Звёзды



На небе бесчисленное множество звёзд. Однако невооруженным глазом в ясную погоду можно наблюдать только около 2,5 тысяч в каждом из полушарий. Звёзды распределены во Вселенной неравномерно, образовывая галактики, состоящие из различного числа звезд: от десятков тысяч до сотен млрд. Крупные галактики содержат в себе более мелкие звездные скопления, которые могут превышать размеры и массу мелких галактик. Во всей Вселенной находится неисчислимое число галактик. Звезды находятся так далеко от нас, что даже в самый мощный телескоп видны как точки. Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра находится на расcтоянии 4,25 световых лет, а до самой близкой галактики, Карликовой галактики в Стрельце - 80 тысяч световых лет.

Параметры звёзд.

Основные параметры звёзд – масса, радиус, светимость, эффективная температура, спектральный класс, звёздная величина. Точные числовые значения некоторых параметров звёзд из-за их значительной удалённости определить крайне сложно, а порой даже невозможно, поэтому при их описании часто пользуются относительными значениями, например в сравнении с Солнцем, как типичной звёздой главной последовательности (о которой будет сказано далее).

Масса – это основной параметр, который определяет всю эволюцию звезды, процессы, происходящие внутри неё, продолжительность жизни, а также другие параметры на всех этапах ее существования. Массы звёзд составляют приблизительно от 1/20 до 100 масс Солнца. Нижний предел – это фактически то минимальное значение массы, при котором благодаря гравитационной энергии ядро будущей звезды способно нагреться до той температуры, при которой возможно поддержание термоядерной реакции.

Красный супергигант Бетельгейзе. Радиусы звёзд варьируются в более широких пределах, нежели массы. Звёзды-карлики могут иметь радиусы в 10 раз меньше солнечного, в то время как звёзды-гиганты в 1000 раз больше. Как следствие, светимость может быть как в 10 тыс. раз меньше, так и в 100 тыс. раз больше, чем у Солнца. В зависимости от стадии эволюции размеры звезды могут существенно различаться.

Важной характеристикой звезды, как объекта на небе, является звёздная величина. Это мера яркости звезды, наблюдаемой с Земли. Невооруженным глазом при благоприятных условиях можно рассмотреть звёзды до 6-й величины, а самые яркие звёзды на небе имеют звездную величину равную 0 и –1. К примеру, звёзды всем известного ковша Большой Медведицы – это звёзды в среднем 2-й звёздной величины. Помимо этого параметра, существует ещё и абсолютная звёздная величина. Она отражает собственную светимость звезды и определяется как визуальная звёздная величина, которую эта звезда имела бы при наблюдении с расстояния 10 парсек (1 парсек = 3,2616 св. года).

Строение звёзд.

Звёзды – раскаленные газовые шары, источником энергии и излучения в которых являются термоядерные реакции, главным образом превращение водорода в гелий. Этот процесс происходит в центре звезды, где температура достигает 15 млн. кельвинов (0,01 гр. Цельсия соответствует 273,16 кельвинам). Всё вещество при такой температуре и значительном давлении фактически находится в состоянии плазмы, ионизированного газа. Процесс протекания термоядерной реакции несколько отличается у звёзд массы Солнца и у более массивных (в нем принимают участие более тяжелые элементы, такие как углерод и азот), однако результом везде является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода при выделении энергии. Cодержание водорода по массе в звёздах класса Солнца составляет примерно 70-75%, остальное – гелий и другие элементы, содержание которых обычно не превышает 1,5-2%.

Диаграмма Герцшпрунга – Ресселла Видимая поверхность звезды – фотосфера. Температура фотосферы связана с такой характеристикой звезды, как спектральный класс. Всего основных семь классов: O, B, A, F, G, K, M (плюс десять подклассов от 0 до 9). Также существует разделение на C0-C9 (углеродные), S-звезды (с полосами ZrO в спектре) и ещё несколько не часто встречающихся. O – самые горячие с эффективной температурой более 25000К и имеют бело-голубой цвет, M – самые холодные с эффективной температурой менее 3500К и имеют красный цвет. К примеру, Солнце имеет класс G2 с эффективной температурой около 5700К. Спектральный класс связан с классом светимости звезды, обозначается римскими цифрами от Ia и Ib (сверхгиганты) до VII (белые карлики). Связь эту можно проследить на диаграмме Герцшпрунга – Ресселла. Также эта диаграмма может показывать зависимость между цветом или температурой звезды и ее абсолютной звёздной величиной.

Эволюция звёзд.

Звёзды зарождаются в газопылевых облаках межзвездной среды благодаря сгусткам вещества, образующихся в результате внешних возмущений, например, после взрыва сверхновых. Вещество под действием гравитационных сил начинает уплотняться и нагреваться. При достижении определенной массы протозвезды температура достигает того значения, при котором начинаются ядерные реакции. Продолжительность этого процесса зависит от массы. У звёзд массы Солнца на это уходит до 30 млн. лет, тогда как у более массивных в сто раз меньше. Нужно заметить, что у звёзд с большей массой все процессы идут намного быстрее, чем у менее массивных. Последующий этап жизни звезды проходит без заметных внешних изменений довольно продолжительный срок (около 10 млрд. лет у таких звёзд как Солнце, и не более 0,5 млрд. лет у в несколько раз большей массой). В этот период идет процесс сжигания водорода в ядре звезды. При этом яркость и размер остаются постоянными, так как гравитационные силы уравновешиваются давлением газа внутри звезды. Параметры звезды в этот период определяются одной из точек так называемой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга – Ресселла.

Планетарная туманность Яйцо. По мере того как весь водород в ядре будет превращатся в гелий оно будет сжиматься и нагреваться, вследствие увеличения молекулярного веса. Под действием увеличившейся температуры, окружающий ядро газ расширится, и звезда значительно увеличит свои размеры, прилегающий к внешним слоям газ остынет, звезда станет красным гигантом, светимость которого останется примерно такой же из-за значительных размеров. Большие размеры звезды приведут к большой потери энергии, в результате чего она со временем опять может уменьшиться. На этом этапе на диаграмме Герцшпрунга – Ресселла звезда перемещается по одному из так называаемых эволюционных треков (на приведённой диаграмме не обозначены). При возникновении внутренней нестабильности во время расширения внешние слои звезды отделяются, образуется планетарная туманность, видимая в мощные телескопы похожей на диски планет (отсюда название). Оставшееся ядро становится белым карликом и будет постепенно остывать. Несмотря на значительную температуру, светимость белых карликов низкая из-за небольших размеров, сопоставимых с размером Земли. Максимально возможная масса таких звёзд не превышает 1,4 от солнечной массы.

Все вышесказанное справедливо для звёзд массы Солнца. Если же масса звезды превышает солнечную не менее чем в 8 раз, конечные этапы ее эволюции несколько отличаются. Так, после того как весь водород в ядре превратиться в гелий, ядро сожмется, а температура внутри него повысится до такой степени, что начнется не только сжигание водорода практически во всем объеме звезды, но и превращение гелия в более тяжелые элементы, такие как углерод и кислород, а потом и в кремний. Температура ядра при этом может достигать нескольких сотен млн. кельвинов. В какой-то момент времени все топливо будет израсходовано, ядро станет железным, система станет нестабильной и звезда в течение долей секунды сожмется. Сжатие будет происходить до тех пор, пока плотность не достигнет критического уровня, после чего произойдет отдача, сопровождаемая гигантским взрывом, наблюдаемым как взрыв сверхновой (лат. super nova).

Остатки взрыва сверхновой 1987А спустя 7 лет (в центре). Яркость вспышки при взрыве сверхновой может превосходить яркость целой галактики, а светимость в миллиарды раз выше солнечной. Выброс оболочки происходит со скоростью в несколько тысяч км/с. Наблюдаемая вспышка заметна в течение нескольких недель. Вообще же, взрыв сверхновой – крайне редкое явление, которое можно наблюдать без соответствующего оборудования всего несколько раз за тысячелетие. Пример - сверхновая 1987А, наблюдаемая с февраля 1987 года в галактике Большое Магелланово Облако в южном созвездии Золотой Рыбы на расстоянии 170 тысяч световых лет.

Первое изображение нейтронной звезды в видимом спектре. Оставшееся после взрыва ядро превращается в нейтронную звезду с массой от 1,5 до 3 масс Солнца и диаметром несколько км. Из-за сильного магнитного поля и быстрого вращения нейтронные звёзды наблюдаются как всплески радио- и рентгеновского излучения, их иногда называют еще пульсарами. Если масса оставшегося ядра превысила 3 солнечных массы, то звезда становится чёрной дырой. Гравитационные силы черной дыры столь значительны, что они поглощают любое световое излучение, и непосредственное наблюдение этих объектов с использованием оптических средств невозможно. Выпадение вещества на чёрные дыры сопровождается выделением огромной энергии, которое можно обнаружить в виде рентгеновского и гамма-излучения. В таких областях в условиях гравитации стремящейся к бесконечности все наши представления о пространстве и времени очевидно не смогут найти подтверждения, а сами области возможно могут представлять собой некие пространственные дыры, сквозь которые возможно проникновение в другие области Вселенной или Антивселенной, в которых составляющая силы гравитации по отношению к нашим представлениям будет иметь отрицательное значение. Но возможно, что чёрные дыры - это пространственно-энергетические ловушки, которые после достижения ими определённой критической массы и энергии вызовут грандиозный вселенский катаклизм при выделении накопленной энергии. Предполагается, что в центрах многих галактик имеются чёрные дыры, в том числе и в нашей.

Двойные звёзды.

Потеря массы звездой HD 148937 в тройной системе. Туманность NGC 6164-5. Созвездие Наугольника Во Вселенной примерно половина всех звёзд входит в состав двойных или кратных систем. В них звёзды вращаются вокруг общего центра масс. Визуально-двойные звезды расположены достаточно далеко друг от друга и могут наблюдаться одельно, период их обращения составляет несколько десятков лет. Если одна звезда значительно меньше другой и не доступна для непосредственного наблюдения, то ее присутствие можно обнаружить по непрямолинейному движению более яркой. Обычно же двойные системы обнаруживаются по периодическому смещению спектральных линий. Большая часть двойных звёзд являются тесными парами. В таких системах возможно перетекание вещества из поверхностных слоев массивной звезды к компаньону. Вещество под действием гравитационных сил вращающейся малой звезды закручивается вокруг нее, и образуется так называемый аккреционный диск. Большая звезда при этом может потерять значительную массу и превратиться даже в белого карлика. Иногда такие процессы приводят к образованию новых (лат. nova), когда происходит значительный нагрев звезды и последующая вспышка, сопровождаемая выбросом оболочки со скоростью до 2 тысяч км/с и увеличением звёздной величины в несколько раз (до 10 - 15), но, конечно же, даже близко не сопоставимой со взрывом сверхновой. Этот процесс может происходить неоднократно с образованием повторных новых, а также новоподобных с менее значительным увеличением звёздной величины.

Также с двойныыми звёздами напрямую связано такое понятие как переменная звезда. Хотя нужно отметить, что и к одиночным звездам, преимущественно на поздних стадиях эволюции, в полной мере может подходить это определение (пример: цефеиды, по аналогии с Дельта Цефея, когда светимость увеличивается, а затем уменьшается почти на целую звездную величину в течение нескольких дней), всё же, чаще всего оно применимо к двойным или кратным системам. Выражается это в периодическом изменении светимости звезды, связанном в первую очередь с неоднородностью ее внутренней структуры и стадии эволюционного развития, а также влиянием на нее звезды-компаньона. Так в затменных двойных вращение пары происходит таким образом, что одна звезда периодически проходит перед другой относительно наблюдателя, что приводит к изменению видимой светимости. Наиболее яркий пример: Алголь – Бета Персея, расстояние 92,8 св. года, состоящая из гиганта класса B и карлика класса G, между которыми происходит передача вещества, а также третьей звезды. Видимая светимость в этой системе изменяется от 3,5 до 2,2 звёздной величины с периодом около трех суток. Вообще же периодичность изменений в двойных и кратных системах может наблюдаться от нескольких суток до нескольких месяцев, а изменение светимости до нескольких звёздных величин, хотя обычно светимость изменяется в гораздо более скромных пределах.

Вселенная и галактики.

Скопление галактик в Деве. На переднем плане галактики М84 и М86 Существует две главных основополагающих теории образования Вселенной. Первая – теория стационарной Вселенной основывается на предположении о том, что Вселенная постоянна в любое время, в любой точке пространства относительно всех наблюдателей. Эта теория хорошо стыкуется с наблюдаемым расширением Вселенной, которое согласно ей происходит благодаря непрерывному образованию нового вещества в межгалактическом пространстве. Однако после открытия в начале 60-х годов космического фонового излучения, общепринятой стала так называемая теория Большого Взрыва, и в последние годы все процессы происходящие во Вселенной объясняются в основном с позиций именно этой теории.

Возраст Вселенной по разным оценкам оценивается от 13 до 20 млрд. лет. В начальный момент времени Вселенная была бесконечно плотной и горячей. В течение долей секунды она расширилась, и в ней стали образовываться элементы материи и излучение. После появления лёгких ядер и электронов Вселенная расширялась и остывала в течение приблизительно миллиона лет. Когда температура опустилась ниже 3000К, стало возможным образование атомов водорода, а Вселенная стала прозрачной для излучения. Остатки этого излучения сейчас наблюдаются как то самое космическое фоновое излучение, по природе своей являющееся тепловым. Температура его, измеренная астроспутником “COBE”, составляет 2,73К. Как предполагается это излучение изотропно и распространяется по всей Вселенной.

Спиральная галактика NGC 4414 в созвездии Волосы Вероники. Первые галактики начали формироваться очевидно по истечении двух миллиардов лет с момента рождения Вселенной. Под действием гравитации образовывались огромные сферические участки водорода и гелия, в которых впоследствии начались процессы образования звёзд. Находясь в постоянном движении, при столкновении галактики могут изменять свои очертания, а также сливаться в более крупные. Галактики классифицируются по системе предложенной Э. Хабблом с учетом их наблюдаемой структуры и делятся на: эллиптические, спиральные и неправильные. Число звёзд в галактиках варьируется от 100 тысяч в карликовых (типа той, с которой сливается наша Галактика в направлении созвездия Стрельца) до тысяч миллиардов (пример: гигантская галактика М87 в скоплении галактик созвездия Девы, являющейся ещё и сильнейшим источником радиоизлучения).

Участок Млечного Пути в направлении центра Галактики. Наша Галактика, наблюдаемая на небе как Млечный Путь, относится к классу спиральных галактик и имеет форму плоского диска толщиной 1-2 и диаметром 120 св. лет и содержит четыре спиральных рукава, в которых плотность звёзд намного выше и увеличивается к центру. В центральной части Галактики имеется так называемый балдж, утолщение, которое состоит из сравнительно холодных звёзд, расстояние между которыми составляет около 0,1 св. года. Центр отдален от Солнца на 28 тысяч св. лет в направлении созвездия Стрельца. Всего в нашей Галактике содержится около 200 тысяч звёзд. Среди них, помимо одиночных звёзд, присутствуют звёздные скопления. К таким относятся и рассеянные звёздные скопления, располагающиеся в плоскости Млечного Пути. Они содержат в себе не более чем несколько тысяч звезд на ранней стадии развития, преимущественно спектрального класса O, B, A, то есть наиболее горячих, и имеют в поперечнике несколько десятков св. лет.

Рассеянное звёздное скопление Плеяды. Самое известное рассеянное скопление Северного полушария – это Плеяды в созвездии Тельца, состоящие из нескольких сотен звёзд, окруженных газопылевым облаком. У Плеяд есть ещё одно название – Семь Сестер, по названиям семи наиболее ярких звёзд в среднем 3-й звездной величины. Его можно наблюдать невооруженным глазом преимущественно поздней осенью и зимой.

Шаровое звёздное скопление Омега Центавра. Размеры Галактики не ограничиваются лишь плоскостью Млечного Пути, а занимают сферическую область вокруг галактического диска, называемую галактическим гало. В нем содержатся шаровые скопления, состоящие из огромного числа (до миллионов) плотно расположенных звёзд. Возраст этих скоплений – несколько миллиардов лет. Они сформировались ещё на ранних этапах развития Галактики, когда она имела сферическую форму и состояла из уплотненных облаков водорода и гелия.

Современные представления о Вселенной далеки от идеальных. То, что мы знаем о ней ограничивается лишь некоторым количеством скоплений галактик, которое мы называем Метагалактикой, которая возможно является частью более крупного образования. Но с полной уверенностью можно сказать, что Вселенная неоднородна. Она состоит из участков с различной плотностью звёзд и галактик. Важным предметом для изучения в астрономии и в частности в космологии является вопрос о конечности Вселенной. И основная цель здесь – это поиск так называмемого тёмного вещества. Дело в том, что наблюдения за движением звёзд в галактиках и галактик в галактических скоплениях позволяют сделать вывод о том, что реальная масса вещества Вселенной может быть больше той, которую мы можем наблюдать в виде звёзд. Масса тёмного вещества может быть в пятьдесят раз больше массы всех звёзд и состоять из различных элементарных частиц, а также вещества гало галактик и потухших звёзд – коричневых карликов. Исходя из теории Большого Взрыва, на некотором этапе расширения Вселенной, эта масса не позволит ей расширяться дальше, и начнется процесс сжатия, который приведёт к новому Большому взрыву. Поиск этой недостающей массы является в настоящее время одной из важнейших задач космологии.



Главная страница в новом окне
Hosted by uCoz