рефераты, курсовые, дипломы >>> астрономия, авиация, космонавтика

 

Физика Звезд

 

ВВЕДЕНИЕ

Звездное небо во все времена занимало воображение людей. Почему загораются звезды? Сколько их сияет в ночи? Далеко ли они от нас? Есть ли границы у звездной Вселенной? С глубочайшей древности человек задумывался над этими и многими другими вопросами, стремился понять, и осмыслить устройство того огромного мира, в котором мы живем.

Самые ранешние представления людей о нем сохранились в притчах и легендах. Прошли века и тысячелетия, до этого чем появилась и получила глубочайшее обоснование и развитие наука о Вселенной, раскрывшая нам замечательную простату, умопомрачительный порядок мироздания. Недаром еще в старой Греции её называли Космосом а это слово сначало означало «порядок» и «красоту».

Системы мира - это представления о расположении в пространстве и движении Земли, Солнца, Луны, планет, звезд и остальных небесных тел.

В древнеиндийской книге, которая именуется «Ригведа», что означает «Книга гимнов»,можно отыскать описание - одно из самых первых в истории человечества - всей Вселенной как одного целого. Согласно «Ригведе», она устроена не очень трудно. В ней имеется, до этого всего, Земля. Она представляется бескрайней плоской поверхностью - «обширным пространством». Эта поверхность покрыта сверху небом. А небо - это голубой, усеянный звездами «свод». Меж небом и Землей - «светящийся воздух».

От науки это было совсем далеко. Но принципиально тут другое. Замечательна и грандиозна сама решительная мишень - объять мыслью всю Вселенную. Отсюда берет истоки уверенность в том, что человеческий разум способен осмыслить, понять, разгадать её устройство, сделать в собственном воображении полную картину мира.

СОЛНЦЕ И ЗВЕЗДЫ

В ясную безлунную ночь, когда ничто не мешает наблюдению, человек с острым зрением увидит на небосводе не более двух - трех тыщ мерцающих точечек. В перечне, составленном во 2 веке до нашей эпохи именитом древнегреческим астрономом Гиппархом и дополненном позже Птолемеем, числится 1022 звезды. Гевелий же, последний астроном, производивший такие подсчеты без помощи телескопа, довел их число до 1533.

Но уже в древности подозревали о существовании огромного числа звезд, невидимых глазом. Демокрит, великий ученый древности, говорил, что белесоватая полоса, протянувшаяся через все небо, которую мы называем Млечным методом, есть в реальности соединение света множества невидимых по отдельности звезд. Споры о строении Млечного Пути продолжались веками. Решение - в пользу догадки Демокрита - пришло в 1610 году, когда Галилей сказал о первых открытиях, сделанных на небе с помощью телескопа. Он писал с понятным волнением и гордостью, что сейчас удалось «сделать доступными глазу звезды, которые ранее никогда не были видимыми и число которых по меньшей мере в десять раз больше числа звезд, узнаваемых издревле».

Но и это великое открытие всё ещё оставляло мир звёзд загадочным. Неуж-то все они, видимые и невидимые, вправду сосредоточены в узком сферическом слое вокруг Солнца?

Ещё до открытия Галилея была высказана совсем неожиданная, по тем временам замечательно смелая мысль. Она принадлежит Джордано Бруно, трагическая судьба которого всем известна. Бруно выдвинул идею о том, что наше Солнце - это одна из звёзд Вселенной. Всего лишь одна из великого множества, а не центр всей Вселенной. Но тогда и неважно какая другая звезда тоже вполне может обладать собственной своей планетной системой.

Если Коперник указал место Земли отнюдь не в центре мира, то Бруно и Солнце лишил данной привилегии.

мысль Бруно породила много необыкновенных следствий. Из неё вытекала оценка расстояний до звёзд. Вправду, Солнце - это звезда, как и остальные, но лишь самая близкая к нам. Поэтому - то оно такое огромное и колоритное. А на какое расстояние необходимо отодвинуть светило, чтоб и оно смотрелось так, как, к примеру, Сириус? Ответ на этот вопрос дал голландский астроном Гюйгенс (1629 - 1695). Он сравнил блеск этих двух небесных тел, и вот что оказалось: Сириус находится от нас в сотни раз дальше, чем Солнце.

чтоб лучше представить, сколь велико расстояние до звезды, скажем, что луч света, пролетающий за одну секунду 300 тыщ км, затрачивает на путешествие от Сириуса к нам несколько лет. Астрономы молвят в этом случае о расстоянии в несколько световых лет. По современным уточненным данным, расстояние до Сириуса - 8,7 световых лет. А расстояние от нас до солнца всего 8 световых минут.

естественно, различные звезды различаются друг от друга (это и учтено в современной оценке расстояние до Сириуса). Поэтому определение расстояний до них и сейчас частенько остаётся совсем трудной, а время от времени и просто неразрешимой задачей для астрономов, хотя со времени Гюйгенса придумано для этого много новейших способов.

Замечательная мысль Бруно и основанный на ней расчет Гюйгенса стали решительным шагом к овладению тайными Вселенной. Благодаря этому границы наших знаний о мире сильно раздвинулись, они вышли за пределы Солнечной системы и достигли звёзд.

3везды бывают новорожденными, юными, среднего возраста и старыми. Новейшие звезды постоянно образуются, а старые постоянно погибают.

Самые юные, которые именуются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но еще молодее его. Практически они все еще находятся в процессе формирования и являются примерами протозвезд (первичных звезд).

Это переменные звезды, их светимость изменяется, поскольку они еще не вышли на стационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т Тельца имеются крутящиеся диски вещества; от таковых звезд исходят массивные ветры. Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действием силы тяготения, преобразуется в тепло. В итоге температура внутри протозвезды все время повышается. Когда центральная её часть становится так горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда преобразуется в нормальную звезду. Как лишь начинаются ядерные реакции, у звезды возникает источник энергии, способный поддерживать её существование в течение совсем долгого времени. Как долгого - это зависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хватит на стабильное существование в течение приблизительно 10 миллиардов лет.

но случается, что звезды, еще более мощные, чем Солнце, есть всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо с еще большей скоростью.

обычные звезды

Все звезды в базе собственной похожи на наше Солнце: это большие шары совсем горячего светящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие - это цвет. Есть звезды красноватые либо голубоватые, а не желтые.

не считая того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Как броской смотрится звезда в небе, зависит не лишь от её истинной светимости, но также и от расстояния, отделяющего её от нас. С учетом расстояний, яркость звезд изменяется в широком спектре: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости более чем миллиона Солнц. Подавляющее большая часть звезд, как оказалось, размещается ближе к тусклому краю данной шкалы. Солнце, которое во многих отношениях является обычной звездой, владеет еще большей светимостью, чем большая часть остальных звезд. Невооруженным глазом можно узреть совсем маленькое количество слабых по собственной природе звезд. В созвездиях нашего неба основное внимание завлекают к себе “сигнальные огни” необыкновенных звезд, тех, что владеют совсем большой светимостью.

Почему же звезды так сильно различаются по собственной яркости ? Оказывается, тут все зависит от массы звезды.

Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, описывает её цвет и блеск, а также то, как блеск изменяется во времени.

Гиганты и карлики

Самые мощные звезды сразу и самые горячие, и самые калоритные. Смотрятся они белыми либо голубоватыми. Несмотря на свои большие размеры, эти звезды создают такое колоссальное количество энергии, что все их запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет.

В противоположность им звезды, владеющие маленький массой, постоянно неярки, а цвет их - красноватый. Они могут существовать в течение длительных миллиардов лет.

но посреди совсем ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятся и Альдебаран - глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в Скорпионе. Как же могут эти холодные эвезды со слабо светящимися поверхностями соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги?

Ответ состоит в том, что эти эвезды совсем сильно расширились и сейчас по размеру намного превосходят обычные красные звезды. По данной причине их называют гигантами, либо даже сверхгигантами.

Благодаря большой площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем обычные звезды вроде Солнца, несмотря на то что температура их поверхности существенно ниже. Диаметр красного сверхгиганта - к примеру, Бетельгейзе в Орионе - в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца. Напротив, размер обычной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера

Солнца. По контрасту с гигантами их называют “карликами”. Гигантами и карликами звезды бывают на разцых стадиях собственной жизни, и гигант может в конце концов превратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.

ЖИЗНЕННЫЙ ЦИКЛ ЗВЕЗДЫ

рядовая звезда, таковая, как Солнце, выделяет знергию за счет перевоплощения водорода в гелий в ядерной печи, находящейся в самой её сердцевине. Солнце содержит большущее количество водорода, но запасы его не бесконечны. За последние 5 миллиардов лет Со лнце уже израсходовало половину водородного топлива и сумеет поддерживать свое существование в течение еще 5 миллиардов лет, до этого чем запасы водорода в его ядре иссякнут. А что позже?

После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной её части, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не в центре, а в оболочке, которая возрастает в размере, разбухает. В итоге размер самой звез ды резко растет, а температура её поверхности падает. Конкретно этот процесс и рождает бардовых гигаитов и сверх-гигантов. Оп является частыо той нослсдовательности конфигураций, которая именуется звездной эволюцией и которую проходят все звезды. В конечном итоге все звезды стареют и погибают, но длительность каждой отдельной звезды определяется её массой. Мощные звезды проносятся через свой жизненный цикл, заканчивая его красивым взрывом.

Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, напротив, в конце жизни сжимаются, превращаясь в белые карлики.

После чего они просто угасают.

В процессе превращеиия из красного гиганта в белый карлик звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием массивного излучения звезды, температура которой на поверхности может достигать 100 000"С. Когда такие светящиеся газовые пузыри были в первый раз обнаружены, они были названы планетарными туманностями, посколку они частенько смотрятся как круги типа планетного диска, если воспользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, естественно, ничего общего с планетами не имеют!

ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

По-видимому, практически все звезды появляются группами, а не по отдельности. Поэтому нет ничего необычного в том, что звездные скопления - вещь очень распространенная. Астрономы обожают учить звездные скопления, потому что им понятно, что все звезды, входяшие в скопление, образовались приблизительно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия в блеске меж таковыми звездами являются истинными различиями. Какие бы коллосальные конфигурации ни претерпели эти звезды с течением времени, начинали они все сразу. В особенности полезно исследование звездных скоплений с точки зрения зависимости их параметров от массы - ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли приблизительно одинаковы, так что различаются они друг от друга лишь собственной массой.

Звездные скопления интересны не лишь для научного исследования - они только красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Есть два типа звеэдных скоплений: открытые и шаровые. Эти наименования соединены с их внешним видом. В открытом скоплении любая звезда видна раздельно, они распределены на неком участке неба более либо менее умеренно. А шаровые скопления, напротив, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в её центре отдельные звезды неразличимы.

Открытые звездные скопления

наверняка, самым известным открытым звездным скоплением являются Плеяды, либо Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря на такое заглавие, большая часть людей может рассмотреть без помощи телескопа только шесть звезд. Общее количество звезд в этом скоплении - где-то меж 300 и 500, и все они находятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и на расстоянии 400 световых лет от нас.

Возраст этого скопления - всего 50 миллионов лет, что по астрономическим эталонам совершенно незначительно, и содержит оно совсем мощные светящиеся звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды - это обычное открытое звездное скопление; традиционно в такое скопление входит от нескольких сотен до нескольких тыщ звезд.

посреди открытых звездных скоплений еще больше юных, чем старых, а самые старые чуть ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которой они образуются, с течением времени не изменяется.

Дело в Том, что в более старых скоплениях звезды равномерно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с главным обилием звезд - тех самых, тыщи которых стают перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некой степени удерживает открытые скопления совместно, они все же достаточно непрочны, и тяготение другого объекта, к примеру огромного межзвездного облака, может их разорвать.

некие звездные группы на столько слабо удерживаются совместно, что их называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они есть не совсем долго и традиционно состоят из совсем юных звезд вблизи межзвездных туч, из которых они появились. В звездную ассоциацию входит от 10 до 100 звезд, разбросанных в области размером в несколько сотен световых лет.

Облака, в которых образуются звезды, сконцеитрированы в диске нашей Галактики, и конкретно там обнаруживают открытые звездные скопления. Если учитывать, как много туч содержится в Млечном Пути и какое большущее количество пыли находится в межзвездном пространстве, то станет естественным, что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, обязаны составлять только ничтожную часть всего их числа в Галактике. Может быть, их общее количество достигает 100 000.

Шаровые звездные скопления

В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых там насчитываются сотни тыщ и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы созидать в ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. Размер обычного шарового скопления - от 20 до 400 световых лет.

В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в таковой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактные двойные звезды.

время от времени происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз почаще, чем где-или еще. Некие из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.

Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которые распределены по всему большому шарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все эти скопления совсем стары, и появились они более либо менее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из которого была создана Галактика, разделились на более маленькие фрагменты. Шаровые скопления не расползаются, потому что звезды в них посиживают совсем тесновато, и их массивные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.

Шаровые звездные скопления наблюдаются не лишь вокруг нашей Галактики, но и вокруг остальных галактик хоть какого сорта. Самое колоритное шаровое скопление, просто видимое невооруженным глазом, это Омега Кентавра в южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым широким из всех узнаваемых скоплений:

его диаметр - 620 световых лет. Самым броским шаровым скоплением северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженным глазом.

В 1596 г. Голландский наблюдающий звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617), нашел достаточно колоритную звезду в созвездии Кита; звезда эта равномерно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто обрисовал наблюдение переменной звезды.

Эта звезда получила заглавие Мира - расчудесная. За период времени в 332 дня Мира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становится еще более слабой, чем нужно для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тыщи переменных звезд, хотя большая часть из них меняет свой блеск не столь драматично, как Мира.

есть разные предпосылки, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск время от времени меняется на много световых величин, а время от времени так некординально, что это изменение можно найти только с помощью совсем чувствительных устройств. Некие звезды изменяются регулярным.

остальные - нежданно гаснут либо внезапно вспыхивают. Перемены могут происходить циклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды. Чтоб понять, почему та либо другая звезда является переменной, нужно поначалу точно проследить, каким образом она изменяется. График конфигурации звездной величины переменной звезды именуется кривой блеска, чтоб начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для чёткого измерения звездных величин профессиональные астрономы употребляют устройство, называемый фотометром, бессчетные наблюдения переменных звезд производятся астрономами-любителями. С помощыо специально подготовленной карты и после некой практики не так уж трудно судить о звездной величине перемеиной звезды прямо на глаз, если сравнивать её с неизменными звездами, расположенными рядом.

Графики блеска переменных звеэд показывают, что некие звезды мсняются регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке времеии определенной длины (периоде) повторяется опять и опять. Остальные же звезды изменяются совсем непредсказуемо. Кпиравильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света изменяется оттого, что звезды пульсируют либо выбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд, это значит, что вышло одно из нескольких возможпых явлений. Обе звезды могут оказаться на полосы нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, они могут проходить прямо одна перед другой. Подобные системы именуются затменно-двойными звездами. Самый известный пример такового рода - звезда Алголь в созвездии Персея. В тесновато расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, часто вызывая драматические последствия.

ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

некие из более правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и опять увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой, приблизительно так, как это происходит со струной музыкального инструмента. Более узнаваемый тип схожих звезд - цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея, представляющей собой обычный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимость их в сотни и даже тыщи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь, так и температура её поверхности меняются, что вызывает общее изменение её блеска.

Мира, первая из обрисованных переменных звезд, и остальные подобные ей звезды должны собственной переменностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадии собственного существо вания, они вот-вот полностыо сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетарную туманность. Большая часть бардовых сверхгигантов, схожих Бетельгейзе в Орионе, меняются только в неких пределах.

Используя для наблюдений специальную технику, астрономы нашли на поверхности Бетельгейзе огромные черные пятна.

Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старые звезды приблизительно таковой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за день, их характеристики, как и характеристики цефеид, употребляют для вычисления астрономических расстояний.

Неправильные переменные звезды

R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совсем непредсказуемым образом. Традиционно эту звезду можно рассмотреть невооруженным глазом. Каждые несколько лет её блеск падает приблизительно до восьмой звездной величины, а потом равномерно растет, возвращаясь к прежнему уровню. Повидимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых темных туч проходит меж нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока скопление не рассеется в пространстве.

Звезды этого типа создают густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.

ВСПЫХИВАЮЩИЕ И ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Вспыхивающие звезды

Магнитные явления на Солнце являются предпосылкой солнечных пятен и солнечных вспышек, но они не могут существепно повлиять на яркость Солнца. Для неких звезд - бардовых карликов - это не так: на них подобные вспышки достигают громадных масштабов, и в итоге световое излучение может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Наиблежайшая к Солнцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таковых вспыхивающих звезд. Эти световые выбросы нельзя предсказать заблаговременно, а длятся они всего несколько минут.

Двойные звезды

приблизительно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, крутящиеся по орбитам одна вокруг другой, явление очень распространенное.

Принадлежность к двойной системе совсем сильно влияет на всю жизнь звезды, в особенности когда напарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таковым, как взрывы новейших и сверхновых звезд.

Двойные звезды удерживаются совместно взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некой точки, лежащей меж ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точку опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: любая на собственном конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше продолжаются их пути по орбитам. Большая часть двойных звезд (либо просто - двойных) очень близки друг к другу, чтоб их можно было различить по отдельности даже в самые массивные телескопы. Если расстояние меж партнерами довольно велико, орбитальный период может измеряться годами, а время от времени целым столетием либо даже болше. Двойные звезды, которые можно узреть раздельно, именуются видимыми двойными.

Открытие двойных звезд

почаще всего двойные звезды определяются или по необычному движению более броской из двух, или по их совместному диапазону. Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это значит, что у нее есть невидимый партнер. Тогда молвят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений её положения. Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особым чертам их спектров, диапазон обыкновенной звезды, вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченной бессчетными узенькими щелями - так называемыми линиями поглощепия. Чёткие цвета, на которых расположены эти полосы, меняются, если звезда движется к нам либо от нас. Это явление именуется эффектом Допплера. Когда звезды двойной системы движутся по своим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. В итоге лииии их спектров передвигаются на неком участке радуги. Такие подвижные полосы диапазона молвят о том, что звезда двойная. Если оба участника двойной системы имеют приблизительно однообразный блеск, в диапазоне можно узреть два комплекса линий. Если одна из звезд еще ярче другой, её свет будет доминировать, но регулярное смещение спектральных линий все равно выдаст её истинную двойную природу.

Измеренне скоростей звезд двойной системы и применение законного тяготения представляют собой принципиальный способ определения масс звезд. Исследование двойных звезд - это единственный прямой метод вычисления звездных масс. Тем не менее в каждом конкретном случае не так просто получить чёткий ответ.

Тесные двойные звезды

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение довольно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, любая вокруг собственной звезды, именуются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает так, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Частенько звездный материал не опускается прямо на звезду, а поначалу закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды так расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и соединяется в шар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействуюшие двойные системы - явление частое.

Одним из необыкновенных результатов переноса массы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.

Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это значит раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда её материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь её тяготению. Эта вторая звезда - белый карлик. Внезапно блеск возрастает приблизительно на десять звездных величин - вспыхивает новая. Происходит не что другое, как огромный выброс энергии за совсем короткое время, массивный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи резко растет, а температура под новым слоем возрастает до миллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки либо сотни лет вспышки новейших повторялись. Остальные взрывы наблюдались только однжды, но они могут повториться через тыщи лет. На звездах другого типа происходят менее драматические вспышки - карликовые новейшие, - повторяющиеся через дни и месяцы.

Когда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в её глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленная вовнутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.

Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует таковая степень сжатия, при которой они начинают отталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит только тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты неописуемо сильно, образуя очень плотную материю.

Белый карлик с массой Солнца по размеру приблизительно равен Земле.

Всего только чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их размер. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразить совсем тяжело. Быстрее всего это нечто вроде одного огромного кристалла, который равномерно остывает, становясь все более тусклым и красным. В реальности, хотя астрономы белыми карликами называют целую группу звезд, только самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в черный шар радиоактивного пепла полностью мертвые останки звезды. Белые карлики так малы, что даже более горячие из них испускают совершенно незначительно света, и найти их бывает нелегко. Тем не менее количество узнаваемых белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам астрономов, не менее десятой части всех звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самая колоритная звезда нашего неба, является членом двойной системы, и его напарник - белый карлик под заглавием Сириус В.

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то таковая звезда, достигнув стадии белого карлика, на этом не остановится. Гравитационные силы в этом случае столь значительны, что электроны вдавливаются вовнутрь атомных ядер. В итоге протоны преобразуются в нейтроны, способные прилегать друг к другу без всяких промежутков. Плотность иейтронных звезд превосходит даже плотность белых карликов; но если масса материала не превосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Обычная нйтронная звезда имеет в поперечникс всего только от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр её вещества весит около миллиарда тонн. Кроме неслыханно огромной плотности, нейтронные звезды владеют еще двумя особыми качествами, которые разрешают их найти, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и мощное магнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость её вращения растет - точно так же, как фигурист на льду вращается еще быстрее, когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов в секунду. Наряду с этим только быстрым вращением, нейтронные звезды имеют магнитное поле, в миллионы раз более мощное, чем у Земли.

ПУЛЬСАРЫ

Первыс пульсары были открыты в 1968 г., Когда радиоастрономы нашли регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражены тем фактом, что какие-то природные объекты могут излучать радиоимпульсы в таком правильном и стремительном темпе. Вначале (правда, быстро) астрономы заподозрили роль неких мыслящих существ, обитаюших в глубинах Галактики. Но скоро было найдено естественное объяснение. В массивном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узеньким пучком, как луч прожектора. Звезда скоро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения, как будто маяк. Некие пульсары излучают не лишь радиоволны, но и световые, рентгеновские и палитра-лучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых стремительных - тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; может быть, они входят в двойные системы.

РЕНТГЕНОВСКИЕ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

В Галактике найдено, по крайней мере, 100 массивных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи владеют так большой энергией, что для возникновения их источника обязано произойти нечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, предпосылкой рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность малеханькой нейтронной звезды.

может быть, рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которых совсем малая, но мощная; это может быть нейтронная звезда, белый карлик либо темная дыра. Звезда-компаньон может быть или массивиой звездой, масса которой превосходит солнечную в 10 - 20 раз, или иметь массу, превосходящую массу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются очень маловероятными. К таковым ситуациям приводит сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах, финишный итог зависит от начальных масс и начального расстояния меж звездами.

В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды появляется газовый диск. В случае же систем с болшими массами материал устремлется прямо в нейтронную звезду - её магнитное поле засасывает его, как в воронку. Конкретно такие системы частенько оказываются рентгеновскими пульсарами.

новейшие И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

При вспышках новейших звезд выделяется энергия до 105380 Дж. Те звезды, которые безуспешно называют новыми на самом деле есть и до вспышки. Это горячие карликовые звезды, которые вдруг за маленький срок (от суток до ста дней) увеличивают свою светимость на много звездных величин, после чего медлительно, время от времени на протяжении многих лет, возвращаются к своему начальному состоянию. При вспышках новейших звезд из их атмосфер со скоростью 1000 км/с выбрасываются внешние газовые оболочки массой в тыщи раз меньшей масс Солнца. Раз в год в галактике вспыхивает не менее 200 новейших звезд,но из них мы замечаем только 2/3. Установлено, что новейшие звезды - горячие звезды в тесных двойных системах, где вторая звезда еще холоднее первой. Конкретно двойственность и является в конечном счете предпосылкой вспышки новой звезды. В тесных двойных системах происходит обмен газовым веществом меж компонентами. Если на горячую звезду при этом попадает огромное количество водорода со второй звезды, это приводит к массивному взрыву, и на Земле наблюдатели регистрируют вспышку новой звезды. Тяжело, практически нереально представить себе энергию, выделяющуюся при вспышках, либо, точнее, взрывах сверхновых звезд. За несколько месяцев сверхновая звезда излучает в пространство столько же энергии (10 543 0Дж), сколько Солнце за несколько миллиардов лет. Предпосылки взрывов сверхновых звезд достоверно не известны, но быстрее всего они происходят потому, что в процессе излучения со звезды уходит огромное количество нейтронов и она теряет устойчивость. До взрыва ядро сверхновой звезды имеет плотность 10 510 0 кг/м 53 0 и температуру в несколько миллиардов кельвинов. После резкой утечки нейтринов звезда за несколько сотых долей секунды спадает вовнутрь себя. Её ядро приобретает плотность 10 517 0 кг/м 53 0 и температуру порядка 200 млрд. Кельвинов. В оболочке, окружающей ядро, возникает взрывная реакция выгорания углерода и кислорода. Мощная взрывная волна срывает внешние оболочки звезды, и в этот момент мы видим вспышку сверхновой. Результат вспышки зависит от начальной массы звезды. Если до взрыва звезда имела массу от 1,2 до 2 масс Солнца, то после взрыва она преобразуется в нейтронную звезду. Существование таковых объектов было предсказано еще в 1934 г. Они состоят из нейтронов, в которые преобразуются протоны и ядра всех более тяжелых частей. Поперечники нейтронных звезд так малы (порядка 20 км), что неважно какая из них свободно разместилась бы на местности Москвы. Теоретические расчеты показывают, что нейтронные звезды обязаны совсем скоро вращаться вокруг оси и обладать массивным магнитным полем. В другом случае, когда масса звезды более чем вдвое превосходит солнечную массу, в итоге взрыва звезда преобразуется в черную дыру либо коллапсар.

РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД И ПЛОТНОСТЬ ИХ ВЕЩЕСТВ

Рассмотрим на простом примере как можно сопоставить размеры звезд одинаковой температуры, к примеру Солнца и Капеллы. Эти звезды имеют однообразные диапазоны, цвет и температуру, но светимость Капеллы в 120 раз превосходит светимость Солнца. Так как при одинаковой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова, то, означает, поверхность Капеллы больше, чем Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус её больше солнечных в корень квадратный из 120, что приближенно равно 11раз.

найти размеры остальных звезд дозволяет знание законов излучения. Результаты таковых вычислений полностью подтвердились, когда стало вероятным измерять угловые диаметра звезд при помощи оптического устройства- звездного интерферометра.

Звезды совсем большой светимости именуются сверхгигантами. Красные сверхгиганты именуются таковыми и по размерам. Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по диаметру. Более далекая от нас VV Цефея так велика, что в ней поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбиты Юпитера включительно !!! меж тем массы сверхгигантов больше солнечной всего только в 30-40 раз. В итоге даже средняя плотность сверхгигантов в тыщи раз меньше чем плотность ком-

натного воздуха.

При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем эти звезды горячее. Самыми малыми посреди обыденных звезд являются красные карлики. Массы их и радиусы - десятые доли солнечных, а средние плотности в 10-100 раз выше плотности воды. Еще меньше бардовых белые карлики - но то уже необыкновенные звезды.

У близкого к нам и броского Сириуса ( имеющего радиус вдвое больше солнечного ) есть спутник, обращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для данной двойной звезды расстояние, орбита и массы отлично известны. Обе звезды белые, практически одинаково горячие. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд однообразное кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Означает, его радиус меньше в 100 раз, т.Е. Он практически таковой же как Земля. Меж тем масса у него практически таковая же как и у Солнца. Следовательно белый карлик имеет огромную плотность - около 10 59 0 кг/м 53 0. Существование газа таковой плотности было объяснено таковым образом : традиционно предел плотности ставит размер атомов, являющихся системами, состоящими из ядра и электронной оболочки. При совсем высокой температуре в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны стают независящими друг от друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это "крошево" из частиц может быть сжато еще сильнее, чем нейтральный газ.

теоретически допускается возможность существования при неких условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер.

На примере белых карликов мы видим как астрофизические исследования расширяют представление о строении вещества ; пока такие условия в лаборатории сделать нереально. Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию важнейших физических представлений.

ВСЕЛЕННАЯ

Больше всего на свете - сама Вселенная, обхватывающая и включающая в себя все планеты, звёзды, галактики, скопления, сверхскопления и ячейки. Дальность деяния современных телескопов достигает нескольких миллиардов световых лет.

Планеты, звёзды, галактики поражают нас необычным разнообразием собственных параметров, сложностью строения. А как устроена вся Вселенная, Вселенная в целом ?

ее основное свойство - однородность. Об этом можно сказать и точнее. Представим себе, что мы мысленно выделили во Вселенной совсем большой кубический размер, с ребром в 500 миллионов световых лет. Подсчитаем, сколько в нем галактик. Произведём такие же подсчёты для остальных, но столь же гигантских размеров, расположенных в разных частях Вселенной. Если все это сделать и сопоставить результаты, то окажется, что в каждом из них, где бы их ни брать, содержится однообразное число галактик. То же самое будет и при подсчёте скоплений либо даже ячеек.

Вселенная предстаёт перед нами всюду одинаковой - «сплошной» и однородной. Проще устройства и не придумать. Необходимо сказать, что об этом люди уже давно подозревали. Указывая из суждений наибольшей простоты устройства на общую однородность мира, превосходный мыслитель Паскаль (1623-1662) говорил, что мир - это круг, центр которого везде, а окружность нигде. Так с помощью наглядного геометрического вида он утверждал однородность мира.

В однородном мире все «места» равноправны и хоть какое из них может претендовать на, что оно - Центр мира. А если так, то, означает, никакого центра мира совсем не существует.

У Вселенной есть и ещё одно важнейшее свойство, но о нем никогда даже и не догадывались. Вселенная находиться в движении - она расширяется. Расстояние меж скоплениями и сверхскоплениями постоянно растет. Они как бы разбегаются друг от друга. А сеть ячеистой структуры растягивается.

Во все времена люди предпочитали считать Вселенную вечной и постоянной. Эта точка зрения господствовала вплоть до 20-х годов нашего века. В то время числилось, что она ограничена размерами нашей Галактики. Пути могут рождаться и умирать, Галактика все равно остается все той же, как постоянным остается лес, в котором поколение за поколением сменяются деревья.

реальный переворот в науке о Вселенной произвели в 1922 - 1924 годах работы ленинградского математика и физика А. Фридмана. Делая упор на лишь что созданную тогда А. Эйнштейном общую теорию относительности, он математически доказал, что мир - это не нечто застывшее и постоянное. Как единое целое он живет собственной динамической жизнью, меняется во времени, расширяясь либо сжимаясь по строго определённым законам.

Фридман открыл подвижность звёздной Вселенной. Это было теоретическое предсказание, а выбор меж расширением и сжатием необходимо сделать на основании астрономических наблюдений. Такие наблюдения в 1928 - 1929 годах удалось сделать Хабблу, известному уже нам исследователю галактик.

Он нашел, что далёкие галактики и целые их коллективы движутся, удаляясь от нас во все стороны. Но так и обязано смотреться, в согласовании с предсказаниями Фридмана, общее расширение Вселенной.

естественно, это не значит, что галактики разбегаются конкретно от нас. По другому мы возвратились бы к старым воззрениям, к докоперниковой картине мира с Землёй в центре. В реальности общее расширение Вселенной происходит так, что все они удаляются друг от друга, и из хоть какого места картина этого разбегания смотрится так, как мы видим ее с нашей планеты.

Если Вселенная расширяется, то, означает, в далёком прошедшем скопления были ближе друг к другу. Более того: из теории Фридмана следует, что пятнадцать - двадцать миллиардов лет назад ни звёзд, ни галактик ещё не было и всё вещество было перемешано и сжато до колоссальной плотности. Это вещество было тогда и немыслимо горячим. Из такового особенного состояния и началось общее расширение, которое привело со временем к образованию Вселенной, какой мы видим и знаем ее сейчас.

Общие представления о строении Вселенной складывались на протяжении всей истории астрономии. Но лишь в нашем веке смогла показаться современная наука о строении и эволюции Вселенной - космология.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Мы знаем строение Вселенной в большом объеме пространства, для пересечения которого свету требуются миллиарды лет. Но пытливая мысль человека стремится проникнуть дальше. Что лежит за границами наблюдаемой области мира ? Бесконечна ли Вселенная по размеру ? И ее расширение - почему оно началось и будет ли оно постоянно длиться в будущем ? А каково происхождение «скрытой» массы ? И наконец, как зародилась разумная жизнь во Вселенной ?

Есть ли она ещё где-нибудь не считая нашей планеты ? Окончательные и полные ответы на эти вопросы пока отсутствуют.

Вселенная неисчерпаема. Неутомима и жажда знания, заставляющая людей задавать всё новейшие и новейшие вопросы о мире и настойчиво находить ответы на них.

перечень ЛИТЕРАТУРЫ

Космос: Сборник. “Научно - популярная литература” (Сост. Ю. И. Коптев и С. А. Никитин; Вступ. Ст. Академика Ю. А. Осипьяна; Оформл. И макет В. Итальянцева; Рис. Е. Азанова, Н. Котляровского, В. Цикоты. - Л.: Дет. Лит.,1987. - 223 С., Ил.)

И. А. Климишин. “Астрономия наших дней” - М.: «Наука».,1976. - 453 С.

А. Н. Томилин. “Небо Земли. Очерки по истории астрономии” (Научный редактор и автор предисловия доктор физико-математических наук К. Ф. Огородников. Рис. Т. Оболенской и Б. Стародубцева. Л., «Дет. Лит.», 1974. - 334 с., Ил.)

“Энциклопедический словарь молодого астронома” (Сост. Н. П. Ерпылев. - 2-Е изд., Перераб. И доп. - М.: Педагогика, 1986. - 336с., Ил.)



 
Еще рефераты и курсовые из раздела
Двойные звёзды
Школа №41 Реферат Двойные звёзды. СодержаниеСодержание 2 Двойные звезды 3 Открытие двойных звезд 4 Измерение характеристик двойных звезд. 6 Теплые...

Жизнь и разум во Вселенной
Содержание: 1. Введение 2. Возникновение разума 3. Появление жизни на Земле 4. Поиски жизни в солнечной системе Луна Меркурий ...

Луна
Средняя школа № 133 Луна Выполнил ученик 11а класса Живодеров Вадим 1996 год г. Красноярск Оглавление:Оглавление: 2 перечень...

Система пожаротушения внутри мотора ССП-2А. ССП-7 самолета АН 12 А
СОДЕРЖАНИЕ: Введение 1.Система сигнализации пожара ССП-2А ССП-7 Общие сведения о системе 2.главные технические данные ССП-7 и ССП-2А ...

Спутниковые системы местоопределения
Оглавление Оглавление . 1 1. Введение 2 2. Спутниковые системы радиоместоопределения . 3 2.1 Исторический экскурс . 4 3. Система местоопределения,...