Изучение звезд и их характеристик имеет древние корни. Наука об астрономии развивалась тысячелетиями, и современные исследования делают её ещё более интересной. Важной характеристикой звезд является их звездная величина. Ранее считалось, что все звезды находятся на одинаковом расстоянии, и чем ярче звезда, тем она больше. Однако это представление было уточнено, и теперь известно, что звездная величина характеризует блеск звезды, а не её размеры.
Шкала звездных величин
Шкала звездных величин сохранилась и была уточнена. Наиболее яркие звезды отнесены к звездам первой величины (1m), а самые слабые — к шестой (6m).
Но сейчас для более точной оценки используются и дробные звездные величины, такие как 2,3m или 7,1m. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6m в 100 раз, а светила с нулевыми и отрицательными звездными величинами имеют ещё больший блеск.
Однако видимые звездные величины не дать представления о светимости звезд из-за различных расстояний до них. Поэтому используется понятие «абсолютная звездная величина», которая отражает блеск звезд, если бы они находились на одинаковом расстоянии (10 пк).
Это понятие позволяет более точно оценить светимость звезд.
Расстояние до звезд
Для определения расстояний до ближайших звезд применяется метод параллакса (величина углового смещения предмета).
Угол (p), под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты (a), расположенный перпендикулярно направлению на звезду, называется годичным параллаксом. Расстояние до звезды можно вычислить по формуле
r = a/sinp
Расстояние до звезды, соответствующее параллаксу в 1 называется парсеком.
Однако годичные параллаксы можно определить только у ближайших звезд, расположенных не далее нескольких сотен парсек. Но обнаружилась статистическая зависимость между видом спектра звезды и абсолютной звездной величиной. Таким образом по виду спектра оценивают абсолютные звездные величины, а затем, сравнивая их с видимыми звездными величинами, вычисляют и расстояния до звезд и параллаксы. Параллаксы, определенные таким образом, называются спектральными параллаксами.
Светимость
Одни звезды кажутся нам более яркими, другие более слабыми. Но это еще не говорит об истинной мощности излучения звезд, так как они находятся на разных расстояниях. Таким образом видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния. Истинной характеристикой служит светимость, то есть полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени. Светимости звезд крайне разнообразны. У одной из звезд-гигантов — S Золотой Рыбы — светимость в 500000 раз больше солнечной, а светимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше.
Звездное небо 2, 3, 4, 5, 6, 7 класс
... примете, желание, загаданное на падающую звезду, обязательно исполнится! ` Звездное небо Популярные сочинения Относиться к цветам с неприязнью ... случайно посмотришь на ночное небо, усеянное мерцающими звездами? В первую очередь, конечно, о совершенстве данного творения, ... цивилизациями будущего! Ведь те звезды, свет которых мы видим теперь – лишь призраки звезд, существовавших века назад! Большинство ...
Если известна абсолютная звездная величина, то можно вычислить светимость любой звезды по формуле
lg L = 0,4(Ma -M)
где: L — светимость звезды,
M — ее абсолютная звездная величина, а
Ma — абсолютная звездная величина Солнца.
Масса звезд
Еще одна важная характеристика звезды — ее масса. Массы звезд различны, но, в отличие от светимостей и размеров, различны в сравнительно узких пределах. Основной метод определения масс звезд дает исследование двойных звезд. На основе закона Всемирного тяготения и законов Кеплера, обобщенных Ньютоном, была выведена формула
a3
M1 + M2 = p3 r2
В данном исследовании рассматривается зависимость между массой главной звезды (М1) и ее спутника (М2), периодом обращения спутника (P) и большой полуосью земной орбиты (а).
Ранее было обнаружено, что светимость звезд увеличивается пропорционально кубу их массы, что позволяет определить массы одиночных звезд, для которых невозможно вычислить массу непосредственно из наблюдений.
Спектральная классификация
Спектры звезд являются важным инструментом для определения их физических свойств. По спектру звезды можно узнать ее светимость, температуру, размер, химический состав атмосферы, скорость движения и вращения, а также наличие спутников.
Существует гарвардская классификация звезд с буквенными обозначениями классов, начиная от О до М, отражающая их падающую температуру. Например, звезды класса О и В относятся к голубоватым, а звезды класса М красным.
Значительное количество описанных звезд принадлежит последовательности от О до М, однако существуют и другие разновидности красных звезд с различными химическими особенностями.
Звезды-гиганты и звезды-карлики
Среди звезд встречаются гиганты и карлики. Самые большие среди них — красные гиганты, которые, несмотря на свое слабое излучение с квадратного метра поверхности, светят в 50000 раз мощнее Солнца. Самые крупные гиганты в 2400 раз больше Солнца. Внутри у них могла бы разместиться наша Солнечная система вплоть до орбиты Сатурна. Сириус — это одна из белых звезд, он светит в 24 раза мощнее Солнца, он примерно вдвое больше Солнца в диаметре.
Но существует множество звезд карликов. Это в основном красные карлики с диаметром в половину и даже в одну пятую диаметра нашего Солнца. Солнце по своему размеру является средней звездой, таких звезд в нашей галактике миллиарды.
Особое место занимают среди звезд белые карлики. Но о них будет рассказано позже, как о конечной стадии эволюции обычной звезды.
Переменные звезды
Переменные звезды — звезды, у которых меняется блеск. У некоторых звезд это происходит периодически, у других наблюдается беспорядочное изменение блеска. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия. В пределах одного созвездия переменным звездам присваивается последовательно одна латинская буква, комбинация из двух букв либо буква V с номером. Например, S Car, RT Per, V557 Sgr.
Дорога к звёздам начинается на Земле
... по схеме самолета типа «бесхвостка» с треугольным крылом переменной стреловидности, имеет аэродинамические , работающие при посадке после ... приземлении отказала система парашютов, и корабль на огромной скорости врезался в землю. Эти катастрофы замедлили выполнение космических ... Дирижабль «Норвегия» доставил первооткрывателей Амундсена и Нобели к северному полюсу. Во времена мировых войн, стремительно ...
Переменные звезды делятся на три большие класса: пульсирующие, эруптивные и затменные.
Пульсирующие звезды обладают плавными изменениями блеска, вызванными периодическим изменением радиуса и температуры поверхности. Периоды пульсирующих звезд варьируются от долей дня (звезды типа RR Лиры) до десятков (цефеиды) и сотен дней (мириды — звезды типа Мира Кита).
Открыто около 14 тысяч пульсирующих звезд.
Второй класс переменных звезд — это взрывные, или эруптивные звезды, например, сверхновые, новые, повторные новые, звезды типа И Близнецов, новоподобные и симбиотические звёзды, а также молодые быстрые переменные звезды, звезды типа ИV Кита и их родственники. Количество обнаруженных эруптивных переменных звезд превышает 2000.
Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, поскольку изменение их видимого блеска вызвано физическими процессами, протекающими на них. При этом меняется температура, цвет, а иногда и размер звёзды.
Цефеиды — это один из наиболее интересных типов физических переменных звезд. Они представляют собой звезды-гиганты и сверхгиганты с большой светимостью. Особенностью цефеид является их периодическое изменение блеска. Например, звезда d Цефея имеет период изменения блеска в 5 дней и 8 часов, при этом ее блеск возрастает быстрее, чем ослабевает после максимума. Спектральные наблюдения также показывают изменения лучевых скоростей и спектрального класса данной звезды, а также изменение ее цвета. Важной характеристикой цефеид является зависимость светимости от периода: чем больше период блеска цефеиды, тем больше ее светимость. Изучение цефеид имеет большое значение для понимания эволюции звезд и помогает определить расстояние до других галактик.
Мириды — другой тип правильных переменных звезд, представляющие собой долгопериодичные звезды М-спектрального класса. Они пульсируют очень медленно, с периодами от 80 до 1000 суток. Изменение светимости в визуальных лучах у миридов происходит от 10 до 2500 раз, хотя общая излучаемая энергия меняется лишь в 2-2,5 раза. Изучение миридов также имеет важное значение для понимания жизненного цикла звезд и позволяет измерять расстояния до других галактик, благодаря их светимости.
Теперь обратим внимание на третий класс переменных звезд — затменные переменные. Это двойные системы, у которых плоскость орбиты параллельна лучу зрения. При движении звезд вокруг общего центра масс они периодически затмевают друг друга, что вызывает колебания их блеска. Вне затмений свет доходит до наблюдателя от обоих компонентов, во время же затмения свет затмевающего компонента уменьшает светимость системы. В случае тесных систем изменения светимости могут быть обусловлены также искажениями формы звезд. Периоды затменных переменных звезд варьируются от нескольких часов до десятков лет.
Существует три основных типа затменных переменных звезд. Первый тип — это переменные звезды типа Алголя (b Персея).
Строковый тип данных в языке Pascal
... переменной процедурой assign. Если файловая переменная не указана, происходит обращение к стандартным устройствам input и output. В данной курсовой работе мы рассмотрим основные типы данных, в том числе и строковые типы данных, ...
У этих звезд компоненты имеют шарообразную форму, и размеры звезды-спутника больше, а светимость меньше главной звезды. Оба компонента имеют либо белый цвет, либо главная звезда белого цвета, а звезда-спутник желтого. В периоды отсутствия затмений блеск звезды практически постоянен. При затмении главной звезды блеск резко уменьшается (главный минимум), а при заходе спутника за главную звезду уменьшение блеска незначительно (вторичный минимум) или совсем не наблюдается. Анализируя кривую блеска, можно вычислить радиусы и светимости компонентов.
Второй тип затменных переменных звезд — звезды типа b Лиры. Их блеск плавно и непрерывно меняется в пределах примерно двух звездных величин. Между главными минимумами обязательно наступает менее глубокий вторичный минимум. Периоды переменности варьируются от полусуток до нескольких суток. Компоненты этих звезд — массивные голубовато-белые и белые гиганты спектральных классов В и А. Из-за их значительной массы и относительной близости друг к другу оба компонента подвержены сильному приливному воздействию, что приводит к эллипсоидальной форме. В таких тесных парах атмосферы звезд проникают друг в друга, что вызывает непрерывный обмен веществом, часть которого уходит в межзвездное пространство.
Изучение переменных звезд
Третий тип затменно двойных звезд — звезды, получившие название звезд типа W Большой Медведицы по имени этой звезды, период переменности (и обращения) которой равен всего лишь 8 часам. Трудно представить себе ту колоссальную скорость, с которой обращаются огромные компоненты этой звезды. Спектральные классы этих звезд F и G.
Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд — магнитные звезды. Кроме большого магнитного поля они имеют сильные неоднородности поверхностных характеристик. Такие неоднородности при вращении звезды приводят к изменению блеска.
Примерно для 20000 звезд класс переменности не определен.
Изучение переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды помогают определить возраст звездных систем, где они находятся, и тип их звездного населения; расстояния до удаленных частей нашей Галактики, а также до других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двойные звезды являются источником рентгеновского излучения.
Звезды, истекающие газом
В коллекции звездных спектров можно проследить непрерывный переход от спектров с отдельными тонкими линиями к спектрам, содержащим отдельные необычайно широкие полосы наряду с темными линиями и даже без них.
Звезды, которые по линиям их спектров могли бы быть отнесены к звездам спектрального класса О, но имеют в спектре широкие яркие полосы, называют звездами типа Вольфа-Райе — по имени двух французских ученых, обнаруживших и описавших их еще в прошлом столетии. Разгадать природу этих звезд удалось только теперь.
Звезды этого класса — самые горячие среди всех известных. Их температура — 40-100 тысяч градусов.
Такие огромные температуры сопровождаются столь мощным излучением потока ультрафиолетовых лучей, что легкие атомы водорода, гелия, а при очень высокой температуре и атомы других элементов, по-видимому, не выдержав давления света снизу, с огромной скоростью взлетают вверх. Скорость их движения под действием давления света так велика, что притяжение звезды не в силах их удержать. Непрерывным потоком они срываются с поверхности звезды и почти не удерживаемые мчатся прочь в мировое пространство, образуя как бы атомный дождь, но направленный не вниз, а вверх. Под таким дождем сгорело бы все живое на планетах, если бы таковые окружали эти звезды.
Творческая мастерская «Моя звезда». 5-й класс
... задания. Учитель . Дома Вы должны были вспомнить встречу со звездой, рассказать ... мастерская "Моя звезда". Учитель . На протяжении урока Вам предстоит собрать материал о звезде и написать сочинение о том, какой вы представляете звезду, что вы думаете о звезде. Проверка домашнего ...
Как долго может истекать газом звезда типа Вольфа-Райе? В год звезда Вольфа-Райе выбрасывает массу газа, равную одной десятой или стотысячной доле массы Солнца. Масса звезд типа Вольфа-Райе в среднем в десяток раз превышает массу Солнца. Истекая газом с такой скоростью, звезда Вольфа-Райе не может просуществовать дольше, чем 104 -105 лет, после этого от нее уже ничего не останется. Независимо от этого есть данные, что ив действительности звезды в подобном состоянии существуют не дольше десяти тысяч лет, скорее даже значительно меньше. Вероятно, с уменьшением их массы до некоторого значения температура их падает, выброс атомов прекращается. В настоящее время на всем небе известно всего лишь около сотни таких саморазрушающихся звезд. Вероятно, лишь немногие, наиболее массивные звезды достигают в своем развитии таких высоких температур, когда начинается потеря газа. Быть может, освободившись таким образом от излишек массы, звезда может продолжать нормальное, “здоровое” развитие.
Большинство звезд типа Вольфа-Райе — очень тесные спектрально-двойные звезды. Их партнер в паре всегда оказывается также массивной и горячей звездой класса О или В. Многие из таких звезд — затменно-двойные. Звезды, истекающие газом, хоть и редко встречаются, но обогатили представление о звездах вообще.
Новые звезды
Новыми называются звезды, блеск которых неожиданно возрастает в сотни, тысячи, даже миллионы раз. Достигнув наибольшей яркости, новая звезда начинает гаснуть и возвращается в спокойное состояние. Чем мощнее вспышка новой звезды, тем быстрее падает ее блеск. По скорости падения блеска новые звезды относят либо к “быстрым”, либо к “медленным”.
Все новые звезды выбрасывают при вспышке газ, который разлетается с высокими скоростями. Наибольшая масса газа, выбрасываемого новыми звездами при вспышке, заключена в главной оболочке. Эта оболочка видна через десятки лет после вспышки вокруг некоторых других звезд в виде туманности.
Новые — двойные звезды, состоящие из белого карлика и нормальной звезды, которые очень близки друг к другу. В результате этой близости возникает поток газа с поверхности нормальной звезды на поверхность белого карлика, что может привести к вспышкам новых. Гипотеза предполагает, что вспышка происходит из-за резкого ускорения термоядерных реакций горения водорода на поверхности белого карлика, который попадает на белый карлик с нормальной звезды. Интервал между вспышками может быть от 10000 до 1000000 лет.
Карликовые новые звезды, ближайшие родственники новых звезд, имеют вспышки в тысячи раз слабее, но в тысячи раз чаще. По внешнему виду они не отличаются друг от друга в спокойном состоянии, и до сих пор не известно, какие физические причины приводят к столь разной взрывной активности.
Сверхновые звезды
Сверхновые звезды — самые яркие из звезд, появляющихся на небе в результате звездных вспышек. Вспышка сверхновой — катастрофическое событие, после которого звезда уже не может вернуться в исходное состояние. Она светит, как несколько миллиардов звезд, подобных Солнцу, и выделяет энергию, сравнимую с энергией, излученной Солнцем за время своего существования. Остатки вспышек сверхновых звезд наблюдаются в виде расширяющихся туманностей с необычными свойствами, а на их месте остается нейтронная звезда или пульсар.
«Солнце». Звезда по имени Солнце дарит планете жизнь
... что без него наша жизнь была бы холодной и безжизненной. Солнце является символом жизни и добра. Мы должны беречь его и беречь нашу планету, чтобы сохранить яркую звезду ... энергии, а героиня рассказа "Характер Насти" является примером сильного и трудолюбивого человека, способного заботиться о других и быть искренним и добрым. Популярные сочинения Сочинение ... солнце угодить нам, всегда всем будет ...
Движение звезд
До сих пор окончательно не ясен механизм вспышек сверхновых. Скорее всего такая звездная катастрофа возможна только в конце “жизненного пути” звезды. Наиболее вероятны следующие источники энергии: гравитационная энергия, выделяющаяся при катастрофическом сжатии звезды. Вспышки сверхновых имеют важные последствия для Галактики. Вещество звезды, разлетающееся после вспышки, несет энергию, которая питает энергию движения межзвездного газа. Это вещество содержит новые химические соединения. В определенном смысле все живое на Земле обязано своим существованием сверхновым звездам. Без них химический состав вещества галактик был бы весьма скудным.
Двойные звезды
Двойные звезды — пары звезд, связанные в одну систему силами тяготения. Компоненты таких систем описывают свои орбиты вокруг общего центра масс. Есть тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами.
Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп называют визуально-двойными. Но иногда они лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют огромные расстояния. Это оптические двойные звезды.
Другой тип двойных составляют те звезды, которые при движении попеременно загораживают друг друга. Это затменно-двойные звезды.
Двойными являются и звезды с одинаковым собственным движением (при отсутствии других признаков двойственности).
Это так называемые широкие пары. При помощи многоцветной фотоэлектрической фотомерии можно обнаружить двойные звезды, которые иначе ничем себя не проявляют. Это фотомерические двойные.
Звезды с невидимыми спутниками также могут быть причислены к двойным.
Спектрально-двойные звезды — звезды, двойственность которых обнаруживается лишь при исследовании их спектров.
Звездные скопления
Это группы звезд, связанных между собой силой притяжения и общностью происхождения. Они насчитывают от нескольких десятков до сотен тысяч звезд. Различают рассеянные и шаровые скопления. Различие между ними определяется массой и возрастом этих образований.
Рассеянные звездные скопления объединяют десятки и сотни, редко тысячи звезд. Их размеры составляют обычно несколько парсек. Концентрируются к экваториальной плоскости Галактики. В нашей Галактике известно более 1000 скоплений.
Шаровые звездные скопления насчитывают сотни тысяч звезд, имеют четкую сферическую или эллипсоидальную форму с сильной концентрацией звезд к центру. Все шаровые скопления расположены далеко от Солнца. В Галактике известно 130 шаровых скоплений, а должно быть около 500.
Шаровые скопления, по-видимому, образовались из огромных газовых облаков на ранней стадии формирования Галактики, сохранив их вытянутые орбиты. Образование рассеянных скоплений началось позднее из газа, “осевшего” к плоскости Галактики. В наиболее плотных облаках газа образование рассеянных скоплений и ассоциаций продолжается и сейчас. Поэтому возраст рассеянных скоплений неодинаков, тогда как возраст больших шаровых скоплений примерно одинаков и близок к возрасту Галактики.
Звездные ассоциации
Это рассеянные группы звезд спектральных классов О и В и типа Т. Тельца. По своим характеристикам звездные ассоциации похожи на большие очень молодые рассеянные скопления, но отличаются от них, по-видимому, меньшей степенью концентрации к центру. В других галактиках есть комплексы горячих молодых звезд, связанные с гигантскими облаками ионизированного их излучением водорода — сверхассоциации.
Закон всемирного тяготения
... на основе закона всемирного тяготения и законов динамики. Закон всемирного тяготения также объясняет механическое устройство Солнечной системы, а законы ... закона всемирного тяготения является определение движения планет в Солнечной системе. Почти все планеты, включая Землю, вращаются вокруг Солнца. Это объясняется тем, ... хороводе, двигались планеты и звезды. Геоцентрическая система Птолемея продержалась ...
Что питает звезды?
За счет чего звезды расходуют такие чудовищные количества энергии? В разное время выдвигались разные гипотезы. Так, было мнение, что энергия Солнца поддерживается падением на него метеоритов. Но их должно было бы сыпаться на Солнце значительно много, что заметно увеличивало бы его массу. Энергия Солнца могла бы пополняться за счет его сжатия. Однако, если бы Солнце было некогда бесконечно большим, то и в этом случае его сжатия до современного размера хватило бы на поддержание энергии всего лишь в течение 20 миллионов.
Наконец, физика атомного ядра указала источник звездной энергии, хорошо согласующийся с данными астрофизики и, в частности, с выводом о том, что большую часть массы звезды составляет водород.
Теория ядерных реакций привела к выводу, что источником энергии в большинстве звезд, в том числе и в Солнце, является непрерывное образование атомов гелия из атомов водорода.
Когда весь водород превратится в гелий, звезда может еще существовать за счет превращения гелия в более тяжелые элементы, вплоть до железа.
Внутреннее строение звезд
Мы рассматриваем звезду как тело, подверженное действию разных сил. Сила тяготения стремится стягивать вещество звезды к центру, газовое же и световое давления, направленные изнутри, стремятся оттолкнуть его от центра. Так как звезда существует как устойчивое тело, то, следовательно, между борющимися силами есть какое-то равновесие. Для этого температура разных слоев в звезде должна устанавливаться такая, чтобы в каждом слое поток энергии наружу уводил к поверхности всю энергию, возникшую под ним. Энергия образуется в небольшом центральном ядре. Для начального периода жизни звезды ее сжатие является источником энергии. Но лишь до тех пор пока температура не поднимется настолько, что начнутся ядерные реакции.
Формирование звезд и галактик
Материя во Вселенной находится в непрерывном развитии, в самых разнообразных формах и состояниях. Раз меняются формы существования материи, то, следовательно, различные и разнообразные объекты не могли возникнуть все одновременно, а формировались в разные эпохи и поэтому имеют свой определенный возраст, отсчитываемый от начала их зарождения.
Научные основы космогонии были заложены еще Ньютоном, который показал, что вещество в пространстве под действием собственной гравитации разделяется на сжимающиеся куски. Теория образования сгустков вещества, из которых формируются звезды, была развита в 1902 г. английским астрофизиком Дж.Джинсом. Эта теория объясняет и происхождение Галактик. В первоначально однородной среде с постоянной температурой и плотностью может возникнуть уплотнение. Если сила взаимного тяготения в нем превысит силу газового давления, то среда станет сжиматься, а если превалирует газовое давление, то вещество рассеется в пространстве.
Считают, что возраст Метагалактики — 13-15 млрд. лет. Этот возраст не противоречит оценкам возраста наиболее старых звезд и шаровых звездных скоплений в нашей Галактике.
Малевич казимир «черный квадрат» описание картины, анализ,
... сцен, пейзажей и людей. Картина «Черный квадрат» Малевича (фото можно увидеть ... черный квадрат на белом фоне, либо это черная дыра, окруженная белой каймой. Каждый объект имеет статический фасад и внутреннюю динамику. Таково описание картины «Черный квадрат». ... эмпирической реальности Его собственные сочинения имеют сложную теоретическую ... Черный квадрат — это чувство Это не просто пустой квадрат, это, по ...
Этапы эволюции звезд
Процесс эволюции звезд включает несколько ключевых этапов. Эти этапы начинаются с образования протозвезды из газопылевой среды Галактики. Протозвезда сжимается под действием собственного тяготения, излучая инфракрасное излучение. Постепенно температура в недрах протозвезды повышается до миллионов Кельвинов, что запускает термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Затем протозвезда превращается в обычную звезду, находящуюся на стационарной стадии эволюции.
В этой стадии звезда проводит большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности «спектр-светимость». Время пребывания звезды на главной последовости зависит от ее массы и определяется запасом ядерного горючего, а также темпом расхода этого горючего.
Когда весь водород в центральной области превратится в гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород будет превращаться в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постоянно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Сжатие ядра приводит к более бурному выделению ядерной энергии в тонком слое у границы ядра. У более массивных звезд температура ядра при сжатии становится выше 80 млн. Кельвинов, и в нем начинаются термоядерные реакции превращения гелия в углерод, а потом и в другие более тяжелые химические элементы.
Выходящая из ядра и его окрестностей энергия вызывает повышение газового давления, под действием которого фотосфера расширяется. Энергия, приходящая к фотосфере из недр звезды, распространяется теперь на большую площадь, чем раньше. В связи с этим температура фотосферы понижается. Звезда сходит с главной последовательности, постепенно превращаясь в красного гиганта или сверхгиганта в зависимости от массы, и становится старой звездой.
Проходя стадию желтого сверхгиганта, звезда может оказаться пульсирующей, то есть физической переменной звездой, и остаться такой в стадии красного гиганта. Раздувшаяся оболочка звезды небольшой массы уже слабо притягивается ядром и, постепенно удаляясь от него, образует планетарную туманность. После окончательного рассеяния оболочки остается лишь горячее ядро звезды — белый карлик.
Иная судьба у более массивных звезд
Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звезды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. В частности, они могут взорваться как сверхновые, а затем катастрофически сжаться до размеров шаров радиусом в несколько километров, то есть превратиться в нейтронные звезды.
Звезда, масса которой более чем вдвое превышает массу Солнца, потеряв равновесие и начав сжиматься, либо превратится в нейтронную звезду, либо вообще не сможет достигнуть устойчивого состояния. В процессе неограниченного сжатия она, вероятно, способна превратиться в черную дыру.
Белые карлики: Внутреннее строение и Эволюция
Белые карлики представляют собой уникальный класс звезд с высокой плотностью и необычным внутренним строением. Их гигантская плотность создает вырожденное состояние газа в их недрах, приводя к необычным свойствам, таким как практически постоянное давление независимо от температуры.
Белые карлики, находясь на конечной стадии эволюции звезд, не очень больших масс, лишены ядерных источников энергии. Несмотря на это, они продолжают светить, медленно остывая. Однако устойчивость белого карлика поддерживается давлением вырожденного газа, противостоящего громадной силе тяготения.
Читать краткое содержание Звезда, Вересаев В
... случилось в давние времена, в далеком, неведомом краю. Над краем царила вечная, черная ночь. Гнилые туманы поднимались над болотистой землею и стлались в воздухе. Однажды звезды на небе горели особенно ярко. Люди толпились ... литературе, именно ею открывал свои собрания сочинений. Ночная тишина была полна жизнью и неясными звуками. Небо здесь казалось темнее, а звезды ярче и больше, чем в ...
Нейтронные звезды: От формирования до особенностей
Нейтронные звезды, образующиеся после исчерпания термоядерных источников энергии в звездах с массой более 1,4 массы Солнца, представляют собой сверхплотные небесные тела с диаметром всего несколько десятков километров. Их образование связано с гравитационным коллапсом, который начинается после истощения термоядерной энергии.
Процесс коллапса занимает доли секунды, и результатом может быть образование горячей нейтронной звезды. Если масса исходной звезды превышает 3-5 масс Солнца, она может стать черной дырой. Нейтронные звезды, также известные как пульсары, часто связаны с остатками сверхновых звезд.
Характеристики нейтронных звезд: Вращение и Магнитное поле
Очень важными характеристиками нейтронных звезд являются их вращение и магнитное поле. Магнитное поле нейтронных звезд может быть в миллиарды и триллионы раз сильнее магнитного поля Земли.
Пульсары — источники электромагнитного излучения, изменяющегося строго периодически: от долей секунды до нескольких минут. Первые пульсары были открыты в 1968г. как слабые источники импульсного радиоизлучения. Позже были открыты периодические источники рентгеновского излучения — так называемые рентгеновские пульсары, свойства излучения которых существенно отличаются от свойств радиопульсаров.
Природа пульсаров полностью пока не раскрыта. Ученые считают, что пульсары представляют собой вращающиеся нейтронные звезды с сильным магнитным полем. Из-за магнитного поля излучение пульсара подобно лучу прожектора. Когда из-за вращения нейтронной звезды луч попадает на антенну радиотелескопа, мы видим всплески излучения. Наблюдаемые у некоторых пульсаров “сбои” периодов подтверждают предсказания о наличии твердой коры и сверхтекучего ядра у нейтронных звезд (“сбои” периода происходят при разломе твердой коры — “звездотрясениях”).
Большая часть пульсаров образуется при взрывах сверхновых звезд. Это доказано, по крайней мере, для пульсара в центре Крабовидной туманности, у которого наблюдается импульсивное излучение также и в оптическом диапазоне.
Черные дыры
Одни из самых интересных и загадочных объектов во Вселенной — черные дыры. Ученые установили, что черные дыры должны возникать в результате очень сильного сжатия какой-либо массы, при котором поле тяготения возрастает настолько сильно, что не выпускает ни свет, ни какое-либо другое излучение, сигналы или тела.
Для того чтобы преодолеть тяготение и вырваться из черной дыры, потребовалась бы вторая космическая скорость, большая световой. Согласно теории относительности, никакое тело не может развить скорость, большую чем скорость света. Вот почему из черной дыры ничто не может вылететь, не может поступать наружу никакая информация. После того как любые тела, любое вещество или излучение упадут под действием тяготения в черную дыру, наблюдатель никогда не узнает, что произошло с ними в дальнейшем. Вблизи черных дыр, как утверждают ученые, должны резко изменяться свойства пространства и времени.
Ученые считают, что черные дыры могут возникать в конце эволюции достаточно массивных звезд.
Наиболее сильно эффекты, возникающие при падении в поле черной дыры окружающего вещества, проявляются тогда, когда черная дыра входит в состав двойной звездной системы, в которой одна звезда — яркий гигант, а второй компонент — черная дыра. В этом случае газ из оболочки звезды-гиганта течет к черной дыре, закручивается вокруг нее, образуя диск. Слои газа в диске трутся друг о друга, по спиральным орбитам медленно приближаются к черной дыре и в конце концов падают в нее. Но еще до этого падения у границы черной дыры газ разогревается трением до температуры в миллионы градусов и излучает в рентгеновском диапазоне. По этому излучению астрономы пытаются обнаружить черные дыры в двойных звездных системах.
Возможно, что очень массивные черные дыры возникают в центрах компактных звездных скоплений, в центрах галактик и квазарах.
Не исключено также, что черные дыры могли возникнуть в далеком прошлом, в самом начале расширения Вселенной. В этом случае возможно образование и очень маленьких черных дыр с массой гораздо меньшей, чем масса небесных тел.
Этот вывод особенно интересен потому, что вблизи таких маленьких черных дыр поле тяготения может вызывать специфические квантовые процессы “рождения” частиц из вакуума. С помощью потока этих рождающихся частиц можно обнаружить маленькие черные дыры во Вселенной.
Квантовые процессы рождения частиц приводят к медленному уменьшению массы черных дыр, к их “испарению”.
Список литературы
- Электронный ресурс
- Астрофизика, под ред. Дагаева М.М и Чаругина В.М.
- Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки о Вселенной. М.:1980
- Мейер М.В. Мироздание. С.-П.:1909
- Учебник по астрономии для 11 класса. М.:1994
- Фролов В.П. Введение в физику черных дыр.
- Энциклопедический словарь юного астронома.
