Звезды icon

Звезды



НазваниеЗвезды
Дата конвертации22.08.2012
Размер251,62 Kb.
ТипРеферат
Звезды


3везды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми.Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают. Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной иззвезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его.Фактически они все еще находятся в процессе формирования и являютсяпримерами протозвезд (первичных звезд). Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще невышли на стационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа ТТельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощныеветры>. Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действием силытяготения, превращается в тепло. В результате температура внутрипротозвезды все время повышается. Когда центральная ее часть становитсянастолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращаетсяв нормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, 'у звездыпоявляется источник энергии, способный поддерживать ее существование втечение очень долгого времени. Насколько долгого - это зависит от размеразвезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топливахватит па стабильное существование в течение примерно 10 миллиардов лет. Однако случается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце,существуют всего несколько миллионов лет; причина в том, что они сжимаютсвое ядерное топливо с гораздо большей скоростью. Нормальные звезды Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шарыочень горячего светящегося газа, в самой глубине которых вырабатываетсяядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. Самое явноеразличие - это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые. Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколькояркой выглядит звезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости,но также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний,яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркостиСолнца до яркости более чем Е миллиона Солнц. Подавляющее большинствозвезд, как оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы.Солнце, которое во многих отношениях является типичной звездой, обладаетгораздо большей светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженнымглазом можно увидеть очень небольшое количество слабых по своей природезвезд. В созвездиях нашего неба главное внимание привлекают к себе“сигнальные огни” необычных звезд, тех, что обладают очень большойсветимостью. Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости ?Оказывается, тут нге ~явисит от массы звезды. Количество вещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет еецвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени. Минимальнаявеличина массы, необходимая, чтобы звезда была звездой, составляет околоодной две Вставить из листика Гиганты и карлики Самые массивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие.Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры,эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что все ихзапасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет. В противоположность им эвезды, обладающие небольшой массой, всегданеярки, а цвет их - красноватый. Они могут существовать в течение долгихмиллиардов лет. Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые.К ним относятся и Альдебаран - глаз быка в созвездии Телец, и Антарес вСкорпионе. Как же могут эти холодные эвезды со слабо светящимисяповерхностями соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса иВеги? Ответ состоит в том, что эти эвезды очень сильно расширились и теперьпо размеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причинеих называют гигантами, или даже сверхгигантами. Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримобольше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то чтотемпература их поверхности значительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта- например, Бетельгейзе в Орионе - в несколько сот раз превосходит диаметрСолнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, непревосходит одной десятой размера Солнца. По контрасту с гигантами их называют “карликами”. Гигантами икарликами звезды бывают на разцых стадиях своей жизни, и гигант может вконце концов превратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”. Жизненный цикл звезды Обычиая звсзда, такая, как Солнце, вы деляст знергию за счетпревращения во лорола н гелий в ядерной печи, нахо дягцейся и самой еесердцевине. Солн пе с<)псржит огромное количество во дородь, однаио запасыего не бесконеч иы. За ~юследние 5 миллиардов лет Со лнцс уже израсходовалополовипу во дородного топлива и сможет поддер живать свое существование втечение еп~е 5 миллиардов лет, прежде чем за пасы водорода в его ядреиссякнут. А _ что потом7 Послс того как звезда израсходует водорол, содержащийся в центральнойее части, виутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинаетпсрс~орать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, разбухаст. В результате размер самой звез ды резко возрастает, а температураее иовсрхпости надает. Именно этот процесс и рождает красных гигаитов исверх-гигантов. Оп является частыо той иослсдовательиости измеиений,которая называется звездной эволюцией и которую ироходят все звезды. Вконечном итоге все звезды стареюг и умирают, по продолжительность каждойотдельной звезды определяется ее массой. Массивные звезды про носятся черсзсвой жизиенный цикл, за канчивая его эффектным взрывом. Звезды более скромных размеров, включая и Солице, наоборот, в нонцежизпи сжимаются, превращаясь в белые карлики. После чего они просто угасают. В процессе превращеиия иэ красно го гиганта в белый карлик звездаможет сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив лри этомядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучениязвезды, температура которой на поверхпости может достигать 100 000"С. Когдатакие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарными туманностями, посколку они частовыглядят как круги типа планетного диска, если пользоваться маленькимтелескопом. На самом же деле они, конечно, ничего общего с планетами неимеют! Звездные скопления По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не поотдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, что звездные скопления- вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления,лотому что им известно, что все звезды, входяшие в скопление, образовалисьпримерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии отнас. Любые заметные различия в блеске между такими звездами являютсяистинными различиями. Какие бы коллосальные изменения ни претерпели этизвезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезноизучение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств от массы- ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, такчто отличаются они друг от друга только своей массой. Звездные скопления интересны не только для научного изучения - ониисключительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюденияастрономами-любителями. Есть два типа звеэдных скоплений: открытые ишаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплениикаждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участке небаболее или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляютсобой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центреотдельные звезды неразличимы. ] Открытые звездные скопления Наверное, самым знаменитым открытым звездным скоплением являютсяПлеяды, или Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря на такое название,большинство людей может разглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд.Общее количество звезд в этом скоплении - где-то между 300 и 500, и все онинаходятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и нарасстоянии 400 световых лет от нас. Возраст этого скопления - всего 50 миллионов лет, что поастрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно очень массивныесветящиеся звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды -это типичное открытое звездное скопление; обычно в такое скопление входитот нескольких сотен до нескольких тысяч звезд. Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых,а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, чтоскорость, с которой они образуют- ся, с течением времени не меняется. Деело в Том, что в более старых скоплениях звезды постепенноотдаляются друг от друга, пока не смешаются с основным множеством звезд -тех самых, тысячи которых предстаьот перед нами в ночном небе. Хотятяготение до некоторой степени удерживает открытые скопления вместе, онивсе же довольно непрочиы, и тяготение другого объекта, например большогомежзвездного облака, может их разорвать. Некоторые звездные группы на столько слабо удерживаются вместе, чтоих называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они сущес твуют неочень долго и обычно состо ят из очень молодых звезд вблизи меж звездныхоблаков, из которых они воз никли. В звездную ассоциаци~о входит от 10 до100 звезд, разбросанных в об ласти размером в несколько сотен све товыхлет. Облака, в которых образуются звезды, сконцеитрированы в диске нашейГалактики, и именно там обнаруживают открытые звездные скопления. Еслиучесть, как много облаков содержится в Млечном Пути и какое огромноеколичество пыли находится в межзвездном пространстве, то станет очевидным,что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должнысоставлять лишь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, ихобщее количество достигает 100 000. Шаровые звездные скопления В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собойсферы, плотно заполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч идаже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бынаше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бывидеть в ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд.Размер типичного шарового скопления - от 20 до 400 световых лет. В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такойблизости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом,образуя компактные двойные звезды. Йногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближениинаружные слои звезды могут разрушиться, выставляя на прямое обозрениецентральное ядро. В шаровых скоплениях дв'ойные звезды встречаются в 100раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являютсяисточниками рентгеновского излучения. Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений,которые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему всебе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более илименее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов летназад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, изкоторого была создана Галактика, разделились на более мелкие фрагменты.Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно,и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единоец'елое. Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашейГалактики, но и вокруг других галактик любого сорта, Самое яркое шаровоескопление, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кснтавра в южномсозвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет отСолнца и является самым обширным из всех известных скоплений: его диаметр - 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплениемсеверного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можноразличить невооруженным глазом. В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени ДавидФабрициус (1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита;звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколько недель вообщеисчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменнойзвезды. Эта звезда получила название Мира - ечудесная~. За период времени в332 дня Мира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины(на уровне Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становитсягораздо более слабой, чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. Внаши дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из нихменяет свой блеск не столь драматично, как Мира. Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск.Причем блеск иногда изменяется на много световых величин, а иногда такнезначительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью оченьчувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным. Другие - неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могутпроисходить циклично, с периодом в нес~олько лет, а могут случаться всчитанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звезда являетсяпеременной, необходимо сначала точно проследить, каким образом оиаменяется. График изменения звездной величины переменной звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривую блеска,измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерениязвездных величии профессиональиые астрономы используют прибор, иазываемыйфотометром, сщпако многочисленные наблюдеиия перемеипых звезд производятсяастрономами-любителями. С помощыо специальио подготовленной карты и послеиекоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине перемеинойзвезды лрямо на глаз, если сравиивать ее с постоянными звездами,расположенными рядом. Графики блеска переменных звеэд показывают, что пекоторыс:>вездымсняю'гся регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезкевремеии определенной длины (периоде) повторяется снова и сиова. Другие жезвезды меняются совершенно непредсказуемо. К иравильным переменным звездамотносят пульсирующие звезды и двойныс звезды. Количество света меняетсяоттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но естьдругая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными).Когда мы видим изменение блеска бицариых звезд, это означает, что произошлоодно из нескольких возможпых явлений. Обе звезды могут оказаться на линиинашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, опи могут проходитьпрямо одна перед другой. Подобные сисгемы пазываются затменно-двойнымизвездами. Самый знаменитый пример такого рода - звезда Алголь в созвездииПерсея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с однойзвезды на другую, нередко вызывая драматические последствия. пульсирующие переменные звезды Некоторые из наиболее правильных переменных звезд пульсируют,сжимаясь и снова увеличиваясь - как бы вибрируют с определенной частотой,пример но так, как это происходит со струной музыкального инструмента.Наиболее известный тип подобных звезд - цефеиды, названные так но звездеДельта Цефея, представляющей собой типичный пример. Это звеэдысверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 - 10 раз, а светимостьих в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Период пульсации цефеидизмеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь, так итемпература ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ееблеска. Мира, первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ейзвезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холод ные красные гиганты в последней ста дии своего существо вания, они вот-вот полностыосбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетар нуютуманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе вОрионе, изменяются лишь в некоторых пределах. Используя для наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили наповерхности Бетельгейзе большие темные пятна. Звезды типа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующихзвезд. Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из нихнаходятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блескна одну звездную величину приблизительно за сутки, Их свойства, как исвойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.Неправильные переменные звезды R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершеннонепредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженнымглазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звезднойвеличины, а затем постепенно растет, возвращаясь к ирежнему уровню.Повидимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себяоблака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вродесажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами извездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако ие рассеется впространстве. Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажноезначение в областях, где образуются звезды. Вспыхивающие звезды Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен исолнечных вспышек, но они не могут существепно повлиять на яркость Солнца.Для некоторых звезд - красных карликов - это не так: на них подобныевспышки достигают громадных масштабов, и в результате световое излучениеможет возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшая кСолпцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхивающихзвезд. Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются онивсего несколько минут. Двойные звезды Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойнымсис- темам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное. Принадлежность к двойной системе очень сильно влияет на всю жизньзвезды, особенно когда напарники находят- ся близко друг к другу. Потокивещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят кдраматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и р сверхновых звезд. Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звездыдвойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки,лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можнопредставить себе как ТОЧК~ опоры, если вообразить звезды сидящими надетских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чемдальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам.Большинство двойных звезд (или просто - двойных) слишком близки друг кдругу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощныетелескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальныйпериод может измеряться годами, а иногда целым столетием или даже болыие.Двойные звезды, которые ты можешь увидеть раздельно, называются видимымидвойными. Открытие двойных звезд Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движениюболее яркой из двух, либо по их совместиому спектру. Если какая-нибудьзвезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее естьневидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда,обнаруженная с помощью измерений ее положеп ия. Сиектроскопические двойныезвезды обнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров,Спектр обыкновенной звезды, вроде Сопнца, подобеп непрерывной радуге,пересечепной многочисленными узкими н~елями - так называемыми линиямииоглощепия. Точные цвета, на которых расположены эти линии, изменяются,если звезда движегся к нам или от пас. Это явление нжзивается эффектомДопплера. Когда эвезды двойной системы движутся ио своим орбитам, онипоперемеппо то приближаются к нам, то удаляются. В результате лииии ихспектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижные линииспектра говорят о том, что звезда двойпая. Если оба участника двойнойсистемы имеют примерио одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два наборалиний. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминирова'гь,но регулярное смещение спектральных лииий всс равно выдаст ее истиннуюдвойную природу. Измеренне скоростей звезд двойной системы и лрименение зак нноготяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. зучениедвойных звезд - это единственный прямой способ вычислени я з вездных масс.Тем не менее в каждом конкретном случае не так просто получить точныйответ. Теспые двойные звезды В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготениястремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготениедостаточно сильно, наступает критический момент, когда вещество начинаетутекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеетсянекоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которойпредставляет собой ыритическую границу. Эти две грушеобразные фигуры,каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звездвырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нееустремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Частозвездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручиваетсявихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолькорасширились, что эаполнили свои полости Роша, то возникает контактнаядвойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шарвокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звеэды разбухмот,превращаясь в гиганты, а многие эвезды являются двойными, товзаимодействуюшие двойные систем ы - - явление нередкое. Звезда переливается через край Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездахявляется так называемая вспышка новой. Одна звезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; этоозначает раздувание наружных слоев звезды до того момента, когда еематериал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Этавторая звезда - белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно надесять звездных величин - вспыхивает новая. Происходит не что иное, какгигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв наповерхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звездыустремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи реэковозрастает, а температурд под новым слоем увеличивается до миллионаградусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни лет вспышкиновых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжкды, но они могутповториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менеедраматические вспышки - карликовые новые, - повторяющиеся через дни имесяцы. К огда ядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ееглубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься кцентру. Сила тяготения, направленная внутрь, больше не уравновешиваетсявыталкивающей силой горячего газа. Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала.Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звездастабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофического сжатия непроисходит благодаря основному свойству электронов. Существует такаястепень сжатия, при которой они начинают отгалкиваться, хотя никакогоисточника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда,когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайноплотную материю. Белый каплик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле. Всего лишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотнютонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Чтопредставляет собой внутренность белого карлика, вообразить очень трудно.Скорее всего это нечто вроде единого гигантского кристалла, которыйпостепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. Вдействительности, хотя астрономы белыми карликами пазывают целую группузвезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится втемный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды. Белыекарлики настолько малы, что даже наиболее горячие из них испускают совсемнемного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее иоличествоизвестных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкам асгрономов,не менее лесятой части вссх звезд Галактики - белые карлики. Сириус, самаяяркая звезда нашего пеба, является членом двойной системы, и сго иапарник -белый карлик под пазванием Сириус В. Нейтронные звезды Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солпиа более чем в1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии бслого карлика, на атом иеостановится. Гранитациоишые силы в этом случае стсиь велики, что электронывдавливаются внутрь атомных ядер. В результатс иротопы лревращаются внейтроны (см. с. 20 - 21), способные прилега'гь друг к другу без всякихпромежуткпв. Плотность иейтронных звезд превосходит даже плотпость белыхкарликов; ио если масса материала не превосходит 3 солпечпых масс,нейтроны, как и электроны, способиы сами предотвратить далынейшее сжатие.Типичная иисйтроиная звезда имеет в поперечникс всего лишь от 10 до 15 км,а один кубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн. Помимоисслыханно громадной плотиости, псйтроиные звезды обладают сще двумяособыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на стольмалые размеры: это быстрос вращение и сильное магнитное поле. В общем,вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращениявозрастает - точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрес,когда лрижимает к себе руки. Нейтропная звезда совершает несколы<о оборотовв секунду. Наряду с атим исключитепьно быстрьтм вращеиием, нейтроппыезвезды имеют магнитиос полс, в миллионы раз более сильиое, чем у Земли. Иульсары Первыс пульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономыобнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики.Ученые были поражсиы тем фактом, что какие-то природные объекты могутиэлучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале (правда,пенадолго) астрономы дике заподоэрили участие неких мыслящих сущесгв,обитаюших в глубинах Галак'гики. Но вскоре было иайдено естественнсэсобъясиепие. В мощном магнитпом иоле пейтронной звезды движущиеся по сииралиэлектроиы генерируют рщиоволиы, которые излучаются узким пучком, как лучпрожектора. Звезда быстро вра~цается, и радиолуч пересекает лииию нашегонаблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны,но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаровоколо четырех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращениеэтих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено;возможно, они входят в двойные системы. Рентгеновские двойные звезды В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источниковрентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большойэнергией, что для возникновения их источника должно произойти нечто из рядавон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучениямогла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтроннойзвезды. Возможно, рсптгеновские ислйчники представляют собой двойные звезды,одла из которых очень малснькая, но массив~ия; это может быть нейтроцнаязвезда, белый карлик или черная дыра. Звезда-компаньон может быть либомассивиой звездой, масса которой превосходит солнечиую в 10 - 20 раз, либоиметь массу, превосходящу~о массу Солица не более чем вдвое. Промежуточныеварианты представляются крайне маловероятными. К таким ситуациям приводитсложпая история эволюции и обмен массами в двойных системах, Финальныйрезультат зависит от начальных масс и начального расстояпия между звездами. В д~зойпых системах с небольшими массами вокруг пейтронной звездыобразуется газовый диск, В случае же систем с болыыими массами материалустремллется примо ~и нейтронную з.везду - ее магнитпое поле засасываетего, как в воронку. Имен~ш такие системы часто оказываготся рентгеновскимипульсарами. Черные дыры бы бттть лмке нейтронными звездами В одной из рентгеновских двойныхсистем, пазываемой А0620-00 удалос оч ень точно измерить массу компактнойзвезды (для этого испоз!ъзовились данные разных видов наблюдений). Онаоказалась равной 16 массам Солнца, что намного превышает возможн'остинейтронных звезд. В другом двойном рентгеновском источнике, У404 Лебедя,есть черная дыра с массой не менее б,З солнечной. Кроме черных дыр смассами, типичными для звезд, почти наверняка существуют и сверхмассивныечерные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падение вещества вчерную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящей из ядерактивных галактик. Сверхновые Звезды, массы которых не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо ибезмятежно. А что происходит с более массивными звездами? Как возникаютнейтронные звезды и черные дыры? Катастрофический взрыв, которымзаканчивается жизнь массивной звезды, - это воистину впечатляющее событие.Это самое мощное из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновениеока высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше Солнце за 10 миллиардов лет. Сыетовой поток, посылаемый однойгибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый светсоставляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звездыразлетаются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду. Такие грандиозные звездные взрьгвы называются сверхновыми. Сверхновые- довольно редкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от20 до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска.За столетие в кюкдой галактике их может быть от одной до четырех. Однако внашей собственной Галактике сверхиовых не наблюдали с 1604 ~. Может быть,они и были, но остались невидимыми из-за большого количсства пьши в МлечномПути. Радиоастрономы обнаружили кольцо газа, остав~ыегося ог сверхновой всозвездии Кассиопеи, и вычислили дату взрыва - 1658 г. В то время никто незарегистрировы! необычно яркой звезды, хотя од~-и довольио скромнаязвездочка, которую впоследствии уже не видели, была отмсчена в этом жеместе на звездной карте 1680 г. Сверхновая - гмертъ звезды Чтобы разобраться в том, что приводит к взрыву сверхновой, нампридется рассмотреть последние стадии эволюции массивной звезды. Когда весьводород в центральиом ядре превращается в гелий, начинаются новые ядерныепроцессы, преобразуюшие гелий в углерод. Но дальше от центра, в оболочке,водород все еще соединяется, обрюуя гслий. Когда гелий использован, горючимстаиовится углерод. В слоях, расположенных вокруг ядра, протекает весь рядпоследовательных ядсрных реакций, так что звезда приобрстает структуру,напоминающую луковицу. В последпей стадии ядро звезды состоит уже из жслеза и пикеля, а вслоях вок г нег ру го идет ядерное горение кремния, неона, кислорода углеро даи это ведет к образованию в центрезвезды белого карлика , пока б, солнечной. А за этим преде е превышаеткритического РУ бежа в 14 лом наступает катастрофическое сжатие -коллапс ядра, Менее чем за секунду ядро уменьшается от раэмеров Земли до100 км в поперечнике. Его плотность становится такой к ак у атомного а(примерно в 100 миллион миллион миллионов раз больше, чем плотность воды).Вещество сливается в нечто подобное гигантскому атомному ядру - образуетсянейтронная звезда. В тот момент, когда нейтроны во вн утреннеи части ядраоказываются способными предотвратить дальней шее сжатие п роцесс внезапноостанавливается. Немедленно на еще падающий к центру материал обрушиваютсявстречные ударные волны, и в звезду вливастся оп<ргия огромного количествячягтиц, называемых нейтрино. В результате звезда сбрасывает свои наружныеслои, открывая взгляду скрывавшееся под ними нейтронное ядро. По мнениюастрономов, большая часть нейтронных звезд, если не все они, родились вовзрывах сверхновых. При определенных условиях ядро может оказатьсядостаточно массивным, чтобы вместо нейтронной звезды образовалась чернаядыра. У нас есть ясная картина того, как массивные звезды заканчивают своесуществование взрывами свеухновых. Но это не единственный способ запускаподобных взрывов. Лишь около четверти всех сверхновых появляется такимпутем. Оии отличаются своими спектрами и специфической картиной возгоранияи затухания. Как действуют другие сверхновые, пока не вполне ясно. Наиболеедостоверная теория предполагает, что они начинаются с белых карликов вдвойных сис;емах. Вешество перетекает на белый карлик с его партнера до техпор, иока масса карлика не превысит 1,4 солнечной. Затем следует взрывсверхновой, и вся звезда, повидимому, навсегда разрушается. Сверхноваясохраняет свою макси- ~~~~~~ ядкость лишь около месяца, а затемнепрерывно угасает. В это время источником световой энергии являетсяр~иоагл~вный распад вещества, образовавшегося при взрыве. Еше долгое времяпосле взрыва можно наблюдать вещество сброшенной оболочки, постепеннорасходящееся в окружающем пространстве. Такие туманности называют остаткамисверхновых. В созвездии Тельца имеется Крабовидная туманность,представляющая собой остаток сверхновой, вспыхнувшей в 1054 г. Обширноетонкое кольцо вещества в Лебеде, так называемая Петля Лебедя, осталась отвспышки сверхновой, произошедшей около 30 000 лет назад, Остатки сверхновых- одни из сильнейших источников радиоволн в иашем небе. Происхождение элементов Наш обычный мир - скалистая Земля с ее океанами, атмосферой,растительной и животной жизнью - 'состоит примерно из 100 различныххимических элементов. Во Вселенной некоторые из них гораздо болеераспространены, чем другие. Сочетаясь между собой, элементы образуютбесчисленное множество различных веществ. Но откуда взялись сами элементы,эти основные строительные кирпичики мироздания? Сегодня астрономы всостоянии дать полную картину того, как образовались и как распределилисьпо Вселенной различные элементы (см. также с. 20 - 21). Простейший из всехэлементов - водород. Ядро атома водорода состоит из единственного протона,а добавление к нему одного электрона заверша~ конструкцию атома. Ядрадругих элементов содержат различные количества протонов, а также нейтронов,которые входят в состав всех элементов, кроме водорода. В ходе ядерныхреакций отдель ные ядра могут сливаться с элементарными частицами, вроденейтрона, и образовывать новые элементы. Для протекания ядерных реакцийнужны очень высоние температуры. Такие температуры существовали на раннихстадиях развития Вселенной, а сейчас они встречаются внутри звеэд, вовзрывах сверхновых, а также при падении вещества на очень плотные звездытипа белых карликов. Весь водород во Вселенной, да и значительная частьгелия, появились на свет в течение нескольких первых минут после началамира. Первые из сформировавшихся звезд состояли почти целиком из водорода игелия. Но мы уже видели, как знезды получают свою энергию путем слиянияядер водорода, приводящего к образованию гелия, а затем - слияиия гелия сболее тяжелыми элеме~ггами, когда получается все остальное, включаяуглерод, кислород, кремний, железо и так далее. Когда звезда сбрасываетоболочку, как сверхновая, большая часть материала выносится в космическое пространство.Тепловая энергия взрыва способствует созданию еще большего числа элементов.После того как произошло достаточно много вспьп.пек сверхновых, межзвсздноевещество уже содержит значительное количестио веществ, нроизведенных взвездах - паряду с водородом и гелием, когорые были здесь с самого начала.Звещы, которые обходятся без взрыва, также вносят свою лепту, когда они постепенно освобождаются от своих впетних слоев, выэывая появление звездиых ветров> или планетарной тумаиности. Теперь самое время иапомнить, что звездьт формируются из облаковмежзвездного материала. Звезды, которые сегодня рождаются в нашейГалактике, образуются из гораздо более разнообразиой смеси химическихэлеме~ггов, чем самыс лериые звезды. Даже паше Солние уже пе принадлежит к первомузвездному иоиолсиию. Оно сформировалось из облака, в котором было немалоуглерода, кислорода, кремния, железа и др., - по крайпей мере, этихэлеме~ггов оказалось достаточно, чтобы собрать их воедино во вра~цающейсятуманности, ставшей затсм Солиечной систсмой, и образовать нашу планету. Этоможет показкгься сгранным, но большинство атомов в т~зоем собственном телебыло создаио н ненрах давно умерших звезд. СВЕРХНОВ. Когда 24 февраля 1987 г. была открыта 5М 1987А, астрономы были оченьвзволнованы: ведь это была самая яркая сверхновая с 1604 г. Хотя на этотраз сверхновая вспыхнула не в наыей Галактике, а в соседней БольшомМагелла~ювом облаке, ее звездная величина в максимуме блеска достигла 2,9,что позволяло легко наблюдать сверхновую в южном лолушарии невооруженнымглазом. Впервые развитие сверхновой стало доступно наблюдению с помощыосовременной аппаратуры. Ислользуя фотографии, снятые до вслышки, удалосьдаже определить, какая именио звезда нэорвя лягк Ято оказллгя голубойсверхгигант с массой примерно в 17 солнечных; согласно расчетам, еговозраст составлял около 20 миллионов лет. ВАЯ 1987А На самом деле взрл~в произошел примерпо за деиь до его обнаруже ния.Э'го было установлепо по 6олее ранней фотографии, а исследователи,изучаюи~ие иотоки космических пей трипо, 23 фсвраля зарегистрировалииеожиданно большое их количество. 1 Нсйтрино - это элемеитарные час тицы,вряд ли имеющие массу. Их очень трудно регистрировать, Йо га кая работачрезвычайно важна, так как пейтриио упосят большое количество энсргии ицелом ряде ядерных реак ций. Обнаружение пейтриио показа ло, что нан~атеория возникновеиия сверхиовой в основиом верна. Одна ко иа мсстс испышким-ой сиерхно вой ие упы~ось обиаружить пульсар или ~>сйтроииую звезду. КРАБОВИДНАЯ ТММАННОСТЬ Один из самых известных остатков сверхновой, Крафбовидная туманность,обязана своим названием Уильяму Парсонсу, третьему графу Россу, которыйпервым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляю~цее имя не совсем соответствуетэтому страниому объекгу. Теперь мы знаем, что ма туманность - остатоксверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Еевозраст бьи установлен в 1928 г. Здвином Хабблом, измерившим скорость еерасширеиия и обратившим внимание ти совт~адение ее положения на небе состариниыми китайскими записями. Она имеет форму овала с неровными краями;красповатые и зелеиоватые нити сиетящегося газа видны на ~эоне тусклогобелого пятна. НИТИ СВГГЯЩСГОСЯ гклд напоминают сеть, иаброшенную наотверстие. Белый свет исходит от электронов, несущихся ио спиралям всильном магнитном иоле. Туманность является также интснсивным источникомрадиоволн и рен ггсиовских лучей. Когда аетрономы осознали, что пульсары -зто нейтрон сверхпоных, им стало ясно, что искать иульсары иадо иыенио втаких остатках типа Крабонидной туманности. В 1969 г. 6ыло обиаружено, чтоодна из звезд вблизи центра туманности периодически излучаег радиоимпульсы,а также с~зсговыс и рентгеновские сигнаЛЫ ЧСф7СЗ КЖКДЫС 33 ТЫСЯ%ИЫХ ДОЛИССкунды. Это очень высокая частота даже для пульсара, но оиа поетепеннопониЖается. Тс пульсары, которые вращаются гораздо медленнее, намногостарые иульсара Крабовидной тумаиности. КРАБОВИДНАЯ ТУМАННОСТЬ Один из самых известных остатков сверхновой, Крабовидная туманиость,обязаца своим названием Уильяму Парсонсу, тре гьему графу Россу, которыйпервым наблюдал ее в 1844 г. Ее впечатляющее имя ие совсем соответствуетэтому странпому объекту. Теперь мы знаем, что эта туманность - остатоксверхновой, которую наблюдали и описали в 1054 г. китайские астрономы. Есвозраст был установлен в 1928 г. Эдвином Хабблом, измерившим скорость еерасширения и обративы~им внимаиие на сов~!адение ее положения иа небе сосгариииыми китайскими записями. Она имеет форму овала с церовными краями; красиоватые и зеленоватыенити светящегося газа видны на фоне тусююго белого пятна. Ни'ги снегящегося газа напоминают сеть, наброи~енну~о на отверстие.Белый свет исходит от электронов, несущихся ло спиралям в сильном магнитномполс. Туманность является также интепсивиым источником радиоволн ирентгеиовских лучей. Когда астрономы оссхп~али, что пульсары - этопейтронные эвезды, возниказощие при взрывах сверхно~зых, им стало ясно, чтоискать иульсары иадо именио в таких остатках тиг~а Крабовидной туманности.В 1969 г. было обнаружено, что одна из звезд вблизи центра туманностипериодически и:шучает радиоимпульсы, а такжс снстоьзые и рентгеновскиесигналы чсрез кмщые 33 тысячных доли секунды. Э-ю очепь высокая частотадаже для пульсара, но опа постепенно понижается. Те пульсары, которыевращаются гораздо медлейнее, намного старше пульсара Крабовиднойтуманности. НАИМЕНОВАНИЕ СВЕРХНОВЫХ Хотя совремепные астрономы пе были свидетелями сиерхновой в наи~ейГыактикс, им удалось наблюдать по крайней мере второе по интересу событие -сверхновую в 1987 г. в Болыиом Магеллановом облаке, ближней галактике,видимой в южном иолу~парий. Сверхновой дали имя ЯХ 1987А. Свсрхновьтеименуюгся гопом открытия, за которым следует заглавная латинская буква валфавитиом порядке, соответетвенно последоватеньности находок, БХ этосокран~епие от ~сверхновая~. (Если за тд их открыто более 26, следуютобозначения АА, ВВ и т.д.)




Нажми чтобы узнать.

Похожие:

Звезды iconО звезды, звезды, Восковые тонкие свечи
Тема реферата, предложенная учителем оказалась настолько интересной и захватывающей, что по окончанию работы над ним было жаль расставаться...
Звезды iconI. Вступление. Дорожка №1
Вы видели ночное небо? Ну да, конечно, видели. Какая роскошная, завораживающая картина! Как ярко блещут звёзды! Но если звёзды зажигают,...
Звезды iconТема: Звезды и созвездия. Как найти Полярную звезду. Цель
Солнца как центра Солнечной системы и ближайшей к нам звезды, научить находить Полярную звезду
Звезды iconТема: Звезды и созвездия. Как найти Полярную звезду. Цель
Солнца как центра Солнечной системы и ближайшей к нам звезды, научить находить Полярную звезду
Звезды iconКонкурс «Звезды Балтики -2010»
Конкурс «Звезды Балтики -2010» это ежегодный фестиваль, который проходит среди школ
Звезды iconМетодическая разработка для студентов педагогического отделения физического факультета Часть 2 Школьная обсерватория
Через 1-2 часа можно убедиться в том, что в восточной части неба звезды поднимаются, а в западной опускаются. В южной части неба...
Звезды iconЯ выписываю космический паспорт звезды
Данная работа Грибачёвой Ирина «Я выписываю космический паспорт звезды» это рассказ о том, что включает в себя по мнению ученицы...
Звезды iconВ городе Санкт-Петербург огромное количество отелей уровня три звезды, которые предоставляют широкий спектр услуг, как для отдыха, так и для деловой поездки
Свои двери для посетителей в 1990 и вот уже около 20 лет принимает гостей северной столицы. О высоком качестве обслуживания свидетельствует...
Звезды iconЗвезды

Звезды iconЗвезды

Разместите кнопку на своём сайте:
Документы


База данных защищена авторским правом ©rushkolnik.ru 2000-2015
При копировании материала обязательно указание активной ссылки открытой для индексации.
обратиться к администрации
Документы