галактики и целые ихколлективы движутся, удаляясь от нас во все стороны. Но так и должно выглядеть,в соответствии с предсказаниями Фридмана, общее расширение Вселенной.

Конечно, это не означает, что галактики разбегаютсяименно от нас. Иначе мы вернулись бы к старым воззрениям, к докоперниковойкартине мира с Землёй в центре. В действительности общее расширение Вселеннойпроисходит так, что все они удаляются друг от друга, и из любого места картинаэтого разбегания выглядит так, как мы видим её с нашей планеты.

Если Вселенная расширяется, то, значит, в далёкомпрошлом скопления были ближе друг к другу. Более того: из теории Фридманаследует, что пятнадцать — двадцать миллиардов лет назад ни звёзд, ни галактикещё не было и всё вещество было перемешано и сжато до колоссальной плотности.Это вещество было тогда и немыслимо горячим. Из такого особого состояния иначалось общее расширение, которое привело со временем к образованию Вселенной,какой мы видим и знаем её сейчас.

Общие представления о строении Вселенной складывалисьна протяжении всей истории астрономии. Однако только в нашем веке смоглапоявиться современная наука о строении и эволюции Вселенной — космология.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Мы знаем строение Вселенной в огромном объемепространства, для пересечения которого свету требуются миллиарды лет. Нопытливая мысль человека стремится проникнуть дальше. Что лежит за границаминаблюдаемой области мира? Бесконечна ли Вселенная по объему? И её расширение- почему оно началось и будет ли оно всегда продолжаться в будущем? А каковопроисхождение «скрытой» массы? И наконец, как зародилась разумная жизнь воВселенной ?

Есть ли она ещё где-нибудь кроме нашей планеты?Окончательные и полные ответы на эти вопросы пока отсутствуют.

Вселенная неисчерпаема. Неутомима и жажда знания,заставляющая людей задавать всё новые и новые вопросы о мире и настойчивоискать ответы на них.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Космос: Сборник. “Научно — популярнаялитература” (Сост. Ю. И. Коптев и С. А. Никитин; Вступ. ст. академика Ю. А.Осипьяна;  Оформл. и макет В. Итальянцева; Рис. Е. Азанова, Н. Котляровского,В. Цикоты. — Л.: Дет. лит.,1987. — 223 с., ил.)

И. А. Климишин. “Астрономия наших дней”- М.: «Наука».,1976. — 453 с.

А. Н. Томилин. “Небо Земли. Очерки поистории астрономии” (Научный редактор и автор предисловия докторфизико-математических наук К. Ф. Огородников. Рис. Т. Оболенской и Б.Стародубцева. Л., «Дет. лит.», 1974. — 334 с., ил.)

“Энциклопедический словарь юногоастронома” (Сост. Н. П. Ерпылев. — 2-е изд., перераб. и  доп. — М.: Педагогика,1986. — 336с., ил.)

www.ronl.ru

Реферат: Физика звезд

                                                         Республика Татарстан

                   Экзаменационный реферат по астрономии

                                                 на тему:

                              Физика Звезд

                                                                                 Выполнил ученик

                                                                                 Зайнутдинов Ф. М.

                                                                                 11 В класса, шк.6.

                                                                                 Проверил:

                                                                                 Калистратова С.С.

                                      г. Бугульма, 2001 год

ВВЕДЕНИЕ

Звездное небо во все времена занимало воображение людей. Почему зажигаются звезды? Сколько их сияет в ночи?   Далеко ли они от нас? Есть ли границы у звездной Вселенной? С глубокой древности человек задумывался над этими и многими другими вопросами, стремился понять, и осмыслить устройство того большого мира, в котором мы живем.

Самые ранние  представления людей о нем сохранились в сказках и легендах. Прошли века и тысячелетия, прежде чем возникла и получила глубокое обоснование и развитие наука о Вселенной,  раскрывшая нам замечательную простату, удивительный порядок мироздания. Недаром еще в древней Греции ее называли Космосом а это слово первоначально означало «порядок» и «красоту».

Системы мира - это представления о расположении в пространстве и движении Земли, Солнца, Луны, планет, звезд и других небесных тел.

В древнеиндийской книге, которая называется «Ригведа», что значит «Книга гимнов»,можно найти описание - одно из самых первых в истории человечества - всей Вселенной как единого целого. Согласно «Ригведе», она  устроена не слишком сложно. В ней имеется, прежде всего, Земля. Она представляется безграничной плоской поверхностью - «обширным пространством». Эта поверхность покрыта сверху небом. А небо - это голубой, усеянный звездами «свод». Между небом и Землей - «светящийся воздух».

От науки это было очень далеко. Но важно здесь другое. Замечательна и грандиозна сама дерзкая цель - объять мыслью всю Вселенную. Отсюда берет истоки уверенность в том, что человеческий разум способен осмыслить, понять, разгадать ее устройство, создать в своем воображении полную картину мира.

СОЛНЦЕ И ЗВЕЗДЫ

В ясную безлунную ночь, когда ничто не мешает наблюдению, человек с острым зрением увидит на небосводе не более двух - трех тысяч мерцающих точечек. В списке, составленном во 2 веке до нашей эры знаменитом древнегреческим астрономом Гиппархом и дополненном позднее Птолемеем, значится 1022 звезды. Гевелий же, последний астроном, производивший такие подсчеты без помощи телескопа, довел их число до 1533.

Но уже в древности подозревали о существовании большого числа звезд, невидимых глазом. Демокрит, великий ученый древности, говорил, что белесоватая полоса, протянувшаяся через все небо, которую мы называем Млечным Путем, есть в действительности соединение света множества невидимых по отдельности звезд. Споры о строении Млечного Пути продолжались веками. Решение - в пользу догадки Демокрита - пришло в 1610 году, когда Галилей сообщил о первых открытиях, сделанных на небе с помощью телескопа. Он писал с понятным волнением и гордостью, что теперь удалось «сделать доступными глазу звезды, которые раньше никогда не были видимыми и число которых по меньшей мере в десять раз больше числа звезд, известных издревле».

Но и это великое открытие всё ещё оставляло мир звёзд загадочным. Неужели все они, видимые и невидимые, действительно сосредоточены в тонком сферическом слое вокруг Солнца?

Ещё до открытия Галилея была высказана совершенно неожиданная, по тем временам замечательно смелая мысль. Она принадлежит Джордано Бруно, трагическая судьба которого всем известна. Бруно выдвинул идею о том, что наше Солнце - это одна из звёзд Вселенной. Всего только одна из великого множества, а не центр всей Вселенной. Но тогда и любая другая звезда тоже вполне может обладать своей собственной планетной системой.

Если Коперник указал место Земли отнюдь не в центре мира, то Бруно и Солнце лишил этой привилегии.

Идея Бруно породила немало поразительных следствий. Из неё вытекала оценка расстояний до звёзд. Действительно, Солнце - это звезда, как и другие, но только самая близкая к нам. Поэтому - то оно такое большое и яркое. А на какое расстояние нужно отодвинуть светило, чтобы и оно выглядело так, как, например, Сириус? Ответ на этот вопрос дал голландский астроном Гюйгенс (1629 - 1695). Он сравнил блеск этих двух небесных тел, и вот что оказалось: Сириус находится от нас в сотни раз дальше, чем Солнце.

Чтобы лучше представить, сколь велико расстояние до звезды, скажем, что луч света, пролетающий за одну секунду 300 тысяч километров, затрачивает на путешествие от Сириуса к нам несколько лет. Астрономы говорят в этом случае о расстоянии в несколько световых лет. По современным уточненным данным, расстояние до Сириуса - 8,7 световых лет. А расстояние от нас до солнца всего 8 световых минут.

Конечно, разные звезды отличаются друг от друга (это и учтено в современной оценке расстояние до Сириуса). Поэтому определение расстояний до них и сейчас часто остаётся очень трудной, а иногда и просто неразрешимой задачей для астрономов, хотя со времени Гюйгенса придумано для этого немало новых способов.

Замечательная идея Бруно и основанный на ней расчет Гюйгенса стали решительным шагом к овладению тайными Вселенной. Благодаря этому границы наших знаний о мире сильно раздвинулись, они вышли за пределы Солнечной системы и достигли звёзд.

3везды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают.

 Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Фактически они все еще находятся в процессе формирования и являются примерами протозвезд (первичных звезд).

 Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли на стационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т Тельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры. Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действием силы тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутри протозвезды все время повышается. Когда центральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, способный поддерживать ее существование в течение очень долгого времени. Насколько долгого - это зависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хватит на стабильное существование в течение примерно 10 миллиардов лет.

 Однако случается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, существуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью.

Нормальные звезды

 Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень горячего светящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие - это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые.

 Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой выглядит звезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости, но также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости более чем  миллиона Солнц. Подавляющее большинство звезд, как оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое во многих отношениях является типичной звездой, обладает гораздо большей светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженным глазом можно увидеть очень небольшое количество слабых по своей природе звезд. В созвездиях нашего неба главное внимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычных звезд, тех, что обладают очень большой светимостью.

 Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости ? Оказывается, тут все зависит от массы звезды.

 Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени.

Гиганты и карлики

Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры, эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что все их запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет.

 В противоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цвет их - красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лет.

 Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятся и Альдебаран - глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в  Скорпионе. Как же могут эти холодные эвезды со слабо светящимися поверхностями соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги?

Ответ состоит в том, что эти эвезды очень сильно расширились и теперь по размеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами, или даже сверхгигантами.

 Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то что температура их поверхности значительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта - например, Бетельгейзе в Орионе - в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера

 Солнца. По контрасту с гигантами их называют “карликами”. Гигантами и карликами звезды бывают на разцых стадиях своей жизни, и гигант может в конце концов превратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.

ЖИЗНЕННЫЙ ЦИКЛ ЗВЕЗДЫ

Обычная звезда, такая, как Солнце, выделяет знергию за счет превращения водорода в гелий в ядерной печи, находящейся в самой ее сердцевине. Солнце содержит огромное количество водорода, однако запасы его не бесконечны. За последние 5 миллиардов лет Со         лнце уже израсходовало половину водородного  топлива и сможет поддерживать свое существование в течение еще 5 миллиардов лет, прежде чем запасы водорода в его ядре иссякнут. А что потом?

 После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, разбухает. В результате размер самой звез ды резко возрастает, а температура ее поверхности падает. Именно этот процесс и рождает красных гигаитов и сверх-гигантов. Оп является частыо той нослсдовательности изменений, которая называется звездной эволюцией и которую проходят все звезды. В конечном итоге все звезды стареют и умирают, но продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивные звезды проносятся через свой жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом.

 Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются, превращаясь в  белые карлики.

 После чего они просто угасают.

 В процессе превращеиия из красного гиганта в белый карлик звезда может сбросить свои  наружные слои, как легкую  оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды, температура которой на поверхности может достигать 100 000"С. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарными туманностями, посколку они часто выглядят как круги типа планетного диска, если пользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, ничего  общего с планетами не имеют!

ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, что звездные скопления - вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления, потому что им известно, что все звезды, входяшие в скопление, образовались примерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия в блеске между такими звездами являются истинными различиями. Какие бы  коллосальные изменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно изучение звездных скоплений  с точки зрения зависимости их свойств от массы - ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от друга только своей массой.

 Звездные скопления интересны не только для научного изучения - они исключительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Есть два типа звеэдных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.

Открытые звездные скопления

Наверное, самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Плеяды, или Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря на такое название, большинство людей может разглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд. Общее количество звезд в этом скоплении - где-то между 300 и 500, и все они находятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и на расстоянии 400 световых лет от нас.

 Возраст этого скопления - всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды - это типичное открытое звездное скопление; обычно в такое скопление входит от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд. 

 Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которой они образуются, с течением времени не меняется.

  Дело в Том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с основным множеством звезд - тех самых, тысячи которых предстают перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некоторой степени удерживает открытые скопления вместе, они все же довольно непрочны, и тяготение другого объекта, например большого межзвездного облака, может их разорвать. 

 Некоторые звездные группы на столько слабо удерживаются вместе,  что их называют не скоплениями, а  звездными ассоциациями. Они существуют не очень долго и обычно состоят из очень молодых звезд вблизи межзвездных облаков, из которых они возникли. В звездную ассоциацию входит  от 10 до 100 звезд, разбросанных в области размером в несколько сотен световых лет. 

 Облака, в которых образуются звезды, сконцеитрированы в диске нашей Галактики, и именно там обнаруживают открытые звездные скопления. Если учесть, как много облаков содержится в Млечном Пути и какое огромное количество пыли находится в межзвездном пространстве, то станет очевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должны составлять лишь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000.

Шаровые звездные скопления

В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы видеть в ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. Размер типичного шарового скопления - от 20 до 400 световых лет.

 В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактные двойные звезды.

 Иногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.

 Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из которого была создана Галактика, разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.

 Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокруг других галактик любого сорта. Самое яркое шаровое скопление, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кентавра в южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширным из всех известных скоплений:

 его диаметр - 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженным глазом.

В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды.

 Эта звезда получила название Мира - чудесная. За период времени в 332 дня Мира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не столь драматично, как Мира.

Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногда изменяется на много световых величин, а иногда так незначительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным.

 Другие - неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходить циклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом она меняется. График изменения звездной величины переменной звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерения звездных величин профессиональные астрономы используют прибор, называемый фотометром,  многочисленные наблюдения переменных звезд производятся астрономами-любителями. С помощыо специально подготовленной карты и после некоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине перемеиной звезды прямо на глаз, если сравнивать ее с постоянными звездами, расположенными рядом.

 Графики блеска переменных звеэд показывают, что некоторые звезды мсняются регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке времеии определенной длины (периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо. Кпиравильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможпых явлений. Обе звезды могут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, они могут проходить прямо одна перед другой. Подобные системы называются затменно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода - звезда Алголь в созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.

ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой, примерно так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный тип подобных звезд - цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея, представляющей собой типичный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь, так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ее блеска.

 Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадии своего существо вания, они вот-вот полностыо сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетарную туманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторых пределах.

 Используя для наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна.

 Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за сутки, их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.               

                Неправильные переменные звезды

  R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. Повидимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве.

 Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды. 

ВСПЫХИВАЮЩИЕ И ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Вспыхивающие звезды

  Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнечных вспышек, но они не могут существепно повлиять на яркость Солнца. Для некоторых звезд - красных карликов - это не так: на них подобные вспышки достигают громадных масштабов, и в результате световое излучение может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солнцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут.

Двойные звезды

 Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное.

 Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.

 Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точку опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам.  Большинство двойных звезд (или просто - двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже болше. Двойные звезды, которые можно увидеть раздельно, называются видимыми двойными.

Открытие двойных звезд

  Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению более яркой из двух, либо по их совместному спектру. Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ее положения.  Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров, Спектр обыкновенной звезды, вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкими щелями - так называемыми линиями поглощепия. Точные цвета, на которых расположены эти линии, изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Это явление называется эффектом Допплера.  Когда звезды двойной системы движутся по своим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. В результате лииии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойная. Если оба участника двойной системы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два набора линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминировать, но регулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ее истинную двойную природу.

Измеренне скоростей звезд двойной системы и применение законного тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд - это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.

Тесные двойные звезды

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействуюшие двойные системы - явление нередкое.

  Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.

 Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда - белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин - вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки - карликовые новые, - повторяющиеся через дни и месяцы.

Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.

 Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.

Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.

 Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликами называют целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды.  Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее количество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам астрономов, не менее десятой части всех звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членом двойной системы, и его напарник - белый карлик под названием Сириус В.

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ

 Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на этом не остановится. Гравитационные силы в этом случае столь велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате протоны превращаются в нейтроны, способные прилегать друг к другу без всяких промежутков. Плотность иейтронных звезд превосходит даже плотность белых карликов; но если масса материала не превосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нйтронная звезда имеет в поперечникс всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн.  Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее, когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды имеют магнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем у Земли.

ПУЛЬСАРЫ

Первыс пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражены тем фактом, что какие-то природные объекты могут излучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале (правда, ненадолго) астрономы заподозрили участие неких мыслящих существ, обитаюших в глубинах Галактики. Но вскоре было найдено естественное объяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойные системы. 

РЕНТГЕНОВСКИЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

 В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.

Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивиой звездой, масса которой превосходит солнечную в 10 - 20 раз, либо иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами.

 В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск. В случае же систем с болшими массами материал устремлется прямо в нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами.

НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

При вспышках новых звезд выделяется энергия до 105380 Дж. Те звезды,  которые  неудачно  называют  новыми  на  самом   деле существуют и до вспышки.  Это горячие карликовые звезды, которые вдруг за короткий срок (от суток до ста дней) увеличивают свою светимость на много звездных  величин,  после  чего  медленно,  иногда на протяжении многих лет,  возвращаются  к  своему  первоначальному  состоянию.  При вспышках новых звезд из их   атмосфер  со  скоростью  1000  км/с выбрасываются внешние газовые оболочки массой в тысячи раз меньшей масс Солнца. Ежегодно в галактике вспыхивает не менее 200 новых звезд,но из них мы замечаем  лишь  2/3.  Установлено,  что  новые  звезды  - горячие звезды  в  тесных двойных системах,  где вторая звезда гораздо холоднее первой.  Именно двойственность и является  в  конечном  счете причиной вспышки  новой  звезды.  В тесных двойных системах происходит обмен газовым веществом между компонентами. Если на горячую звезду при этом попадает  большое  количество  водорода  со  второй  звезды,  это приводит к мощному взрыву, и на Земле наблюдатели регистрируют вспышку новой звезды. Трудно, почти невозможно представить себе  энергию,  выделяющуюся при  вспышках,  или,  точнее,  взрывах сверхновых звезд.  За несколько месяцев сверхновая звезда излучает в пространство столько же  энергии (10 543 0Дж),  сколько Солнце за несколько миллиардов лет. Причины взрывов сверхновых звезд достоверно  не  известны,  однако  скорее  всего  они происходят потому, что в процессе излучения со звезды уходит громадное количество нейтронов и  она  теряет  устойчивость.  До   взрыва   ядро сверхновой звезды имеет плотность 10 510 0 кг/м 53 0 и температуру в несколько миллиардов кельвинов. После резкой утечки нейтринов звезда за несколько сотых долей секунды спадает внутрь себя. Ее ядро приобретает плотность 10 517 0 кг/м 53 0 и температуру порядка  200  млрд.  кельвинов.  В  оболочке, окружающей ядро,  возникает  взрывная  реакция  выгорания  углерода  и кислорода. Мощнейшая взрывная волна срывает внешние оболочки звезды, и в этот момент мы видим вспышку сверхновой.  Итог вспышки зависит от  первоначальной  массы  звезды.  Если  до взрыва звезда имела массу от 1,2 до 2 масс Солнца, то после взрыва она превращается в нейтронную звезду.  Существование таких  объектов  было предсказано еще  в  1934  г.  Они  состоят  из  нейтронов,  в  которые преобразуются протоны и ядра всех более тяжелых элементов. Поперечники нейтронных звезд  так малы (порядка 20 км),  что любая из них свободно разместилась бы   на   территории   Москвы.   Теоретические    расчеты показывают, что нейтронные звезды должны очень быстро вращаться вокруг оси и обладать мощным магнитным полем. В другом  случае,  когда  масса  звезды более чем вдвое превышает солнечную массу, в результате взрыва звезда превращается в черную дыру или коллапсар.

РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД И ПЛОТНОСТЬ ИХ ВЕЩЕСТВ

       Рассмотрим на простом примере как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры,  например Солнца и Капеллы. Эти звезды имеют одинаковые  спектры,  цвет и температуру,  но светимость Капеллы в 120 раз превышает светимость Солнца.  Так как при одинаковой  температуре  яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова,  то,  значит,  поверхность Капеллы больше,  чем Солнца в 120 раз,  а диаметр  и  радиус  ее больше солнечных в корень квадратный из 120,  что приближенно равно 11раз.                                                                

  Определить размеры  других звезд позволяет знание законов излучения. Результаты таких вычислений полностью подтвердились,  когда стало возможным  измерять угловые диаметра звезд при помощи оптического прибора- звездного интерферометра.                                          

     Звезды очень  большой светимости называются сверхгигантами.  Красные сверхгиганты называются такими и по размерам.  Бетельгейзе и Антарес в сотни  раз  больше  Солнца по диаметру.  Более далекая от нас VV Цефея настолько велика, что в ней поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбиты Юпитера включительно !!!  Между тем массы сверхгигантов больше солнечной всего лишь в  30-40  раз.  В  результате  даже средняя плотность сверхгигантов в тысячи раз меньше чем плотность ком-

натного воздуха.                                                   

    При одинаковой  светимости размеры звезд тем меньше,  чем эти звезды горячее.  Самыми малыми среди обычных звезд являются красные  карлики. Массы  их  и  радиусы - десятые доли солнечных,  а средние плотности в 10-100 раз выше плотности воды.  Еще меньше красных белые карлики - но то уже необычные звезды.                                            

  У близкого к нам и яркого Сириуса (  имеющего  радиус  вдвое  больше солнечного ) есть спутник, обращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звезды расстояние,  орбита и массы  хорошо  известны. Обе звезды белые,  почти одинаково горячие. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз,  т.е.  он почти такой же как Земля.  Между  тем масса у него почти такая же как и у Солнца. Следовательно белый карлик имеет огромную плотность - около 10 59 0 кг/м 53 0.  Существование газа  такой плотности было объяснено таким образом :  обычно предел плотности ставит размер атомов,  являющихся системами,  состоящими из ядра и электронной  оболочки.  При  очень высокой температуре в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и  электроны  становятся  независимыми друг от друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это "крошево" из частиц может быть сжато гораздо сильнее,  чем нейтральный  газ.

теоретически допускается возможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер.           

     На примере  белых карликов мы видим как астрофизические исследования расширяют представление о строении вещества ; пока такие условия в лаборатории создать невозможно. Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию важнейших физических представлений.                   

ВСЕЛЕННАЯ

Больше всего на свете - сама Вселенная, охватывающая и включающая в себя все планеты, звёзды, галактики, скопления, сверхскопления и ячейки. Дальность действия современных телескопов достигает нескольких миллиардов световых лет.

Планеты, звёзды, галактики поражают нас удивительным разнообразием своих свойств, сложностью строения. А как устроена вся Вселенная, Вселенная в целом ?

Её главное свойство - однородность. Об этом можно сказать и точнее. Представим себе, что мы мысленно выделили во Вселенной очень большой кубический объем, с ребром в 500 миллионов световых лет. Подсчитаем, сколько в нем галактик. Произведём такие же подсчёты для других, но столь же гигантских объемов, расположенных в различных частях Вселенной. Если все это проделать и сравнить результаты, то окажется, что в каждом из них, где бы их ни брать, содержится одинаковое число галактик. То же самое будет и при подсчёте скоплений или даже ячеек.

Вселенная предстаёт перед нами всюду одинаковой - «сплошной» и однородной. Проще устройства и не придумать. Нужно сказать, что об этом люди уже давно подозревали. Указывая из соображений максимальной простоты устройства на общую однородность мира, замечательный мыслитель Паскаль (1623-1662) говорил, что мир - это круг, центр которого везде, а окружность нигде. Так с помощью наглядного геометрического образа он утверждал однородность мира.

В однородном мире все «места» равноправны и любое из них может претендовать на, что оно - Центр мира. А если так, то, значит, никакого центра мира вовсе не существует.

У Вселенной есть и ещё одно важнейшее свойство, но о нем никогда даже и не догадывались. Вселенная находиться в движении - она расширяется. Расстояние между скоплениями и сверхскоплениями постоянно возрастает. Они как бы разбегаются друг от друга. А сеть ячеистой структуры растягивается.

Во все времена люди предпочитали считать Вселенную вечной и неизменной. Эта точка зрения господствовала вплоть до 20-х годов нашего века. В то время считалось, что она ограничена размерами нашей Галактики. Пути могут рождаться и умирать, Галактика все равно остается все той же, как неизменным остается лес, в котором поколение за поколением сменяются деревья.

Настоящий переворот в науке о Вселенной произвели в 1922 - 1924 годах работы ленинградского математика и физика А. Фридмана. Опираясь на только что созданную тогда А. Эйнштейном общую теорию относительности, он математически доказал, что мир - это не нечто застывшее и неизменное. Как единое целое он живет своей динамической жизнью, изменяется во времени, расширяясь или сжимаясь по строго определённым законам.

Фридман открыл подвижность звёздной Вселенной. Это было теоретическое предсказание, а выбор между расширением и сжатием нужно сделать на основании астрономических наблюдений. Такие наблюдения в 1928 - 1929 годах удалось проделать Хабблу, известному уже нам исследователю галактик.

Он обнаружил, что далёкие галактики и целые их коллективы движутся, удаляясь от нас во все стороны. Но так и должно выглядеть, в соответствии с предсказаниями Фридмана, общее расширение Вселенной.

Конечно, это не означает, что галактики разбегаются именно от нас. Иначе мы вернулись бы к старым воззрениям, к докоперниковой картине мира с Землёй в центре. В действительности общее расширение Вселенной происходит так, что все они удаляются друг от друга, и из любого места картина этого разбегания выглядит так, как мы видим её с нашей планеты.

Если Вселенная расширяется, то, значит, в далёком прошлом скопления были ближе друг к другу. Более того: из теории Фридмана следует, что пятнадцать - двадцать миллиардов лет назад ни звёзд, ни галактик ещё не было и всё вещество было перемешано и сжато до колоссальной плотности. Это вещество было тогда и немыслимо горячим. Из такого особого состояния и началось общее расширение, которое привело со временем к образованию Вселенной, какой мы видим и знаем её сейчас.

Общие представления о строении Вселенной складывались на протяжении всей истории астрономии. Однако только в нашем веке смогла появиться современная наука о строении и эволюции Вселенной - космология.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Мы знаем строение Вселенной в огромном объеме пространства, для пересечения которого свету требуются миллиарды лет. Но пытливая мысль человека стремится проникнуть дальше. Что лежит за границами наблюдаемой области мира ? Бесконечна ли Вселенная по объему ? И её расширение - почему оно началось и будет ли оно всегда продолжаться в будущем ? А каково происхождение «скрытой» массы ? И наконец, как зародилась разумная жизнь во Вселенной ?

Есть ли она ещё где-нибудь кроме нашей планеты ? Окончательные и полные ответы на эти вопросы пока отсутствуют.

Вселенная неисчерпаема. Неутомима и жажда знания, заставляющая людей задавать всё новые и новые вопросы о мире и настойчиво искать ответы на них.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Космос: Сборник. “Научно - популярная литература” (Сост. Ю. И. Коптев и С. А. Никитин; Вступ. ст. академика Ю. А. Осипьяна;  Оформл. и макет В. Итальянцева; Рис. Е. Азанова, Н. Котляровского, В. Цикоты. - Л.: Дет. лит.,1987. - 223 с., ил.)

И. А. Климишин. “Астрономия наших дней” - М.: «Наука».,1976. - 453 с.

А. Н. Томилин. “Небо Земли. Очерки по истории астрономии” (Научный редактор и автор предисловия доктор физико-математических наук К. Ф. Огородников. Рис. Т. Оболенской и Б. Стародубцева. Л., «Дет. лит.», 1974. - 334 с., ил.)

“Энциклопедический словарь юного астронома” (Сост. Н. П. Ерпылев. - 2-е изд., перераб. и  доп. - М.: Педагогика, 1986. - 336с., ил.)

www.referatmix.ru

Реферат - Физика звезд - Математика

1. Многообразие звезд.

1.1. Светимость звезд, звездная величина.

Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды резко отличаются по своей яркости – одни светят очень ярко, они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.

Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие – это звезды первой величины (сокращенно — 1m, от латинского magnitudo- величина), звезды послабей — ко второй звездной величине (2m) и так далее до шестой группы – едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина характеризует блеск звезды, то есть освещенность, которую звезда создает на земле. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6mв 100 раз.

Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощный российский телескоп – 6-ти метровый рефлектор – позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.)

С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце — -26,7.

В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:

E1/E2=(5√100)m3-m1≈2,512m2-m1

где E1и E2 – освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m1и m2– их звездные величины. Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,52=6,25 раз ярче звезды третьей величины.

Однако значения звездной величины недостаточно для характеристики светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние до звезды.

Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.

Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, — а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, — параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:

r=1/П

где r – расстояние в парсеках, П – годичный параллакс в секундах.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.

Теперь, зная расстояние до звезды, можно определить ее светимость – количество реально излучаемой ею энергии. Ее характеризует абсолютная звездная величина.

Абсолютная звездная величина (M) – такая величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдателя. Зная видимую звездную величину и расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную звездную величину:

M=m + 5 – 5 * lg(r)

Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра – крошечный тусклый красный карлик – имеет видимую звездную величину m=-11,3, а абсолютную M=+15,7. Несмотря на близость к Земле, такую звезду можно разглядеть только в мощный телескоп. Еще более тусклая звезда №359 по каталогу Вольфа: m=13,5; M=16,6. Наше Солнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда δЗолотой Рыбы (в южном полушарии) имеет только 8-ю видимую величину и не различима невооруженным глазом, но ее абсолютная величина M=-10,6; она в миллион раз ярче Солнца. Если бы она находилась от нас на таком же расстоянии, как Проксима Центавра, она бы светила ярче Луны в полнолуние.

Для Солнца M=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабой звездочкой, с трудом различимой невооруженным глазом.

1.2. Размеры, массы, плотность звезд.

Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры.

Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) и температуры (T):

R2 =L / (4πσT4)

Размеры звезд бывают очень различны. Встречаются звезды сверхгиганты, радиус которых в тысячи раз больше солнечного. С другой стороны известны звезды-карлики с радиусом в десятки раз меньше, чем у Солнца.

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности её жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Масса звезд колеблется в значительно меньших пределах: примерно от 1028до 1032килограмм. Существует связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Светимость пропорциональна примерно четвертой степени массы звезды:

2. Строение звезд. Модели некоторых типов звезд.

Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. В звёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.

У звезд нижней части главной последовательности (красные карлики) термоядерные реакции протекают в центральной части ядра. Перенос энергии к поверхности звезды осуществляется конвекцией. В ярких звездах верхней части главной последовательности перенос энергии от конвективного ядра осуществляется излучением. Красные гиганты имеют центральное небольшое ядро из гелия, температура в пределах которого одинакова. Это ядро окружено узкой зоной, в которой происходят ядерные реакции. Далее идет широкий слой, где энергия передается конвекцией. В отличие от красных гигантов, белые карлики однородны и состоят из вырожденного газа.

3. Переменные звезды. Новые и сверхновые.

Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают, достигают необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель или месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это, так называемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно более 20000 переменных звёзд. Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп.

Одна из групп – пульсирующие звезды. Первым такую звезду открыл Фабрициус, ученик Тико Бриге, еще в 1596 году и назвал ее Мирой; эта звезда меняет свой блеск с периодом 332 дня. Подобные звезды с длительным периодом называют меридами. Это в основном красные гиганты меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет.

Более распространены и хорошо изучены переменные звезды другого класса – цефеиды (названные так по имени δ Цефея, открытой Гудрайком в 1784 году). Цефеиды – пульсирующие гиганты. Их периоды весьма различны– от 1,5 до 50 суток. Цефеиды обнаружены не только в нашей галактике, но и в Магелановых облаках и в туманности Андромеды. К цефеидам относится и Полярная звезда – α Малой Медведицы. Амплитуда изменений ее блеска очень мала – от 2,64mдо 2,5m, а период – примерно 4 суток.

В чем же причина изменения блеска пульсирующих звезд? Наиболее разработанной является теория, согласно которой пульсации происходят под действием противоборствующих сил – силы притяжения и силы давления газа, выталкивающего вещество наружу.

В сжатом состоянии преобладает давление газа – звезда расширяется. Среднее, уравновешенное состояние звезда проскакивает по инерции, так как расширение идет очень быстро. В расширенном состоянии давление газа ослабевает, силы тяготения снова сжимают звезду.

Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложных процессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превышает их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ, — белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды.

Особая группа переменных – самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёзды часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.

Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды. Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь. Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной стороной.

Самая высокая степень переменности наблюдается у так называемых новых и сверхновых звезд. При вспышке новой звезды блеск ее возрастает в тысячи раз. После этого через несколько дней звезда начинает тускнеть, сначала быстро, затем уменьшение блеска замедляется и иногда сопровождается отдельными короткими усилениями.

Большинство новых звёзд являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая – белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате чего вокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений, что начинается термоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой плотности вещества она носит взрывообразный характер. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлёт и свечение которой наблюдается как вспышка новой звезды.

Другой вариант объяснения вспышки новых – освобождение энергии в неглубоких слоях звезды. В результате происходит взрыв, распыляющий внешние слои вещества звезды в окружающее пространство. При этом выделяется энергия, которую Солнце дает за десятки тысяч лет. Однако масса газовой оболочки, выбрасываемой новой звездой относительно невелика и составляет примерно стотысячную долю массы звезды, поэтому через несколько лет звезда возвращается в исходное состояние.

Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд.

Гораздо более впечатляет взрыв сверхновой. Сверхновая в максимуме блеска имеет величину -12 – -18 m, то есть в сотни и тысячи раз ярче новых звезд. Светимость возрастает в миллионы раз. Взрыв происходит на большой глубине, большая часть массы звезды (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км. / сек., а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Выброшенные газы образуют газовые туманности. Наиболее известная из них – Крабовидная туманность, являющаяся результатом вспышки сверхновой в 1054 году, зарегистрированной в китайских летописях. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных. Законченной теории взрыва сверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов.

4. Конец звезды — белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры.

После того как звезда исчерпает свои источники энергии, она начинает остывать и сжиматься. При этом физические свойства газа кардинально меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды прекращается, она переходит в устойчивое состояние белого карлика. В современной теории звёздой эволюции белые карлики рассматриваются как конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше 3-4 масс Солнца). После того как в центральных областях стареющей звезды выгорит весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои при этом сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оно становится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды очень слабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда, состоящая в основном из гелия, — белый карлик. Благодаря своей высокой температуре она излучает главным образом в ультрафиолетовом диапазоне и ионизует газ разлетающейся оболочки. Но если масса превышает некоторое критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы – нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которые настолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звёздная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается. Плотность этого шара – нейтронной звезды – чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов: она может превысить 10 млн. т. / см. куб.

Что произойдёт, если масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса?

Чёрные дыры образуются в результате коллапса гигантских звёзд массой более 3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется всё сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть её притяжение. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько десятков километров. Отличить чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней не наблюдается) очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорят предположительно. Тем не менее, открытие массивных несветящихся тел – серьёзный аргумент в пользу их существования.

5 Самая типичная звезда.

5.1. Физические параметры Солнца.

Благодаря своей близости к Земле Солнце, естественно, является наиболее изученной звездой. По всем параметрам Солнце – самая обычная, рядовая звезда. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела она расположена в середине главной последовательности, среди множества ей подобных. Рассмотрим ее как представителя самого распространенного класса.

Солнце относится к спектральному классу G2, желтый карлик. Температура на поверхности Солнца приблизительно равна 6000ºС; температура в центре – около 14*106ºС. Диаметр Солнца 1,39 миллионов километров – в сто раз больше земного. Масса – 2*1030 кг, средняя плотность – 1410 кг/м3(в центре ~ 105 кг/м3). Основные составляющие Солнца, как, впрочем, и других звезд, – водород (70%) и гелий (29%). Ускорение свободного падения на поверхности – 274 метра в секунду (иными словами, сила тяжести в 28 раз больше, чем на Земле). Так как Солнце – плазменный шар, его слои вращаются вокруг оси неравномерно – у экватора быстрее, чем у полюсов.

5.2. Внутреннее строение Солнца.

Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей. Познакомимся с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнца находится источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется один атом гелия. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперёд. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.

3.3.Солнечная атмосфера.

Звёзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тоже именуют атмосферой.

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газа в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000 К на глубине 300 км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика, но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы – хромосферу и корону.

Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в 2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы – 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во время затмений над поверхностью солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы. Они имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство.

В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты. Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это связано с одиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, форма короны становится вытянутой, при этом общая яркость короны уменьшается. Итак, корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы – солнечного ветра. Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.

Список литературы:

1. В. П. Цесевич. Переменные звезды и их наблюдение. – М. 1980.

2. В. Г. Горбацкий. Космические взрывы. – М. 1979.

3. Ф. Хойл. Галактики, ядра и квазары. – Изд. «Мир», М.1968.

4. Космонавтика. Энциклопедия. Под ред. В. П. Глушко. М. 1985.

www.ronl.ru

Реферат: Физика звезд

1. Многообразие звезд.

1.1. Светимость звезд, звездная величина.

Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды резко отличаются по своей яркости – одни светят очень ярко, они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.

Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие – это звезды первой величины (сокращенно - 1m, от латинского magnitudo- величина), звезды послабей - ко второй звездной величине (2m) и так далее до шестой группы – едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина характеризует блеск звезды, то есть освещенность, которую звезда создает на земле. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6mв 100 раз.

Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощный российский телескоп – 6-ти метровый рефлектор – позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.)

С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце — -26,7.

В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:

E1/E2=(5√100)m3-m1≈2,512m2-m1

где E1и E2 – освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m1и m2– их звездные величины. Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,52=6,25 раз ярче звезды третьей величины.

Однако значения звездной величины недостаточно для характеристики светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние до звезды.

Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.

Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:

r=1/П

где r – расстояние в парсеках, П – годичный параллакс в секундах.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.

Теперь, зная расстояние до звезды, можно определить ее светимость – количество реально излучаемой ею энергии. Ее характеризует абсолютная звездная величина.

Абсолютная звездная величина (M) – такая величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдателя. Зная видимую звездную величину и расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную звездную величину:

M=m + 5 – 5 * lg(r)

Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра – крошечный тусклый красный карлик – имеет видимую звездную величину m=-11,3, а абсолютную M=+15,7. Несмотря на близость к Земле, такую звезду можно разглядеть только в мощный телескоп. Еще более тусклая звезда №359 по каталогу Вольфа: m=13,5; M=16,6. Наше Солнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда δЗолотой Рыбы (в южном полушарии) имеет только 8-ю видимую величину и не различима невооруженным глазом, но ее абсолютная величина M=-10,6; она в миллион раз ярче Солнца. Если бы она находилась от нас на таком же расстоянии, как Проксима Центавра, она бы светила ярче Луны в полнолуние.

Для Солнца M=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабой звездочкой, с трудом различимой невооруженным глазом.

1.2. Размеры, массы, плотность звезд.

Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры.

Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) и температуры (T):

R2 =L / (4πσT4)

Размеры звезд бывают очень различны. Встречаются звезды сверхгиганты, радиус которых в тысячи раз больше солнечного. С другой стороны известны звезды-карлики с радиусом в десятки раз меньше, чем у Солнца.

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности её жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Масса звезд колеблется в значительно меньших пределах: примерно от 1028до 1032килограмм. Существует связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Светимость пропорциональна примерно четвертой степени массы звезды:

2. Строение звезд. Модели некоторых типов звезд.

Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. В звёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.

У звезд нижней части главной последовательности (красные карлики) термоядерные реакции протекают в центральной части ядра. Перенос энергии к поверхности звезды осуществляется конвекцией. В ярких звездах верхней части главной последовательности перенос энергии от конвективного ядра осуществляется излучением. Красные гиганты имеют центральное небольшое ядро из гелия, температура в пределах которого одинакова. Это ядро окружено узкой зоной, в которой происходят ядерные реакции. Далее идет широкий слой, где энергия передается конвекцией. В отличие от красных гигантов, белые карлики однородны и состоят из вырожденного газа.

3. Переменные звезды. Новые и сверхновые.

Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают, достигают необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель или месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это, так называемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно более 20000 переменных звёзд. Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп.

Одна из групп – пульсирующие звезды. Первым такую звезду открыл Фабрициус, ученик Тико Бриге, еще в 1596 году и назвал ее Мирой; эта звезда меняет свой блеск с периодом 332 дня. Подобные звезды с длительным периодом называют меридами. Это в основном красные гиганты меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет.

Более распространены и хорошо изучены переменные звезды другого класса – цефеиды (названные так по имени δ Цефея, открытой Гудрайком в 1784 году). Цефеиды – пульсирующие гиганты. Их периоды весьма различны– от 1,5 до 50 суток. Цефеиды обнаружены не только в нашей галактике, но и в Магелановых облаках и в туманности Андромеды. К цефеидам относится и Полярная звезда – α Малой Медведицы. Амплитуда изменений ее блеска очень мала – от 2,64mдо 2,5m, а период – примерно 4 суток.

В чем же причина изменения блеска пульсирующих звезд? Наиболее разработанной является теория, согласно которой пульсации происходят под действием противоборствующих сил – силы притяжения и силы давления газа, выталкивающего вещество наружу.

В сжатом состоянии преобладает давление газа – звезда расширяется. Среднее, уравновешенное состояние звезда проскакивает по инерции, так как расширение идет очень быстро. В расширенном состоянии давление газа ослабевает, силы тяготения снова сжимают звезду.

Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложных процессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превышает их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ, - белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды.

Особая группа переменных – самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёзды часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.

Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды. Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь. Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной стороной.

Самая высокая степень переменности наблюдается у так называемых новых и сверхновых звезд. При вспышке новой звезды блеск ее возрастает в тысячи раз. После этого через несколько дней звезда начинает тускнеть, сначала быстро, затем уменьшение блеска замедляется и иногда сопровождается отдельными короткими усилениями.

Большинство новых звёзд являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая – белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате чего вокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений, что начинается термоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой плотности вещества она носит взрывообразный характер. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлёт и свечение которой наблюдается как вспышка новой звезды.

Другой вариант объяснения вспышки новых – освобождение энергии в неглубоких слоях звезды. В результате происходит взрыв, распыляющий внешние слои вещества звезды в окружающее пространство. При этом выделяется энергия, которую Солнце дает за десятки тысяч лет. Однако масса газовой оболочки, выбрасываемой новой звездой относительно невелика и составляет примерно стотысячную долю массы звезды, поэтому через несколько лет звезда возвращается в исходное состояние.

Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд.

Гораздо более впечатляет взрыв сверхновой. Сверхновая в максимуме блеска имеет величину -12 – -18 m, то есть в сотни и тысячи раз ярче новых звезд. Светимость возрастает в миллионы раз. Взрыв происходит на большой глубине, большая часть массы звезды (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км. / сек., а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Выброшенные газы образуют газовые туманности. Наиболее известная из них – Крабовидная туманность, являющаяся результатом вспышки сверхновой в 1054 году, зарегистрированной в китайских летописях. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных. Законченной теории взрыва сверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов.

4. Конец звезды - белые карлики,нейтронные звёзды и чёрные дыры.

После того как звезда исчерпает свои источники энергии, она начинает остывать и сжиматься. При этом физические свойства газа кардинально меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды прекращается, она переходит в устойчивое состояние белого карлика. В современной теории звёздой эволюции белые карлики рассматриваются как конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше 3-4 масс Солнца). После того как в центральных областях стареющей звезды выгорит весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои при этом сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оно становится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды очень слабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда, состоящая в основном из гелия, - белый карлик. Благодаря своей высокой температуре она излучает главным образом в ультрафиолетовом диапазоне и ионизует газ разлетающейся оболочки. Но если масса превышает некоторое критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы – нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которые настолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звёздная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается. Плотность этого шара – нейтронной звезды – чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов: она может превысить 10 млн. т. / см. куб.

Что произойдёт, если масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса?

Чёрные дыры образуются в результате коллапса гигантских звёзд массой более 3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется всё сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть её притяжение. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько десятков километров. Отличить чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней не наблюдается) очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорят предположительно. Тем не менее, открытие массивных несветящихся тел – серьёзный аргумент в пользу их существования.

5 Самая типичная звезда.

5.1. Физические параметры Солнца.

Благодаря своей близости к Земле Солнце, естественно, является наиболее изученной звездой. По всем параметрам Солнце – самая обычная, рядовая звезда. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела она расположена в середине главной последовательности, среди множества ей подобных. Рассмотрим ее как представителя самого распространенного класса.

Солнце относится к спектральному классу G2, желтый карлик. Температура на поверхности Солнца приблизительно равна 6000ºС; температура в центре – около 14*106ºС. Диаметр Солнца 1,39 миллионов километров – в сто раз больше земного. Масса – 2*1030 кг, средняя плотность – 1410 кг/м3(в центре ~ 105 кг/м3). Основные составляющие Солнца, как, впрочем, и других звезд, – водород (70%) и гелий (29%). Ускорение свободного падения на поверхности – 274 метра в секунду (иными словами, сила тяжести в 28 раз больше, чем на Земле). Так как Солнце – плазменный шар, его слои вращаются вокруг оси неравномерно – у экватора быстрее, чем у полюсов.

5.2. Внутреннее строение Солнца.

Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей. Познакомимся с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнца находится источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется один атом гелия. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперёд. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.

3.3.Солнечная атмосфера.

Звёзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тоже именуют атмосферой.

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газа в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000 К на глубине 300 км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика, но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы – хромосферу и корону.

Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в 2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы – 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во время затмений над поверхностью солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы. Они имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство.

В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты. Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это связано с одиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, форма короны становится вытянутой, при этом общая яркость короны уменьшается. Итак, корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы – солнечного ветра. Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.

Список литературы:

1. В. П. Цесевич. Переменные звезды и их наблюдение. – М. 1980.

2. В. Г. Горбацкий. Космические взрывы. – М. 1979.

3. Ф. Хойл. Галактики, ядра и квазары. – Изд. "Мир", М.1968.

4. Космонавтика. Энциклопедия. Под ред. В. П. Глушко. М. 1985.