Почему звезды светят?

 

По этой ссылке вы сможете найти много готовых рефератов по физике:

 

Много готовых рефератов по физике

 

Посмотрите похожие темы возможно они вам могут быть полезны:

 

Чему равна сила тяжести в центре Земли?

Что такое черная дыра?

Как измерить влажность воздуха?

Почему поет ветер?

Введение:

Спектральная классификация, поскольку по спектру звезды вы можете узнать ее светимость (и, следовательно, расстояние до нее), ее температуру, размер, химический состав ее атмосферы, как качественный, так и количественный, скорость ее движения в пространстве, скорость его вращения вокруг оси и даже наличие рядом другой невидимой звезды, с которой она вращается вокруг их общего центра тяжести.

Основными источниками энергии звезд являются гравитационное сжатие и термоядерный синтез в недрах звезд.

Звездное небо во все времена занимало воображение людей. Почему загораются звезды? Сколько из них светит ночью? Они далеко от нас? Есть ли у звездной вселенной границы? С древних времен люди размышляли над этими и многими другими вопросами, стремились понять и понять структуру большого мира, в котором мы живем. 

Самые ранние представления людей о нем сохранились в сказках и легендах. Прошли века и тысячелетия, прежде чем наука о Вселенной возникла и получила глубокое обоснование и развитие, открывая нам удивительную простату, удивительный порядок вселенной. Неудивительно, что даже в древней Греции это называлось Космос, и это слово первоначально означало «порядок» и «красота». 

Системы мира это представления о местонахождении в пространстве и движении Земли, Солнца, Луны, планет, звезд и других небесных тел.

В древней индийской книге, которая называется «Ригведа», что означает «Книга гимнов», вы можете найти одно из самых первых описаний в истории человечества всей Вселенной в целом. Согласно Риг Веде, это не слишком сложно. Содержит, прежде всего, Землю. Похоже, это бесконечная плоская поверхность "огромного пространства". Эта поверхность сверху покрыта небом. А небо это синее звездное «хранилище». Между небом и землей "светящийся воздух". 

Это было очень далеко от науки. Но здесь важно что-то еще. Замечательно и грандиозно очень смелая цель охватить всю вселенную мыслью . Отсюда и уверенность в том, что человеческий разум способен постичь, понять, разгадать свою структуру, создать в своем воображении целостную картину мира. 

Звезды

В ясную безлунную ночь, когда ничто не мешает наблюдению, человек с острым зрением увидит не более двух-трех тысяч мерцающих точек на небосводе. В списке, составленном во 2 веке до нашей эры знаменитым древнегреческим астрономом Гиппархом и позже дополненном Птолемеем, насчитывается 1022 звезды. Гевелиус, последний астроном, который сделал такие расчеты без помощи телескопа, довел их число до 1533 года. 

Но уже в древние времена подозревалось существование большого количества невидимых глазу звезд. Демокрит, великий ученый древности, сказал, что беловатая полоса, простирающаяся по всему небу, которую мы называем Млечный путь, на самом деле является комбинацией света многих индивидуально невидимых звезд. Спор о структуре Млечного Пути продолжался веками. Решение в пользу предположения Демокрита было принято в 1610 году, когда Галилей сообщил о первых открытиях, сделанных в небе с помощью телескопа. С понятным волнением и гордостью он писал, что теперь стало возможным «сделать глаза доступными тем звездам, которые никогда раньше не были видны и чье число по крайней мере в десять раз превышает число звезд, известных с древних времен». Но это великое открытие все же оставило загадочный мир звезд. Все ли они, видимые и невидимые, действительно сконцентрированы в тонком сферическом слое вокруг Солнца? 

Еще до открытия Галилея была высказана совершенно неожиданная, в то время удивительно смелая идея. Он принадлежит Джордано Бруно, трагическая судьба которого известна всем. Бруно выдвинул идею, что наше Солнце является одной из звезд Вселенной. Просто одно из великого множества, а не центр всей вселенной. Но тогда любая другая звезда тоже может иметь свою собственную планетную систему. 

Если Коперник указал место Земли не в центре мира, то Бруно и Солнце лишены этой привилегии. Идея Бруно породила много удивительных последствий. Из этого следовала оценка расстояний до звезд. Действительно, Солнце звезда, как и другие, но только самая близкая к нам. Вот почему он такой большой и яркий. И как далеко нужно переместить звезду, чтобы она выглядела, например, как Сириус? Ответ на этот вопрос дал голландский астроном Гюйгенс (1629-1695). Он сравнил яркость этих двух небесных тел, и вот что получилось: Сириус в сотни раз дальше от нас, чем Солнце. 

Чтобы лучше представить, насколько велико расстояние до звезды, скажем, что луч света, который проходит 300 тысяч километров в секунду, от Сириуса до нас уходит несколько лет. Астрономы в этом случае говорят о расстоянии в несколько световых лет. Согласно текущим обновленным данным, расстояние до Сириуса составляет 8,7 световых лет. А расстояние от нас до Солнца составляет всего 8 световых минут. 

Конечно, разные звезды отличаются друг от друга (это учитывается в современной оценке расстояния до Сириуса). Поэтому определение расстояний до них даже сейчас часто остается очень сложной, а иногда и просто неразрешимой проблемой для астрономов, хотя со времен Гюйгенса для этого было изобретено много новых методов. 

Замечательная идея Бруно и расчеты Гюйгенса на ее основе стали решающим шагом к овладению тайнами вселенной. Благодаря этому границы наших знаний о мире значительно расширились, они вышли за пределы Солнечной системы и достигли звезд. 

3везды бывают новорожденные, молодые, среднего возраста и старые. Новые звезды постоянно формируются, а старые постоянно умирают. 

Самые молодые, которых называют звездами T Tauri (одна из звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но намного моложе его. Фактически, они все еще находятся в процессе формирования и являются примерами протозвезд (первичных звезд). 

Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вошли в стационарный способ существования. Вокруг многих звезд T Tauri вращаются диски материи; мощные ветры исходят от таких звезд. Энергия вещества, падающего на протозвезду под действием силы тяжести, преобразуется в тепло. В результате температура внутри протозвезды постоянно повышается. Когда его центральная часть становится настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, который может поддерживать свое существование в течение очень долгого времени. Как долго это зависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце достаточно топлива, чтобы устойчиво существовать в течение примерно 10 миллиардов лет. 

Однако бывает, что звезды, намного более массивные, чем Солнце, существуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью. 

Нормальные звезды

Все звезды в основном похожи на наше Солнце: это огромные шары очень горячего светящегося газа, на тех глубинах которого вырабатывается ядерная энергия. Но не все звезды в точности похожи на Солнце. Самая очевидная разница это цвет. Есть звезды, которые скорее красноватые или голубоватые, чем желтые. 

Кроме того, звезды отличаются как яркостью, так и яркостью. Насколько яркая звезда выглядит на небе, зависит не только от ее истинной яркости, но и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний яркость звезд изменяется в широких пределах: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости более миллиона Солнц. Оказалось, что подавляющее большинство звезд расположены ближе к тусклому концу этой шкалы. Солнце, которое во многих отношениях является типичной звездой, имеет гораздо более высокую яркость, чем большинство других звезд. Очень небольшое количество естественно слабых звезд можно увидеть невооруженным глазом. В созвездиях нашего неба основное внимание привлекают «сигнальные огни» необычных звезд, которые имеют очень высокую яркость. 

Почему звезды так сильно различаются по яркости? Оказывается, все здесь зависит от массы звезды. 

Количество вещества, содержащегося в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется со временем.

Звезды гиганты и гномы

Самые массивные звезды самые горячие и яркие. Они выглядят белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры, эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что все их запасы ядерного топлива сгорят всего за несколько миллионов лет. 

Напротив, звезды с небольшой массой всегда тусклые, а их цвет красноватый. Они могут существовать миллиарды лет. 

Однако среди очень ярких звезд на нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятся Альдебаран Глаз быка в созвездии Тельца и Антарес в Скорпионе. Как могут эти холодные Эвездес со слабо светящимися поверхностями конкурировать с раскаленными звездами, такими как Сириус и Вега? 

Ответ заключается в том, что эти звезды значительно расширились и теперь намного больше, чем нормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами или даже супергигантами. 

Из-за своей огромной площади поверхности гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды, такие как Солнце, несмотря на то, что их поверхностные температуры намного ниже. Диаметр красного сверхгиганта, например Бетельгейзе в Орионе, в несколько сотен раз больше диаметра Солнца. Напротив, нормальная красная звезда обычно меньше одной десятой своего размера. 

Солнце. В отличие от гигантов, их называют «карликами». Как гиганты и карлики, звезды находятся на разных этапах своей жизни, и гигант может в конечном итоге превратиться в карлика, достигнув «старости». 

Жизненый цикл звезды

Обычная звезда, такая как Солнце, выделяет энергию, превращая водород в гелий в ядерной печи в самом ее ядре. Солнце содержит огромное количество водорода, но его запасы не бесконечны. За последние 5 миллиардов лет Солнце уже потребило половину своего водородного топлива и сможет поддерживать свое существование еще 5 миллиардов лет, прежде чем запасы водорода в его ядре истощатся. 

После того, как звезда израсходовала водород, содержащийся в ее центральной части, внутри звезды происходят значительные изменения. Водород начинает выгорать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размерах и набухает. В результате размер самой звезды резко увеличивается, а температура ее поверхности падает. Именно этот процесс приводит к появлению красных гигаитов и супергигантов. Op частое явление в той последовательности изменений, называемой звездной эволюцией, через которую проходят все звезды. В конечном итоге все звезды стареют и умирают, но продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивные звезды пронизывают свой жизненный цикл, заканчиваясь впечатляющим взрывом. 

Звезды более скромных размеров, включая Солнце, напротив, сжимаются в конце своей жизни, превращаясь в белых карликов. Тогда они просто исчезают.

В процессе превращения красного гиганта в белого карлика звезда может сбрасывать свои внешние слои, подобно легкой оболочке, обнажая ядро. Газовая оболочка ярко светится под воздействием мощного излучения звезды, температура поверхности которой может достигать 100 000 С. Когда такие светящиеся газовые пузырьки были впервые обнаружены, их называли планетарными туманностями, потому что они часто выглядят как круги, как планетарный диск, когда используя маленький телескоп На самом деле, конечно, они не имеют ничего общего с планетами! 

Звездные кластеры

Видимо, почти все звезды рождаются в группах, а не по отдельности. Поэтому неудивительно, что звездные скопления очень распространенная вещь. Астрономам нравится изучать звездные скопления, потому что они знают, что все звезды в скоплении образовались примерно в одно и то же время и примерно на одинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия в яркости между такими звездами являются истинными различиями. Каким бы колоссальным изменениям не подвергались эти звезды с течением времени, все они начинались одновременно. Особенно полезно изучать звездные скопления с точки зрения зависимости их свойств от массы, поскольку возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, так что они отличаются друг от друга только массой. 

Звездные скопления интересны не только для научных исследований, они исключительно красивы как объекты для фотографирования и наблюдения астрономами-любителями. Существует два типа звездных скоплений: открытое и глобулярное. Эти имена связаны с их внешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно; они распределены более или менее равномерно по некоторой области неба. Шаровые скопления, с другой стороны, подобны сфере, настолько плотно заполненной звездами, что отдельные звезды в ее центре неразличимы. 

Вероятно, самым известным открытым звездным скоплением являются Плеяды, или Семь Сестер, в созвездии Тельца. Несмотря на это название, большинство людей могут видеть только шесть звезд без телескопа. Общее количество звезд в этом скоплении находится где-то между 300 и 500, и все они расположены в области 30 световых лет в поперечнике и 400 световых лет от нас. 

Этому скоплению всего 50 миллионов лет, оно очень мало по астрономическим меркам и содержит очень массивные светящиеся звезды, которые еще не превратились в гигантов. Плеяды являются типичным открытым звездным скоплением; обычно такое скопление включает от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд. 

Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самым старым едва ли более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которой они образуются, не меняется со временем. 

Дело в том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отходят друг от друга, пока не смешаются с основным набором звезд, тысячи из которых появляются перед нами на ночном небе. Хотя гравитация в некоторой степени удерживает открытые скопления вместе, они все еще довольно хрупки, и гравитация другого объекта, такого как большое межзвездное облако, может разорвать их на части. 

Некоторые звездные группы настолько слабо удерживаются вместе, что их называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они не длятся очень долго и обычно состоят из очень молодых звезд около межзвездных облаков, из которых они произошли. Звездная ассоциация включает от 10 до 100 звезд, рассеянных по площади в несколько сотен световых лет. 

Облака, в которых образуются звезды, сосредоточены в диске нашей Галактики, и именно там обнаружены открытые звездные скопления. Учитывая, сколько облаков в Млечном Пути и сколько пыли находится в межзвездном пространстве, становится очевидным, что 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должны составлять лишь крошечную долю от их общего количества в Галактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000. 

В отличие от открытых, шаровые скопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых насчитываются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях настолько плотно упакованы, что, если бы наше Солнце принадлежало к любому шаровому скоплению, мы могли бы увидеть более миллиона отдельных звезд на ночном небе невооруженным глазом. Типичное шаровое скопление имеет ширину от 20 до 400 световых лет. 

В плотно упакованных центрах этих скоплений звезды находятся настолько близко друг к другу, что взаимная гравитация связывает их вместе, образуя компактные двойные звезды.

Иногда звезды даже полностью сливаются; в непосредственной близости внешние слои звезды могут разрушиться, открывая центральное ядро ​​для прямого обзора. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих близнецов являются источниками рентгеновского излучения. 

Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которые распределены по всему огромному шаровому гало, в котором находится Галактика. Все эти скопления очень старые, и они возникли более или менее одновременно с самой Галактикой : от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже, что скопления сформировались, когда части облака, из которого была создана Галактика, разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень близко, и их мощные взаимные гравитационные силы связывают кластер в плотное целое. 

Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокруг других галактик любого вида. Самым ярким шаровым скоплением, легко видимым невооруженным глазом, является Омега Кентавр в южном созвездии Кентавр. Он находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым большим известным кластером: его диаметр составляет 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением в северном полушарии является M13 в Геркулесе, который едва заметен невооруженным глазом. 

В 1596 году голландский любитель звездного неба по имени Давид Фабрициус (1564-1617) обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Цетуса; эта звезда постепенно начала исчезать и через несколько недель полностью исчезла из поля зрения. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды. 

Эту звезду Мира назвала чудесной. В течение 332 дней Мира меняет свою яркость приблизительно со 2-й величины (на уровне Полярной звезды) до 10-й величины, когда она становится намного слабее, чем это необходимо для наблюдения невооруженным глазом. Сегодня известно много тысяч переменных звезд, хотя большинство из них не изменяют свою яркость так же резко, как Мира. 

Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Более того, яркость иногда изменяется от многих значений освещенности, а иногда и настолько незначительно, что это изменение можно обнаружить только с помощью очень чувствительных инструментов. Некоторые звезды регулярно меняются. 

Другие внезапно погасли или внезапно вспыхнули. Изменения могут происходить циклически, с периодом в несколько лет, или они могут происходить в течение нескольких секунд. Чтобы понять, почему конкретная звезда является переменной, сначала необходимо точно проследить, как она меняется. График величины переменной звезды называется кривой блеска. Для построения кривой блеска необходимо регулярно проводить измерения освещенности. Профессиональные астрономы используют прибор, называемый фотометр, для точного измерения величин, а астрономы-любители проводят многочисленные наблюдения переменных звезд. С помощью специально подготовленной карты и после некоторой практики не так сложно судить о величине изменения звезды непосредственно по глазу по сравнению с постоянными звездами, расположенными поблизости. 

Графики яркости переменных звезд показывают, что некоторые звезды фотографируются регулярно (правильно), часть их графика на отрезке времени определенной длины (периода) повторяется снова и снова. Другие звезды меняются совершенно непредсказуемо. Пульсирующие звезды и двойные звезды называются регулярными переменными звездами. Количество света меняется, потому что звезды пульсируют или выбрасывают облака материи. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (двойными). Когда мы видим изменение яркости двойных звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможных явлений. Обе звезды могут находиться в пределах прямой видимости, поскольку, двигаясь по своим орбитам, они могут проходить прямо друг перед другом. Такие системы называются затменными двойными звездами. Наиболее известным примером такого рода является звезда Алгол в созвездии Персея. В близко расположенной паре материал может устремляться от одной звезды к другой, часто с драматическими последствиями. 

Импульсные переменные

Некоторые из самых обычных переменных звезд пульсируют, сжимаются и снова увеличиваются, как будто вибрируют с определенной частотой, очень похоже на струну музыкального инструмента. Самый известный тип таких звезд Цефеид, названный в честь звезды Дельта Цефей, что является типичным примером. Это сверхгигантские звезды, их масса превышает массу Солнца в 3-10 раз, а их светимость в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. Во время пульсации цефеиды изменяется как площадь, так и температура ее поверхности, что вызывает общее изменение ее яркости. 

Мира, первая описанная переменная звезда и другие подобные ей, обязаны своей изменчивостью пульсациям. Это холодные красные гиганты на последней стадии их существования, они собираются полностью сбросить, подобно раковине, свои внешние слои и создать планетарную туманность. Большинство красных супергигантов, таких как Бетельгейзе в Орионе, отличаются незначительно. 

Используя специальную технику наблюдения, астрономы обнаружили большие темные пятна на поверхности Бетельгейзе.

Звезды RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно той же массы, что и Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свою яркость примерно на одну величину примерно за день, их свойства, как и свойства цефеид, используются для расчета астрономических расстояний. 

Неправильные переменные звезды

Северная Корона и ее звёзды ведут себя совершенно непредсказуемо. Обычно эту звезду можно увидеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет его яркость падает примерно до восьмой величины, а затем постепенно увеличивается, возвращаясь к предыдущему уровню. Очевидно, причина здесь в том, что эта сверхгигантская звезда сбрасывает облака углерода, который конденсируется в зерна, образуя что-то вроде сажи. Если одно из этих толстых черных облаков проходит между нами и звездой, оно блокирует свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве. 

Звезды этого типа производят густую пыль, что важно в местах, где образуются звезды.

Мигающие звезды

Магнитные явления на Солнце вызывают солнечные пятна и солнечные вспышки, но они не могут существенно повлиять на яркость Солнца. Для некоторых звезд красного карлика это не так: на них такие вспышки достигают огромных масштабов, и в результате излучение света может увеличиваться на целую звездную величину или даже больше. Ближайшая к Солнцу звезда, Проксима Кентавр, является одной из таких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросы не могут быть предсказаны заранее и могут длиться всего несколько минут. 

Двойные звезды

Около половины всех звезд в нашей Галактике принадлежат двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся вокруг друг друга, довольно распространены.

Принадлежность к двойной системе сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда партнеры находятся рядом друг с другом. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды к другой, приводят к драматическим вспышкам, таким как взрывы новых звезд и сверхновых звезд. 

Двойные звезды скреплены взаимной гравитацией. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг точки, лежащей между ними и называемой центром тяжести этих звезд. Вы можете думать об этом как о точке опоры, если вы представляете звезды, сидящие на детских качелях, каждая на своем конце доски, размещенная на бревне. Чем дальше звезды находятся друг от друга, тем длиннее их пути вдоль их орбит. Большинство двойных звезд (или просто двойных) слишком близко друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самых мощных телескопах. Если расстояние между партнерами достаточно велико, период обращения можно измерять годами, а иногда целым столетием или даже больше. Двойные звезды, которые можно увидеть отдельно, называются видимыми двоичными файлами. 

Чаще всего двойные звезды идентифицируются либо по необычному движению более ярких двух, либо по их комбинированному спектру. Если какая-либо звезда совершает регулярные колебания в небе, это означает, что у нее есть невидимый партнер. Затем говорят, что это астрометрический бинарный файл, обнаруженный путем измерения его положения. Спектроскопические двойные регистрируются по изменениям и особым характеристикам их спектров. Спектр обычной звезды, подобной Солнцу, подобен непрерывной радуге, пересекаемой многочисленными узкими щелями, называемыми линиями поглощения. Точные цвета, на которых расположены эти линии, меняются, когда звезда движется к нам или от нас. Это явление называется эффектом Доплера. Когда звезды двойной системы движутся по своим орбитам, они попеременно приближаются к нам и затем отступают. В результате линии их спектров движутся в определенной области радуги. Такие движущиеся линии спектра указывают на то, что звезда двойная. Если оба члена бинарной системы имеют приблизительно одинаковую яркость, в спектре можно увидеть два набора линий. Если одна из звезд намного ярче другой, ее свет будет доминировать, но регулярное смещение спектральных линий все же покажет ее истинную двойственную природу. 

Измерение скоростей звезд в двойной системе и применение закономерной гравитации являются важным методом определения масс звезд. Изучение двойных звезд единственный прямой способ вычислить звездные массы. Тем не менее, не так просто получить точный ответ в каждом конкретном случае. 

Двойные звезды

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные гравитационные силы имеют тенденцию растягивать каждую из них, придавая ей форму груши. Если сила тяжести достаточно сильна, наступает критический момент, когда вещество начинает течь от одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд есть определенная область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой является критической границей. Эти две грушевидные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются лепестками Роше.

Если одна из звезд растет настолько сильно, что заполняет свою долю Роша, то материя из нее устремляется к другой звезде в точке соприкосновения полостей. Часто звездный материал не спускается непосредственно на звезду, а сначала закручивается в вихрь, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды расширились настолько, что заполнили свои доли Роша, то образуется контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и объединяется в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном итоге все звезды раздуваются, превращаясь в гигантов, а многие звезды являются двойными, взаимодействующие двойные нередки. 

Одним из поразительных результатов массопереноса в двойных звездах является так называемая вспышка новой звезды.

Одна звезда расширяется, чтобы заполнить свою долю Роша; это означает надувание внешних слоев звезды до того момента, когда ее материал начинает захватываться другой звездой, в зависимости от ее силы тяжести. Эта вторая звезда белый карлик. Внезапно яркость возрастает примерно на десять звездных величин, вспыхивает новая. Нет ничего, кроме гигантского выброса энергии за очень короткое время, мощного ядерного взрыва на поверхности белого карлика. Когда материал из набухшей звезды устремляется к карлику, давление в осаждающемся потоке вещества резко возрастает, а температура под новым слоем поднимается до миллиона градусов. Были случаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались только один раз, но они могут повторяться через тысячи лет. На звездах другого типа происходят менее драматические вспышки новых карликовых звезд, повторяющиеся в днях и месяцах. 

Когда ядерное топливо звезды израсходовано, и производство энергии останавливается в его глубинах, звезда начинает сжиматься к центру. Внутренняя сила тяжести больше не уравновешивается плавучестью горячего газа. 

Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимаемого материала. Если эта масса не превышает солнечную массу более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется и станет белым карликом. Катастрофическое сжатие не происходит из-за основного свойства электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя источника тепловой энергии больше нет. Правда, это происходит только тогда, когда электроны и атомные ядра невероятно сильно сжаты, образуя чрезвычайно плотную материю. 

Белый карлик с массой Солнца примерно равен по объему Земле. Одна чашка белого карликового вещества будет весить сто тонн на Земле. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Очень сложно представить, что представляет собой интерьер белого карлика. Скорее всего, это что-то вроде одного гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь более тусклым и красным. На самом деле, хотя астрономы называют целую группу звезд белыми карликами, только самые горячие из них, с температурой поверхности около 10000 С, на самом деле белые. В конечном счете, каждый белый карлик превратится в темный шар радиоактивного пепла, абсолютно мертвые останки звезды. Белые карлики настолько малы, что даже самые горячие из них излучают очень мало света, и их трудно обнаружить. Однако число известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по словам астрономов, по крайней мере десятая часть всех звезд в Галактике белые карлики. Сириус, самая яркая звезда в нашем небе, является членом двойной системы, а его партнер белый карлик по имени Сириус V. 

Нейтронные звезды

Если масса сжимающейся звезды более чем в 1,4 раза превышает массу Солнца, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на этом не остановится. Силы гравитации в этом случае настолько велики, что электроны вдавливаются в атомные ядра. В результате протоны превращаются в нейтроны, способные примыкать друг к другу без каких-либо промежутков. Плотность нейтронных звезд превышает даже плотность белых карликов; но если масса материала не превышает 3 солнечных масс, нейтроны, подобно электронам, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нейтронная звезда имеет ширину всего 10-15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. В дополнение к их неслыханной плотности нейтронные звезды имеют два других специальных свойства, которые позволяют их обнаруживать, несмотря на их небольшой размер: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общем, все звезды вращаются, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения увеличивается точно так же, как конькобежец на льду вращается гораздо быстрее, держа руки к себе. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды имеют магнитное поле в миллионы раз сильнее, чем у Земли. 

Пульсары

Первые пульсары были обнаружены в 1968 году, когда радиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, поступающие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражены тем фактом, что некоторые природные объекты могут излучать радиоимпульсы в таком регулярном и быстром ритме. Сначала (хотя и ненадолго) астрономы подозревали участие некоторых мыслящих существ, живущих в глубинах Галактики. Но естественное объяснение было вскоре найдено. В мощном магнитном поле нейтронной звезды спиральные электроны генерируют радиоволны, которые излучаются в узком луче, как прожектор. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекает нашу линию обзора, как маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но также свет, рентгеновские лучи и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров составляет около четырех секунд, а самые быстрые тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было почему-то еще более ускоренным; возможно, они являются частью бинарных систем. 

По крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения были обнаружены в Галактике. Рентгеновские лучи настолько энергичны, что должно произойти нечто необычное для их источника. По мнению астрономов, рентгеновское излучение может быть вызвано попаданием вещества на поверхность небольшой нейтронной звезды. 

Источниками рентгеновского излучения могут быть двойные звезды, одна из которых очень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивной звездой, масса которой в 10-20 раз превышает массу Солнца, либо иметь массу, которая не более чем в два раза превышает массу Солнца. Промежуточные варианты кажутся крайне маловероятными. Сложная история эволюции и массообмена в бинарных системах приводит к таким ситуациям. Конечный результат зависит от начальных масс и начального расстояния между звездами. 

В двойных системах с малыми массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск. В случае систем с большими массами материал устремляется прямо в нейтронную звезду, его магнитное поле всасывает его как воронка. Именно эти системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами. 

Новые и суперновые

Во время вспышек новых звезд выделяются энергии до 105 380 Дж. Те звезды, которые безуспешно называют новыми, действительно существуют до вспышки. Это горячие карликовые звезды, которые внезапно увеличивают свою яркость на многие звездные величины за короткое время (от дня до ста дней), после чего они медленно, иногда в течение многих лет, возвращаются в свое первоначальное состояние.

При выбросах новых звезд из их атмосфер со скоростью 1000 км / с выбрасываются наружные газовые оболочки, масса которых в тысячи раз меньше массы Солнца.

Каждый год в галактике вспыхивает не менее 200 новых звезд, но из них мы замечаем только 2/3. Было обнаружено, что новые звезды являются горячими звездами в тесных двойных системах, где вторая звезда намного холоднее первой. Именно эта двойственность в конечном итоге является причиной появления новой звезды.

В тесных двойных системах происходит обмен газообразным веществом между компонентами. Если на горячую звезду попадает большое количество водорода от второй звезды, это приводит к мощному взрыву, и на Земле наблюдатели регистрируют вспышку новой звезды. Трудно, почти невозможно представить энергию, выделяемую во время вспышек или, точнее, взрывов сверхновых.

Через несколько месяцев сверхновая излучает в космос то же количество энергии (10 543 0 Дж), что и Солнце за несколько миллиардов лет. Причины взрыва сверхновой достоверно неизвестны, но, скорее всего, они происходят, потому что в процессе излучения огромное количество нейтронов покидает звезду и теряет свою стабильность. До взрыва ядро ​​сверхновой имеет плотность 10 510 0 кг / м 53 0 и температуру в несколько миллиардов кельвинов. После резкой утечки нейтрино звезда падает внутрь за несколько сотых секунды. Его ядро ​​приобретает плотность 10 517 0 кг / м 53 0 и температуру около 200 миллиардов кельвинов. В оболочке, окружающей ядро, происходит взрывная реакция сгорания углерода и кислорода.

Мощная взрывная волна отрывает внешние оболочки звезды, и в этот момент мы видим взрыв сверхновой. Исход вспышки зависит от начальной массы звезды. Если до взрыва звезда имела массу от 1,2 до 2 солнечных масс, то после взрыва она превращается в нейтронную звезду. Существование таких объектов было предсказано еще в 1934 году. Они состоят из нейтронов, в которые превращаются протоны и ядра всех более тяжелых элементов. Диаметры нейтронных звезд настолько малы (около 20 км), что любая из них будет свободно находиться на территории Москвы. Теоретические расчеты показывают, что нейтронные звезды должны очень быстро вращаться вокруг своей оси и иметь мощное магнитное поле. В другом случае, когда масса звезды более чем вдвое превышает массу Солнца, в результате взрыва звезда превращается в черную дыру или коллапсар. 

Давайте рассмотрим простой пример того, как можно сравнивать размеры звезд одинаковой температуры, например, Солнца и Капеллы. Эти звезды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, но яркость Капеллы в 120 раз выше, чем у Солнца. Поскольку при той же температуре яркость единицы поверхности звезд также одинакова, это означает, что поверхность капеллы в 120 раз больше, чем у Солнца, а ее диаметр и радиус больше солнечной в квадратный корень из 120, что примерно в 11 раз. 

Знание законов излучения позволяет определить размеры других звезд. Результаты таких расчетов полностью подтвердились, когда стало возможным измерять угловые диаметры звезд с помощью оптического околозвездного интерферометра. 

Звезды очень высокой яркости называют супергигантами. Красные супергиганты также называют по размеру. Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше диаметра Солнца. Дальше от нас В.В. Цефей настолько велик, что вписал бы в Солнечную систему орбиты планет вплоть до орбиты Юпитера включительно !!! Между тем массы сверхгигантов всего в 30-40 раз больше Солнца. В результате даже средняя плотность супергигантов в тысячи раз меньше плотности ком природный воздух.

При той же яркости, чем меньше звезды, тем горячее эти звезды. Самые маленькие общие звезды красные карлики. Их массы и радиусы составляют десятые доли Солнца, а их средняя плотность в 10-100 раз превышает плотность воды. Еще меньше красно-белых карликов уже стали необычными звездами. 

Рядом с нами и у яркого Сириуса (радиус которого вдвое больше солнечного) есть спутник, вращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звезды хорошо известны расстояние, орбита и массы. Обе звезды белые, почти одинаково горячие. Следовательно, поверхности той же области излучают одинаковое количество энергии от этих звезд, но с точки зрения яркости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Это означает, что его радиус меньше 100 раз, то есть он почти такой же, как у Земли. Между тем его масса почти такая же, как у Солнца. Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность около 10 59 0 кг/м 53 0. Существование газа такой плотности объясняется следующим образом: обычно предел плотности устанавливает размер атомов, которые представляют собой системы, состоящие из ядро и электронная оболочка. При очень высоких температурах в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны становятся независимыми друг от друга. При колоссальном давлении вышележащих слоев эта «крошка» частиц может быть сжата гораздо сильнее, чем нейтральный газ. 

Теоретически допускается возможность существования при определенных условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер.

На примере белых карликов мы видим, как астрофизические исследования расширяют понимание структуры материи; пока невозможно создать такие условия в лаборатории. Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию наиболее важных физических понятий. 

Больше всего на свете сама вселенная, охватывающая все планеты, звезды, галактики, скопления, сверхскопления и клетки. Диапазон современных телескопов достигает нескольких миллиардов световых лет. 

Планеты, звезды, галактики поражают нас удивительным разнообразием своих свойств, сложностью их строения. И как устроена вся Вселенная, Вселенная в целом? 

Его главное свойство однородность. Это можно сказать точнее. Давайте представим, что мы мысленно определили очень большой кубический объем во Вселенной с границей в 500 миллионов световых лет. Давайте посчитаем, сколько там галактик. Давайте сделаем те же вычисления для других, но одинаково гигантских объемов, расположенных в разных частях Вселенной. Если вы сделаете все это и сравните результаты, то окажется, что в каждой из них, где бы они ни находились, содержится одинаковое количество галактик. То же самое будет верно при подсчете кластеров или даже клеток. 

Вселенная предстает перед нами повсюду одинаково «сплошной» и однородной. Проще устройства и невозможно представить. Надо сказать, что люди давно это подозревали. Указывая на соображения максимальной простоты устройства на общую однородность мира, замечательный мыслитель Паскаль (1623-1662) сказал, что мир это круг, центр которого везде, а круг нигде. Таким образом, с помощью визуального геометрического изображения он утверждал однородность мира. 

В однородном мире все «места» равны, и любое из них может претендовать на звание Центра Мира. И если это так, это означает, что никакого центра мира не существует вообще. 

У Вселенной есть еще одно важное свойство, но об этом даже не подозревали. Вселенная находится в движении, она расширяется. Расстояние между кластерами и сверхскоплениями постоянно увеличивается. Кажется, они убегают друг от друга. И структура сетки растягивается. 

Во все времена люди предпочитали считать Вселенную вечной и неизменной. Эта точка зрения преобладала до 20-х годов нашего века. В то время считалось, что она ограничена размером нашей Галактики. Пути могут рождаться и умирать, Галактика остается той же самой, так же как лес остается неизменным, в котором деревья меняются поколение за поколением. 

Настоящую революцию в науке о Вселенной совершил в 1922 г. 1924 г. работы ленинградского математика и физика А. Фридмана. Опираясь на общую теорию относительности, только что созданную А. Эйнштейном, он математически доказал, что мир не является чем-то замороженным и неизменным. Как единое целое, он живет своей динамичной жизнью, изменяется во времени, расширяется или сжимается в соответствии со строго определенными законами. 

Фридман обнаружил подвижность звездной вселенной. Это было теоретическое предсказание, и выбор между расширением и сокращением должен быть сделан на основе астрономических наблюдений. Такие наблюдения в 1928 и 1929 годах были сделаны Хабблом, уже известным исследователем галактик. 

Он обнаружил, что далекие галактики и их целые группы движутся, удаляясь от нас во всех направлениях. Но так должно выглядеть общее расширение Вселенной в соответствии с предсказаниями Фридмана. 

Конечно, это не значит, что галактики рассеиваются от нас. В противном случае мы вернемся к старым взглядам, к докоперниканской картине мира с Землей в центре. Фактически, общее расширение Вселенной происходит таким образом, что они все отходят друг от друга, и из любого места картина этого спада выглядит так, как будто мы видим ее с нашей планеты. 

Если Вселенная расширяется, это означает, что в далеком прошлом скопления были ближе друг к другу. Более того, из теории Фридмана следует, что пятнадцать двадцать миллиардов лет назад не было ни звезд, ни галактик, а все вещество было смешано и сжато до колоссальной плотности. Это вещество было тогда невероятно горячим. С такого особого состояния началось общее расширение, которое в конечном итоге привело к формированию Вселенной, какой мы ее видим и знаем сейчас. 

Общие представления о структуре Вселенной развивались на протяжении всей истории астрономии. Однако только в нашем веке появилась современная наука о структуре и эволюции космологии Вселенной. 

Заключение

Мы знаем структуру Вселенной в огромном пространстве, для прохождения света которой требуются миллиарды лет. Но пытливая мысль человека стремится проникнуть дальше. Что лежит за пределами наблюдаемой области мира? Является ли Вселенная бесконечной по объему? И почему он начал расширяться и будет ли он продолжаться в будущем? Каково происхождение «скрытой» массы? И, наконец, как возникла разумная жизнь во вселенной? 

Существует ли оно где-нибудь еще, кроме нашей планеты? Окончательных и полных ответов на эти вопросы пока нет. 

Вселенная неисчерпаема. Жажда знаний также неутомима, заставляя людей задавать все новые и новые вопросы о мире и настойчиво искать ответы на них. 

Солнце - центральное тело солнечной системы - это горячий газовый шар. Это в 750 раз больше массы всех других тел Солнечной системы вместе взятых. Вот почему все в Солнечной системе можно считать примерно вращающимся вокруг Солнца. Солнце «перевешивает» Землю в 330 000 раз. Цепочка из 109 планет, подобных нашей, могла бы быть размещена на солнечном диаметре. Солнце - самая близкая звезда к Земле; это единственная звезда, видимый диск которой виден невооруженным глазом.