Звёзды.
Что такое звезда.
Они восходили над динозаврами, над Великим Оледенением,над строящимися египетскими пирамидами. Одни и те же звёзды указывали путьфиникийским мореплавателям и каравеллам Колумба, созерцали с высоты Столетнюювойну и взрыв ядерной бомбы в Хиросиме. Одним людям виделись в них глаза богови сами боги, другим – серебряные гвозди, вбитые в хрустальный купол небес,третьим – отверстия, через которые струится небесный свет.
Постоянство и непознаваемость звёзд наши предки считалинепременным условием существования мира. Древние египтяне полагали, что, когдалюди разгадают природу звёзд, наступит конец света. Другие народы верили, чтожизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих псов догонит БольшуюМедведицу. Наверное, для них очень важно было осознавать, что в этом невечном иизменчивом мире остаётся что-то неподвластное времени.
Не удивительно, что любые изменения в мире звёзд издавнасчитались предвестниками значительных событий. Согласно Библии, внезапновспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда –Полынь – будет знаком конца света.
В течение многих тысячелетий астрологи сверяли по звёздамжизни отдельных людей и целых государств, хотя и предупреждали при этом, чтороль звёзд в предначертании судьбы велика, но не абсолютна. Звёзды советуют,а не предсказывают, говорили они.
Но шло время, и люди стали всё чаще смотреть на звёзды сдругой, менее романтической точки зрения, звёзды стали рассматриваться какфизические объекты, для описания которых вполне достаточно известных законовприроды, а изобретение новых астрономических приборов позволило ответить навопрос «что такое звезда?».
В начале ХХ века, в основном благодаря трудам астрофизикаАртура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звёздах как ораскалённых газовых шарах, заключающих в своих недрах источники энергии –термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось, что взвёздах могут синтезироваться и более тяжёлые химические элементы. По современнымпредставлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её начальноймассой и химическим составом. В телах массой меньше, чем 7-8 сотых долей массыСолнца долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка кминимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десяткитысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2-3 тыс.градусов. В звёздах большой массы, напротив, эти реакции протекают с огромнойскоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50-70 солнечных масс, топосле загорания термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своимдавлением может просто сбросить излишек массы. Через несколько миллионов лет, аможет быть и раньше, эти звёзды могут взорваться как сверхновые
Что касается химического состава звёзд, то на них необнаружено ни одного неизвестного химического элемента. Единственный элемент –гелий – был открыт сначала на Солнце и лишь потом на Земле. Наиболее обильнымэлементом в звёздах является водород, приблизительно втрое меньше содержится вних гелия. После водорода и гелия на звёздах наиболее распространены те жеэлементы, которые преобладают в химическом составе Земли: кислород, углерод,азот, железо и др. Важную роль в жизни звезды играет её магнитное поле. Смагнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна,вспышки, факелы. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают накомпактных звёздных остатках – белых карликах и особенно нейтронных звёздах.
Если рассматривать звёзды как природные объекты, тоестественный путь к их познанию лежит через измерение и сопоставление свойств.
Снятие мерки со звёзд.
Блеск.
Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба,- это различная яркость (блеск) звёзд. Видимый блеск звёзд оценивается взвёздных величинах. Исторически сложившаяся система звёздных величинприсваивала 1-ю величину наиболее ярким звёздам, а 6-ю – самым слабым.Впоследствии это шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пятьзвёздных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз.Следовательно, разница в одну звёздную величину означает, что звезда ярчедругой в ~ 2.512 раза. Для более точных измерений шкалаоказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звёздныевеличины обозначают индексом m, который ставится вверхупосле числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2.3 .
Видимый блеск – легко измеримая, важная, но далеко неисчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды– светимость, надо знать расстояние до неё.
Расстояние дозвёзд.
Расстояние до предмета можно определить, не добираясь донего физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концовизвестного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника,образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называетсятриангуляцией.
Чем больше базис, тем точнее результат измерений.Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размерыземного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдательвместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если онпроизведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколькомесяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, — аэто уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немногосместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называетсяпараллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, — параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё былвиден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
С понятием параллакса связано название одной из основныхединиц 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 впарсеках, П – годичный параллакс в секундах.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многихтысяч звёзд.
Светимость.
Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, сталоочевидно, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Еслисветимость Солнца (L = 4*10 Вт) принять за единицу,то мощность излучения Сириуса составит: 221 L , Веги –50 L и т.д. Это, однако, не означает, что Солнце оченьбледно выглядит по сравнению с остальными звёздами, известны звёзды, излучающиесвета в десятки тысяч раз меньше.
Цвет итемпература.
Одна из легко измеримых звёздных характеристик – цвет,который всегда указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютнуюшкалу температур, шаг которой – один кельвин (1К).
Самые горячие звёзды – всегда голубого и белого цвета,менее горячие – желтоватого, холодные – красноватого. Но даже наиболее холодныезвёзды имеют температуру 2-3 тыс. кельвинов – горячее любого расплавленногометалла.
Человеческий взгляд способен лишь грубо определить цветзвезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрическиеприёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого спектра.
Спектральнаяклассификация звёзд.
Более полную информацию о природе излучения звёзд даётспектр. Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощиспециального оптического устройства – дифракционной решётки – раскладывает светзвезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимоеизлучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое –красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды наразличных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.
Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральнуюполоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосферезвёзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектрпозволяет определить, из каких веществ состоит звезда.
В начале ХХ в. была разработана спектральная классификациязвёзд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, А, F, G, К, М), они отличаются набором наблюдаемых линий иплавно переходят один в другой. Вдоль этой последовательности уменьшаетсятемпература и изменяется цвет звёзд – от голубого к красному. Звёзды,относящиеся к классам О, В, и А, называются горячими или ранними, F и G — солнечными, К и М – холоднымиили поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделён ещё на 10подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы.
Размеры звёзд.
Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп онивыглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?
На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движетсяна фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размерзвезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколькосотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшенияяркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, знаярасстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры.
Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена такудачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методыоценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил можетбыть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром.Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяюттеоретически, исходя из оценок её полной светимости (L)и температуры (T). По законам излучения нагретых телсветимость звезды пропорциональна величине R T.Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получают удобную для вычисления формулу:
Масса звезды.
Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чембольше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в еёцентре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основаниизакона всемирного тяготения. Массы звёзд заключены в пределах от несколькихдесятков до 0.1 массы Солнца. Таким образом, по массе звёзды различаются всегов несколько сот раз – гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) илипо светимости (более миллиарда раз).
Как устроена звезда и как она живёт.
Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видимсейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобыпонять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешниепараметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы,протекающие в недрах звезды. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд –их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем.Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерномумоделированию.
Звёзды образуются из космических газопылевых облаков. Присжатии под действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенноразогревается, когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов,начинаются ядерные реакции – образуется звезда. Чтобы получить представление оструктуре звезды, пользуются методом последовательных приближений. Задаваянекоторое соотношение водорода, гелия и более тяжёлых элементов и зная массузвезды, вычисляют её светимость. Эту процедуру повторяют до тех пор, пока дляопределённой смеси вычисленная и полученная из наблюдений светимость не совпадут.Данный состав и считают близким к реальному. Оказалось, что для большинствазвёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы. Строение звёздзависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в еёнедрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобнокипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем большезвезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находитсяисточник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная массавещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звездыпри этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура еёповерхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается вкрасный гигант.
Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды смассой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Еслимасса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. Взвёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядроотсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области.Когда он сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатиямогут существовать ещё очень длительное время.
Солнце и подобные ему звёзды представляют собойпромежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не оченьчётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекаюткак 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 исчерпанияводорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмернорасширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Ноэто случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.
Звёздные пары.
Некоторые звёзды видны на небесной сфере буквально рядомдруг с другом – это двойные и кратные системы звёзд. Любая звёздная пара – этосёстры-двойняшки. Так же, как одиночные, двойные и кратные звёзд сформировалисьиз сгустков межзвездного газа и пыли. Если газовое облако спокойно и«безветренно», то, сжимаясь под действием сил тяготения, падая само на себя,оно рождает одну звезду. Но обычно, как и все небесные тела, облако вращается ипри этом клубится подобно облакам на Земле. Вращательные движения препятствуютпрямому сжатию звезды, и образуется двойной «газоворот». Так рождается звёзднаядвойня.
Новорожденная пара звёзд, надёжно связанная силамипритяжения, кружится вокруг общего центра масс. Расстояние между напарницамиможет быть очень разным. Так, между Мицаром и Алькором оно по меньшей мере в 20тыс. раз превосходит расстояние от Земли до Солнца; время обращения этих звёзд– их год – составляет несколько миллионов земных лет. А некоторые звёзды кружатсясовсем рядом, завершая год за считанные минуты.
«Похожи как близнецы» это выражение часто совсем неподходит для двойных и кратных звёзд. Нередко напарницы различны не только поцвету (а значит и по температуре), но и по размерам. Так, вокруг ярко-красногоисполина Антареса, в 500 раз превосходящего Солнце по диаметру, кружитослепительно-голубая звезда втрое меньше Солнца, а ярче его почти в 20 раз. Носамое любопытное то, что красный гигант – это стадия звёздной старости, аголубая звезда ещё молодая. И тем не менее Антарес А и Антарес В –сёстры-ровесницы, только от рождения им досталась разная масса. Антарес А в 18раз массивнее Солнца, а Антарес В – в 6 раз. Обе звезды одновременно зажглись,включили свои водородные термоядерные печки, но массивная звезда горит гораздоинтенсивнее, потому что температура и давление в её ядре-топке выше, чем усестры. Хотя запас горючего ей был отпущен втрое больший, звезда Антарес А ужепрактически отгорела, и скоро наступит её конец: она превратится в нейтронную звездуили даже в чёрную дыру. А вот Антарес В, который расходует своё ядерное топливоскупее, будет светить ещё сотни тысяч лет.
В Галактике много таких пар, где одна из звёзд ужесостарилась, а другая ещё полна сил.
Переменные звёзды.
Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают,достигают необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель илимесяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это, такназываемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих порастрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блескадостаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По этому вкаталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно выявленыдаже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известнонесколько десятков тысяч переменных звёзд. Переменные звёзды различаютсямассой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются нанесколько больших групп. Одна из них – пульсирующие звёзды, яркость которыхменяется из-за колебания размеров. К ним принадлежат мириды – красные гиганты,меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем отнескольких месяцев до полутора лет.
Пристальное внимание астрофизиков привлекают не толькопульсирующие переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложныхпроцессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентаминенамного превышает их размеры. В результате взаимодействия компонентоввещество из поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать надругую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которуюперетекает газ, — белый карлик. Если на его поверхности накапливается многовещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новойзвезды.
Особая группа переменных – самые молодые звёзды,сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областяхконцентрации межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёздычасто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются ипризнаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.
Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блесквследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо врезультате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменныезвёзды. Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чистогеометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойныхсистемах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят одинза другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь. Яркость может бытьнепостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлыепятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю тоболее светлой, то более тёмной стороной.
У Солнца пятна маленькие. Если наблюдать Солнце издалека,как звезду, его переменность вряд ли будет заметна: Солнце слишком яркое.Однако специальными исследованиями с космических аппаратов было установлено,что, действительно, при прохождении по солнечному диску крупных пятен на Землюпоступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне можно считать пятнистойпеременной звездой.
Взрывающиеся звёзды.
Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь,имеет шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блесктакой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколькомесяцев ослабевает настолько, что она становится не видимой даже вооружённымглазом, исчезает. Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление– вспышка сверхновой звезды, блеск которой бывает видно даже днём.
Новые звёзды.
Все новые звёзды являются компонентами тесных двойныхсистем, в которых одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая –белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальнаязвезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазмаиз атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате чеговокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура которогопостепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений, что начинаетсятермоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой плотности вещества онаносит взрывообразный характер. Именно этот термоядерный взрыв на поверхностибелого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлёт и свечениекоторой наблюдается как вспышка новой звезды.
Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактикевспыхивает около сотни новых звёзд.
Сверхновыезвёзды.
Сверхновые звёзды – одно из самых грандиозных космическихявлений. Коротко говоря, сверхновая – это настоящий взрыв звезды, когда большаячасть её массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км. / сек.,а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или вчёрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являютсяфиналом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных. Законченной теории взрывасверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки покане создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физическихпроцессов.
Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры.
После того как звезда исчерпает свои источники энергии,она начинает остывать и сжиматься. При этом физические свойства газакардинально меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звездыневелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды прекращается,она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Но если масса превышаетнекоторое критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокойплотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы –нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которыенастолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звёздная массасосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатиеостанавливается. Плотность этого шара – нейтронной звезды – чудовищно великадаже 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 гигантскихзвёзд массой более 3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное полеуплотняется всё сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени,что свет уже не может преодолеть её притяжение. Радиус, до которого должнасжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационнымрадиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько десятков километров.Отличить чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней ненаблюдается) очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорятпредположительно. Тем не менее, открытие массивных несветящихся тел – серьёзныйаргумент в пользу их существования.
Белые карлики.
В современной теории звёздой эволюции белые карликирассматриваются как конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше3-4 масс Солнца). После того как в центральных областях стареющей звездывыгорит весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои приэтом сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оностановится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды оченьслабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в пространстве. Наместе бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда,состоящая в основном из гелия, — белый карлик. Благодаря своей высокойтемпературе она излучает главным образом в ультрафиолетовом диапазоне иионизует газ разлетающейся оболочки.
Звезда по имени Солнце.
Что видно на Солнце.
При помощи даже маленького любительского телескопа можнополучить увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этомизображении?
Прежде всего обращает на себя внимание резкость солнечногокрая. Солнце – газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убываетпостепенно. Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том,что практически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя –фотосферы. Именно этот тонкий светящийся слой и создаёт у наблюдателя иллюзиютого, что Солнце имеет поверхность.
Грануляция.
На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако,если приглядеться, на нём обнаруживается много крупных и мелких деталей. Дажепри не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит изсветлых зёрнышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними.Размеры гранул невелики по солнечным масштабам – до 1000-2000 км. впоперечнике; межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 км. в ширину.Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другиепоявляются. Каждая из них живёт не более 10 мин. Грануляция создаёт общий фон,на котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты –солнечные пятна и факелы.
Пятна.
Солнечные пятна – это тёмные образования на диске Солнца.По величине пятна бывают очень разными – от малых, диаметром примерно 1000-2000км., до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты.Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильныхмагнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущий от недр светилак фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятнахолоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а следовательно, и менееярки. Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными. Солнечные пятна частообразуют группы из нескольких больших и малых пятен. Живут группы пятен долго,иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца (период вращения Солнцасоставляет 27 суток).
Факелы.
Практически все пятна окружены яркими полями, которыеназывают факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы на 2000 К и имеютсложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки -около 30 тыс. км. Факелыживут ещё дольше, чем пятна, иногда 3-4 месяца. По-видимому, факелы тожеявляются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поляслабее, чем в пятнах.
Количество пятен и факелов характеризует солнечнуюактивность, максимумы которой повторяются через каждые 11 лет.
Внутреннее строение Солнца.
Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутрикоторого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяетсяэнергия. Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей.Познакомимся с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнцанаходится источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестьювнешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее.Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. Вядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит выделение энергии. Этаэнергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов ватомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется одинатом гелия. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако вего объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически всяэнергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должнакак-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способыпередачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистыйперенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра начинается зоналучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение иизлучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давлениеуменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт потокэнергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться отцентра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь,кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как ивперёд. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы обэтом только миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слоипоток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает.Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, аконвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Также может вести себя и газ. То же самое происходит и на Солнце в областиконвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своётепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз.Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра ипростирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), гдеперенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерциисюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв.Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца являетсявидимым проявлением конвекции.
Солнечная атмосфера.
Звёзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тожеименуют атмосферой.
Фотосфера.
Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимогокрая солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой.Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечногорадиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газав фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чему поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000 К на глубине 300км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим увеличением можнонаблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркимизёрнышками – гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляцияявляется результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа иопускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слояхсравнительно невелика, но глубже, в конвективной зоне, она больше, иперемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слояхСолнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечномсчёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитнымиполями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечнойатмосферы – хромосферу и корону.
Хромосфера.
Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовуюокраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркоекольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосферавесьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков(спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общаяпротяжённость хромосферы – 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфереобъясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё изконвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы этопроисходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частицвозрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешниеэлектроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физическиепроцессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёвсолнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во времязатмений над поверхностью солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны»,«облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования изхромосферного вещества. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы –протуберанцы. Они имеют примерно ту же плотность и температуру, что ихромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильноразреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают вхромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активныхобластей Солнца. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметныхизменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотникилометров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство.
Корона.
В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя частьатмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простираетсяна 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 времяполной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является лучистаяструктура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда оникороткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты.Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это связано содиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Меняется как общая яркость, таки форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительноокруглую форму. Когда же пятен мало, форма короны становится вытянутой, приэтом общая яркость короны уменьшается. Итак, корона Солнца – самая внешняячасть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она исамая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в видепостоянно движущегося от него потока плазмы – солнечного ветра. Фактически мыживём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающейрадиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.
Списокиспользуемой литературы:
Дагаев М. Н. «Наблюдение звёздного неба» М., Наука, 1993г.
Данлоп С. «Азбука звёздного неба» / пер. с англ. М., Мир,1986 г.
Куликовский П. Г. «Справочник любителя астрономии» М.,Наука, 1991г.
Зигель Ф. Ю. «Сокровища звёздного неба» М., Наука, 1996 г.
Оглавление:
Звёзды
Что такое звезда 1
Снятие мерки со звёзд 2
Как устроена звезда и как она живёт 5
Звёздные пары 6
Переменные звёзды 7
Взрывающиеся звёзды 9
Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры 9
Белые карлики 10
Звезда по имени Солнце
Что видно на Солнце 11
Внутреннее строение Солнца 12
Солнечная атмосфера 13
Список используемой литературы 16
www.ronl.ru
Астрономия как наука
Солнечное излучение, падающее на Землю, в общем-то очень стабильно, иначе жизнь на Земле подвергалась бы слишком большим температурным перепадам. В настоящее время спутники очень тщательно измерили энергию, излучаемую Солнцем, и показали...
Звезды и их эволюция
В звездах сосредоточена основная масса (98-99%) видимого вещества в известной нам части Вселенной. Звезды - мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца...
Звезды и их эволюция
Таким образом, источниками энергии у большинства звезд являются водородные термоядерные реакции в центральной зоне. В ходе этих реакций водород превращается в гелий, выделяя громадное количество энергии...
Земля - планета Солнечной системы
Солнце - центральное тело Солнечной системы - является типичным представителем звезд, наиболее распространенных во Вселенной тел. Как и многие другие звезды, Солнце представляет собой огромный газовый шар...
Мир галактик
Всего на небе находится 20 наиболее ярких звезд. Несколько особенно ярких звезд по своему блеску превышают блеск звезд 1-й звездной величины. Для этих звезд пришлось ввести отрицательные звездные величины...
Наша Солнечная система
Для того, чтобы понять строение такого гигантского объекта, как Солнце, нужно представить себе огромную массу раскалённого газа, которая сконцентрировалась в определенном месте Вселенной. Солнце на 72% состоит из водорода...
Поверхностное исследование характеристик Солнца
Солнце - центральное тело Солнечной системы - представляет собою горячий газовый шар. Оно в 750 раз превосходит по массе все остальные тела Солнечной системы вместе взятые...
Солнечная система. Активность Солнца и ее влияние на климатообразующий фактор планеты
Девять крупных космических тел, называемых планетами, обращаются вокруг Солнца, каждая по своей орбите, в одном направлении - против часовой стрелки. Вместе с Солнцем они составляют Солнечную систему...
Солнечно-Земные связи и их влияние на человека
Что же говорит нам наука о Солнце? Как далеко Солнце от нас и как оно велико? Расстояние от Земли до Солнца составляет почти 150 млн. км. Легко написать это число, но представить себе такое большое расстояние трудно...
Солнечно-земные связи и их влияние на человека
Что же говорит нам наука о Солнце? Как далеко Солнце от нас и как оно велико? Расстояние от Земли до Солнца составляет почти 150 млн. км. Легко написать это число, но представить себе такое большое расстояние трудно...
Солнечные системы - средние века и современность
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...
Солнце как переменная звезда
Переменными звездами называются такие светила, светимость которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Оказывается, наше Солнце - такая звезда...
Солнце, его состав и строение. Солнечно-земные связи
Солнце -- единственная звезда Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль. Масса Солнца составляет 99...
Солнце, его физические характеристики и воздействие на магнитосферу Земли
Солнце - ближайшая к Земле звезда, является рядовой звездой нашей Галактики. Это карлик главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Принадлежит к спектральному классу G2V. Ее физические характеристики: · Масса 1...
Строение Вселенной
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...
kosmos.bobrodobro.ru
Звёзды.
Что такое звезда.
Они восходили над динозаврами, над Великим Оледенением,над строящимися египетскими пирамидами. Одни и те же звёзды указывали путь финикийским мореплавателям и каравелламКолумба, созерцали с высоты Столетнюю войну и взрыв ядерной бомбы в Хиросиме.Одним людям виделись в них глаза богов и сами боги, другим – серебряные гвозди,вбитые в хрустальный купол небес, третьим – отверстия, через которые струитсянебесный свет.
Постоянство и непознаваемость звёзд наши предки считалинепременным условием существования мира. Древние египтяне полагали, что, когдалюди разгадают природу звёзд, наступит конец света. Другие народы верили, чтожизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих псов догонит БольшуюМедведицу. Наверное, для них очень важно было осознавать, что в этом невечном иизменчивом мире остаётся что-то неподвластное времени.
Не удивительно, что любые изменения в мире звёзд издавнасчитались предвестниками значительных событий. Согласно Библии, внезапновспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда –Полынь – будет знаком конца света.
В течение многих тысячелетий астрологи сверяли по звёздамжизни отдельных людей и целых государств, хотя и предупреждали при этом, чтороль звёзд в предначертании судьбы велика, но не абсолютна. Звёзды советуют, а не предсказывают, говорили они.
Но шло время, и люди стали всё чаще смотреть на звёзды сдругой, менее романтической точки зрения, звёзды стали рассматриваться какфизические объекты, для описания которых вполне достаточно известных законовприроды, а изобретение новых астрономических приборов позволило ответить навопрос «что такое звезда?».
В начале ХХ века, в основном благодаря трудам астрофизикаАртура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звёздах как ораскалённых газовых шарах, заключающих в своих недрах источники энергии –термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось, что взвёздах могут синтезироваться и более тяжёлые химические элементы. По современнымпредставлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её начальноймассой и химическим составом. В телах массой меньше, чем 7-8 сотых долей массыСолнца долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка кминимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десяткитысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2-3 тыс.градусов. В звёздах большой массы, напротив, эти реакции протекают с огромнойскоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50-70 солнечных масс, топосле загорания термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своимдавлением может просто сбросить излишек массы. Через несколько миллионов лет, аможет быть и раньше, эти звёзды могут взорваться как сверхновые
Что касается химического состава звёзд, то на них необнаружено ни одного неизвестного химического элемента. Единственный элемент –гелий – был открыт сначала на Солнце и лишь потом на Земле. Наиболее обильнымэлементом в звёздах является водород, приблизительно втрое меньше содержится вних гелия. После водорода и гелия на звёздах наиболее распространены те жеэлементы, которые преобладают в химическом составе Земли: кислород, углерод,азот, железо и др. Важную роль в жизни звезды играет её магнитное поле. Смагнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна,вспышки, факелы. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают накомпактных звёздных остатках – белых карликах и особенно нейтронных звёздах.
Если рассматривать звёзды как природные объекты, тоестественный путь к их познанию лежит через измерение и сопоставление свойств.
Снятие мерки со звёзд.
Блеск.
Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба,- это различная яркость (блеск) звёзд. Видимый блеск звёзд оценивается взвёздных величинах. Исторически сложившаяся система звёздных величинприсваивала 1-ю величину наиболее ярким звёздам, а 6-ю – самым слабым.Впоследствии это шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пятьзвёздных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз.Следовательно, разница в одну звёздную величину означает, что звезда ярчедругой в ~ 2.512 раза.Для более точных измерений шкала оказалась слишком грубой, поэтому пришлосьвводить дробные значения. Звёздные величины обозначают индексом m, который ставится вверхупосле числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2.3 .
Видимый блеск – легко измеримая, важная, но далеко неисчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды– светимость, надо знать расстояние до неё.
Расстояние дозвёзд.
Расстояние до предмета можно определить, не добираясь донего физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концовизвестного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника,образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называетсятриангуляцией.
Чем больше базис, тем точнее результат измерений.Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размерыземного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдательвместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если онпроизведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколькомесяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, — аэто уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немногосместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называетсяпараллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, — параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё былвиден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
С понятием параллакса связано название одной из основныхединиц расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды,годичный параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичный параллакс любой звездысвязан 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 многихтысяч звёзд.
Светимость.
Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, сталоочевидно, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Еслисветимость Солнца (L = 4*10 Вт) принять за единицу, то мощность излучения Сириуса составит: 221 L , Веги – 50 L и т.д. Это, однако, не означает, что Солнце очень бледно выглядит посравнению с остальными звёздами, известны звёзды, излучающие света в десяткитысяч раз меньше.
Цвет итемпература.
Одна из легко измеримых звёздных характеристик – цвет,который всегда указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютнуюшкалу температур, шаг которой – один кельвин (1К).
Самые горячие звёзды – всегда голубого и белого цвета,менее горячие – желтоватого, холодные – красноватого. Но даже наиболее холодныезвёзды имеют температуру 2-3 тыс. кельвинов – горячее любого расплавленногометалла.
Человеческий взгляд способен лишь грубо определить цветзвезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрическиеприёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого спектра.
Спектральнаяклассификация звёзд.
Более полную информацию о природе излучения звёзд даётспектр. Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощиспециального оптического устройства – дифракционной решётки – раскладывает светзвезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимоеизлучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое –красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды наразличных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.
Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральнуюполоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосферезвёзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектрпозволяет определить, из каких веществ состоит звезда.
В начале ХХ в. была разработана спектральная классификациязвёзд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, А, F, G, К, М), они отличаютсянабором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой. Вдоль этойпоследовательности уменьшается температура и изменяется цвет звёзд – отголубого к красному. Звёзды, относящиеся к классам О, В, и А, называютсягорячими или ранними, Fи G — солнечными, К и М– холодными или поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделёнещё на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся послебуквы.
Размеры звёзд.
Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп онивыглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?
На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движетсяна фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размерзвезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколькосотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшенияяркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, знаярасстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры.
Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена такудачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методыоценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил можетбыть 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). По законам излучениянагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R T. Сравнивая какую-либо звезду сСолнцем, получают удобную для вычисления формулу:
Масса звезды.
Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чембольше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в еёцентре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основаниизакона всемирного тяготения. Массы звёзд заключены в пределах от несколькихдесятков до 0.1 массы Солнца. Таким образом, по массе звёзды различаются всегов несколько сот раз – гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) илипо светимости (более миллиарда раз).
Как устроена звезда и какона живёт.
Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видимсейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобыпонять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешниепараметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы,протекающие в недрах звезды. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд –их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем.Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерномумоделированию.
Звёзды образуются из космических газопылевых облаков. Присжатии под действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенноразогревается, когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов,начинаются ядерные реакции – образуется звезда. Чтобы получить представление оструктуре звезды, пользуются методом последовательных приближений. Задаваянекоторое соотношение водорода, гелия и более тяжёлых элементов и зная массузвезды, вычисляют её светимость. Эту процедуру повторяют до тех пор, пока дляопределённой смеси вычисленная и полученная из наблюдений светимость не совпадут.Данный состав и считают близким к реальному. Оказалось, что для большинствазвёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы. Строение звёздзависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в еёнедрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобнокипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем большезвезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находитсяисточник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная массавещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звездыпри этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура еёповерхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается вкрасный гигант.
Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды смассой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Еслимасса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. Взвёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядроотсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области.Когда он сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатиямогут существовать ещё очень длительное время.
Солнце и подобные ему звёзды представляют собойпромежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не оченьчётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекаюткак 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 исчерпанияводорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмернорасширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Ноэто случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.
Звёздные пары.
Некоторые звёзды видны на небесной сфере буквально рядомдруг с другом – это двойные и кратные системы звёзд. Любая звёздная пара – этосёстры-двойняшки. Так же, как одиночные, двойные и кратные звёзд сформировалисьиз сгустков межзвездного газа и пыли. Если газовое облако спокойно и«безветренно», то, сжимаясь под действием сил тяготения, падая само на себя,оно рождает одну звезду. Но обычно, как и все небесные тела, облако вращается ипри этом клубится подобно облакам на Земле. Вращательные движения препятствуютпрямому сжатию звезды, и образуется двойной «газоворот». Так рождается звёзднаядвойня.
Новорожденная пара звёзд, надёжно связанная силамипритяжения, кружится вокруг общего центра масс. Расстояние между напарницамиможет быть очень разным. Так, между Мицаром и Алькором оно по меньшей мере в 20тыс. раз превосходит расстояние от Земли до Солнца; время обращения этих звёзд– их год – составляет несколько миллионов земных лет. А некоторые звёзды кружатсясовсем рядом, завершая год за считанные минуты.
«Похожи как близнецы» это выражение часто совсем неподходит для двойных и кратных звёзд. Нередко напарницы различны не только поцвету (а значит и по температуре), но и по размерам. Так, вокруг ярко-красногоисполина Антареса, в 500 раз превосходящего Солнце по диаметру, кружитослепительно-голубая звезда втрое меньше Солнца, а ярче его почти в 20 раз. Носамое любопытное то, что красный гигант – это стадия звёздной старости, аголубая звезда ещё молодая. И тем не менее Антарес А и Антарес В –сёстры-ровесницы, только от рождения им досталась разная масса. Антарес А в 18раз массивнее Солнца, а Антарес В – в 6 раз. Обе звезды одновременно зажглись,включили свои водородные термоядерные печки, но массивная звезда горит гораздоинтенсивнее, потому что температура и давление в её ядре-топке выше, чем усестры. Хотя запас горючего ей был отпущен втрое больший, звезда Антарес А ужепрактически отгорела, и скоро наступит её конец: она превратится в нейтронную звездуили даже в чёрную дыру. А вот Антарес В, который расходует своё ядерное топливоскупее, будет светить ещё сотни тысяч лет.
В Галактике много таких пар, где одна из звёзд ужесостарилась, а другая ещё полна сил.
Переменные звёзды.
Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают,достигают необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель илимесяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это, такназываемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих порастрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блескадостаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По этому вкаталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно выявленыдаже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известнонесколько десятков тысяч переменных звёзд. Переменные звёзды различаютсямассой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются нанесколько больших групп. Одна из них – пульсирующие звёзды, яркость которыхменяется из-за колебания размеров. К ним принадлежат мириды – красные гиганты,меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем отнескольких месяцев до полутора лет.
Пристальное внимание астрофизиков привлекают не толькопульсирующие переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложныхпроцессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентаминенамного превышает их размеры. В результате взаимодействия компонентоввещество из поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать надругую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которуюперетекает газ, — белый карлик. Если на его поверхности накапливается многовещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новойзвезды.
Особая группа переменных – самые молодые звёзды,сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областяхконцентрации межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёздычасто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются ипризнаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.
Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блесквследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо врезультате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменныезвёзды. Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чистогеометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойныхсистемах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят одинза другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь. Яркость может бытьнепостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлыепятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю тоболее светлой, то более тёмной стороной.
У Солнца пятна маленькие. Если наблюдать Солнце издалека,как звезду, его переменность вряд ли будет заметна: Солнце слишком яркое.Однако специальными исследованиями с космических аппаратов было установлено,что, действительно, при прохождении по солнечному диску крупных пятен на Землюпоступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне можно считать пятнистойпеременной звездой.
Взрывающиеся звёзды.
Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь,имеет шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блесктакой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколькомесяцев ослабевает настолько, что она становится не видимой даже вооружённымглазом, исчезает. Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление– вспышка сверхновой звезды, блеск которой бывает видно даже днём.
Новые звёзды.
Все новые звёзды являются компонентами тесных двойныхсистем, в которых одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая –белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальнаязвезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазмаиз атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате чеговокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура которогопостепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений, что начинаетсятермоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой плотности вещества онаносит взрывообразный характер. Именно этот термоядерный взрыв на поверхностибелого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлёт и свечениекоторой наблюдается как вспышка новой звезды.
Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактикевспыхивает около сотни новых звёзд.
Сверхновыезвёзды.
Сверхновые звёзды – одно из самых грандиозных космическихявлений. Коротко говоря, сверхновая – это настоящий взрыв звезды, когда большаячасть её массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км. / сек.,а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или вчёрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являютсяфиналом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных. Законченной теории взрывасверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки покане создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физическихпроцессов.
Необычные объекты:нейтронные звёзды и чёрные дыры.
После того как звезда исчерпает свои источники энергии,она начинает остывать и сжиматься. При этом физические свойства газакардинально меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звездыневелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды прекращается,она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Но если масса превышаетнекоторое критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокойплотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы –нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которыенастолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звёздная массасосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатиеостанавливается. Плотность этого шара – нейтронной звезды – чудовищно великадаже 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 гигантскихзвёзд массой более 3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное полеуплотняется всё сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени,что свет уже не может преодолеть её притяжение. Радиус, до которого должнасжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационнымрадиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько десятков километров.Отличить чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней ненаблюдается) очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорятпредположительно. Тем не менее, открытие массивных несветящихся тел – серьёзныйаргумент в пользу их существования.
Белые карлики.
В современной теории звёздой эволюции белые карликирассматриваются как конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше3-4 масс Солнца). После того как в центральных областях стареющей звездывыгорит весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои приэтом сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оностановится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды оченьслабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в пространстве. Наместе бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда,состоящая в основном из гелия, — белый карлик. Благодаря своей высокойтемпературе она излучает главным образом в ультрафиолетовом диапазоне иионизует газ разлетающейся оболочки.
Звезда по имени Солнце.
Что видно на Солнце.
При помощи даже маленького любительского телескопа можнополучить увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этомизображении?
Прежде всего обращает на себя внимание резкость солнечногокрая. Солнце – газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убываетпостепенно. Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том,что практически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя –фотосферы. Именно этот тонкий светящийся слой и создаёт у наблюдателя иллюзиютого, что Солнце имеет поверхность.
Грануляция.
На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако,если приглядеться, на нём обнаруживается много крупных и мелких деталей. Дажепри не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит изсветлых зёрнышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними.Размеры гранул невелики по солнечным масштабам – до 1000-2000 км. впоперечнике; межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 км. в ширину.Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другиепоявляются. Каждая из них живёт не более 10 мин. Грануляция создаёт общий фон,на котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты –солнечные пятна и факелы.
Пятна.
Солнечные пятна – это тёмные образования на диске Солнца.По величине пятна бывают очень разными – от малых, диаметром примерно 1000-2000км., до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты.Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильныхмагнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущий от недр светилак фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятнахолоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а следовательно, и менееярки. Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными. Солнечные пятна частообразуют группы из нескольких больших и малых пятен. Живут группы пятен долго,иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца (период вращения Солнцасоставляет 27 суток).
Факелы.
Практически все пятна окружены яркими полями, которыеназывают факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы на 2000 К и имеютсложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки -около 30 тыс. км. Факелы живут ещё дольше,чем пятна, иногда 3-4 месяца. По-видимому, факелы тоже являются местами выходамагнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах.
Количество пятен и факелов характеризует солнечнуюактивность, максимумы которой повторяются через каждые 11 лет.
Внутреннее строение Солнца.
Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутрикоторого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяетсяэнергия. Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей.Познакомимся с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнцанаходится источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестьювнешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее.Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. Вядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит выделение энергии. Этаэнергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов ватомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется одинатом гелия. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако вего объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически всяэнергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должнакак-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способыпередачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистыйперенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра начинается зоналучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение иизлучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давлениеуменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт потокэнергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться отцентра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь,кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как ивперёд. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы обэтом только миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слоипоток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает.Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, аконвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Также может вести себя и газ. То же самое происходит и на Солнце в областиконвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своётепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз.Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра ипростирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), гдеперенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерциисюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв.Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца являетсявидимым проявлением конвекции.
Солнечная атмосфера.
Звёзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тожеименуют атмосферой.
Фотосфера.
Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимогокрая солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой.Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечногорадиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газав фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чему поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000 К на глубине 300км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим увеличением можнонаблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркимизёрнышками – гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляцияявляется результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа иопускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слояхсравнительно невелика, но глубже, в конвективной зоне, она больше, иперемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слояхСолнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечномсчёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитнымиполями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечнойатмосферы – хромосферу и корону.
Хромосфера.
Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовуюокраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркоекольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосферавесьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков(спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общаяпротяжённость хромосферы – 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфереобъясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё изконвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы этопроисходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частицвозрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешниеэлектроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физическиепроцессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёвсолнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во времязатмений над поверхностью солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны»,«облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования изхромосферного вещества. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы –протуберанцы. Они имеют примерно ту же плотность и температуру, что ихромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильноразреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают вхромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активныхобластей Солнца. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметныхизменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотникилометров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство.
Корона.
В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя частьатмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простираетсяна 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 времяполной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является лучистаяструктура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда оникороткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты.Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это связано содиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Меняется как общая яркость, таки форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительноокруглую форму. Когда же пятен мало, форма короны становится вытянутой, приэтом общая яркость короны уменьшается. Итак, корона Солнца – самая внешняячасть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она исамая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в видепостоянно движущегося от него потока плазмы – солнечного ветра. Фактически мыживём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающейрадиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.
Списокиспользуемой литературы:
Дагаев М. Н.«Наблюдение звёздного неба» М., Наука, 1993 г.
Данлоп С. «Азбука звёздного неба» / пер. с англ. М., Мир,1986 г.
Куликовский П. Г. «Справочник любителя астрономии» М.,Наука, 1991г.
Зигель Ф. Ю. «Сокровища звёздного неба» М., Наука, 1996 г.
Оглавление:
Звёзды
Что такое звезда 1
Снятие мерки со звёзд 2
Как устрое
www.ronl.ru
Звёзды.
Что такое звезда.
Они восходили над динозаврами, над Великим Оледенением,над строящимися египетскими пирамидами. Одни и те же звёзды указывали путьфиникийским мореплавателям и каравеллам Колумба, созерцали с высоты Столетнюювойну и взрыв ядерной бомбы в Хиросиме. Одним людям виделись в них глаза богови сами боги, другим – серебряные гвозди, вбитые в хрустальный купол небес,третьим – отверстия, через которые струится небесный свет.
Постоянство и непознаваемость звёзд наши предки считалинепременным условием существования мира. Древние египтяне полагали, что, когдалюди разгадают природу звёзд, наступит конец света. Другие народы верили, чтожизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих псов догонит БольшуюМедведицу. Наверное, для них очень важно было осознавать, что в этом невечном иизменчивом мире остаётся что-то неподвластное времени.
Не удивительно, что любые изменения в мире звёзд издавнасчитались предвестниками значительных событий. Согласно Библии, внезапновспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда –Полынь – будет знаком конца света.
В течение многих тысячелетий астрологи сверяли по звёздамжизни отдельных людей и целых государств, хотя и предупреждали при этом, чтороль звёзд в предначертании судьбы велика, но не абсолютна. Звёзды советуют,а не предсказывают, говорили они.
Но шло время, и люди стали всё чаще смотреть на звёзды сдругой, менее романтической точки зрения, звёзды стали рассматриваться какфизические объекты, для описания которых вполне достаточно известных законовприроды, а изобретение новых астрономических приборов позволило ответить навопрос «что такое звезда?».
В начале ХХ века, в основном благодаря трудам астрофизикаАртура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звёздах как ораскалённых газовых шарах, заключающих в своих недрах источники энергии –термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось, что взвёздах могут синтезироваться и более тяжёлые химические элементы. По современнымпредставлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её начальноймассой и химическим составом. В телах массой меньше, чем 7-8 сотых долей массыСолнца долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка кминимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десяткитысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2-3 тыс.градусов. В звёздах большой массы, напротив, эти реакции протекают с огромнойскоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50-70 солнечных масс, топосле загорания термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своимдавлением может просто сбросить излишек массы. Через несколько миллионов лет, аможет быть и раньше, эти звёзды могут взорваться как сверхновые
Что касается химического состава звёзд, то на них необнаружено ни одного неизвестного химического элемента. Единственный элемент –гелий – был открыт сначала на Солнце и лишь потом на Земле. Наиболее обильнымэлементом в звёздах является водород, приблизительно втрое меньше содержится вних гелия. После водорода и гелия на звёздах наиболее распространены те жеэлементы, которые преобладают в химическом составе Земли: кислород, углерод,азот, железо и др. Важную роль в жизни звезды играет её магнитное поле. Смагнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна,вспышки, факелы. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают накомпактных звёздных остатках – белых карликах и особенно нейтронных звёздах.
Если рассматривать звёзды как природные объекты, тоестественный путь к их познанию лежит через измерение и сопоставление свойств.
Снятие мерки со звёзд.
Блеск.
Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба,- это различная яркость (блеск) звёзд. Видимый блеск звёзд оценивается взвёздных величинах. Исторически сложившаяся система звёздных величинприсваивала 1-ю величину наиболее ярким звёздам, а 6-ю – самым слабым.Впоследствии это шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пятьзвёздных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз.Следовательно, разница в одну звёздную величину означает, что звезда ярчедругой в ~ 2.512 раза. Для более точных измерений шкалаоказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звёздныевеличины обозначают индексом m, который ставится вверхупосле числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2.3 .
Видимый блеск – легко измеримая, важная, но далеко неисчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды– светимость, надо знать расстояние до неё.
Расстояние дозвёзд.
Расстояние до предмета можно определить, не добираясь донего физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концовизвестного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника,образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называетсятриангуляцией.
Чем больше базис, тем точнее результат измерений.Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размерыземного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдательвместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если онпроизведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколькомесяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, — аэто уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немногосместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называетсяпараллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, — параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё былвиден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
С понятием параллакса связано название одной из основныхединиц 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 впарсеках, П – годичный параллакс в секундах.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многихтысяч звёзд.
Светимость.
Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, сталоочевидно, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Еслисветимость Солнца (L = 4*10 Вт) принять за единицу,то мощность излучения Сириуса составит: 221 L , Веги –50 L и т.д. Это, однако, не означает, что Солнце оченьбледно выглядит по сравнению с остальными звёздами, известны звёзды, излучающиесвета в десятки тысяч раз меньше.
Цвет итемпература.
Одна из легко измеримых звёздных характеристик – цвет,который всегда указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютнуюшкалу температур, шаг которой – один кельвин (1К).
Самые горячие звёзды – всегда голубого и белого цвета,менее горячие – желтоватого, холодные – красноватого. Но даже наиболее холодныезвёзды имеют температуру 2-3 тыс. кельвинов – горячее любого расплавленногометалла.
Человеческий взгляд способен лишь грубо определить цветзвезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрическиеприёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого спектра.
Спектральнаяклассификация звёзд.
Более полную информацию о природе излучения звёзд даётспектр. Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощиспециального оптического устройства – дифракционной решётки – раскладывает светзвезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимоеизлучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое –красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды наразличных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.
Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральнуюполоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосферезвёзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектрпозволяет определить, из каких веществ состоит звезда.
В начале ХХ в. была разработана спектральная классификациязвёзд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, А, F, G, К, М), они отличаются набором наблюдаемых линий иплавно переходят один в другой. Вдоль этой последовательности уменьшаетсятемпература и изменяется цвет звёзд – от голубого к красному. Звёзды,относящиеся к классам О, В, и А, называются горячими или ранними, F и G — солнечными, К и М – холоднымиили поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделён ещё на 10подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы.
Размеры звёзд.
Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп онивыглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?
На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движетсяна фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размерзвезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколькосотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшенияяркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, знаярасстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры.
Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена такудачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методыоценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил можетбыть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром.Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяюттеоретически, исходя из оценок её полной светимости (L)и температуры (T). По законам излучения нагретых телсветимость звезды пропорциональна величине R T.Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получают удобную для вычисления формулу:
Масса звезды.
Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чембольше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в еёцентре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основаниизакона всемирного тяготения. Массы звёзд заключены в пределах от несколькихдесятков до 0.1 массы Солнца. Таким образом, по массе звёзды различаются всегов несколько сот раз – гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) илипо светимости (более миллиарда раз).
Как устроена звезда и как она живёт.
Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видимсейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобыпонять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешниепараметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы,протекающие в недрах звезды. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд –их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем.Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерномумоделированию.
Звёзды образуются из космических газопылевых облаков. Присжатии под действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенноразогревается, когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов,начинаются ядерные реакции – образуется звезда. Чтобы получить представление оструктуре звезды, пользуются методом последовательных приближений. Задаваянекоторое соотношение водорода, гелия и более тяжёлых элементов и зная массузвезды, вычисляют её светимость. Эту процедуру повторяют до тех пор, пока дляопределённой смеси вычисленная и полученная из наблюдений светимость не совпадут.Данный состав и считают близким к реальному. Оказалось, что для большинствазвёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы. Строение звёздзависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в еёнедрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобнокипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем большезвезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находитсяисточник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная массавещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звездыпри этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура еёповерхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается вкрасный гигант.
Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды смассой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Еслимасса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. Взвёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядроотсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области.Когда он сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатиямогут существовать ещё очень длительное время.
Солнце и подобные ему звёзды представляют собойпромежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не оченьчётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекаюткак 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 исчерпанияводорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмернорасширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Ноэто случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.
Звёздные пары.
Некоторые звёзды видны на небесной сфере буквально рядомдруг с другом – это двойные и кратные системы звёзд. Любая звёздная пара – этосёстры-двойняшки. Так же, как одиночные, двойные и кратные звёзд сформировалисьиз сгустков межзвездного газа и пыли. Если газовое облако спокойно и«безветренно», то, сжимаясь под действием сил тяготения, падая само на себя,оно рождает одну звезду. Но обычно, как и все небесные тела, облако вращается ипри этом клубится подобно облакам на Земле. Вращательные движения препятствуютпрямому сжатию звезды, и образуется двойной «газоворот». Так рождается звёзднаядвойня.
Новорожденная пара звёзд, надёжно связанная силамипритяжения, кружится вокруг общего центра масс. Расстояние между напарницамиможет быть очень разным. Так, между Мицаром и Алькором оно по меньшей мере в 20тыс. раз превосходит расстояние от Земли до Солнца; время обращения этих звёзд– их год – составляет несколько миллионов земных лет. А некоторые звёзды кружатсясовсем рядом, завершая год за считанные минуты.
«Похожи как близнецы» это выражение часто совсем неподходит для двойных и кратных звёзд. Нередко напарницы различны не только поцвету (а значит и по температуре), но и по размерам. Так, вокруг ярко-красногоисполина Антареса, в 500 раз превосходящего Солнце по диаметру, кружитослепительно-голубая звезда втрое меньше Солнца, а ярче его почти в 20 раз. Носамое любопытное то, что красный гигант – это стадия звёздной старости, аголубая звезда ещё молодая. И тем не менее Антарес А и Антарес В –сёстры-ровесницы, только от рождения им досталась разная масса. Антарес А в 18раз массивнее Солнца, а Антарес В – в 6 раз. Обе звезды одновременно зажглись,включили свои водородные термоядерные печки, но массивная звезда горит гораздоинтенсивнее, потому что температура и давление в её ядре-топке выше, чем усестры. Хотя запас горючего ей был отпущен втрое больший, звезда Антарес А ужепрактически отгорела, и скоро наступит её конец: она превратится в нейтронную звездуили даже в чёрную дыру. А вот Антарес В, который расходует своё ядерное топливоскупее, будет светить ещё сотни тысяч лет.
В Галактике много таких пар, где одна из звёзд ужесостарилась, а другая ещё полна сил.
Переменные звёзды.
Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают,достигают необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель илимесяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это, такназываемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих порастрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блескадостаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По этому вкаталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно выявленыдаже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известнонесколько десятков тысяч переменных звёзд. Переменные звёзды различаютсямассой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются нанесколько больших групп. Одна из них – пульсирующие звёзды, яркость которыхменяется из-за колебания размеров. К ним принадлежат мириды – красные гиганты,меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем отнескольких месяцев до полутора лет.
Пристальное внимание астрофизиков привлекают не толькопульсирующие переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложныхпроцессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентаминенамного превышает их размеры. В результате взаимодействия компонентоввещество из поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать надругую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которуюперетекает газ, — белый карлик. Если на его поверхности накапливается многовещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новойзвезды.
Особая группа переменных – самые молодые звёзды,сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областяхконцентрации межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёздычасто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются ипризнаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.
Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блесквследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо врезультате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменныезвёзды. Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чистогеометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойныхсистемах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят одинза другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь. Яркость может бытьнепостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлыепятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю тоболее светлой, то более тёмной стороной.
У Солнца пятна маленькие. Если наблюдать Солнце издалека,как звезду, его переменность вряд ли будет заметна: Солнце слишком яркое.Однако специальными исследованиями с космических аппаратов было установлено,что, действительно, при прохождении по солнечному диску крупных пятен на Землюпоступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне можно считать пятнистойпеременной звездой.
Взрывающиеся звёзды.
Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь,имеет шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блесктакой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколькомесяцев ослабевает настолько, что она становится не видимой даже вооружённымглазом, исчезает. Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление– вспышка сверхновой звезды, блеск которой бывает видно даже днём.
Новые звёзды.
Все новые звёзды являются компонентами тесных двойныхсистем, в которых одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая –белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальнаязвезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазмаиз атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате чеговокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура которогопостепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений, что начинаетсятермоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой плотности вещества онаносит взрывообразный характер. Именно этот термоядерный взрыв на поверхностибелого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлёт и свечениекоторой наблюдается как вспышка новой звезды.
Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактикевспыхивает около сотни новых звёзд.
Сверхновыезвёзды.
Сверхновые звёзды – одно из самых грандиозных космическихявлений. Коротко говоря, сверхновая – это настоящий взрыв звезды, когда большаячасть её массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км. / сек.,а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или вчёрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являютсяфиналом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных. Законченной теории взрывасверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки покане создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физическихпроцессов.
Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры.
После того как звезда исчерпает свои источники энергии,она начинает остывать и сжиматься. При этом физические свойства газакардинально меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звездыневелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды прекращается,она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Но если масса превышаетнекоторое критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокойплотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы –нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которыенастолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звёздная массасосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатиеостанавливается. Плотность этого шара – нейтронной звезды – чудовищно великадаже 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 гигантскихзвёзд массой более 3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное полеуплотняется всё сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени,что свет уже не может преодолеть её притяжение. Радиус, до которого должнасжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационнымрадиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько десятков километров.Отличить чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней ненаблюдается) очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорятпредположительно. Тем не менее, открытие массивных несветящихся тел – серьёзныйаргумент в пользу их существования.
Белые карлики.
В современной теории звёздой эволюции белые карликирассматриваются как конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше3-4 масс Солнца). После того как в центральных областях стареющей звездывыгорит весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои приэтом сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оностановится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды оченьслабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в пространстве. Наместе бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда,состоящая в основном из гелия, — белый карлик. Благодаря своей высокойтемпературе она излучает главным образом в ультрафиолетовом диапазоне иионизует газ разлетающейся оболочки.
Звезда по имени Солнце.
Что видно на Солнце.
При помощи даже маленького любительского телескопа можнополучить увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этомизображении?
Прежде всего обращает на себя внимание резкость солнечногокрая. Солнце – газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убываетпостепенно. Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том,что практически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя –фотосферы. Именно этот тонкий светящийся слой и создаёт у наблюдателя иллюзиютого, что Солнце имеет поверхность.
Грануляция.
На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако,если приглядеться, на нём обнаруживается много крупных и мелких деталей. Дажепри не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит изсветлых зёрнышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними.Размеры гранул невелики по солнечным масштабам – до 1000-2000 км. впоперечнике; межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 км. в ширину.Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другиепоявляются. Каждая из них живёт не более 10 мин. Грануляция создаёт общий фон,на котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты –солнечные пятна и факелы.
Пятна.
Солнечные пятна – это тёмные образования на диске Солнца.По величине пятна бывают очень разными – от малых, диаметром примерно 1000-2000км., до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты.Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильныхмагнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущий от недр светилак фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятнахолоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а следовательно, и менееярки. Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными. Солнечные пятна частообразуют группы из нескольких больших и малых пятен. Живут группы пятен долго,иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца (период вращения Солнцасоставляет 27 суток).
Факелы.
Практически все пятна окружены яркими полями, которыеназывают факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы на 2000 К и имеютсложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки -около 30 тыс. км. Факелыживут ещё дольше, чем пятна, иногда 3-4 месяца. По-видимому, факелы тожеявляются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поляслабее, чем в пятнах.
Количество пятен и факелов характеризует солнечнуюактивность, максимумы которой повторяются через каждые 11 лет.
Внутреннее строение Солнца.
Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутрикоторого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяетсяэнергия. Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей.Познакомимся с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнцанаходится источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестьювнешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее.Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. Вядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит выделение энергии. Этаэнергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов ватомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется одинатом гелия. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако вего объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически всяэнергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должнакак-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способыпередачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистыйперенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра начинается зоналучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение иизлучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давлениеуменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт потокэнергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться отцентра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь,кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как ивперёд. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы обэтом только миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слоипоток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает.Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, аконвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Также может вести себя и газ. То же самое происходит и на Солнце в областиконвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своётепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз.Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра ипростирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), гдеперенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерциисюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв.Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца являетсявидимым проявлением конвекции.
Солнечная атмосфера.
Звёзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тожеименуют атмосферой.
Фотосфера.
Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимогокрая солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой.Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечногорадиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газав фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чему поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000 К на глубине 300км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим увеличением можнонаблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркимизёрнышками – гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляцияявляется результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа иопускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слояхсравнительно невелика, но глубже, в конвективной зоне, она больше, иперемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слояхСолнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечномсчёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитнымиполями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечнойатмосферы – хромосферу и корону.
Хромосфера.
Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовуюокраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркоекольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосферавесьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков(спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общаяпротяжённость хромосферы – 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфереобъясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё изконвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы этопроисходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частицвозрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешниеэлектроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физическиепроцессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёвсолнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во времязатмений над поверхностью солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны»,«облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования изхромосферного вещества. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы –протуберанцы. Они имеют примерно ту же плотность и температуру, что ихромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильноразреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают вхромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активныхобластей Солнца. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметныхизменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотникилометров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство.
Корона.
В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя частьатмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простираетсяна 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 времяполной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является лучистаяструктура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда оникороткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты.Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это связано содиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Меняется как общая яркость, таки форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительноокруглую форму. Когда же пятен мало, форма короны становится вытянутой, приэтом общая яркость короны уменьшается. Итак, корона Солнца – самая внешняячасть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она исамая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в видепостоянно движущегося от него потока плазмы – солнечного ветра. Фактически мыживём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающейрадиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.
Списокиспользуемой литературы:
Дагаев М. Н. «Наблюдение звёздного неба» М., Наука, 1993г.
Данлоп С. «Азбука звёздного неба» / пер. с англ. М., Мир,1986 г.
Куликовский П. Г. «Справочник любителя астрономии» М.,Наука, 1991г.
Зигель Ф. Ю. «Сокровища звёздного неба» М., Наука, 1996 г.
Оглавление:
Звёзды
Что такое звезда 1
Снятие мерки со звёзд 2
Как устроена звезда и как она живёт 5
Звёздные пары 6
Переменные звёзды 7
Взрывающиеся звёзды 9
Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры 9
Белые карлики 10
Звезда по имени Солнце
Что видно на Солнце 11
Внутреннее строение Солнца 12
Солнечная атмосфера 13
Список используемой литературы 16
www.ronl.ru
Доклад по
астрономии “Солнце”
ученицы
11 “А” классаЧирковой Ольги
Солнце Солнце - центральное тело Солнечной системы, представляющее собой раскалённый плазменный шар; является источником света и тепла для всей Солнечной системы.
1.Основные характеристики
| Среднее расстояние от Земли | 1,496×1011 м (8,31 световых минут) |
| Скорость | 2,17×105 м/с |
| Средний диаметр | 1,392×109 м (109 диаметров Земли) |
| Экваториальный радиус | 6,955×108 м |
| Площадь поверхности | 6,088×1018 м² (11 900 площадей Земли) |
| Объём | 1,4122×1027 м³ (1 300 000 объёмов Земли) |
| Масса | 1,990 1030 кг (332 946 масс Земли) |
| Средняя плотность | 1409 кг/м³ |
| Эффективная температура поверхности | 5515 C° |
| Температура короны | ~1 500 000 C° |
| Температура ядра | ~13 500 000 C° |
| Яркость | 2,009x107 Вт/м² |
2.Строение
а) Солнечная корона
Солнечная корона - самые внешние, очень разряженные слои атмосферыСолнца. Во время полной фазы солнечного затмения вокруг диска Луны,
который закрывает от наблюдателя яркую фотосферу, внезапно как бы
вспыхивает лучистое жемчужное сияние. Это на несколько секунд становится видимой солнечная Корона. Важной особенностью короны является ее лучистая структура. Лучи бывают различной длины, вплоть до десятка и более солнечных радиусов. После изобретения коронографа, солнечную корону можно наблюдать вне затмений. Общая форма короны меняется с фазами цикла солнечной активности: в годы максимума корона почти сферична, в годы минимума она сильно вытянута вдоль экватора. Корона представляет собой сильно разреженную высокоионизированную плазму с температурой 1 - 2 млн. градусов. Причина столь большого нагрева солнечной короны связана с волновыми движениями, возникающими в конвективной зоне Солнца. Это связано с тем, что находящиеся в короне свободные электроны, возникающие в результате сильной ионизации газов, рассеивают излучения, приходящие от фотосферы.
б) Фотосфера Доступная непосредственному наблюдению светящаяся « поверхность» Солнцаназывается фотосферой. Фотосфера представляет собой нижний слой солнечной атмосферы, толщина которого 300 - 400 км. Именно она излучает
практически всю приходящую к нам солнечную энергию, так как из-за непрозрачности вещества фотосферы солнечное излучение из более глубоких
слоев Солнца к нам уже не доходит и их увидеть невозможно. Плотность фотосферы не превышает порядка - 10000 кг\м3, а число атомов преобладающего в фотосфере водорода- порядка 100000000000000000 в объеме 1 см 3. Температура в фотосфере нарастает с глубиной, в среднем она
близка к 6000 К. в) Хромосфера Хромосфера - внешняя область атмосферы Солнца. Яркость хромосферы
во много раз меньше яркости фотосферы. Из-за рассеяния солнечного света
в земной атмосфере эти слабосветящиеся внешние оболочки не удается
видеть вне затмения без специальных приспособлений.
Хромосфера простирается до высоты 10 - 14 тыс. км. В самых нижних слояхтемпература около 5000 К, она начинает постепенно расти, достигая в верхних слоях атмосферы (от 20000 до 50000 К). В хромосфере наблюдаются самые мощные и быстроразвивающиеся процессы, называемые вспышками.
Строение ядра а) Ядро
Это самая внутренняя часть солнца, где из-за высокой температуры и плотности возможны реакции термоядерного синтеза, в ходе которых водород превращается в гелий. Именно здесь вырабатывается солнечная энергия.
б) Зона лучистого переносаПредставляет собой окружающую ядро область, в которой энергия переносится излучением. Средняя длина свободного пробега фотона - около 1 см. Из-за хаотического характера траектории каждый фотон затрачивает на прохождение этой зоны от 10 до 100 тыс. лет.
в) Конвективная зонаЧасть солнца, расположенная между зоной лучистого переноса и поверхностью. Здесь энергия переносится в форме тепла посредством конвективных движений вещества. Из-за инерции движения частиц конвективная зона проникает в зону лучистого переноса, однако степень этого проникновения пока еще недостаточно изучена.
3.Происхождение Считается, что Солнце сформировалось примерно 4,59 миллиарда лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа звёздного населения.
Солнце возникло из инфракрасного карлика, который, в свою очередь, возник из планеты-гиганта. Планета-гигант еще раньше произошла из ледяной планеты, а та - из кометы. Эта комета произошла на периферии Галактики одним из тех двух способов, которыми происходят кометы на периферии Солнечной системы:
Но, учитывая массу Солнца и его расстояние от центра Галактики и ее края, можно предположить, что Солнце превратилось из кометы в планету на периферии Галактики, а не в межгалактическом пространстве. Потом, в процессе ее увеличения, комета превращалась в ледяную планету, планету-гигант и т.д.
4.ЭволюцияПредполагается, что Солнце родилось в сжавшейся газопылевой туманности. Есть, по крайней мере, две теории относительно того, что дало толчок первоначальному сжатию туманности. Согласно одной из них предполагается, что один из спиральных рукавов нашей галактики проходил через нашу область пространства примерно 5 млрд. лет назад. Это могло вызвать легкое сжатие и привести к формированию центров тяготения в газопылевом облаке. Действительно, сейчас вдоль спиральных рукавов мы видим довольно большое количество молодых звезд и светящихся газовых облаков. Другая теория предполагает, что где-то недалеко (по масштабам Вселенной, конечно) взорвалась древняя массивная сверхновая звезда. Возникшая ударная волна могла быть достаточно сильной, чтобы инициировать звездообразование в "нашей" газопылевой туманности. В пользу этой теории говорит то, что ученые, изучая метеориты, обнаружили довольно много элементов, которые могли образоваться при взрыве сверхновой.
Далее, когда столь грандиозная масса (2*1030кг) сжималась под действием сил гравитации, она сама себя сильно разогрела внутренним давлением до температур, при которых в ее центре смогли начаться термоядерные реакции. В центральной части температура на Солнце равна 15000000K, а давление достигает сотни миллиардов атмосфер. Так зажглась новорожденная звезда (не путайте с новыми звездами). В основном Солнце в начале своей жизни состояло из водорода. Именно водород в ходе термоядерных реакций превращается в гелий, при этом выделяется энергия, излучаемая Солнцем. Солнце принадлежит к типу звезд, называемых желтыми карликами. Оно - звезда главной последовательности и относится к спектральному классу G2. Масса одинокой звезды довольно однозначно определяет ее судьбу. За время жизни (~5 миллиардов лет), в центре нашего светила, где температура достаточно высока, сгорело около половины всего имеющегося там водорода. Примерно столько же, 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить в таком виде, к которому мы с вами привыкли. После того, как в центре светила водород будет на исходе, Солнце увеличится в размерах, станет красным гигантом. Это сильнейшим образом скажется на Земле: повысится температура, океаны выкипят, жизнь станет невозможной. Затем, исчерпав "топливо" совсем и не имея более сил держать внешние слои красного гиганта, наша звезда закончит свою жизнь как белый карлик, порадовав неведомых нам внеземных астрономов будущего новой планетарной туманностью, форма которой может оказаться весьма причудливой благодаря влиянию планет, например, как на рис.1.
Рис.1 Планетарная туманность NGC 6543 ("Кошачий глаз")
flatik.ru
