Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как «точечные» источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Подчеркиваю слово «реальных», так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается «ложное» изображение звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.
Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, «разрешена». Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках. Мерой величины потока является звездная величина.
Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно большую точность и достаточно надежен. Однако для большинства других более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезд надо измерять — меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менее достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения.
Наблюдение переменных звезд
Существуют звезды, блеск которых заметно меняется, иногда с правильной периодичностью. Такие звезды называются переменными. Переменных звезд на небе довольно много. В настоящее время их известно более чем 30'000 и многие вполне доступны наблюдению в малые и среднего размера оптические приборы — бинокль, зрительную трубу или телескоп с апертурой 60-350 mm… Изменение блеска многих переменных звезд происходит строго периодически, повторяясь через некоторые промежутки времени. И если построить график, на котором по оси абсцисс отсчитывать время, а по оси ординат — звездные величины, то полученная кривая даст представление о характере изменения блеска. По такой кривой можно проследить, как происходят колебания блеска от его минимального значения к максимальному. Разность звездных величин в максимуме и минимуме называется амплитудой, а время от одного максимума до следующего называют периодом переменной звезды. У некоторых звезд переменность вызвана оптическими причинами. Так ведут себя двойные звезды, обращаясь вокруг общего центра масс, периодически затмевая друг друга. Такие звезды называют затменно-переменными. У других звезд причины изменения блеска заключаются в происходящих внутри или на поверхности физических процессах. Такие звезды уже могут и не иметь постоянную кривую блеска. Для определения характеристик переменной путем наблюдений разработаны несложные способы измерения блеска звезд.
Оценки блеска Для измерения блеска переменной звезды необходимо сравнить его с блеском постоянных (не меняющих блеск) звезд. Мы советуем использовать следующий простой способ, позволяющий при навыке снизить погрешность определения до 0.05 зв.величины. По своей сути это очередное усовершенствование метода Аргеландера, который был предложен в конце 19 столетия. Суть его состоит в том, что наблюдатель описывает свое восприятие разницы блеска двух звезд через соответствующие ему степени сравнения. Иными словами если звезды кажутся одинаковыми, тогда говорят, что звезды имеют разницу блеска в 0 степеней. Если разница незначительна — в 1 степень, если больше — в 2 степени и так далее. Для более точного определения блеска переменной звезды необходимо подобрать как минимум пару звезд недалеко от переменной и имеющих звездную величину чуть больше и чуть меньше, чем у переменной. Такие звезды называют звездами сравнения и им присваивают буквенные имена (a, b, c и т.д.). Выбрав несколько таких пар звезд необходимо оценить разницу в блеске между ними и переменной по следующей шкале:
Звезда a большей частью имеет одинаковый блеск, но временами кажется, что то одна, то другая звезда чуть ярче, тогда говорят, что звезды имеют одинаковую яркость и пишут
a0v
Если звезда a (одна из звезд сравнения) и v (переменная) при попеременном рассматривании их представляются почти одинаково яркими, но иногда кажется, что звезда a немного ярче чем звезда v, тогда считают, что разница в блеске равна одной степени, и записывают a1v
Звезда a чуть ярче v, но иногда кажется, что они равны по блеску, тогда эту разницу оценивают в две степени a2v
Если звезда a чуть ярче переменной и это ясно с первого взгляда, но разница не столь велика, тогда считают что они имеют разницу в блеске в три степени a3v
Звезда a определенно ярче звезды v, тогда пишут a4v
Умение оценивать различие в более чем четыре степени приходит лишь с опытом. Если сравнить подобным образом блеск переменной звезды с более слабой звездой, тогда можно получить запись вида: a2v3b. Если знать звездные величины для звезд сравнения a и b, тогда можно нехитрым способом рассчитать звездную величину и для переменной звезды. Мы не будем здесь подробно останавливаться на методах обработки полученных результатов измерений и советуем обратиться за дополнительной информацией к другим источникам. Для повышения точности измерения блеска необходимо правильно подобрать звезды сравнения. Чем больше звезд сравнения и чем ближе они по яркости к переменной, тем точнее и объективней будут ваши наблюдения. Необходимо учесть, что звезды сравнения надо стараться подбирать как можно более близкого спектрального класса, так как в обратном случае в ваши измерения будут вкрадываться ошибки связанные с различиями в восприятии глазом того или иного цвета.
Систематические наблюдения переменных звезд позволяют уточнять их характеристики, периоды, делать предположения о причинах изменения блеска, и физических процессах происходящих в недрах звезд, находить аномалии и многое другое. Так как переменных звезд довольно много, а переменность некоторых еще не открыта или находится под вопросом, то любитель может сделать свой вклад в их исследования. В обществе «Процион» к первым наблюдениям переменных звезд приступили летом 1991 года. В настоящий момент ведутся наблюдения целого ряда звезд и с некоторыми вы можете ознакомиться посетив раздел наших проектов. Ваши наблюдения, которые вы предоставите нам будут обработаны и все уточненные материалы будут рассылаться в различные научные и любительские организации, включая зарубежные, такие как AAVSO (Американская Организация Наблюдателей Переменных Звезд).
Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь — как бы вибрируют с определенной частотой, пример но так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный тип подобных звезд — цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея, представляющей собой типичный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 — 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь, так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ее блеска.
Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадии своего существования, они вот-вот полностью сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетарную туманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторых пределах.
Используя для наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна.
Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за сутки, Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний. Неправильные переменные
звезды
R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. По-видимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве.
Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.
Рекомендуемая литература:
П.Паренаго, Б.Кукаркин «Переменные звезды и способы их наблюдения»
Астрономический Календарь «Постоянная часть», ВАГО
В.Цесевич «Переменные звезды и их наблюдение»
www.ronl.ru
1 МОУ Кинель-Черкасская средняя общеобразовательная школа 1 Реферат по астрономии на тему: "Что такое звезды?" Работу выполнила ученица 11 В класса Харина Юлия Учитель: Бахаева Надежда Петровна 2002 год.
2 План Вступление: Основная часть: Глава I. Физические характеристики звезд 1. Светимость. 2. Цвет и температура. 3. Спектр звезд. 4. Химический состав. 5. Масса звезд. 6. Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла. Глава II. Типы звезд. 1. Двойные звезды. 2. Тройные звезды. 3. Переменные звезды. Глава III. Рождение звезд. Глава IV. Эволюция звезд. Глава V. Конец звезды. Заключение. Литература. 2
3 Не устану воспевать вас, звезды! Вечно вы таинственны и юны. С детских лет я робко постигаю Темных бездн сияющие руны. И. Бунин. В течение тысячелетий отношение людей к далеким светящимся точкам на ночном небосклоне было именно робким постижением и не более. Еще 200 лет назад изучение звезд казалось астрономам задачей безнадежной, а потому не стоящей внимания. Понадобились тысячи лет, чтобы люди освободились от наивных представлений о том, что звезды - это светящиеся точки, прикрепленные к огромному куполу. Впрочем, крупнейшие мыслители древности догадывались, что планеты и звезды являются отдельными небесными телами и, подобно нашей Земле, свободно парят во Вселенной, считали, что глубины Вселенной беспредельно велики. Непосвященному в секреты астрономии даже трудно себе представить, какое неистощимое творчество Природы скрыто за замысловатыми узорами из звезд, которые древние назвали созвездиями. Для тех, кто хорошо знаком с созвездиями, и их расположением по отношению к горизонту в различные моменты суток и года, звезды могут служить отличным ориентиром, позволяющим находить стороны горизонта в незнакомой местности и даже приближенно определять момент времени. Именно это обстоятельство побудило древних внимательно изучать звездное небо. Так, например, когда над горизонтом впервые после двухмесячного периода невидимости появлялась самая яркая звезда неба - Сириус, вода в Ниле начинала прибывать, поэтому божественная звезда Сириус - считалась причиной и предвестником благодатного разлива 3
4 великой реки. Нередки случаи, когда не специалисты - астрономы, а любители первыми замечали неожиданно вспыхнувшую в каком-нибудь созвездии новую звезду. Нужно, очевидно, отличное знание созвездий, чтобы сразу и безошибочно определить, какая из звезд является "лишней". Так заинтересовавшись этим, крупнейший астроном древнего мира Гиппарх решил переписать все звезды, чтобы можно было обнаружить появление новых звезд в будущем. Его знаменитый звездный каталог насчитывал около 850 звезд. В нем не только было описано положение звезд в созвездиях, но и указывалось, какая из них и насколько ярче или слабее соседних. Работа над данной темой позволит мне расширить знания, полученные на уроках астрономии и глубже понять современную физическую картину мира. 4
5 Глава I. Физическая характеристика звезд. "Звезда - самосветящийся раскаленный газовый шар, в недрах которого происходят термоядерные реакции, сопровождающиеся выделением большого количества энергии". [37,2].По всей природе звезды аналогичны Солнцу, ближайшей к Земле звезде. Большинство звезд, хорошо заметных невооруженным глазом, удалено на десятки и сотни световых лет. Звезды различаются по массе, размеру, плотности, светимости и химическому составу. Рассмотрим эти характеристики подробнее. 1. Светимость. Светимость равна энергии, которую звезда излучает за одну секунду в мировое пространство. "За единицу светимости принята светимость Солнца, которая равна 4*10 26 Вт". [41, 2]. Светимость нельзя непосредственно определить, наблюдая звезду в телескоп. При этом можно измерить только ее яркость, но нельзя узнать, сколько энергии теряет звезда за единицу времени. Дело в том, что звезды с одинаковой светимостью выглядят на небе поразному: поскольку они находятся на различном расстоянии от нас, то различается и их яркость. В соответствии с законами распределения света более далекая звезда кажется нам менее яркой, чем близкая звезда с такой же яркостью. По своей светимости звезды очень сильно различаются. Есть звезды белые и голубые сверхгиганты (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Но большинство звезд составляют "карлики", светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая "абсолютная величина" звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с 5
6 другой - от расстояния до нее. Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например, -4, -6. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями, например, +8, +10. Диапазон звездных светимостей очень велик. Самая яркая из известных звезд расположена вблизи центра нашей Галактики в созвездии Стрельца. Она была обнаружена в 1997 году с помощью Космического телескопа имени Хаббла. Ее светимость превышает солнечную в 10 млн. раз. Звезды с самой большой видимой яркостью так же, как правило, отличаются высокой светимостью. Особо выделяются в этой группе Ригель и Бетельгейзе в созвездии Ориона и Денеб в созвездии Лебедя. Светимости этих звезд превышают солнечную в тысячи раз.. Среди самых неярких звезд доступны для наблюдений только те, которые расположены в окрестностях Солнца. На расстоянии меньше 5 парсеков от него находятся несколько звезд, светимость которых уступает солнечной в десятки тысяч раз. Легко убедиться, что разница между звездами минимальной и максимальной светимости огромна - сотни миллиардов раз! 2. Цвет и температура. Звезды различаются не только по светимости, но и по цвету: от голубовато - белого до густо - красного. "Особенно хорошо заметны на северном небе яркие красные звезды - Бетельгейзе в Орионе и налитый кровью "глаз" Тельца - Альдебаран".[41,2]. Цвет звезды определяется температурой. Температура звезд так велика, что в их недрах не могут существовать ни твердые тела, ни жидкости. Так, например, если температура поверхности слоев звезд 3-4тыс. К., то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К. - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше тыс. К. имеют белый или голубоватый цвет. В 6
7 астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым "показателем цвета", равным разности фотографической и визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СП, Н20 и др.). По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К. линии ионизированного кальция, расположенные на грани видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, что такой вид I имеет спектр нашего Солнца. Таким образом, в нашем распоряжении имеются 2 важных свойства звезд, которое можно определить численно: температура их поверхности и светимость. 3. Спектры звезд. С конца прошлого века важным средством исследования небесных светил стал спектральный анализ. С его помощью получены сведения о природе светил, их движении, развитии и химическом составе. "спектральный анализ основан на свойстве света разлагаться на составляющие его световые пучки, то есть в спектр". [9,4]. По зрительному ощущению мы различаем в спектре семь основных цветов: красный, 7
8 оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий, фиолетовый, но в действительности наблюдается переход от одного цвета к другому через промежуточные оттенки. Разлагают свет в спектр спектральные приборы. Спектральные исследования небесных тел основаны на законах излучения. По характеру спектров звезды делятся на спектральные классы, которые различаются между собой интенсивностями важнейших спектральных линий поглощения. Последовательность спектральных классов обозначается буквами О, В, A, F, G, К, М. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами В и А обозначается как ВО, В1... В9, АО и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли. Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. 4. Химический состав звезд. Так как звезды непрозрачны, поэтому мы можем непосредственно определить химический состав только их поверхностных слоев, от которых к нам приходит свет. А содержание различных элементов в недрах звезд позволяют предсказать теоретические расчеты. 8
9 Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходиться тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов. Хотя по числу атомов так называемые "тяжелые металлы" (т.е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего, они определяют характер эволюции звезд, т.к. непрозрачность звездных недр для излучений существенно зависит от ее непрозрачности. Вещество звезд содержит те же элементы, которые встречаются на Земле. Наличие во Вселенной (в частности в звездах) тяжелых элементов имеет важное значение. Совершенно очевидно, что живая субстанция может быть построена только при наличии тяжелых элементов и их соединений. Общеизвестна роль углерода в структуре живой материи. Не менее важны и другие элементы, например железо, фосфор. Царство живого - это сложнейшие сцепления тяжелых элементов. Мы можем, поэтому со всей определенностью сформулировать следующее положение: если бы не было тяжелых металлов, не было бы и жизни. Поэтому проблема химического состава космических объектов (звезд, туманностей, планет) имеет первостепенное значение для анализа условий возникновения жизни в тех или иных слоях Вселенной. 9
10 5. Масса звезд. "Теория звездной эволюции предсказывает, что массы звезд лежат в пределах от 0,1 до 100 масс Солнца". [46,2]. Если масса звезды превысит критическое значение (около 100 масс Солнца), выделение энергии в ее недрах начнет происходить с такой интенсивностью, что излучение сорвет со звезды часть ее вещества. В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Они определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью. Считается, что объекты с массами меньшими 0,02 М уже не являются звездами. Они лишены внутренних источников энергии, и их светимость близка к нулю. Обычно эти объекты относят к планетам. Наибольшие непосредственно измеренные массы не превышают 60 М. Из наблюдений астрономам хорошо известны звезды как с минимальной, так и с максимальной массами. Первые обнаружены только в окрестностях Солнца, и это естественно - эти объекты слишком тусклы для того, чтобы их можно было увидеть на огромных расстояниях. Примером светила-карлика может служить ближайшая к Солнцу багрово-красная тусклая звезда Проксима Центавра. Массивные звезды астрономам удается 10
11 наблюдать даже в других галактиках. Целое скопление таких звезд расположено в туманности Тарантул, находящейся в Большом Магеллановом Облаке - соседе нашей Галактики. Каждая из них сияет, как сотни тысяч Солнц. Температура на поверхности этих светил достигает десятков тысяч градусов, а в недрах - сотен миллионов! Замечательное зрелище ожидает наших потомков - через несколько миллионов лет эти звезды начнут взрываться, превращаясь в сверхновые. 11
12 6. Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла. Для понимания природы звезд важно выявить зависимость между их отдельными характеристиками. Такие связи находятся путем сопоставления соответствующих величин. Так, в начале ХХ века датский астроном Э. Герцшпрунг и американский астрофизик Г. Ресселл установили одну из таких зависимостей и представили ее в виде диаграммы, носящей теперь их имена. На горизонтальной оси диаграммы Герцшпрунга-Ресселла (диаграммы Г. - Р) откладывают температуру звезды, а на вертикальной - ее светимость в относительных единицах (по отношению к светимости Солнца). Каждой звезде на диаграмме отвечает вполне определенная точка. Обычно говорят, что место на диаграмме занимает звезда, а не соответствующая ей точка, и при обсуждении эволюции звезд пишут: «звезда движется по диаграмме», подразумевая при этом, что в процессе эволюции звезды из-за изменения температуры и светимости звезды соответствующая ей точка на диаграмме Г. - Р. меняет свое положение. Из этой диаграммы следует, что светимость звезды и ее спектральный класс связаны между собой определенной, хотя и не однозначной зависимостью. Большинство звезд расположено вдоль линии, идущей от горячих и ярких звезд к холодным и слабым («тусклым») звездам. Это и есть известная главная последовательность, а принадлежащие ей звезды - звездами главной последовательности. К этой последовательности принадлежит подавляющее большинство звезд, в том числе и 12
13 наше Солнце (спектральный класс G2). Главная последовательность в месте, отмеченном вертикальной чертой, делится на верхнюю и нижнюю части. Звезды нижней части главной последовательности называются желтыми или красными карликами (в зависимости от их температуры). Солнце типичный желтый карлик. Выше главной последовательности в области температур ниже 6000 К расположены звезды, образующие группу красных гигантов (их светимость порядка и радиус порядка R) и группу красных сверхгигантов (L 10 L, R R ). Звезды горячие (Т К) и яркие (L L, R 40 R) I называются белыми сверхгигантами. Заметьте, что холодных и слабых звезд гораздо больше, чем горячих и ярких. В левом нижнем углу диаграммы находятся белые карлики (Т К, L 10-4 L, R 0,01 R). Итак, мы видим, что светимость звезды и спектральный класс взаимосвязаны. Одна из первых задач теории - объяснить эту зависимость, найти физические явления, лежащие в ее основе. Как это сделала современная астрофизика, мы увидим позже. Здесь же только отметим, что сразу после построения этой диаграммы ей приписали эволюционное значение: предполагалось, что "звезды эволюционируют вдоль главной последовательности от горячих и ярких звезд к холодным и слабым".[52,2]. Потом выяснилось, что эволюция звезд имеет более сложный характер, и до сих пор звезды, изображения которых находятся в левой верхней части диаграммы, называют "ранними", а звезды другого конца главной последовательности - "поздними". 13
14 Глава II. Типы звезд. Человек, имеющий острое зрение, даже невооруженным глазом может различить рядом со звездой Мицар (вторая звезда в ручке ковша Большой Медведицы) тусклую звездочку - Алькор. Мицар и Алькор - наиболее известная двойная звезда. В мощный телескоп двойных звезд видно очень много - астрономы установили, что более 70% всех звезд образуют пары. Звезды, кажущиеся с Земли двойными, на самом деле могут находиться очень далеко друг от друга и не иметь между собой ничего общего. Такие пары звезд называют оптически двойными. Другой тип двойных составляют светила, которые действительно расположены близко друг к другу, находясь на одинаковом расстоянии от Земли. Это физически двойные звезды. Расстояния между звездами в паре самые различные. Например, в паре Мицар-Алькор от одного светила до другого 17 тыс. астрономических единиц. "Двойная" не единственное сочетание светил в звездном мире. "ближайшая к Солнечной системе звезда - Альфа Центавра - на самом деле тройная".[54,2]. Она состоит из 2-х схожих с Солнцем звезд и кроме того, у этой пары есть спутник - красный карлик. Этот спутник астрономы назвали Проксима (в переводе с лат. - "Ближайшая") Центавра. И свет от нее до нашей планеты идет около 4-х лет. Также астрономам известны системы, в которых вокруг общего центра масс обращаются 3 звезды или больше. Например, звезда Кастор в созвездии Близнецов входит в шестикратную систему! 14
15 "Еще существуют переменные звезды - это звезды, блеск которых может заметно меняться".[54,2]. Таких звезд в космосе очень много. Заметил их на небе древнегреческий астроном Гиппарх. Он увидел, что на небе зажглась новая звезда. Однако, она скоро исчезла, и ученый не был уверен, что это светило ему не померещилось. Современных астрономов подобные "события" в звездном мире уже не удивляют. Ученые следят за всеми переменами, происходящими с небесными светилами, и тщательно изучают их, создавая все более полезную научную картину рождения и эволюции звезд. 15
16 Глава III. Рождение звезд. "Как звезды рождаются, как умирают? Ученые знать эти тайны желают". Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал прежде всего прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек. Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд (так называемых «ассоциаций») в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных «радио изображений» некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали, что находит естественное объяснение, на деталях которого мы здесь останавливаться не будем.. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии «зоны Н Н», т. е. облака. ионизованного межзвездного газа. Причиной ионизации таких облаков может 16
17 быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд объектов заведомо молодых. Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В прошлом веке и в I начале этого века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его поверхность метеоров, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца. Освобождающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях» перейти в излучение. Как мы увидим, ниже, этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени. Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов) Богатое водородом звездное вещество является идеальным источником энергии. При превращении водорода в гелий освобождается столько энергии, что Солнце и другие звезды могут светить многие миллиарды лет. Развитием этого вопроса занимался Артур Стенли Эддингтон. Он подсчитал, что в центральных областях звезд температура должна достигать примерно 40 млн. градусов. В таких условиях может начаться ядерная реакция: водород будет превращаться в гелий. Чтобы реакция стала возможной, положительно заряженные протоны должны сблизиться, преодолев силы электростатического отталкивания. Необходимую для этого скорость протоны приобретают при температуре около 10 млн. градусов. В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно "просачивается" сквозь недра звезд и в конце концов, 17
18 значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратится в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно эрг. Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце "израсходовало" не свыше 10% своего первоначального запаса водорода. Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, что такие протозвезды наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты. При сжатии протозвезды температура ее повышается и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы его поверхности будет незначительным. 18
19 Коль скоро поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (закон Стефана Больцмана), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка, между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой. Поэтому на диаграмме "спектр светимость" такие звезды расположатся вправо от главной последовательности, т. е. попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс. В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет вследствие чего спектр становится все более ранним. Таким образом, двигаясь по диаграмме "спектр светимость", протозвезда довольно быстро "сядет" на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для тою, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение, и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой. 19
20 Глава IV. Эволюция звезд. Чтобы пройти самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем в виду очень интересные звезды типа Т Тельца, обычно погруженные в темные туманности. В 1966 г. совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвезды на ранних стадиях их эволюции. Велико же было удивление радиоастрономов, когда при обзоре неба на волне 18 см, соответствующей радиолинии ОН, были обнаружены яркие, чрезвычайно компактные (т. е. имеющие малые угловые размеры) источники. Это было настолько неожиданно, что первое время отказывались даже верить, что столь яркие радиолинии могут принадлежать молекуле гидроксила. Была высказана гипотеза, что эти линии принадлежат какой-то неизвестной субстанции, которой сразу же дали "подходящее" имя "мистериум". Однако "мистериум" очень скоро разделил судьбу своих оптических "братьев" "небулия" и "корония". Дело в том, что многие десятилетия яркие линии туманностей и солнечной короны не поддавались отождествлению с какими бы то ни было известными спектральными линиями. Поэтому их приписывали неким, неизвестным на земле, гипотетическим элементам 20
21 "небулию" и "коронию". В гг. было убедительно показано, что загадочные линии "корония" принадлежат многократно ионизованным атомам железа, никеля и кальция. Если для "развенчания" "небулия" и "корония" потребовались десятилетия, то уже через несколько недель после открытия стало ясно, что линии "мистериума" принадлежат обыкновенному гидроксилу, но только находящемуся в необыкновенных условиях. Итак, источники "мистериума" это гигантские, природные космические мазеры, работающие на волне линии гидроксила, длина которой 18 см. Именно в мазерах (а на оптических и инфракрасных частотах в лазерах) достигается огромная яркость в линии, причем спектральная ширина ее мала. Как известно, усиление излучения в линиях благодаря такому эффекту возможно тогда, когда среда, в которой распространяется излучение, каким-либо способом "активирована". Это означает, что некоторый "сторонний" источник энергии (так называемая "накачка") делает концентрацию атомов или молекул на исходном (верхнем) уровне аномально высокой. Без постоянно действующей "накачки" мазер или лазер невозможны. Вопрос о природе механизма "накачки" космических мазеров, пока еще окончательно не решен. Однако, скорее всего "накачкой" служит достаточно мощное инфракрасное излучение. Другим возможным механизмом «накачки» могут быть некоторые химические реакции. Механизм "накачки" этих мазеров пока еще не совсем ясен, все же можно составить себе грубое представление о физических условиях в облаках, излучающих мазерным механизмом линию 18 см. Прежде всего, оказывается, что эти облака довольно плотны: в кубическом сантиметре там имеется по крайней мере частиц, причем существенная (а может быть и большая) часть их молекулы. Температура вряд ли превышает две тысячи градусов, скорее всего она порядка 1000 градусов. Эти свойства резко отличны от свойств даже самых плотных облаков межзвездного газа. Учитывая еще сравнительно небольшие размеры облаков, мы 21
22 невольно приходим к выводу, что они скорее напоминают протяженные, довольно холодные атмосферы звезд сверхгигантов. Очень похоже, что эти облака есть не что иное, как ранняя стадия развития протозвезд, следующая сразу за их конденсацией из межзвездной среды. В пользу этого утверждения (которое автор этой книги высказал еще в 1966 г.) говорят и другие факты. В туманностях, где наблюдаются космические мазеры, видны молодые горячие звезды. Следовательно, там недавно закончился и, скорее всего, продолжается и в настоящее время, процесс звездообразования. Пожалуй, самое любопытное это то, что, как показывают радиоастрономические наблюдения, космические мазеры этого типа как бы "погружены" в небольшие, очень плотные облака ионизованного водорода. В этих облаках имеется много космической пыли, что делает их ненаблюдаемыми в оптическом диапазоне. Такие "коконы" ионизуются молодой, горячей звездой, находящейся внутри них. При исследовании процессов звездообразования весьма полезной оказалась инфракрасная астрономия. Ведь для инфракрасных лучей межзвездное поглощение света не так существенно. Мы можем теперь представить следующую картину: из облака межзвездной среды, путем его конденсации, образуются несколько сгустков разной массы, эволюционирующих в протозвезды. Скорость эволюции различна: для более массивных сгустков она будет больше. Поэтому раньше всего превратится в горячую звезду наиболее массивный сгусток, между тем как остальные будут более или менее долго задерживаться на стадии протозвезды. Их-то мы и наблюдаем как источники мазерного излучения в непосредственной близости от "новорожденной" горячей звезды, ионизующей не сконденсировавший в сгустки водород "кокона". Разумеется, эта грубая схема будет в дальнейшем уточняться, причем, конечно, в нее будут внесены существенные изменения. Но факт остается фактом: неожиданно оказалось, что некоторое время (скорее всего, сравнительно короткое) новорожденные протозвезды, образно выражаясь, 22
23 "кричат" о своем появлении на свет, пользуясь новейшими методами квантовой радиофизики (т. е. мазерами). Оказавшись на главной последовательности и перестав сжигаться, звезда длительно излучает практически не меняя своего положения на диаграмме "спектр - светимость". Ее излучение поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях. Таким образом, главная последовательность представляет собой как бы геометрическое место точек на диаграмме "спектр - светимость", где звезда (в зависимости от ее массы) может длительно и устойчиво излучать благодаря термоядерным реакциям. Место звезды на главной последовательности определяется ее массой. Следует заметить, что имеется еще один параметр, определяющий положение равновесной излучающей звезды на диаграмме "спектр- светимость". Таким параметром является первоначальный химический состав звезды. Если относительное содержание тяжелых элементов уменьшится, звезда "ляжет" на диаграмме ниже. Именно этим обстоятельством объясняется наличие последовательности субкарликов. Как уже говорилось выше, относительное содержание тяжелых элементов у этих звезд в десятки раз меньше, чем у звезд главной последовательности. Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность и она довольно быстро расходует запасы своего водородного "горючего". Так, например, звезды главной последовательности с массой, превышающей солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего лишь несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой, близкой к солнечной, находятся на главной последовательности млрд. лет. "Выгорание" водорода (т. е. превращение его в гелий при термоядерных реакциях) происходит только в центральных областях 23
24 звезды. Это объясняется тем, что звездное вещество перемешивается лишь в центральных областях звезды, где идут ядерные реакции, в то время как наружные слон сохраняют относительное содержание водорода неизменным. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограниченно, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он там практически весь "выгорит". Расчеты показывают, что масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом звезда медленно перемещается на диаграмме "спектр - светимость" вправо. Этот процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд. Что же произойдет со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее ядре "выгорит"? Так как выделение энергии в центральных областях звезды прекращается, температура и давление не могут поддерживаться там на уровне, необходимом для противодействия силе тяготения, сжимающей звезду. Ядро звезды начнет сжиматься, а температура его будет повышаться. Образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия (в который превратился водород) с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в таком состоянии носит название "вырожденного". Он обладает рядом интересных свойств. В этой плотной горячей области ядерные реакции происходить не будут, но они будут довольно интенсивно протекать на периферии ядра, в сравнительно тонком слое. Звезда как бы "разбухает", и начнет "сходить" с главной последовательности, переходя в области красных гигантов. Далее, оказывается, что звезды гиганты с меньшим содержанием тяжелых элементов будут иметь при одинаковых размерах более высокую светимость. 24
25 Глава V. Конец звезды. Белые карлики. Совокупность данных наблюдений, а также ряд теоретических соображений говорят о том, что на этом этапе эволюции звезды, масса которых меньше, чем 1,2 массы Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку, "сбрасывают". Такой процесс мы наблюдаем, по-видимому, как образование так называемых "планетарных туманностей". После того как от звезды отделится со сравнительно небольшой скоростью наружная оболочка, "обнажатся" ее внутренние, очень горячие слои. При этом отделившаяся оболочка будет расширяться, все дальше и дальше отходя от звезды. Мощное ультрафиолетовое излучение звезды - ядра планетарной туманности - будет ионизовать атомы в оболочке, возбуждая их свечение. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется только небольшая очень горячая плотная звезда. Постепенно, довольно медленно остывая, она превратится в белый карлик. Таким образом, белые карлики как бы "вызревают" внутри звезд - красных гигантов - и "появляются на свет" после отделения наружных слоев гигантских звезд. В других случаях сбрасывание наружных слоев может происходить не путем образования планетарных туманностей, а путем постепенного истечения атомов. Так или иначе, белые карлики, в которых весь водород "выгорел" и ядерные реакции прекратились, по-видимому, представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд. Логическим выводом отсюда является признание генетической связи между самыми поздними этапами эволюции звезд и белыми карликами. Черные карлики Постепенно остывая, они все меньше и меньше излучают, переходя в невидимые "черные" карлики. Это мертвые, холодные звезды очень большой плотности, в миллионы раз плотнее воды. Их размеры меньше размеров 25
26 земного шара, хотя массы сравнимы с солнечной. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое существование большинство звезд. Однако финал жизни сравнительно массивных звезд может быть значительно более драматическим. Нейтронные звезды Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на том не остановится. Гравитационные силы в этом случае очень велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате изотопы превращаются в нейтроны способные прилетать друг к другу без всяких промежутков. Плотность нейтронных звезд превосходит даже плотность белых карликов; но если масса материала не превосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нейтронная звезда имеет в поперечнике всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее, когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды имеют магнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем у Земли. Пульсары Первые пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражены тем фактом, что какие-то природные объекты могут излучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале 26
27 правда, ненадолго астрономы заподозрили участие неких мыслящих существ, обитающих в глубинах Галактики. Но вскоре было найдено естественное объяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по какимто причинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойные системы. Сверхновые. Звезды, массы которых не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо и безмятежно. А что происходит с более массивными звездами? Как возникают нейтронные звезды и черные дыры? Катастрофический взрыв, которым заканчивается жизнь массивной звезды, - это воистину впечатляющее событие. Это самое мощное из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше Солнце за 10 миллиардов лет. Световой поток, посылаемый одной гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый свет составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды разлетаются прочь со скоростями до км в секунду. Такие грандиозные звездные взрывы называются сверхновыми. Сверхновые - довольно редкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска. За столетие в каждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике сверхновых не наблюдали с 1604 г. Может быть, они и были, но остались невидимыми из-за большого количества пыли в Млечном Пути. 27
28 Черные дыры От звезды, имеющей массу больше, чем три солнечных, и радиус больше 8,85километра, свет уже не сможет' уйти от нее в пространство. Уходящий от поверхности луч искривляется в поле силы тяжести так сильно, что возвращается обратно на поверхность. Кванты света - фотоны - излучаемые телом, возвращаются обратно, как брошенные вверх на земле камни. Никакое излучение не прорывается во внешний мир, чтобы донести весть о печальной судьбе звезды. Превратившись в черную дыру, небесное тело не исчезает из Вселенной. Оно дает о себе знать внешнему миру благодаря своей гравитации. Черная дыра поглощает световые лучи, идущие от нее на более значительное расстояние. Черная дыра может вступать в гравитационное взаимодействие с другими телами: она может удерживать около себя планеты или образовывать с другой звездой двойную систему. 28
29 Заключение. "Время существования даже самой короткоживущей звезды значительно превышает время существования человечества" [44,2]. Поэтому, естественно, проследить весь жизненный путь хотя бы одной звезды - от ее рождения до смерти - еще никому не удалось. Однако, наблюдая за множество юных, зрелых и старых звезд, изучая рождающиеся и умирающие звезды, астрономы сумели построить целостную картину возможной эволюции самых различных светил. По современным представлениям звезда - это раскаленный газовый шар, существующий длительное время за счет собственных внутренних источников энергии. На протяжении всего жизненного пути светила его устойчивое состояние поддерживается соперничеством двух сил, в котором нет победителей, - гравитация стремится сжать звезду, а давление горячего газа - разметать ее в окружающее пространство. "Высокая температура светила поддерживается за счет постоянно действующего источника подогрева - термоядерных реакций, идущих в его недрах"[44,2]. Когда топливо для термоядерных реакций иссякает, звезда начинает остывать, и гравитация берет верх над силами газового давления. Звезда с большим или меньшим шумом прекращает существовать, а ее остаток сжимается, превращаясь в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Итак, современная наука знает наверняка или гипотетически о звездах достаточно много. Однако неизмеримо больше предстоит еще познать. 29
30 Список литературы. 1."Астрономия: учебник для 11класса общеобразовательных учреждений," Е.П.Левитан, Москва, 1994 год, издательство "Просвещение." 2."Большая детская энциклопедия," издательство "Русское энциклопедическое товарищество",москва, 2000 год. 3."Звезды: их рождение, жизнь, смерть," И.С.Шкловский, Москва, 1976 год, издательство "Наука". 4."Новые и сверхновые звезды," Ю.П.Псковский, Москва, 1985 год, издательство "Наука". 5."Сто миллиардов солнц", Р.Киппенхан, Москва, 1990 год, издательство "Мир". 6."Сокровища звездного неба", Ф.Ю.Зигель, Москва, 1976 год, издательство "Наука." 7."Физический энциклопедический словарь", Москва, 1984 год, издательство "Современная энциклопедия". 8."Физика в школе", Москва, 2002 год, издательский дом "Школа- Пресс 1". 9."Энциклопедический словарь юного астронома", Н.П.Ерпылев, Москва, 1980 год, издательство "Педагогика." 10."Энергетика Солнца и звезд," А.В.Харитонов, Москва, 1984 год, издательство "Знание". 11. Сайт: 30
31 Рецензия на реферат по астрономии ученицы 11В класса Хариной Юлии. Реферат на тему "Что такое звезды" состоит из трех частей: введение, основная часть, заключение. Во введении автор работы убедительно доказывает актуальность выбранной ей темы. Основная часть состоит из 5 глав, которые содержат богатый, интересный, материал о физической природе и эволюции звезд. Здесь же приведена их классификация. В реферате четко прослеживаются логические связи между отдельными частями. В заключение ученица грамотно подводит итог и делает вывод о безграничности познания природы. Следует отметить научность изложения информации и заинтересованность автора данной работы, ее умение работать с литературой, использовать возможности Internet. Тема реферата раскрыта, работа написана грамотно, с соблюдением всех требований к оформлению реферата, имеет большое значение для формирования научного мировоззрения ученицы и заслуживает высокой оценки. Учитель: Бахаева Н.П. 31
docplayer.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 каравеллам Колумба, 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 струится небесный свет.
Постоянство и непознаваемость звёзд наши предки считали непременным условием существования мира. Древние египтяне полагали, что, когда люди разгадают природу звёзд, наступит конец света. Другие народы верили, что жизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих псов догонит Большую Медведицу. Наверное, для них очень важно было осознавать, что в этом невечном и изменчивом мире остаётся что-то неподвластное времени.
Не удивительно, что любые изменения в мире звёзд издавна считались предвестниками значительных событий. Согласно Библии, внезапно вспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда – Полынь – будет знаком конца света.
В течение многих тысячелетий астрологи сверяли по звёздам жизни отдельных людей и целых государств, хотя и предупреждали при этом, что роль 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 с другой, менее романтической точки зрения, звёзды стали рассматриваться как физические объекты, для описания которых вполне достаточно известных законов природы, а изобретение новых астрономических приборов позволило ответить на вопрос «что такое звезда?».
В начале ХХ века, в основном благодаря трудам астрофизика Артура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звёздах как о раскалённых газовых шарах, заключающих в своих недрах источники энергии – термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось, что в звёздах могут синтезироваться и более тяжёлые химические элементы. По современным представлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её начальной массой и химическим составом. В телах массой меньше, чем 7-8 сотых долей массы Солнца долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2-3 тыс. градусов. В звёздах большой массы, напротив, эти реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50-70 солнечных масс, то после загорания термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звёзды могут взорваться как сверхновые
Что касается химического состава звёзд, то на них не обнаружено ни одного неизвестного химического элемента. Единственный элемент – гелий – был открыт сначала на Солнце и лишь потом на Земле. Наиболее обильным элементом в звёздах является водород, приблизительно втрое меньше содержится в них гелия. После водорода и гелия на звёздах наиболее распространены те же элементы, которые преобладают в химическом составе Земли: кислород, углерод, азот, железо и др. Важную роль в жизни звезды играет её магнитное поле. С магнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна, вспышки, факелы. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают на компактных звёздных остатках – белых карликах и особенно нейтронных звёздах.
Если рассматривать звёзды как природные объекты, то естественный 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 в звёздных величинах. Исторически сложившаяся система звёздных величин присваивала 1-ю величину наиболее ярким звёздам, а 6-ю – самым слабым. Впоследствии это шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пять звёздных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разница в одну звёздную величину означает, что звезда ярче другой в ~ 2.512 раза. Для более точных измерений шкала оказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звёздные величины обозначают индексом m, который ставится вверху после числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2.3 .
Видимый блеск – легко измеримая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды – светимость, надо знать расстояние до неё.
Расстояние до звёзд.
Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.
Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, — а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, — параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой: r = 1/П, где r – расстояние в парсеках, П – годичный параллакс в секундах.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.
Светимость.
Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидно, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость 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 по сравнению с остальными звёздами, известны звёзды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше.
Цвет и температура.
Одна из легко измеримых звёздных характеристик – цвет, который всегда указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой – один кельвин (1К).
Самые горячие звёзды – всегда голубого и белого цвета, менее горячие – желтоватого, холодные – красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. кельвинов – горячее любого расплавленного металла.
Человеческий взгляд способен лишь грубо определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого спектра.
Спектральная классификация звёзд.
Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства – дифракционной решётки – раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое – красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.
Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звёзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда.
В начале ХХ в. была разработана спектральная классификация звёзд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, А, F, G, К, М), они отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой. Вдоль этой последовательности уменьшается температура 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 – холодными или поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделён ещё на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы.
Размеры звёзд.
Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?
На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры.
Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) и температуры (T). По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R T. Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получают удобную для вычисления формулу:
Масса звезды.
Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности её жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Массы звёзд заключены в пределах от нескольких десятков до 0.1 массы Солнца. Таким образом, по массе звёзды различаются всего в несколько сот раз – гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).
Как устроена звезда и как она живёт.
Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры – 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, компьютерному моделированию.
Звёзды образуются из космических газопылевых облаков. При сжатии под действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенно разогревается, когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов, начинаются ядерные реакции – образуется звезда. Чтобы получить представление о структуре звезды, пользуются методом последовательных приближений. Задавая некоторое соотношение водорода, гелия и более тяжёлых элементов и зная массу звезды, вычисляют её светимость. Эту процедуру повторяют до тех пор, пока для определённой смеси вычисленная и полученная из наблюдений светимость не совпадут. Данный состав и считают близким к реальному. Оказалось, что для большинства звёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы. Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.
Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. В звёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.
Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.
Звёздные пары.
Некоторые звёзды видны на небесной сфере буквально рядом друг с другом – это двойные и кратные системы звёзд. Любая звёздная пара – это сёстры-двойняшки. Так же, как одиночные, двойные и кратные звёзд сформировались из 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 и при этом клубится подобно облакам на Земле. Вращательные движения препятствуют прямому сжатию звезды, и образуется двойной «газоворот». Так рождается звёздная двойня.
Новорожденная пара звёзд, надёжно связанная силами притяжения, кружится вокруг общего центра масс. Расстояние между напарницами может быть очень разным. Так, между Мицаром и Алькором оно по меньшей мере в 20 тыс. раз превосходит расстояние от Земли до Солнца; время обращения этих звёзд – их год – составляет несколько миллионов земных лет. А некоторые звёзды кружатся совсем рядом, завершая год за считанные минуты.
«Похожи как близнецы» это выражение часто совсем не подходит для двойных и кратных звёзд. Нередко напарницы различны не только по цвету (а значит и по температуре), но и по размерам. Так, вокруг ярко-красного исполина Антареса, в 500 раз превосходящего Солнце по диаметру, кружит ослепительно-голубая звезда втрое меньше Солнца, а ярче его почти в 20 раз. Но самое любопытное то, что красный гигант – это стадия звёздной старости, а голубая звезда ещё молодая. И тем не менее Антарес А и Антарес В – сёстры-ровесницы, только от рождения им досталась разная масса. Антарес А в 18 раз массивнее Солнца, а Антарес В – в 6 раз. Обе звезды одновременно зажглись, включили свои водородные термоядерные печки, но массивная звезда горит гораздо интенсивнее, потому что температура и давление в её ядре-топке выше, чем у сестры. Хотя запас горючего ей был отпущен втрое больший, звезда Антарес А уже практически отгорела, и скоро наступит её конец: она превратится в нейтронную звезду или даже в чёрную дыру. А вот Антарес В, который расходует своё ядерное топливо скупее, будет светить ещё сотни тысяч лет.
В Галактике много таких пар, где одна из звёзд уже состарилась, 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 или месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это, так называемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно несколько десятков тысяч переменных звёзд. Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп. Одна из них – пульсирующие звёзды, яркость которых меняется из-за колебания размеров. К ним принадлежат мириды – красные гиганты, меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет.
Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложных процессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превышает их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ, — белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды.
Особая группа переменных – самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёзды часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.
Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды. Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь. Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной стороной.
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 Землю поступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне можно считать пятнистой переменной звездой.
Взрывающиеся звёзды.
Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь, имеет шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколько месяцев ослабевает настолько, что она становится не видимой даже вооружённым глазом, 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 двойных систем, в которых одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая – белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате чего вокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений, что начинается термоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой плотности вещества она носит взрывообразный характер. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлёт и свечение которой наблюдается как вспышка новой звезды.
Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд.
Сверхновые звёзды.
Сверхновые звёзды – одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая – это настоящий взрыв звезды, когда большая часть её массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км. / сек., а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных. Законченной теории взрыва сверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов.
Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры.
После того как звезда исчерпает свои источники энергии, она начинает остывать и сжиматься. При этом физические свойства газа кардинально меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды прекращается, она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Но если масса превышает некоторое критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы – нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которые настолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звёздная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается. Плотность этого шара – нейтронной звезды – чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов: она может превысить 10 млн. т. / см. куб.
Что произойдёт, если масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса?
Чёрные дыры образуются в результате коллапса гигантских звёзд массой более 3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется всё сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть её притяжение. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько десятков километров. Отличить чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней не наблюдается) очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорят предположительно. Тем не менее, открытие массивных несветящихся тел – серьёзный аргумент в пользу их существования.
Белые карлики.
В современной теории звёздой эволюции белые карлики рассматриваются как конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше 3-4 масс Солнца). После того как в центральных областях стареющей звезды выгорит весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои при этом сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оно становится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды очень слабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда, состоящая в основном из гелия, — белый карлик. Благодаря своей высокой температуре она излучает главным образом в ультрафиолетовом диапазоне и ионизует газ разлетающейся оболочки.
Звезда по имени Солнце.
Что видно на Солнце.
При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении?
Прежде всего обращает на себя внимание резкость солнечного края. Солнце – газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убывает постепенно. 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 иллюзию того, что Солнце имеет поверхность.
Грануляция.
На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, если приглядеться, на нём обнаруживается много крупных и мелких деталей. Даже при не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит из светлых зёрнышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними. Размеры гранул невелики по солнечным масштабам – до 1000-2000 км. в поперечнике; межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 км. в ширину. Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другие появляются. 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 1000-2000 км., до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты. Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущий от недр светила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а следовательно, и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными. Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых пятен. Живут группы пятен долго, иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца (период вращения Солнца составляет 27 суток).
Факелы.
Практически все пятна окружены яркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы на 2000 К и имеют сложную 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 выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах.
Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются через каждые 11 лет.
Внутреннее строение Солнца.
Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей. Познакомимся с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнца находится источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется один атом гелия. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперёд. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.
Солнечная атмосфера.
Звёзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тоже именуют атмосферой.
Фотосфера.
Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газа в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000 К на глубине 300 км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика, но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы – хромосферу и корону.
Хромосфера.
Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в 2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы – 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во время затмений над поверхностью солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы. Они имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство.
Корона.
В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты. Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это связано с одиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, форма короны становится вытянутой, при этом общая яркость короны уменьшается. Итак, корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы – солнечного ветра. Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.
Список используемой 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 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
3везды бывают новорожденными, молодыми,среднего возраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старыепостоянно умирают.
Самые молодые, которые называются звездамитипа Т Тельца (по одной из звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздомоложе его. Фактически они все еще находятся в процессе формирования и являютсяпримерами протозвезд (первичных звезд).
Это переменные звезды, их светимость меняется,поскольку они еще не вышли на стационарный режим существования. Вокруг многихзвезд типа Т Тельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходятмощные ветры>. Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действиемсилы тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутрипротозвезды все время повышается. Когда центральная ее часть становитсянастолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается внормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, 'у звезды появляетсяисточник энергии, способный поддерживать ее существование в течение оченьдолгого времени. Насколько долгого — это зависит от размера звезды в началеэтого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хватит па стабильноесуществование в течение примерно 10 миллиардов лет.
Однако случается, что звезды, гораздо болеемассивные, чем Солнце, существуют всего несколько миллионов лет; причина в том,что они сжимают свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью.
Нормальные звезды
Все звезды в основе своей похожи на нашеСолнце: это огромные шары очень горячего светящегося газа, в самой глубинекоторых вырабатывается ядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, какСолнце. Самое явное различие — это цвет. Есть звезды красноватые илиголубоватые, а не желтые.
Кроме того, звезды различаются и по яркости, ипо блеску. Насколько яркой выглядит звезда в небе, зависит не только от ееистинной светимости, но также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетомрасстояний, яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячнойяркости Солнца до яркости более чем Е миллиона Солнц. Подавляющее большинствозвезд, как оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце,которое во многих отношениях является типичной звездой, обладает гораздобольшей светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженным глазом можноувидеть очень небольшое количество слабых по своей природе звезд. В созвездияхнашего неба главное внимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычныхзвезд, тех, что обладают очень большой светимостью.
Почему же звезды так сильно различаются посвоей яркости? Оказывается, тут нге ~явисит от массы звезды.
Количество вещества, содержащееся в конкретнойзвезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени.Минимальная величина массы, необходимая, чтобы звезда была звездой, составляетоколо одной две Вставить из листика
Гиганты и карлики
Самые массивные звезды одновременно и самыегорячие, и самые яркие. Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на своиогромные размеры, эти звезды производят такое колоссальное количество энергии,что все их запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколькомиллионов лет.
В противоположность им эвезды, обладающиенебольшой массой, всегда неярки, а цвет их — красноватый. Они могутсуществовать в течение долгих миллиардов лет.
Однако среди очень ярких звезд в нашем небеесть красные и оранжевые. К ним относятся и Альдебаран — глаз быка в созвездииТелец, и Антарес в Скорпионе. Как жемогут эти холодные эвезды со слабо светящимися поверхностями соперничать сраскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги?
Ответ состоит в том, что этиэвезды очень сильно расширились и теперь по размеру намного превосходятнормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами, или дажесверхгигантами.
Благодаря огромной площади поверхности,гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца,несмотря на то что температура их поверхности значительно ниже. Диаметркрасного сверхгиганта — например, Бетельгейзе в Орионе — в несколько сот разпревосходит диаметр Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, какправило, не превосходит одной десятой размера
Солнца. По контрасту с гигантами их называют“карликами”. Гигантами и карликами звезды бывают на разцых стадиях своей жизни,и гигант может в конце концов превратиться в карлика, достигнув “пожилоговозраста”.
Жизненный цикл звезды
Обычиая звсзда, такая, как Солнце, вы делястзнергию за счет превращения во лорола н гелий в ядерной печи, нахо дягцейся исамой ее сердцевине. Солн пе с<)псржит огромное количество во дородь, однаиозапасы его не бесконеч иы. За ~юследние 5 миллиардов лет Со лнцс ужеизрасходовало половипу во дородного топлива и сможет поддер живать своесуществование в течение еп~е 5 миллиардов лет, прежде чем за пасы водорода вего ядре иссякнут. А _ что потом7
Послс того как звезда израсходует водорол,содержащийся в центральной ее части, виутри звезды происходят крупные перемены.Водород начинает псрс~орать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается вразмере, раз бухаст. В результате размер самой звез ды резко возрастает, атемпература ее иовсрхпости надает. Именно этот процесс и рождает красныхгигаитов и сверх-гигантов. Оп является частыо той иослсдовательиости измеиений,которая называется звездной эволюцией и которую ироходят все звезды. В конечномитоге все звезды стареюг и умирают, по продолжительность каждой отдельнойзвезды определяется ее массой. Массивные звезды про носятся черсз свойжизиенный цикл, за канчивая его эффектным взрывом.
Звезды более скромных размеров, включая иСолице, наоборот, в нонце жизпи сжимаются, превращаясь в белые карлики.
После чего они просто угасают.
В процессе превращеиия иэ красно го гиганта вбелый карлик звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив лри этом ядро. Газовая оболочка ярко светится поддействием мощного излучения звезды, температура которой на поверхпости можетдостигать 100 000«С. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервыеобнаружены,
они были названыпланетарными туманностями, посколку они часто выглядят как круги типапланетного диска, если пользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они,конечно, ничего общего с планетами неимеют!
Звездные скопления
По-видимому, почти все звезды рождаютсягруппами, а не по отдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, чтозвездные скопления — вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучатьзвездные скопления, лотому что им известно, что все звезды, входяшие вскопление, образовались примерно в одно и то же время и приблизительно наодинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия в блеске между такимизвездами являются истинными различиями. Какие бы коллосальные изменения ни претерпели этизвезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезноизучение звездных скоплений с точкизрения зависимости их свойств от массы — ведь возраст этих звезд и ихрасстояние от Земли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от другатолько своей массой.
Звездные скопления интересны не только длянаучного изучения — они исключительно красивы как объекты для фотографированияи для наблюдения астрономами-любителями. Есть два типа звеэдных скоплений:открытые и шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытомскоплении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участкенеба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляютсобой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центреотдельные звезды неразличимы. ]
Открытые звездные
скопления
Наверное, самым знаменитым открытым звезднымскоплением являются Плеяды, или Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря натакое название, большинство людей может разглядеть без помощи телескопа лишьшесть звезд. Общее количество звезд в этом скоплении — где-то между 300 и 500,и все они находятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и нарасстоянии 400 световых лет от нас.
Возраст этого скопления — всего 50 миллионовлет, что по астрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно оченьмассивные светящиеся звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты.Плеяды — это типичное открытое звездное скопление; обычно в такое скоплениевходит от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд.
Среди открытых звездных скоплений гораздобольше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100миллионов лет. Считается, что скорость, с которой они образуют- ся, с течениемвремени не меняется.
Деело в Том, что в более старых скопленияхзвезды постепенно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с основныммножеством звезд — тех самых, тысячи которых предстаьот перед нами в ночномнебе. Хотя тяготение до некоторой степени удерживает открытые скопления вместе,они все же довольно непрочиы, и тяготение другого объекта, например большогомежзвездного облака, может их разорвать.
Некоторые звездные группы на столько слабоудерживаются вместе, что их называют нескоплениями, а звездными ассоциациями.Они сущес твуют не очень долго и обычнососто ят из очень молодых звезд вблизимеж звездных облаков, из которых они воз никли. В звездную ассоциаци~о входит от 10 до 100 звезд, разбросанных в об ласти размером в несколько сотен све товых лет.
Облака, в которых образуются звезды,сконцеитрированы в диске нашей Галактики, и именно там обнаруживают открытыезвездные скопления. Если учесть, как много облаков содержится в Млечном Пути икакое огромное количество пыли находится в межзвездном пространстве, то станеточевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должнысоставлять лишь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, их общееколичество достигает 100 000.
Шаровые звездные скопления
В противоположность открытым, шаровыескопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых тамнасчитываются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположенытак густо, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровомускоплению, мы могли бы видеть в ночном небе невооруженным глазом более миллионаотдельных звезд. Размер типичного шарового скопления — от 20 до 400 световыхлет.
В плотно набитых центрах этих скоплений звездынаходятся в такой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает ихдруг с другом, образуя компактные двойные звезды.
Йногда происходит даже полное слияние звезд;при тесном сближении наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя напрямое обозрение центральное ядро. В шаровых скоплениях дв'ойные звездывстречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшекявляются источниками рентгеновского излучения.
Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200шаровых звездных скоплений, которые распределены по всему огромномушарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все эти скопления оченьстары, и возникли они более или менее в то же время, что и сама Галактика: от10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопления образовались, когдачасти облака, из которого была создана Галактика, разделились на более мелкиефрагменты. Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят оченьтесно, и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единоец'елое.
Шаровые звездные скопления наблюдаются нетолько вокруг нашей Галактики, но и вокруг других галактик любого сорта, Самоеяркое шаровое скопление, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кснтаврав южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет отСолнца и является самым обширным из всех известных скоплений:
его диаметр — 620 световых лет. Самым яркимшаровым скоплением северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом,но все же можно различить невооруженным глазом.
В 1596 г. голландскийнаблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617), обнаружилдовольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта постепенно стала тускнеть ичерез несколько недель вообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описалнаблюдение переменной звезды.
Эта звезда получила название Мира — ечудесная~. За период времени в 332 дня Мира изменяет свой блеск отприблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды) до 10-йзвездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чем необходимодля наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тысячипеременных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не стольдраматично, как Мира.
Существуют различныепричины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногда изменяется намного световых величин, а иногда так незначительно, что это изменение можнообнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов. Некоторые звезды меняютсярегулярным.
Другие — неожиданно гаснут или внезапновспыхивают. Перемены могут происходить циклично, с периодом в нес~олько лет, амогут случаться в считанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звездаявляется переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом оиаменяется. График изменения звездной величины переменной
звезды называется кривойблеска, Чтобы начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводитьрегулярно. Для точного измерения звездных величии профессиональиые астрономыиспользуют прибор, иазываемый фотометром, сщпако многочисленные наблюдеиия перемеипыхзвезд производятся астрономами-любителями. С помощыо специальио подготовленнойкарты и после иекоторой практики не так уж сложно судить о звездной величинеперемеиной звезды лрямо на глаз, если сравиивать ее с постоянными звездами,расположенными рядом.
Графики блеска переменных звеэд показывают,что пекоторыс:>везды мсняю'гся регулярным (правильным) образом — участок ихграфика на отрезке времеии определенной длины (периоде) повторяется снова исиова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо. К иравильнымпеременным звездам относят пульсирующие звезды и двойныс звезды. Количествосвета меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества.Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными).Когда мы видим изменение блеска бицариых звезд, это означает, что произошлоодно из нескольких возможпых явлений. Обе звезды могут оказаться на линиинашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, опи могут проходить прямоодна перед другой. Подобные сисгемы пазываются затменно-двойными звездами.Самый знаменитый пример такого рода — звезда Алголь в созвездии Персея. В теснорасположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую,нередко вызывая драматические последствия.
пульсирующие переменные
звезды
Некоторые из наиболее правильных переменныхзвезд пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь — как бы вибрируют сопределенной частотой, пример но так,как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный типподобных звезд — цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея, представляющейсобой типичный пример. Это звеэды сверхгиганты, их масса превосходит массуСолнца в 3 — 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем уСолнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеидыкак площадь, так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общееизменение ее блеска.
Мира, первая из описанных переменных звезд, идругие подобные ей звезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холод ныекрасные гиган ты в последней ста дии своего существо вания, они вот-вотполностыо сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетар нуютуманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе,изменяются лишь в некоторых пределах.
Используя для наблюдений специальную технику,астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна.
Звезды типа RR Лиры представляют другую важнуюгруппу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, какСолнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, онименяют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за сутки, Ихсвойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономическихрасстояний. Неправильные переменные
звезды
R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведутсебя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядетьневооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмойзвездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к ирежнему уровню.Повидимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себяоблака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи.Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, онозаслоняет свет звезды, пока облако ие рассеется в пространстве.
Звезды этого типа производят густую пыль, чтоимеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.
Вспыхивающие звезды
Магнитные явления на Солнце являются причинойсолнечных пятен и солнечных вспышек, но они не могут существепно повлиять наяркость Солнца. Для некоторых звезд — красных карликов — это не так: на нихподобные вспышки достигают громадных масштабов, и в результате световоеизлучение может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшаяк Солпцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхивающих звезд.Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются они всегонесколько минут.
Двойные звезды
Примерно половина всех звезд нашей Галактикипринадлежит к двойным сис- темам, так что двойные звезды, вращающиеся поорбитам одна вокруг дру гой, явление весьма распространенное.
Принадлежность к двойной системе очень сильновлияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находят- ся близко друг кдругу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят кдраматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и р сверхновых звезд.
Двойные звезды удерживаются вместе взаимнымтяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокругнекоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд.Это можно представить себе как ТОЧК~ опоры, если вообразить звезды сидящими надетских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальшезвезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (или просто — двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить поотдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерамидостаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целымстолетием или даже болыие. Двойные звезды, которые ты можешь увидеть раздельно,называются видимыми двойными.
Открытие двойных звезд
Чаще всего двойные звезды определяются либопо необычному движению более яркой из двух, либо по их совместиому спектру.Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает,что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическаядвойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ее положеп ия. Сиектроскопические двойные звездыобнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров, Спектробыкновенной звезды, вроде Сопнца, подобеп непрерывной радуге, пересечепноймногочисленными узкими н~елями — так называемыми линиями иоглощепия. Точныецвета, на которых расположены эти линии, изменяются, если звезда движегся к намили от пас. Это явление нжзивается эффектом Допплера. Когда эвезды двойной системы движутся иосвоим орбитам, они поперемеппо то приближаются к нам, то удаляются. Врезультате лииии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такиеподвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойпая. Если оба участникадвойной системы имеют примерио одинаковый блеск, в спектре можно увидеть дванабора линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будетдоминирова'гь, но регулярное смещение спектральных лииий всс равно выдаст ееистинную двойную природу.
Измеренне скоростей звезддвойной системы и лрименение зак нного тяготения представляют собой важныйметод определения масс звезд. зучение двойных звезд — это единственный прямойспособ вычислени я з вездных масс. Тем не менее в каждом конкретном случае нетак просто получить точный ответ.
Теспые двойные звезды
В системе близко расположенных двойных звездвзаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей формугруши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когдавещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двухзвезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхностькоторой представляет собой ыритическую границу. Эти две грушеобразные фигуры,каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звездвырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нееустремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Частозвездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручиваетсявихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились,что эаполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда.Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездныхядер. Поскольку в конечном счете все звеэды разбухмот, превращаясь в гиганты, амногие эвезды являются двойными, то взаимодействуюшие двойные систем ы — -явление нередкое.
Звезда переливается через
край
Одним из поразительных результатов переносамассы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.
Одна звезда расширяется так, что заполняетсвою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до тогомомента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь еетяготению. Эта вторая звезда — белый карлик. Внезапно блеск увеличиваетсяпримерно на десять звездных величин — вспыхивает новая. Происходит не что иное,как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв наповерхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется ккарлику, давление в низвергающемся потоке материи реэко возрастает, атемпературд под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдалисьслучаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другиевзрывы наблюдались лишь однжкды, но они могут повториться через тысячи лет. Назвездах иного типа происходят менее драматические вспышки — карликовые новые, — повторяющиеся через дни и месяцы.
К огда ядерное топливозвезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработкаэнергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленнаявнутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.
Дальнейшее развитие событий зависит от массысжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофическогосжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такаястепень сжатия, при которой они начинают отгалкиваться, хотя никакого источникатепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны иатомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.
Белый каплик с массой Солнцапо объему приблизительно равен Земле.
Всего лишь чашка вещества белого карликавесила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, темменьше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразитьочень трудно. Скорее всего это нечто вроде единого гигантского кристалла,который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. Вдействительности, хотя астрономы белыми карликами пазывают целую группу звезд,лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самомделе белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шаррадиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даженаиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бываетнелегко. Тем не менее иоличество известных белых карликов сейчас исчисляетсясотнями; по оценкам асгрономов, не менее лесятой части вссх звезд Галактики — белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего пеба, является членом двойнойсистемы, и сго иапарник — белый карлик под пазванием Сириус В.
Нейтронные звезды
Если масса сжимающейся звезды превосходитмассу Солпиа более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии бслогокарлика, на атом ие остановится. Гранитациоишые силы в этом случае стсиьвелики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результатс иротопылревращаются в нейтроны (см. с. 20 — 21), способные прилега'гь друг к другу безвсяких промежуткпв. Плотность иейтронных звезд превосходит даже плотпость белыхкарликов; ио если масса материала не превосходит 3 солпечпых масс, нейтроны,как и электроны, способиы сами предотвратить далынейшее сжатие. Типичнаяиисйтроиная звезда имеет в поперечникс всего лишь от 10 до 15 км, а одинкубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимо исслыханно громадной плотиости, псйтроиныезвезды обладают сще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить,невзирая на столь малые размеры: это быстрос вращение и сильное магнитное поле.В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращениявозрастает — точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрес,когда лрижимает к себе руки. Нейтропная звезда совершает несколы<о оборотовв секунду. Наряду с атим исключитепьно быстрьтм вращеиием, нейтроппые звездыимеют магнитиос полс, в миллионы раз более сильиое, чем у Земли.
Иульсары
Первыс пульсары были открыты в 1968 г., когдарадиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точекГалактики. Ученые были поражсиы тем фактом, что какие-то природные объектымогут иэлучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале(правда, пенадолго) астрономы дике заподоэрили участие неких мыслящих сущесгв,обитаюших в глубинах Галак'гики. Но вскоре было иайдено естественнсэсобъясиепие. В мощном магнитпом иоле пейтронной звезды движущиеся по сииралиэлектроиы генерируют рщиоволиы, которые излучаются узким пучком, как лучпрожектора. Звезда быстро вра~цается, и радиолуч пересекает лииию нашегонаблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но исветовые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров околочетырех секунд, а самых быстрых — тысячные доли секунды. Вращение этихнейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, онивходят в двойные системы.
Рентгеновские двойные
звезды
В Галактике найдено, по крайней мере, 100мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладаютнастолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойтинечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновскогоизлучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькойнейтронной звезды.
Возможно, рсптгеновскиеислйчники представляют собой двойные звезды, одла из которых очень малснькая,но массив~ия; это может быть нейтроцная звезда, белый карлик или черная дыра.Звезда-компаньон может быть либо массивиой звездой, масса которой превосходитсолнечиую в 10 — 20 раз, либо иметь массу, превосходящу~о массу Солица не болеечем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К такимситуациям приводит сложпая история эволюции и обмен массами в двойных системах,Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояпия междузвездами.
В д~зойпых системах с небольшими массамивокруг пейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с болыыимимассами материал устремллется примо ~и нейтронную з.везду — ее магнитпое полезасасывает его, как в воронку. Имен~ш такие системы часто оказываготсярентгеновскими пульсарами.
Черные дыры
бы бттть лмке нейтроннымизвездами В одной из рентгеновских двойных систем, пазываемой А0620-00 удалос очень точно измерить массу компактной звезды (для этого испоз! ъзовились данныеразных видов наблюдений). Она оказалась равной 16 массам Солнца, что намногопревышает возможн'ости нейтронных звезд. В другом двойном рентгеновскомисточнике, У404 Лебедя, есть черная дыра с массой не менее б, З солнечной. Кромечерных дыр с массами, типичными для звезд, почти наверняка существуют исверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падениевещества в черную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящей изядер активных галактик.
Сверхновые
Звезды, массы которых не достигают 1,4солнечной, умирают тихо и безмятежно. А что происходит с более массивнымизвездами? Как возникают нейтронные звезды и черные дыры? Катастрофическийвзрыв, которым заканчивается жизнь массивной звезды, — это воистинувпечатляющее событие. Это самое мощное из природных явлений, совершающихся взвездах. В мгновение ока высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше
Солнце за 10 миллиардов лет. Сыетовой поток,посылаемый одной гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимыйсвет составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звездыразлетаются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду.
Такие грандиозные звездныевзрьгвы называются сверхновыми. Сверхновые — довольно редкое явление. Каждыйгод и других галактиках обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом врезультате систематического поиска. За столетие в кюкдой галактике их можетбыть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике сверхиовых ненаблюдали с 1604 ~. Может быть, они и были, но остались невидимыми из-забольшого количсства пьши в Млечном Пути. Радиоастрономы обнаружили кольцо газа,остав~ыегося ог сверхновой в созвездии Кассиопеи, и вычислили дату взрыва — 1658 г. В то время никто не зарегистрировы! необычно яркой звезды, хотя од~-идовольио скромная звездочка, которую впоследствии уже не видели, была отмсченав этом же месте на звездной карте 1680 г.
Сверхновая — гмертъ звезды
Чтобы разобраться в том, что приводит к взрывусверхновой, нам придется рассмотреть последние стадии эволюции массивнойзвезды. Когда весь водород в центральиом ядре превращается в гелий, начинаютсяновые ядерные процессы, преобразуюшие гелий в углерод. Но дальше от центра, воболочке, водород все еще соединяется, обрюуя гслий. Когда гелий использован,горючим стаиовится углерод. В слоях, расположенных вокруг ядра, протекает весьряд последовательных ядсрных реакций, так что звезда приобрстает структуру,напоминающую луковицу.
В последпей стадии ядро звезды состоит уже изжслеза и пикеля, а в слоях вок г нег руго идет ядерное горение
кремния, неона, кислорода углеро даи это ведетк образованию в центре звезды белого карлика, пока б, солнечной. А за этимпреде е превышает критического РУ бежа в 14 лом наступает катастрофическое сжатие — коллапс ядра, Менее чем засекунду ядро уменьшается от раэмеров Земли до 100 км в поперечнике. Егоплотность становится такой к ак у атомного а (примерно в 100 миллион миллионмиллионов раз больше, чем плотность воды). Вещество сливается в нечто подобноегигантскому атомному ядру — образуется нейтронная звезда. В тот момент, когданейтроны во вн утреннеи части ядра оказываются способными предотвратить дальней шее сжатие п роцесс внезапноостанавливается. Немедленно на еще падающий к центру материал обрушиваютсявстречные ударные волны, и в звезду вливастся оп<ргия огромного количествячягтиц, называемых нейтрино. В результате звезда сбрасывает свои наружные слои,открывая взгляду скрывавшееся под ними нейтронное ядро. По мнению астрономов,большая часть нейтронных звезд, если не все они, родились во взрывахсверхновых. При определенных условиях ядро может оказаться достаточномассивным, чтобы вместо нейтронной звезды образовалась черная дыра. У нас есть ясная картина того, как массивныезвезды заканчивают свое существование взрывами свеухновых. Но это неединственный способ запуска подобных взрывов. Лишь около четверти всехсверхновых появляется таким путем. Оии отличаются своими спектрами испецифической картиной возгорания и затухания. Как действуют другие сверхновые,пока не вполне ясно. Наиболее достоверная теория предполагает, что они начинаютсяс белых карликов в двойных сис; емах. Вешество перетекает на белый карлик с егопартнера до тех пор, иока масса карлика не превысит 1,4 солнечной. Затемследует взрыв сверхновой, и вся звезда, повидимому, навсегда разрушается.Сверхновая сохраняет свою макси- ~~~~~~ядкость лишь около месяца, а затем непрерывно угасает. В это время источникомсветовой энергии является р~иоагл~вный распад вещества, образовавшегося привзрыве. Еше долгое время после взрыва можно наблюдать вещество сброшеннойоболочки, постепенно расходящееся в окружающем пространстве. Такие туманностиназывают остатками сверхновых. В созвездии Тельца имеется Крабовиднаятуманность, представляющая собой остаток сверхновой, вспыхнувшей в 1054 г.Обширное тонкое кольцо вещества в Лебеде, так называемая Пе
www.ronl.ru
Республика Татарстан
Экзаменационный реферат по астрономии
на тему:
Физика Звезд
Выполнил ученик
Зайнутдинов Ф. М.
11 В класса, шк.6.
Проверил:
Калистратова С.С.
г. Бугульма, 2001 год
ВВЕДЕНИЕ
Звездноенебо во все времена занимало воображение людей. Почему зажигаются звезды?Сколько их сияет в ночи? Далеко ли они от нас? Есть ли границы у звезднойВселенной? С глубокой древности человек задумывался над этими и многими другимивопросами, стремился понять, и осмыслить устройство того большого мира, вкотором мы живем.
Самыеранние представления людей о нем сохранились в сказках и легендах. Прошли векаи тысячелетия, прежде чем возникла и получила глубокое обоснование и развитиенаука о Вселенной, раскрывшая нам замечательную простату, удивительный порядокмироздания. Недаром еще в древней Греции ее называли Космосом а это словопервоначально означало «порядок» и «красоту».
Системымира — это представления о расположении в пространстве и движении Земли,Солнца, Луны, планет, звезд и других небесных тел.
Вдревнеиндийской книге, которая называется «Ригведа», что значит «Книгагимнов», можно найти описание — одно из самых первых в истории человечества — всей Вселенной как единого целого. Согласно «Ригведе», она устроена не слишкомсложно. В ней имеется, прежде всего, Земля. Она представляется безграничнойплоской поверхностью — «обширным пространством». Эта поверхность покрыта сверхунебом. А небо — это голубой, усеянный звездами «свод». Между небом и Землей — «светящийся воздух».
Отнауки это было очень далеко. Но важно здесь другое. Замечательна и грандиознасама дерзкая цель — объять мыслью всю Вселенную. Отсюда берет истокиуверенность в том, что человеческий разум способен осмыслить, понять, разгадатьее устройство, создать в своем воображении полную картину мира.
СОЛНЦЕИ ЗВЕЗДЫ
Вясную безлунную ночь, когда ничто не мешает наблюдению, человек с острымзрением увидит на небосводе не более двух — трех тысяч мерцающих точечек. Всписке, составленном во 2 веке до нашей эры знаменитом древнегреческимастрономом Гиппархом и дополненном позднее Птолемеем, значится 1022 звезды.Гевелий же, последний астроном, производивший такие подсчеты без помощителескопа, довел их число до 1533.
Ноуже в древности подозревали о существовании большого числа звезд, невидимыхглазом. Демокрит, великий ученый древности, говорил, что белесоватая полоса,протянувшаяся через все небо, которую мы называем Млечным Путем, есть вдействительности соединение света множества невидимых по отдельности звезд.Споры о строении Млечного Пути продолжались веками. Решение — в пользу догадкиДемокрита — пришло в 1610 году, когда Галилей сообщил о первых открытиях,сделанных на небе с помощью телескопа. Он писал с понятным волнением игордостью, что теперь удалось «сделать доступными глазу звезды, которые раньшеникогда не были видимыми и число которых по меньшей мере в десять раз большечисла звезд, известных издревле».
Нои это великое открытие всё ещё оставляло мир звёзд загадочным. Неужели все они,видимые и невидимые, действительно сосредоточены в тонком сферическом слоевокруг Солнца?
Ещёдо открытия Галилея была высказана совершенно неожиданная, по тем временамзамечательно смелая мысль. Она принадлежит Джордано Бруно, трагическая судьбакоторого всем известна. Бруно выдвинул идею о том, что наше Солнце — это однаиз звёзд Вселенной. Всего только одна из великого множества, а не центр всейВселенной. Но тогда и любая другая звезда тоже вполне может обладать своейсобственной планетной системой.
ЕслиКоперник указал место Земли отнюдь не в центре мира, то Бруно и Солнце лишилэтой привилегии.
ИдеяБруно породила немало поразительных следствий. Из неё вытекала оценкарасстояний до звёзд. Действительно, Солнце — это звезда, как и другие, нотолько самая близкая к нам. Поэтому — то оно такое большое и яркое. А на какоерасстояние нужно отодвинуть светило, чтобы и оно выглядело так, как, например,Сириус? Ответ на этот вопрос дал голландский астроном Гюйгенс (1629 — 1695). Онсравнил блеск этих двух небесных тел, и вот что оказалось: Сириус находится отнас в сотни раз дальше, чем Солнце.
Чтобылучше представить, сколь велико расстояние до звезды, скажем, что луч света,пролетающий за одну секунду 300 тысяч километров, затрачивает на путешествие отСириуса к нам несколько лет. Астрономы говорят в этом случае о расстоянии внесколько световых лет. По современным уточненным данным, расстояние до Сириуса- 8,7 световых лет. А расстояние от нас до солнца всего 8 световых минут.
Конечно,разные звезды отличаются друг от друга (это и учтено в современной оценкерасстояние до Сириуса). Поэтому определение расстояний до них и сейчас частоостаётся очень трудной, а иногда и просто неразрешимой задачей для астрономов,хотя со времени Гюйгенса придумано для этого немало новых способов.
Замечательнаяидея Бруно и основанный на ней расчет Гюйгенса стали решительным шагом ковладению тайными Вселенной. Благодаря этому границы наших знаний о мире сильнораздвинулись, они вышли за пределы Солнечной системы и достигли звёзд.
3вездыбывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звездыпостоянно образуются, а старые постоянно умирают.
Самыемолодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд всозвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Фактически они всееще находятся в процессе формирования и являются примерами протозвезд(первичных звезд).
Этопеременные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли настационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т Тельца имеютсявращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры. Энергия вещества,которое падает на протозвезду под действием силы тяготения, превращается втепло. В результате температура внутри протозвезды все время повышается. Когдацентральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерныйсинтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаютсяядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, способный поддерживатьее существование в течение очень долгого времени. Насколько долгого — этозависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с нашеСолнце топлива хватит на стабильное существование в течение примерно 10миллиардов лет.
Однакослучается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, существуют всегонесколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо сгораздо большей скоростью.
Нормальныезвезды
Всезвезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень горячегосветящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но невсе звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие — это цвет. Естьзвезды красноватые или голубоватые, а не желтые.
Крометого, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой выглядитзвезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости, но также и отрасстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость звезд меняетсяв широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости болеечем миллиона Солнц. Подавляющее большинство звезд, как оказалось,располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое во многихотношениях является типичной звездой, обладает гораздо большей светимостью, чембольшинство других звезд. Невооруженным глазом можно увидеть очень небольшоеколичество слабых по своей природе звезд. В созвездиях нашего неба главноевнимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычных звезд, тех, что обладаюточень большой светимостью.
Почемуже звезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, тут всезависит от массы звезды.
Количествовещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а такжето, как блеск меняется во времени.
Гигантыи карлики
Самыемассивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. Выглядят онибелыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры, эти звездыпроизводят такое колоссальное количество энергии, что все их запасы ядерноготоплива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет.
Впротивоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цветих — красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лет.
Однакосреди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятсяи Альдебаран — глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в Скорпионе. Как жемогут эти холодные эвезды со слабо светящимися поверхностями соперничать сраскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги?
Ответсостоит в том, что эти эвезды очень сильно расширились и теперь по размерунамного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами,или даже сверхгигантами.
Благодаряогромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чемнормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то что температура их поверхностизначительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта — например, Бетельгейзе вОрионе — в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца. Напротив, размернормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера
Солнца.По контрасту с гигантами их называют “карликами”. Гигантами и карликами звездыбывают на разцых стадиях своей жизни, и гигант может в конце концовпревратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.
ЖИЗНЕННЫЙЦИКЛ ЗВЕЗДЫ
Обычнаязвезда, такая, как Солнце, выделяет знергию за счет превращения водорода вгелий в ядерной печи, находящейся в самой ее сердцевине. Солнце содержитогромное количество водорода, однако запасы его не бесконечны. За последние 5миллиардов лет Со лнце уже израсходовало половину водородного топливаи сможет поддерживать свое существование в течение еще 5 миллиардов лет, преждечем запасы водорода в его ядре иссякнут. А что потом?
Послетого как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части,внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не вцентре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, разбухает. В результатеразмер самой звез ды резко возрастает, а температура ее поверхности падает.Именно этот процесс и рождает красных гигаитов и сверх-гигантов. Оп являетсячастыо той нослсдовательности изменений, которая называется звездной эволюциейи которую проходят все звезды. В конечном итоге все звезды стареют и умирают,но продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивныезвезды проносятся через свой жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом.
Звездыболее скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются,превращаясь в белые карлики.
Послечего они просто угасают.
Впроцессе превращеиия из красного гиганта в белый карлик звезда может сброситьсвои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газоваяоболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды, температуракоторой на поверхности может достигать 100 000«С. Когда такие светящиесягазовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарнымитуманностями, посколку они часто выглядят как круги типа планетного диска, еслипользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, ничего общего с планетами не имеют!
ЗВЕЗДНЫЕСКОПЛЕНИЯ
По-видимому,почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности. Поэтому нет ничегоудивительного в том, что звездные скопления — вещь весьма распространенная.Астрономы любят изучать звездные скопления, потому что им известно, что всезвезды, входяшие в скопление, образовались примерно в одно и то же время иприблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия вблеске между такими звездами являются истинными различиями. Какие бы коллосальные изменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начиналиони все одновременно. Особенно полезно изучение звездных скоплений с точкизрения зависимости их свойств от массы — ведь возраст этих звезд и ихрасстояние от Земли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от другатолько своей массой.
Звездныескопления интересны не только для научного изучения — они исключительно красивыкак объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Естьдва типа звеэдных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с ихвнешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, онираспределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровыескопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненнуюзвездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.
Открытыезвездные скопления
Наверное,самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Плеяды, или Семь сестер,в созвездии Тельца. Несмотря на такое название, большинство людей можетразглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд. Общее количество звезд в этомскоплении — где-то между 300 и 500, и все они находятся на участке размером в30 световых лет в поперечнике и на расстоянии 400 световых лет от нас.
Возрастэтого скопления — всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартамсовсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся звезды, которые неуспели еще превратиться в гиганты. Плеяды — это типичное открытое звездноескопление; обычно в такое скопление входит от нескольких сотен до несколькихтысяч звезд.
Средиоткрытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старыеедва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которойони образуются, с течением времени не меняется.
Дело в Том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг отдруга, пока не смешаются с основным множеством звезд — тех самых, тысячикоторых предстают перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некоторой степениудерживает открытые скопления вместе, они все же довольно непрочны, и тяготениедругого объекта, например большого межзвездного облака, может их разорвать.
Некоторыезвездные группы на столько слабо удерживаются вместе, что их называют нескоплениями, а звездными ассоциациями. Они существуют не очень долго и обычносостоят из очень молодых звезд вблизи межзвездных облаков, из которых онивозникли. В звездную ассоциацию входит от 10 до 100 звезд, разбросанных вобласти размером в несколько сотен световых лет.
Облака,в которых образуются звезды, сконцеитрированы в диске нашей Галактики, и именнотам обнаруживают открытые звездные скопления. Если учесть, как много облаковсодержится в Млечном Пути и какое огромное количество пыли находится вмежзвездном пространстве, то станет очевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений,о которых мы знаем, должны составлять лишь ничтожную часть всего их числа вГалактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000.
Шаровыезвездные скопления
Впротивоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы, плотнозаполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч и даже миллионы.Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы наше Солнцепринадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы видеть в ночномнебе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. Размер типичногошарового скопления — от 20 до 400 световых лет.
Вплотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости одна кдругой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактныедвойные звезды.
Иногдапроисходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звездымогут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное ядро. В шаровыхскоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще.Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.
Вокругнашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которыераспределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в себеГалактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в тоже время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то,что скопления образовались, когда части облака, из которого была созданаГалактика, разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые скопления нерасходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимныесилы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.
Шаровыезвездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокругдругих галактик любого сорта. Самое яркое шаровое скопление, легко видимоеневооруженным глазом, это Омега Кентавра в южном созвездии Кентавр. Ононаходится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширнымиз всех известных скоплений:
егодиаметр — 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушарияявляется М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженнымглазом.
В1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус(1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда этапостепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду.Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды.
Этазвезда получила название Мира — чудесная. За период времени в 332 дня Мираизменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярнойзвезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой,чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многиетысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не стольдраматично, как Мира.
Существуютразличные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногдаизменяется на много световых величин, а иногда так незначительно, что этоизменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов.Некоторые звезды меняются регулярным.
Другие- неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходитьциклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды.Чтобы понять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначалаточно проследить, каким образом она меняется. График изменения звезднойвеличины переменной звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривуюблеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерениязвездных величин профессиональные астрономы используют прибор, называемыйфотометром, многочисленные наблюдения переменных звезд производятсяастрономами-любителями. С помощыо специально подготовленной карты и посленекоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине перемеинойзвезды прямо на глаз, если сравнивать ее с постоянными звездами, расположеннымирядом.
Графикиблеска переменных звеэд показывают, что некоторые звезды мсняются регулярным(правильным) образом — участок их графика на отрезке времеии определенной длины(периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды меняются совершеннонепредсказуемо. Кпиравильным переменным звездам относят пульсирующие звезды идвойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют иливыбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которыеявляются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд,это означает, что произошло одно из нескольких возможпых явлений. Обе звездымогут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, онимогут проходить прямо одна перед другой. Подобные системы называютсязатменно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода — звезда Алгольв созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться содной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.
ПУЛЬСИРУЮЩИЕПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Некоторыеиз наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и сноваувеличиваясь — как бы вибрируют с определенной частотой, примерно так, как этопроисходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный тип подобныхзвезд — цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея, представляющей собойтипичный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3- 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Периодпульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь,так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ееблеска.
Мира,первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды обязаны своейпеременностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадиисвоего существо вания, они вот-вот полностыо сбросят, как скорлупу, своинаружные слои и создадут планетарную туманность. Большинство красныхсверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторыхпределах.
Используядля наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхностиБетельгейзе большие темные пятна.
Звездытипа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старыезвезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровыхзвездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звезднуювеличину приблизительно за сутки, их свойства, как и свойства цефеид,используют для вычисления астрономических расстояний.
Неправильные переменные звезды
R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемымобразом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждыенесколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затемпостепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. Повидимому, причина тут втом, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, которыйконденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густыхчерных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, покаоблако не рассеется в пространстве.
Звездыэтого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях,где образуются звезды.
ВСПЫХИВАЮЩИЕИ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ
Вспыхивающиезвезды
Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнечныхвспышек, но они не могут существепно повлиять на яркость Солнца. Для некоторыхзвезд — красных карликов — это не так: на них подобные вспышки достигаютгромадных масштабов, и в результате световое излучение может возрастать нацелую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солнцу звезда, ПроксимаКентавра, является одной из таких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросынельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут.
Двойныезвезды
Примернополовина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так чтодвойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьмараспространенное.
Принадлежностьк двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когданапарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся отодной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывыновых и сверхновых звезд.
Двойныезвезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системывращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними иназываемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точкуопоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своемконце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольшедлятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (или просто — двойных)слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности дажев самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико,орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или дажеболше. Двойные звезды, которые можно увидеть раздельно, называются видимымидвойными.
Открытиедвойных звезд
Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению более яркойиз двух, либо по их совместному спектру. Если какая-нибудь звезда совершает нанебе регулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер.Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощьюизмерений ее положения. Спектроскопические двойные звезды обнаруживают поизменениям и особым характеристикам их спектров, Спектр обыкновенной звезды,вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкимищелями — так называемыми линиями поглощепия. Точные цвета, на которыхрасположены эти линии, изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Этоявление называется эффектом Допплера. Когда звезды двойной системы движутся посвоим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. Врезультате лииии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такиеподвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойная. Если оба участникадвойной системы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два наборалиний. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминировать, норегулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ее истинную двойнуюприроду.
Измереннескоростей звезд двойной системы и применение законного тяготения представляют собойважный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд — это единственныйпрямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее в каждом конкретном случаене так просто получить точный ответ.
Тесныедвойные звезды
Всистеме близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятсярастянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточносильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с однойзвезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область вформе трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическуюграницу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называютсяполостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет своюполость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, гдеполости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, асначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Еслиобе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникаетконтактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается вшар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают,превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействуюшиедвойные системы — явление нередкое.
Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах являетсятак называемая вспышка новой.
Одназвезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означаетраздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнетзахватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда — белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин- вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии заочень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когдаматериал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемсяпотоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается домиллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни летвспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжды, но они могутповториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менеедраматические вспышки — карликовые новые, — повторяющиеся через дни и месяцы.
Когдаядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращаетсявыработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения,направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячегогаза.
Дальнейшееразвитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса непревосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясьбелым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основномусвойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинаютотталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, этопроисходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно,образуя чрезвычайно плотную материю.
Белыйкарлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.
Всеголишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно,что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собойвнутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего это нечтовроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь всеболее тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликаминазывают целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температуройповерхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белыйкарлик превратится в темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останкизвезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из нихиспускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менееколичество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкамастрономов, не менее десятой части всех звезд Галактики — белые карлики.Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членом двойной системы, и егонапарник — белый карлик под названием Сириус В.
НЕЙТРОННЫЕЗВЕЗДЫ
Еслимасса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, тотакая звезда, достигнув стадии белого карлика, на этом не остановится.Гравитационные силы в этом случае столь велики, что электроны вдавливаютсявнутрь атомных ядер. В результате протоны превращаются в нейтроны, способныеприлегать друг к другу без всяких промежутков. Плотность иейтронных звездпревосходит даже плотность белых карликов; но если масса материала непревосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны самипредотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нйтронная звезда имеет в поперечниксвсего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит околомиллиарда тонн. Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звездыобладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить,невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле.В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращениявозрастает — точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее,когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов всекунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды имеютмагнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем у Земли.
ПУЛЬСАРЫ
Первыспульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярныесигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражены темфактом, что какие-то природные объекты могут излучать радиоимпульсы в такомправильном и быстром ритме. Вначале (правда, ненадолго) астрономы заподозрилиучастие неких мыслящих существ, обитаюших в глубинах Галактики. Но вскоре былонайдено естественное объяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звездыдвижущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узкимпучком, как луч прожектора. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекаетлинию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не толькорадиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленныхпульсаров около четырех секунд, а самых быстрых — тысячные доли секунды.Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено;возможно, они входят в двойные системы.
РЕНТГЕНОВСКИЕДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ
ВГалактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновскогоизлучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что длявозникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. Помнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя,падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.
Возможно,рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которыхочень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карликили черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивиой звездой, массакоторой превосходит солнечную в 10 — 20 раз, либо иметь массу, превосходящуюмассу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайнемаловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обменмассами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс иначального расстояния между звездами.
Вдвойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуетсягазовый диск. В случае же систем с болшими массами материал устремлется прямо внейтронную звезду — ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именнотакие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами.
НОВЫЕИ СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ
При вспышках новых звезд выделяется энергия до 105380Дж. Те звезды, которые неудачно называют новыми на самом делесуществуют и до вспышки. Это горячие карликовые звезды, которые вдруг закороткий срок (от суток до ста дней) увеличивают свою светимость на многозвездных величин, после чего медленно, иногда на протяжении многих лет, возвращаются к своему первоначальному состоянию. При вспышках новых звездиз их атмосфер со скоростью 1000 км/с выбрасываются внешние газовыеоболочки массой в тысячи раз меньшей масс Солнца. Ежегодно в галактикевспыхивает не менее 200 новых звезд, но из них мы замечаем лишь 2/3. Установлено, что новые звезды — горячие звезды в тесных двойныхсистемах, где вторая звезда гораздо холоднее первой. Именно двойственность иявляется в конечном счете причиной вспышки новой звезды. В тесных двойныхсистемах происходит обмен газовым веществом между компонентами. Если на горячуюзвезду при этом попадает большое количество водорода со второй звезды, это приводит к мощному взрыву, и на Земле наблюдатели регистрируют вспышкуновой звезды. Трудно, почти невозможно представить себе энергию, выделяющуюсяпри вспышках, или, точнее, взрывах сверхновых звезд. За несколько месяцевсверхновая звезда излучает в пространство столько же энергии (10 543 0Дж), сколько Солнце за несколько миллиардов лет. Причины взрывов сверхновых звезддостоверно не известны, однако скорее всего они происходят потому, что впроцессе излучения со звезды уходит громадное количество нейтронов и она теряет устойчивость. До взрыва ядро сверхновой звезды имеет плотность 10510 0 кг/м 53 0 и температуру в несколько миллиардов кельвинов. После резкойутечки нейтринов звезда за несколько сотых долей секунды спадает внутрь себя.Ее ядро приобретает плотность 10 517 0 кг/м 53 0 и температуру порядка 200 млрд. кельвинов. В оболочке, окружающей ядро, возникает взрывная реакция выгорания углерода и кислорода. Мощнейшая взрывная волна срывает внешниеоболочки звезды, и в этот момент мы видим вспышку сверхновой. Итог вспышкизависит от первоначальной массы звезды. Если до взрыва звезда имела массуот 1,2 до 2 масс Солнца, то после взрыва она превращается в нейтронную звезду. Существование таких объектов было предсказано еще в 1934 г. Они состоят из нейтронов, в которые преобразуются протоны и ядра всех более тяжелыхэлементов. Поперечники нейтронных звезд так малы (порядка 20 км), что любаяиз них свободно разместилась бы на территории Москвы. Теоретические расчеты показывают, что нейтронные звезды должны очень быстро вращаться вокругоси и обладать мощным магнитным полем. В другом случае, когда масса звездыболее чем вдвое превышает солнечную массу, в результате взрыва звездапревращается в черную дыру или коллапсар.
РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД И ПЛОТНОСТЬ ИХВЕЩЕСТВ
Рассмотрим на простом примерекак можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры, например Солнца иКапеллы. Эти звезды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, носветимость Капеллы в 120 раз превышает светимость Солнца. Так как приодинаковой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова, то, значит, поверхность Капеллы больше, чем Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных в корень квадратный из 120, что приближенно равно11раз.
Определить размеры другихзвезд позволяет знание законов излучения. Результаты таких вычислений полностьюподтвердились, когда стало возможным измерять угловые диаметра звезд припомощи оптического прибора- звездного интерферометра.
Звезды очень большой светимости называются сверхгигантами. Красныесверхгиганты называются такими и по размерам. Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по диаметру. Более далекая от нас VV Цефея настольковелика, что в ней поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбитыЮпитера включительно !!! Между тем массы сверхгигантов больше солнечной всеголишь в 30-40 раз. В результате даже средняя плотность сверхгигантов втысячи раз меньше чем плотность ком-
натноговоздуха.
При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем эти звезды горячее. Самыми малыми среди обычных звезд являются красные карлики. Массы их и радиусы- десятые доли солнечных, а средние плотности в 10-100 раз выше плотностиводы. Еще меньше красных белые карлики — но то уже необычныезвезды.
У близкого к нам и яркогоСириуса ( имеющего радиус вдвое больше солнечного ) есть спутник,обращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звездырасстояние, орбита и массы хорошо известны. Обе звезды белые, почтиодинаково горячие. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают уэтих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 разслабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такойже как Земля. Между тем масса у него почти такая же как и у Солнца.Следовательно белый карлик имеет огромную плотность — около 10 59 0 кг/м 53 0. Существование газа такой плотности было объяснено таким образом : обычнопредел плотности ставит размер атомов, являющихся системами, состоящими изядра и электронной оболочки. При очень высокой температуре в недрах звезд ипри полной ионизации атомов их ядра и электроны становятся независимыми другот друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это „крошево“из частиц может быть сжато гораздо сильнее, чем нейтральный газ.
теоретически допускаетсявозможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равнойплотности атомных ядер.
На примере белыхкарликов мы видим как астрофизические исследования расширяют представление остроении вещества; пока такие условия в лаборатории создать невозможно.Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию важнейших физическихпредставлений.
ВСЕЛЕННАЯ
Больше всего на свете — сама Вселенная, охватывающая ивключающая в себя все планеты, звёзды, галактики, скопления, сверхскопления иячейки. Дальность действия современных телескопов достигает несколькихмиллиардов световых лет.
Планеты, звёзды, галактики поражают нас удивительнымразнообразием своих свойств, сложностью строения. А как устроена вся Вселенная,Вселенная в целом ?
Её главное свойство — однородность. Об этом можносказать и точнее. Представим себе, что мы мысленно выделили во Вселенной оченьбольшой кубический объем, с ребром в 500 миллионов световых лет. Подсчитаем,сколько в нем галактик. Произведём такие же подсчёты для других, но столь жегигантских объемов, расположенных в различных частях Вселенной. Если все этопроделать и сравнить результаты, то окажется, что в каждом из них, где бы их нибрать, содержится одинаковое число галактик. То же самое будет и при подсчётескоплений или даже ячеек.
Вселенная предстаёт перед нами всюду одинаковой — «сплошной» и однородной. Проще устройства и не придумать. Нужно сказать, что обэтом люди уже давно подозревали. Указывая из соображений максимальной простотыустройства на общую однородность мира, замечательный мыслитель Паскаль(1623-1662) говорил, что мир — это круг, центр которого везде, а окружностьнигде. Так с помощью наглядного геометрического образа он утверждалоднородность мира.
В однородном мире все «места» равноправны и любое изних может претендовать на, что оно — Центр мира. А если так, то, значит,никакого центра мира вовсе не существует.
У Вселенной есть и ещё одно важнейшее свойство, но онем никогда даже и не догадывались. Вселенная находиться в движении — онарасширяется. Расстояние между скоплениями и сверхскоплениями постоянновозрастает. Они как бы разбегаются друг от друга. А сеть ячеистой структурырастягивается.
Во все времена люди предпочитали считать Вселеннуювечной и неизменной. Эта точка зрения господствовала вплоть до 20-х годовнашего века. В то время считалось, что она ограничена размерами нашейГалактики. Пути могут рождаться и умирать, Галактика все равно остается все тойже, как неизменным остается лес, в котором поколение за поколением сменяютсядеревья.
Настоящий переворот в науке о Вселенной произвели в1922 — 1924 годах работы ленинградского математика и физика А. Фридмана.Опираясь на только что созданную тогда А. Эйнштейном общую теориюотносительности, он математически доказал, что мир — это не нечто застывшее инеизменное. Как единое целое он живет своей динамической жизнью, изменяется вовремени, расширяясь или сжимаясь по строго определённым законам.
Фридман открыл подвижность звёздной Вселенной. Этобыло теоретическое предсказание, а выбор между расширением и сжатием нужносделать на основании астрономических наблюдений. Такие наблюдения в 1928 — 1929годах удалось проделать Хабблу, известному уже нам исследователю галактик.
Он обнаружил, что далёкие галактики и целые ихколлективы движутся, удаляясь от нас во все стороны. Но так и должно выглядеть,в соответствии с предсказаниями Фридмана, общее расширение Вселенной.
Конечно, это не означает, что галактики разбегаютсяименно от нас. Иначе мы вернулись бы к старым воззрениям, к докоперниковойкартине мира с Землёй в центре. В действительности общее расширение Вселеннойпроисходит так, что все они удаляются друг от друга, и из любого места картинаэтого разбегания выглядит так, как мы видим её с нашей планеты.
Если Вселенная расширяется, то, значит, в далёкомпрошлом скопления были ближе друг к другу. Более того: из теории Фридманаследует, что пятнадцать — двадцать миллиардов лет назад ни звёзд, ни галактикещё не было и всё вещество было перемешано и сжато до колоссальной плотности.Это вещество было тогда и немыслимо горячим. Из такого особого состояния иначалось общее расширение, которое привело со временем к образованию Вселенной,какой мы видим и знаем её сейчас.
Общие представления о строении Вселенной складывалисьна протяжении всей истории астрономии. Однако только в нашем веке смоглапоявиться современная наука о строении и эволюции Вселенной — космология.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Мы знаем строение Вселенной в огромном объемепространства, для пересечения которого свету требуются миллиарды лет. Нопытливая мысль человека стремится проникнуть дальше. Что лежит за границаминаблюдаемой области мира? Бесконечна ли Вселенная по объему? И её расширение- почему оно началось и будет ли оно всегда продолжаться в будущем? А каковопроисхождение «скрытой» массы? И наконец, как зародилась разумная жизнь воВселенной ?
Есть ли она ещё где-нибудь кроме нашей планеты?Окончательные и полные ответы на эти вопросы пока отсутствуют.
Вселенная неисчерпаема. Неутомима и жажда знания,заставляющая людей задавать всё новые и новые вопросы о мире и настойчивоискать ответы на них.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
Космос: Сборник. “Научно — популярнаялитература” (Сост. Ю. И. Коптев и С. А. Никитин; Вступ. ст. академика Ю. А.Осипьяна; Оформл. и макет В. Итальянцева; Рис. Е. Азанова, Н. Котляровского,В. Цикоты. — Л.: Дет. лит.,1987. — 223 с., ил.)
И. А. Климишин. “Астрономия наших дней”- М.: «Наука».,1976. — 453 с.
А. Н. Томилин. “Небо Земли. Очерки поистории астрономии” (Научный редактор и автор предисловия докторфизико-математических наук К. Ф. Огородников. Рис. Т. Оболенской и Б.Стародубцева. Л., «Дет. лит.», 1974. — 334 с., ил.)
“Энциклопедический словарь юногоастронома” (Сост. Н. П. Ерпылев. — 2-е изд., перераб. и доп. — М.: Педагогика,1986. — 336с., ил.)
www.ronl.ru
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
Двойные звезды Двойные звезды — это две (иногда встречается три и более) звезды, обращающиеся вокруг общего центра тяжести (см. Рисунок). Существуют разные двойные звезды: бывают две похожие звезды в паре, а бывают разные (как правило, это красный гигант и белый карлик). Но, вне зависимости от их типа, эти звезды наиболее хорошо поддаются изучению: для них, в отличие от обычных звезд, анализируя их взаимодействие можно выяснить почти все параметры, включая массу, форму орбит и даже примерно выяснить характеристики близкорасположенных к ним звезд. Как правило, эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное. Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд. Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точки опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (или просто – двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже больше. Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно, называются видимыми двойными.
Открытие двойных звезд Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально (первая и них была открыта еще древними арабами) по изменению видимого блеска (тут опасно перепутать их с цефеидами) и близкому нахождению друг к другу. Иногда бывает, что две звезды случайно видны рядом, а на самом деле находятся на значительном расстоянии и не имеют общего центра тяжести (т.е. оптически двойные звезды), однако, это встречается довольно редко. Невооружённым глазом вблизи Мицара (средней звезды в ручке Большой Медведицы) видна более слабая звезда – Алькор. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором около 12?, а линейное расстояние между этими звёздами примерно 1,7 • 104 а. е. Это пример оптической двойной звезды: Мицар и Алькор рядом проектируются на небесную сферу, то есть, видны в одном направлении, но физически между собой не связаны. Если предположить, что Мицар и Алькор движутся вокруг общего центра масс, то период обращения составил бы около 2 • 106 лет! Обычно же звёзды, связанные силами тяготения (компоненты двойной системы) образуют более тесные пары, а периоды обращения их компонентов не превышают сотен лет, а иногда бывают значительно меньше. Также, когда одна из звезд не видна, можно определить что звезда двойная по траектории: траектория видимой звезды будет не прямая, а извилистая; причем по характеристикам этой траектории можно вычислить вторую звезду, как, например, это было в случае с Сириусом. Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ее положения. Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров, спектр обыкновенной звезды, вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкими нелями – так называемыми линиями поглощения. Точные цвета, на которых расположены эти линии, изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Это явление называется эффектом Допплера. Когда звезды двойной системы движутся по своим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. В результате линии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойная. Если оба участника двойной системы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два набора линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминировать, но регулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ее истинную двойную природу. В качестве примера рассмотрим звезду ? Близнецов (Кастор). Расстояние между компонентами (A и B) этой системы примерно равно 100 а. е., а период обращения – около 600 лет. Звёзды A и B Кастора в свою очередь тоже двойные, но их двойственность невозможно обнаружить при визуальных фотографических наблюдениях, потому что компоненты находятся на расстоянии всего лишь нескольких сотых долей астрономических единиц (соответственно малы и периоды обращения). Двойственность таких тесных пар выявляется лишь в результате исследования их спектров, в которых наблюдается периодическое раздвоение спектральных линий. Эффект Доплера позволяет объяснить раздвоение линий тем, что мы видим суммарный спектр, получающийся от наложения спектров звёзд, которые движутся в разных направлениях (одна из них удаляется от нас, а другая приближается). Нередко двойственность тесных пар звёзд можно выявить, изучая периодические изменения их блеска. Если направление от наблюдателя на центр масс двойной звезды проходит вблизи плоскости орбиты, то наблюдатель видит затмения, при которых одна звезда на время заслоняет другую. Такие звёзды называются затменными двойными или затменными переменными. По многократным наблюдениям затменной переменной звезды можно построить кривую блеска. Если сравнить звездные величины в минимуме и максимуме блеска. Измерив промежуток времени между двумя последовательными максимумами (или минимумами), найдём период изменения блеска. На рисунке 2 изображена кривая блеска типичной затменной переменной звезды ? Персея, названной арабами Алголем (глаз Дьявола). Из анализа кривых блеска затменных переменных звёзд можно определить ряд важнейших физических характеристик звёзд, например их радиусы. Измерение скоростей звезд двойной системы и применение закона тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд – это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее, в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.
Измерение параметров двойных звезд. Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя из законов Кеплера. По III закону Кеплера: ((m1+m2)P2)/((Mсолнца+ mЗемли)T2)=A3/a3, где m1 и m2 – массы звезд, P – их период обращения, T – один год, A – большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды, a - расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно найти сумму масс двойной звезды, то есть массу системы. Массу каждой из звезд по отдельности можно найти, зная расстояния каждой из звезд от их общего центра масс (x1,x2). Тогда x1/x2=m2/m1.Исследуя массы различных звезд, было выяснено, что их разброс не очень велик: от 40 масс Солнца до 1/4 массы Солнца. Остальные параметры двойных звезд (температура, яркость, светимость...) исследуются так же, как и у обычных.
Теплые двойные звезды В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействующие двойные системы – явление нередкое. Звезда переливается через край Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой. Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда – белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин – вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однажды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки – карликовые новые, – повторяющиеся через дни и месяцы. Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа. Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю. Белый карлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле. Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего, это нечто вроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликами называют целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла – мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее, количество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам астрономов не менее десятой части всех звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членом двойной системы, и его напарник - белый карлик под названием Сириус В. Рентгеновские двойные звезды В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды. Возможно, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивной звездой, масса которой превосходит солнечную в 10-20 раз, либо иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами. В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с большими массами материал устремляется прямо на нейтронную звезду - ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами. В одной из рентгеновских двойных систем, называемой А0620-00 удалось очень точно измерить массу компактной звезды (для этого использовались данные разных видов наблюдений). Она оказалась равной 16 массам Солнца, что намного превышает возможности нейтронных звезд. В другом двойном рентгеновском источнике, У404 Лебедя, есть черная дыра с массой не менее 6,З солнечной. Кроме черных дыр с массами, типичными для звезд, почти наверняка существуют и сверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падение вещества в черную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящей из ядер активных галактик.
Характерные примеры двойных звезд. ? Центавра. ? Центавра состоит из двух звезд — ? Центавра А и ? Центавра В. ? Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность. ? Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большей полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0 – 0,51). Период обращения – 78,8 года, большая полуось – 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр тяжести системы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скорость направлена к нам под углом 45o и составляет 31 км/c.
Сириус. Сириус, как и ? Центавра, тоже состоит из двух звезд – А и В, однако в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K). Масса Сириуса А – 2,5Mсолнца, Сириуса В – 0,96Mсолнца. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же, как Земля. Между тем масса у него почти такая же, как и у Солнца. Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность - около 10 59 0 кг/м 53 0. Существование газа такой плотности было объяснено таким образом: обычно предел плотности ставит размер атомов, являющихся системами, состоящими из ядра и электронной оболочки. При очень высокой температуре в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны становятся независимыми друг от друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это "крошево" из частиц может быть сжато гораздо сильнее, чем нейтральный газ. Теоретически допускается возможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер. При исследовании Сириуса, даже зная о существовании спутника, его долго не могли обнаружить из-за того, что его плотность в 75 тысяч раз больше, чем у Сириуса А, а следовательно, размер и светимость ? в 10 тысяч раз меньше. Это связано с тем, что атомы Сириуса B находятся в полностью ионизированном состоянии, а свет, как известно, излучается только при переходе электрона с орбиты на орбиту.
www.ronl.ru
