Код:

Lilitochka-club

Информация о пользователе

Привет, Гость! Войдите или зарегистрируйтесь.


Вы здесь » Lilitochka-club » Наука и жизнь » Звёздное небо


Звёздное небо

Сообщений 221 страница 240 из 1000

221

Самая яркая комета 20-го века

http://s42.radikal.ru/i096/1002/17/1a513f85931e.jpg

На основании сохранившихся записей нельзя судить о том, какая из наблюдавшихся в прошлом комет была самой яркой. Так как яркие кометы представляют собой очень протяженные небесные объекты, точно определить их яркость почти невозможно. Впечатления, получаемые наблюдателем от той или иной кометы, очень субъективны; они зависят от длины хвоста и от того, насколько темным было небо во время наблюдения. К самым ярким кометам XX столетия относятся так называемая  Большая январская комета 1910 года, дневная комета (C/1910 A1) (1910 г.),  Комета Галлея (1P/1909 R1)  (при появлении в том же 1910 г.), кометы Скьеллерупа — Маристани (C/1927 X1)  (1927г), Беннетта (C/1969 Y1) (1970г), Уэста (C/1975 V1) (1976г),  Хейла — Боппа (C/1995 O1) (1997г). Самые яркие кометы XIX века, - вероятно, "Большие кометы" 1811, 1861, и 1882 гг. Ранее очень яркие кометы были зарегистрированы в 1743, 1577, 1471 и 1402гг. Самое близкое к нам (и наиболее яркое) появление кометы Галлея было отмечено в 837г.

0

222

Вот на этом мы и заканчиваем обзор нашей Солнечной системы. Далее мы переходим к обзору остальной Вселенной.

0

223

Что такое звезда?

Маленькие мерцающие точки в темном ночном небе. Они, казалось, были там всегда. Сотни миллионов человек любуются прекрасными картинами таинственного звездного неба и чтобы восхищаться этим небосводом, совсем не обязательно знать физические характеристики звезд — это красота, в ее первозданном состоянии. Загадочность всегда окружала звезды, именно это влекло к ним тысячи ученых, дилетантов, магов и просто романтиков. Человек связывал со звездным небом свою судьбу, настоящее, прошлое и грядущее. Но если рассматривать звёзды как физические объекты, естественный путь к их познанию лежит через измерения и сопоставление свойств. Чем собственно и занимается современная наука – астрономия.

Хотя де Сент-Экзюпери говорил: «Вы проинтегрировали звезды, и они утратили свою загадочность и романтичность…», мы продолжаем изучать загадочный мир, к которому принадлежим.

Что же представляли для древних культур звезды?

Может это души, а может и боги, может это слезы богов, но никто не мог представить, что это небесные тела, похожи на наше солнце.

По всему миру создавались культы Луны и Солнца, и некоторых известных созвездий и звезд. Люди поклонялись им.

Древние египтяне считали, что, когда люди разгадают природу звезд – наступит конец света. Другие народы верили, что жизнь на земле прекратиться, как только созвездие Гончих Псов догонит Большую Медведицу. Вифлеемская звезда знаменовала приход Иисуса Христа, а звезда Полынь оповестит о конце света.

Все это красноречиво говорит об огромном значении для людей знаний о звездном небе. Например, одним из величайших астрономов древности был самараканец Улугбек, точность его наблюдений и расчетов была потрясающей, а все это происходило во времена, когда еще никто не задумывался о телескопах…далеком XV веке. Ученые современности даже засомневались в подлинности этих данных. Все древние культуры имели огромные обсерватории, в которых мудрецы или жрецы, шаманы или магистры вели свои наблюдения. Такие знания были крайне необходимы. Составлялись календари, прогнозы, гороскопы. Одним из интереснейших открытий для ученых стали календари, составленные древними Майя, жрецы древнего Египта были также одними из первых астрономов.

Но для внесения ясности нужно отметить, что в те далекие времена науки астрономии еще не существовало, это было лишь как одна из составляющих астрологии. Древние большое внимание уделяли на связь судеб человека и происходящего в мире с состоянием звездного неба.

Тайны приоткрывались с огромным трудом, а ответов становилось все меньше по сравнению с вопросами, которые порождали эти же ответы.

Человек – очень интересное существо. Он накапливает знания, полученные за много тысячелетий, но вместе с тем иногда забывает, что знания намного важнее войн и разрушений – так теряется очень много и современной науке нужно все начинать сначала.

Для человека очень важным было знать что в этом мире есть нечнто вечное – как звезды, люди думали, что они существовали всегда и никогда не изменялись. Но и это мнение оказалось ошибочным, уже ни для кого не секрет, что картина звездного неба уже не такая как 4-5 тысяч лет назад, звезды появляются и исчезают, и «передвигаются» по небосводу. У них есть своя жизнь. Передвижение звезд Сириус, Процион и Арктур, относительно других заметил в 1718 г. английский астроном Эдмунд Галлей. Это были ярчайшие звезды в небе, сейчас же установлено что такое передвижение – закономерность для всех звезд. Но, например, о том, что звезды меняют свой блеск знали еще древние греки. Наука Нового времени показала, что многим звездам присуще это свойство.

http://s56.radikal.ru/i154/1002/b2/8b0dc42691e7.jpg

0

224

Английский астроном Уильям Гершель в конце XVIII века предполагал, что все звезды излучают одинаковое количество света, а различие в видимой яркости обусловлены лишь не одинаковым удалением их от Земли. Но в 1837 г., когда измерили расстояние до ближайших звезд, его теория оказалась неверной.

Наша система оказалась в спокойной части галактики, вдали от горячих звезд и ярких светил, поэтому так долго ничего не удавалось узнать о звездах. Вследствие чего, ученые обратили взоры на ближайшую звезду – Солнце.

До середины XIX века считалось, что наружный слой Солнца горячий, а под ним скрывается холодная поверхность, изредка виднеющаяся через пятна – просветы в раскаленных солнечных облаках. Для объяснения этой гипотезы предполагалось, что на поверхность постоянно падали кометы и метеориты, которые передавали бы ему свою кинетическую энергию. Пробовали объяснить энерговыделение на Солнце привычным земным огнем – теплом, выделяющимся при химических реакциях. Но в таком случае весь запас солнечных «дров» выгорел бы за несколько тысяч лет. А даже древние знали, что светилу намного больше.

В 1853 г. немецкий физик Герман Гельмгольц предположил, что источник энергии звезд является их сжатие, ведь всем известно, что при сжатии газ нагревается. [Простым примером может служить обычный велосипедный насос, который нагревается при накачивании.] При этом на нагрев газа затрачивается не вся энергия, часть ее расходуется на излучение. Сжатие – это источник уже значительно более мощный, чем простое горение. Сжимающееся Солнце могло бы светить десятки миллионов лет. Но энергосистема Солнца непрерывно действует уже несколько миллиардов лет, и это факт уже доказан учеными.

Основными характеристиками звезды, которые могут быть тем или иным способом определены из наблюдений, это: мощность ее излучения (светимость), масса, радиус и химический состав атмосферы, а так же ее температура. При этом, зная еще некоторые дополнительные параметры можно рассчитать возраст звезды. Но к этому вернемся позже.

Жизненный путь звезды довольно сложен. В течение своей истории она разогревается до очень высоких температур и остывает до такой степени, что в сё атмосфере начинают образовываться пылинки. Звезда расширяется до грандиозных размеров, сравнимых с размерами орбиты Марса, и сжимается до нескольких десятков километров. Светимость её возрастает до огромных величин и падает почти до нуля.

Жизнь звезды не всегда протекает гладко. Картина её эволюции усложняется вращением, иногда очень быстрым, на пределе устойчивости (при быстром вращении центробежные силы стремятся разорвать звезду). Некоторые звёзды обладают скоростью вращения на поверхности 500 – 600 км/с. Для Солнца эта величина составляет около 2 км/с. Солнце – звезда относительно спокойная, но даже оно испытывает колебания с различными периодами, на его поверхности происходят взрывы и выбросы вещества. Активность некоторых других звёзд несравнимо выше. На определённых этапах своей эволюции звезда может стать переменной, начав регулярно менять свой блеск, сжиматься и опять расширяться. А иногда на звёздах происходят сильные взрывы. Когда взрываются самые массивные звёзды, их блеск на короткий срок может превысить блеск всех остальных звёзд галактики, вместе взятых.

В начале XX в., в основном благодаря трудам английского астрофизика Артура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звёздах как о раскалённых газовых шарах, заключающих в своих недрах источник энергии – термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось, что в звёздах могут синтезироваться и более тяжёлые химические элементы. Вещество, из которого сделана любая книга, также прошло через «термоядерную топку» и было выброшено в космическое пространство при взрыве породившей его звезды.

По современным представлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её начальной массой и химическим составом. Чему равна минимальная возможная масса звезды, с уверенностью мы сказать не можем. Дело в том, что маломассивные звёзды очень слабые объекты и наблюдать их довольно трудно. Теория звёздной эволюции утверждает, что в телах массой меньше чем семь-восемь 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. Одним из таких тусклых багрово-красных карликов является ближайшая к Солнцу звезда Проксима в созвездии Центавра.

http://i053.radikal.ru/1002/ac/5f14d1a56eb6.jpg

0

225

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. Звёзды, масса которых близка к предельной, обнаружены, например, в туманности Тарантул в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Есть они и в нашей Галактике. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звёзды могут взорваться как сверхновые (так называют взрывающиеся звёзды с большой энергией вспышки).

История изучения химического состава звёзд начинается с середины XIX в. Ещё в 1835 г. французский философ Огюст Конт писал, что химический состав звёзд навсегда останется для нас тайной. Но вскоре был применён метод спектрального анализа, который теперь позволяет узнать из чего состоят не только Солнце и близкие звёзды, но и самые удалённые галактики и квазары. Спектральный анализ дал неоспоримые доказательства физического единства мира. На звёздах не обнаружено ни одного неизвестного химического элемента. Единственный элемент – гелий был открыт сначала на Солнце и лишь потом на Земле. Но неизвестные на Земле физические состояния вещества (сильная ионизация, вырождение) наблюдаются именно в атмосферах и недрах звёзд.

Наиболее обильным элементом в звёздах является водород. Приблизительно втрое меньше содержится в них гелия. Правда, говоря о химическом составе звёзд, чаще всего имеют в виду содержание элементов тяжелее гелия. Доля тяжёлых элементов невелика (около 2%), но они, по выражению американского астрофизика Дэвида Грея, подобно щепотке соли в тарелке супа, придают особый вкус работе исследователя звёзд. От их количества во многом зависят и размер, и температура, и светимость звезды.

После водорода и гелия на звёздах наиболее распространены те же элементы, которые преобладают в химическом составе Земли: кислород, углерод, азот, железо и др. Химический состав оказался различным у звёзд разного возраста. В самых старых звёздах доля элементов тяжелее гелия значительно меньше, чем на Солнце. В некоторых звёздах содержание железа меньше солнечного в сотни и тысячи раз. А вот звёзд, где этих элементов было бы больше, чем на Солнце, сравнительно немного. Эти звёзды (многие из них двойные), как правило, являются необычными и по другим параметрам: температуре, напряжённости магнитного поля, скорости вращения. Некоторые звёзды выделяются по содержанию какого-нибудь одного элемента или группы элементов. Таковы, например, бариевые или ртутно-марганцевые звёзды. Причины подобных аномалий пока малопонятны. На первый взгляд может показаться, что исследование этих малых добавок немного дает для понимания эволюции звезд. Но на самом деле это не так. Химические элементы тяжелее гелия образовались в результате термоядерных и ядерных реакций в недрах очень массивных звёзд, при вспышках новых и сверхновых звёзд предыдущих поколений. Изучение зависимости химического состава от возраста звёзд позволяет пролить свет на историю их образования в различные эпохи, на химическую эволюцию Вселенной в целом.

Важную роль в жизни звезды играет её магнитное поле. С магнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна, вспышки, факелы и др. На звёздах, магнитное поле которых значительно сильнее солнечного, эти процессы протекают с большей интенсивностью. В частности, переменность блеска некоторых таких звёзд объясняют появлением пятен, аналогичных солнечным, но закрывающих десятки процентов их поверхности. Однако физические механизмы, обусловливающие активность звёзд, ещё не до конца изучены. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают на компактных звёздных остатках – белых карликах и особенно нейтронных звёздах.

За период немногим более двух столетий представление о звёздах изменилось кардинально. Из непостижимо далёких и равнодушных светящихся точек на небе они превратились в предмет всестороннего физического исследования. Как бы отвечая на упрек де Сент-Экзюпери, взгляд на эту проблему выразил американский физик Ричард Фейнман: «Поэты утверждают, что наука лишает звёзды красоты. Для нее звезды – просто газовые шары. Совсем не просто. Я тоже любуюсь звёздами и чувствую их красоту. Вот только кто из нас видит больше?»

Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы получили возможность исследовать не только видимое, но и невидимое глазу излучение звезд. Сейчас уже многое известно об их строении и эволюции, хотя немало остается и непонятного.

Еще впереди то время, когда исполниться мечта создателя современной науки о звездах Артура Эддингтона и мы, наконец «сможем понять такую простую вещь, как звезда».

http://i074.radikal.ru/1002/ea/2aaad8f245d9.jpg

0

226

Спектральный класс
http://i059.radikal.ru/1002/a6/dd844903ea0e.jpg

Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.

В начальном приближении, сплошной спектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела с температурой, равной температуре её фотосферы, которую можно оценить по закону смещения Вина, но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков спектра межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая спектроскопия, позволяющая наблюдать в спектрах звёзд линии поглощения, имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Для некоторых типов звёзд в спектрах наблюдаются и линии испускания.

Класс     Температура К                              Цвет

О            30 000-60 000                              голубой
В            10 000-30 000                              бело-голубой,белый
А            7500-10 000                                 белый
F             6000-7500                                   жёлто-белый
G             5000-6000                                   жёлтый
К             3500-5000                                   оранжевый
М             2000-3500                                   красный

Внутри  каждого класса звёзды делятся ещё на 9 степеней. Т.е. при обозначении  спектрального класса звезды обычно пишется класс О4 или М5,в зависимости от температуры и силы свечения.

Наше Солнце относится к классу G2
Это заурядная рядовая звезда на окраине галактики. Жёлтый карлик.

Спектральные классы легко запоминаются по фразам:

О Вe А Fine Girl Kiss  Me.
Или на русском:

Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь.

0

227

Делия написал(а):

Это заурядная рядовая звезда на окраине галактики. Жёлтый карлик.

Хорош карлик. Заурядный.http://s53.radikal.ru/i140/0906/bd/bb9cc2468c68.gif Тогда, что есть - гигант?

0

228

Laura написал(а):

Тогда, что есть - гигант?

А гигант занял бы всё пространство вплоть до орбиты Сатурна. Когда-нибудь,эдак через 4 миллиона лет,и наше солнышко распухнет до такой величины. Увы,это судьба всех звёзд. Либо красный гигант,либо нейтронная звезда.

Laura написал(а):

Крылья в стирке. Нимб на подзарядке.

Классная подпись. Я хохотала до слёз! http://i051.radikal.ru/0906/96/fdd72f36a931.gif

0

229

Делия написал(а):

Классная подпись. Я хохотала до слёз!

http://s58.radikal.ru/i161/0906/e6/4bc0a24d9f48.gif Мне тоже понравилась. Еще концовка-подпись была после всего. Ангел. Но я по сромности своей решила опустить такую мелочь. И так ясно, правда ведь?http://i005.radikal.ru/0906/e1/5b5db54f6406.gif

0

230

Звезда снаружи и внутри

Древние считали что звезды – нечто вечное и постоянные, хотя и наблюдали за некоторыми изменение их светимости. На сегодняшний день уже достоверно известно, что не все звезды одинаковы. Более того они тоже эволюционируют. Их жизнь можно сравнить с жизнью человека. И всегда все начинается с рождения и заканчивается смертью. Но смерть звезды это нечто другое – после смерти она дает энергию и материал для рождения новых звезд. Так что еще раз можно убедиться в справедливости выражения: «Ничто не вечно…»
Чтобы лучше изучить строение ученым понадобилось очень много времени. Как говорилось в одной из статей: наша система находится в относительно спокойной части галактики. А ближайшей к нам звездой, за которой можно было так или иначе наблюдать, было Солнце. Но даже сейчас можно только с определенной точностью говорить о внутреннем строении звезд.

Для анализа развития звезды очень важно знать ее внутреннюю структуру. Фактически, зная состав можно предположить как будут со временем изменятся внешние параметры такого небесного тела. К внешним параметрам можно отнести, конечно же, размер, массу и светимость.

Давайте попробуем выяснить, какие же процессы протекают в глубинах звездной массы.

Теперь на помощь астрономам приходят химики и физики. Внутреннее строение – это химический состав, смесь газов, которые образуют ту или иную звезду. Но даже такой простой вопрос может вызвать множество вариантов ответов. Ведь мы можем наблюдать только внешние слои звезд, которые принято называть атмосферой. Внутреннее строение нам недоступно – ни увидеть, ни проникнуть в глубь звезды мы, увы, не можем. Прежде всего, нам препятствует температура, даже известные фантасты не предлагали человечеству такой материал, чтобы он мог выдержать столь значительный нагрев, а тем более защитить от него человека.

Приходится применять не прямые методы изучения: компьютерное моделирование, лабораторные условия, математические расчеты, физико-химическое моделирование. А знать нам нужно не так уж много – температуру, плотность, давление и химический состав звезды.

Как же поступают современные ученые? Это очень просто – применяются известные законы физики и механики для определения необходимых параметров по данным, полученным об атмосферах звезд. И ко всему, считается, что звезды состоят из таких же химических элементов, которые встречаются на Земле. И вот нам и пригодятся все знания в области химии для моделирования процессов, происходящих в недрах звезд. Лабораторные условия исследования, конечно, далеко не соответствуют реальным, но так можно узнать очень многое. Элементарные частицы одинаковы во всей вселенной – протоны, электроны и нейтроны – их свойства должны быть одинаковы, хотя не исключено, что могут встречаться и аномалии.

Наблюдения показывают, что большинство звёзд устойчивы, т. е. они заметно не расширяются и не сжимаются в течение длительных промежутков времени. Как устойчивое тело звезда может существовать только в том случае, если все действующие на её вещество внутренние силы уравновешиваются. Какие же это силы?

Звезда – раскалённый газовый шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объём. Это стремление вызвано давлением газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой же точке ей противодействует другая сила – сила тяжести вышележащих слоев, пытающаяся сжать звезду. Однако ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с глубиной вес вышележащих слоёв увеличивается, то давление, а, следовательно, и температура возрастают к центру звезды.

http://s005.radikal.ru/i209/1002/b1/1169b70ea44e.jpg

0

231

Звезда излучает энергию, вырабатываемую в её недрах. Температура в звезде распределена так, что в любом слое в каждый момент времени энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется энергии, отдаваемой слою вышележащему. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться её поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется ещё и давление излучения.

Лучи, испускаемые звездой, получают свою энергию в недрах, где располагается её источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звёздное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются уже в других направлениях. Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную зигзагообразную кривую. Иногда он «блуждает» многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду.

Излучение, покидающее поверхность звезды, качественно (но не количественно) отличается от излучения, рождающегося в источнике звёздной энергии. По мере движения наружу длина волны света увеличивается. Поверхность Солнца, например, излучает в основном световые и инфракрасные лучи, а в его недрах возникает коротковолновое рентгеновское и гамма-излучение. Давление излучения для Солнца и подобных ему звёзд составляет лишь очень малую долю от давления газа, но для гигантских звёзд оно значительно.

Оценки температуры и плотности в недрах звёзд получают теоретическим путём, исходя из известной массы звезды и мощности её излучения, на основании газовых законов физики и закона всемирного тяготения. Определённые таким образом температуры в центральных областях звёзд составляют от 10 млн. градусов для звёзд легче Солнца до 30 млн. градусов для гигантских звёзд. Температура в центре Солнца — около 15 млн. градусов.

0

232

При таких температурах вещество в звёздных недрах почти полностью ионизовано. Атомы химических элементов теряют свои электронные оболочки. Вещество состоит только из атомных ядер и отдельных электронов. Поскольку поперечник атомного ядра в десятки тысяч раз меньше поперечника целого атома, то в объёме, вмещающем всего десяток целых атомов, могут свободно уместиться многие миллиарды атомных ядер и отдельных электронов. При этом расстояния между частицами вопреки высокой плотности будут всё ещё велики по сравнению с их размерами. Вот почему вещество, плотность которого в центре Солнца в 100 раз превышает плотность воды, – более плотное, чем любое твёрдое тело на Земле! — тем не менее, обладает всеми свойствами идеального газа.

Температура внутри звезды тем ниже, чем больше концентрация частиц в газе, т. е. чем меньше его средняя молекулярная масса. Средняя молекулярная масса газа, состоящего из атомов водорода, равна 1, из атомов гелия – 4, натрия – 23, железа – 56. В ионизованном газе число частиц увеличивается за счёт электронов, а общая масса вещества сохраняется неизменной. Поэтому молекулярная масса ионизованного водорода будет 1/2 (две частицы: протон и электрон), ионизованного гелия – 4/3, натрия – 23/12 = 1,92, железа – 56/27 = 2,07. Таким образом, в звёздном веществе все химические элементы, за исключением водорода и гелия, имеют среднюю молекулярную массу, равную примерно 2.

Чем больше водорода и гелия по сравнению с более тяжёлыми элементами, тем ниже температура в центре звезды. Чисто водородное Солнце, например, имело бы температуру в центре 10 млн. градусов, гелиевое 26 млн. градусов, а состоящее целиком из более тяжёлых элементов – 40 млн. градусов.

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 светимости не совпадут. Данный состав и считается близким к реальному. Оказалось, что для большинства звёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы.

Определение химического состава и физических условий в центральных частях звёзд позволило решить вопрос об источниках звёздной энергии. При температуре 10-30 млн. градусов и наличии большого числа ядер водорода протекают термоядерные реакции, в результате образуются ядра различных химических элементов. Не все возможные ядерные реакции годятся на роль источников звёздной энергии, а только такие, которые выделяют достаточно большую энергию и могут продолжаться в течение нескольких миллиардов лет жизни звезды.

После длительных поисков было установлено, что звёзды большую часть своей жизни светят за счёт совершающихся в них преобразований четырёх ядер водорода (протонов) в одно ядро гелия. Масса четырёх протонов больше массы ядра гелия, этот избыток массы и превращается в энергию в термоядерных реакциях. Такая реакция идёт медленно и поддерживает свечение звезды на протяжении миллиардов лет.

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.

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 составит конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет при этом равновесие. Источник энергии находится в конвективном ядре. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, зато объём уменьшается.

http://s003.radikal.ru/i203/1002/a9/8f98b4922203.jpg

0

233

Конец жизненного пути звезды

Большую часть своей жизни звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость (диаграммы Герцшпрунга-Ресселла). Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени.

Именно поэтому большинство звёзд, наблюдаемых в нашей Галактике, — скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Дальнейшая судьба звезды полностью определяется её массой. Каков же будет срок жизни звезды? Иначе говоря, сколько времени она проведёт на главной последовательности? Ответить на данный вопрос не представляет труда, если знать механизм выделения энергии в звезде. Для звёзд главной последовательности это термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Как известно из ядерной физики, освобождаемая при этом энергия равна примерно 0,1% от энергии покоя вещества Е = mс2 . Здесь m — масса вещества, с — скорость света. Соотношение Е = mс2 было установлено Альбертом Эйнштейном в 1917 г.
Таким образом, полный запас термоядерной энергии в звезде составляет 0,001 Мяс2, где Мя — масса ядра звезды, в котором и происходят термоядерные реакции (именно там создаются пригодные для них условия). Из наблюдений астрономы знают и скорость потери энергии звездой — её светимость (L). Для Солнца эта величина равна 4•1026 Вт.

Учитывая, что масса ядра звезды пропорциональна её полной массе (М), путём расчётов получаем приблизительное соотношение: продолжительность превращения водорода в гелий равна 10 M/L млрд. лет, где масса М и светимость L звезды выражены в массах и светимостях Солнца. Для звёзд с массой, близкой к солнечной, L = М4 (это следует из наблюдений). Отсюда находим, что время их жизни 10/М3 млрд. лет.

Теперь ясно, что звёзды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звёзд составляет «всего» несколько миллионов лет! Для подавляющего же большинства звёзд время жизни сравнимо или даже превышает возраст Вселенной (около 15 млрд. лет).

Теперь мы подошли к основному вопросу: во что превращаются звёзды в конце жизни и как проявляют себя их остатки? Звёзды разной массы приходят в итоге к одному из трёх состояний: белые карлики, нейтронные звёзды или чёрные дыры.

http://s001.radikal.ru/i195/1002/b4/694c39b2833d.jpg

Газовый кокон вокруг умирающей звезды (белого карлика) в туманности Кошачий Глаз

0

234

Делия
так много интересной информации.
спасибо большое. http://i016.radikal.ru/0906/f9/4a4e4b353689.gif

0

235

Делия спасибо. много унтересного для себя нашла http://i051.radikal.ru/0906/96/fdd72f36a931.gif

0

236

Будущее Солнца

После «выгорания» термоядерного топлива в звезде, масса которой сравнима с массой Солнца, в центральной её части (ядре) плотность вещества становится настолько высокой, что свойства газа кардинально меняются. Подобный газ называется вырожденным, а звёзды, из него состоящие, — вырожденными звёздами.

После образования вырожденного ядра термоядерное горение продолжается в источнике вокруг него, имеющем форму шарового слоя. При этом звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Оболочка красного гиганта достигает колоссальных размеров — в сотни радиусов Солнца — и за время порядка 10-100 тыс. лет рассеивается в пространство. Сброшенная оболочка иногда видна как планетарная туманность. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белый карлик, в котором силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа, обеспечивая тем самым устойчивость звезды. При массе около солнечной радиус белого карлика составляет всего несколько тысяч километров. Средняя плотность вещества в нём часто превышает 109 кг/м3 (тонну на кубический сантиметр!).

Ядерные реакции внутри белого карлика не идут, а свечение происходит за счёт медленного остывания. Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тыс. кельвинов образуют кристаллическую решётку. Образно говоря, белые карлики — это гигантские горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается, и звезда перестаёт быть белой (по цвету) — это скорее уже бурый или коричневый карлик.

Масса белых карликов не может превышать некоторого значения – это так называемый предел Чандрасекара (по имени американского астрофизика, индийца по происхождению, Субрахманьяна Чандрасекара), он равен примерно 1,4 массы Солнца. Если масса звезды больше, давление вырожденных электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды происходит катастрофическое сжатие белого карлика — коллапс. В ходе коллапса плотность резко растёт, протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны (это называется нейтронизацией вещества), а освобождаемую гравитационную энергию уносят в основном нейтрино (см. статью «Взрывающиеся звёзды»). Чем же заканчивается этот процесс? По современным представлениям, коллапс может либо остановиться при достижении плотностей порядка 1017 кг/м3, когда нейтроны сами становятся вырожденными, — и тогда образуется нейтронная звезда; либо выделяемая энергия полностью разрушает белый карлик — и коллапс по сути дела превращается во взрыв.

http://s005.radikal.ru/i209/1002/92/bcc2f92526a9.jpg

0

237

Астрономические единицы расстояний

Световой год (св. г., ly) — расстояние, проходимое светом за год, приблизительно равное 10в 13 степени километров.

Скорость света- приблизительно 300 000 000 км/сек.

Парсек - 3,26 светового года

0

238

Звездные пары

Некоторые звёзды видны на небесной сфере буквально рядом друг с другом. Это, конечно, ещё не означает, что эти звёзды реально соседствуют в пространстве: они мот быть расположены почти в одном и том же направлении от нас, но на расстояниях, очень больших друг относительно друга. Тогда говорят об оптически двойных звездах. Но в мире звёзд существуют и реальные соседи, находящиеся близко друг к другу и движущиеся под действием взаимного тяготения. Это — физически двойные и кратные системы.
Вопрос о том, является ли видимая близость звёзд реальной или только кажущейся, может быть решён при помощи наблюдений. Наблюдая какую-нибудь звёздную пару в течение многих лет, иногда удаётся заметить изменение взаимного положения звёзд, связанное с их обращением вокруг общего центра.

Когда такие перемещения слишком медленны, используют другой способ: измеряют собственные движения звёзд пары, иными словами, изменение взаимного положения звёзд на небе, происходящее вследствие их движения в пространстве. Это очень маленькие величины, но современные приборы позволяют астрономам их измерять. Если собственные движения двух близких звёзд совпадают, считается, что звёзды образуют физическую систему, так как случайное совпадение их скоростей по величине и по направлению слишком маловероятно.

http://s09.radikal.ru/i182/1002/3f/02c2fe3d9932.jpg

Полярная звезда

Именно этим способом удалось показать, что физической системой являются звёзды из «ручки» Ковша Большой Медведицы — Мицар и Алькор (их ещё называют Конь и Всадник). Это редкий пример двойной звезды, различимой невооружённым глазом. Впрочем, в телескоп видно, что и сам Мицар разделяется на две звездочки, а спектральные исследования показывают, что каждая из них тоже не является одиночной.

Полевой бинокль, зрительная труба, небольшой телескоп открывают взору сотни красивых звёздных пар: Лебедя (Альбирео) — большая оранжевая и маленькая ярко-голубая звёздочка; Гончих Псов (Сердце Карла) — желтая и фиолетовая; Скорпиона (Антарес) — красная и бирюзовая... Звёзд-одиночек вроде нашего Солнца (у него есть планеты, но нет звезды-спутника) в Галактике меньшинство.

Искусным первооткрывателем двойных звёзд, о котором пророчествовал Кеплер, стал Уильям Гершель. Он обнаружил тысячи звёздных пар и доказал в 1803 г., что это действительно близкие звёзды, связанные узами тяготения. В XIX в. основатель Пулковской обсерватории Василий Яковлевич Струве открыл и занёс в каталоги 3100 пар звёзд, а сегодня их известно уже более 70 тыс.

Двойной оказалась и ярчайшая звезда неба Сириус, Центавра – ближайшая соседка нашего Солнца — тройная звезда, золотистая Капелла состоит из четырёх жёлтых и красноватых звёзд, а Кастор в созвездии Близнецов — шестикратная звезда. Любая звёздная пара — это сестры-двойняшки. Так же, как солнца-одиночки, двойные и кратные звёзды сформировались из сгустков межзвёздного 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 или на Юпитере. Вращательное движение препятствует прямому сжатию звезды, и образуется двойной, тройной «газоворот». Так рождается звёздная двойня, тройня...

Новорождённая пара звёзд, надёжно связанная силами притяжения, кружится около общего центра масс, словно танцевальная пара на льду. 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 кружат совсем рядом, завершая год за считанные минуты. Тесные пары даже в самый большой телескоп сливаются в точку, но о том, что звезда двойная, можно иногда узнать другими способами, например по анализу спектра. Время обращения пары звёзд зависит не только от расстояния, но и от их масс. Чем массивнее звёзды, тем быстрее кружение. Кстати, наблюдение за движением пары — это пока единственный прямой способ «взвесить» звёзды.

0

239

Вращение звёзд в паре наиболее устойчиво. И если слишком близко к ним оказывается третья, то совместными гравитационными усилиями парочка отшвыривает чужака чаще всего прочь и навсегда, реже — на более далёкую орбиту. «Третий должен уйти!» Поэтому в тройных звёздах третья всегда далеко отстоит от пары. Когда же больше трех звёзд входят в одну систему, то они, как правило, объединяются по парам. К примеру, две широко разнесённые пары образуют четверную систему  Лиры. А если такую четвёрку на большом расстоянии обходит ещё одна тесная пара, то складывается (как в случае Кастора) шестикратная система.

«Похожи как близнецы» — это выражение часто совсем не подходит для двойных и кратных звёзд. Нередко напарницы различны не только по цвету (а значит, 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! Хороши же близнецы! И тем не менее Антарес А и Антарес В — сестры-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.

http://s002.radikal.ru/i199/1002/29/dccdfea1862e.jpg

Звездная пара Сириус А и Сириус В в созвездии Большого Пса

В Галактике много таких пар, где одна из звезд уже состарилась, а другая ещё полна сил. Например, Сириус из созвездия Большого Пса. Сириус А — нормальная белая звезда, почти вдвое больше и в 20 раз ярче Солнца. А его спутник — Сириус В (астрономы дали ему прозвище Щенок за то, что он в 10 тыс. раз слабее Сириуса А) — отгоревшая звезда. Но раньше, когда в Сириусе В горел водород, он тоже был нормальной звездой, более массивной, чем Сириус А. Он был потрясающе ярок, и неизвестно, какую из них люди назвали бы Щенком, если бы они тогда жили на Земле!

Тесные пары звёзд очень интересны и чрезвычайно загадочны. Прежде всего, потому, что их двойственность не видна ни в один телескоп. Звезда бета Персея с давних пор получила настораживающее название Алголь, что по-арабски значит «звезда дьявола», — не потому ли, что переменная? Двое с половиной суток Алголь светит ровно, не меняясь, но потом звезда быстро меркнет, а через пару часов так же быстро разгорается. Каждые 68 ч 49 мин падение блеска повторяется вновь и вновь. Причина изменения яркости Алголя теперь понятна. Алголь — двойная система. Вокруг большой голубоватой звезды светимостью 250 солнц движется оранжевая звезда внушительных размеров, но более тусклая. Орбита оранжевой звезды расположена так, что, пробегая периодически между главной звездой и нами, она затмевает голубую — и Алголь меркнет. Открыто много таких затменно-переменных звёзд, или алголей. Но Алголь среди них самая заметная.

0

240

http://s001.radikal.ru/i196/1002/9f/7ad43cf01c98.jpg

А теперь присмотримся к этой паре повнимательнее. Какая из звёзд массивнее? Голубая, конечно, ведь вокруг неё обращается тусклый гигант. А какая из звёзд дальше ушла по жизни? Оранжевая — у неё идёт «старческое распухание». Парочки Алголя похожа на Антарес, но здесь всё «не как у людей». Как же получилось, что лёгкая звезда состарилась раньше массивной? Ответ даёт другая пара — затменно-переменная звезда Шелиак, или бета  Лиры. Звезды Шелиака не шары. Силами взаимного притяжения они вытянуты навстречу друг другу. Миниатюрная желтоватая «дынька» кружит около громадной голубоватой «груши». Но самое удивительное в том, что с макушки груши к дыньке непрерывно течет мощная струя газа. Ну, кто еще в пустынной Галактике, кроме родной сестры, поделится с тобой звёздной пищей? Жаль, конечно, что большая часть струи отклоняется в сторону, мимо дыньки, замыкая огромное кольцо вокруг пары звёзд. Газовый «бублик» быстро рассеялся бы, если бы его не питали новые и новые потоки газа.

Сброс вещества звезды — явление кратковременное, как выброс закипающего молока из кастрюли. Массивная звезда под старость словно закипает, вздувается, как молочная пена, а тут рядом сестрица со своим притяжением успевает что-то слизнуть. Так вот, в паре Алголя всё уже «откипело», и сосунок превратился в главную звезду, а кормилица — в спутник. Конечно, можно сбросить массу, но разве сбросить старость?

http://s004.radikal.ru/i205/1002/a7/56b149bbbb51.jpg

Бета Лира (рисунок)

0


Вы здесь » Lilitochka-club » Наука и жизнь » Звёздное небо


Рейтинг форумов | Создать форум бесплатно © 2007–2016 «QuadroSystems» LLC