Что излучают звезды: их рождение, жизнь и смерть [Издание третье, переработанное]

Звезды

16. Звезды

    Звезды видны на ночном небе как точечные светящиеся объекты. Основными характеристиками звезд являются масса, химический состав вещества звезды и её возраст. Массы звезд находятся в интервале от 0.08 до 100 масс Солнца.
    Звезда − это горячий газовый шар, разогреваемый за счет ядерной энергии и удерживаемый силами гравитации. Основную информацию о звездах дает испускаемый ими свет и электромагнитное излучение в других областях спектра. Светимость звезды − полная энергия, испускаемая звездой в единицу времени. Светимость звезды может быть вычислена по энергии, достигающей Земли, если известно расстояние до звезды. Звезды должны изменяться со временем, так как они излучают энергию в окружающее пространство. Во Вселенной постоянно рождаются новые и умирают старые звезды. Информация о звездной эволюции может быть получена из диаграммы Герцшпрунга-Рассела, представляющей собой зависимость светимости звезды от температуры её поверхности (рис.

22). Звезды излучает энергию, вырабатываемую в её глубинных слоях. По мере движения к периферии звезды длина волны излучения увеличивается. Время достижения фотоном из центра звезды её поверхности может исчисляться десятками и сотнями тысяч лет.

 
Pис. 22. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Линия показывает начальные положения звезд с различными массами на главной последовательности.

    На диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезды распределены неравномерно. Около 90% звезд сконцентрировано в узкой полосе, пересекающей диаграмму по диагонали. Эту полосу называют главной последовательностью. Её верхний конец расположен в области ярких голубых звезд. Различие в заселенности звезд, находящихся на главной последовательности и областей, примыкающих к главной последовательности, составляет несколько порядков величины. Причина в том, что на главной последовательности находятся звезды на стадии горения водорода, которая составляет основную часть времени жизни звезды.

Солнце находится на главной последовательности. Его положение указано на рис. 22.
    Следующие по населенности области после главной последовательности − белые карлики, красные гиганты и красные сверхгиганты. Красные гиганты и сверхгиганты − это в основном звезды на стадии горения гелия и более тяжелых ядер.
    В левой нижней части диаграммы (рис. 22) − вторая по численности группа звезд − белые карлики. В правом верхнем углу диаграммы группируются звезды с высокой светимостью, но низкой температурой поверхности − красные гиганты и сверхгиганты. Этот тип звезд встречается реже. Названия “гиганты” и “карлики” связаны с размерами звезд. Белые карлики не подчиняются зависимости масса-светимость, характерной для звезд главной последовательности. При одной и той же массе они имеют значительно меньшую светимость, чем звезды главной последовательности.
    Звезда находится на главной последовательности на определенном этапе эволюции и становится гигантом или белым карликом на другом.
Большинство звезд находится на главной последовательности потому, что это наиболее длительная по времени фаза эволюции звезды.
    В таблице 12 приведены основные характеристики Солнца. Пределы изменения таких характеристик звезд как масса (M), светимость (L), радиус (R) и температура поверхности (T) даны в таблице 13.

Таблица 12

Основные характеристики Солнца

Масса M

2·1033 г

Радиус R

7·1010 см

Светимость L

3.83·1033 эрг/с (2.4·1039 МэВ/с)

Поток излучения с единицы
 поверхности

6. 3·107 Вт/м2

Средняя плотность вещества

1.4 г/см3

Плотность в центре

~100 г/см3

Температура поверхности

6·103 K

Температура в центре

1.5·107 K

Химический состав:
водород
гелий
углерод, азот, кислород, неон и др.


74%
23%
3%

Возраст

5·109

лет

Ускорение свободного падения
на поверхности

2.7·104 см/с2

Шварцшильдовский радиус − 2GM /c2
(c − скорость света)

2. 95 км

Период вращения относительно
неподвижных звезд

25.4 суток

Расстояние до центра Галактики

2.6·1017 км

Скорость вращения вокруг центра
Галактики

220 км/с

    Солнечный ветер − непрерывный поток плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. Солнечный ветер в основном составляют протоны и электроны и немного ядер 4He. За год в результате солнечного ветра Солнце теряет 2·10-14 своей массы.


Рис. 23. Солнечный ветер.

 Таблица 13

Пределы изменения характеристик различных звезд


Рис. 24. Соотношение масса-светимость

    Для звезд главной последовательности зависимость масса-светимость показана на рис. 24 и имеет вид L ~ Mn, где n = 1.6 для звезд малой массы (M ≤ M) и n = 5.4 для звезд большой массы (M ≥ M). Это означает, что перемещение вдоль главной последовательности от звезд меньшей массы к звездам большей массы приводит к увеличению их светимости.
    Измеряя длину волны в максимуме излучения черного тела, можно определить его температуру. Черное тело с температурой 3 К имеет максимум спектрального распределения на частоте 3·10

11 Гц. Черное тело с температурой 6000 К излучает зеленый свет. Температуре 10К соответствует излучение в рентгеновском диапазоне. В таблице 14 приведены интервалы длин волн, соответствующие различным цветам, наблюдаемым в оптическом диапазоне.

Таблица 14

Цвет и длина волны

Цвет

Диапазон длин волн,

Фиолетовый, синий

3900 — 4550

Голубой

4550 — 4920

Зеленый

4920 — 5570

Желтый

5570 — 5970

Оранжевый

5970 — 6220

Красный

6220 — 7700

    Температура поверхности звезды рассчитывается по спектральному распределению излучения.
    Классификация спектрального класса звезд приведена в таблице 15. Каждая буква характеризует звезды определенного класса. Звезды класса O самые горячие, класса N — самые холодные. В звезде класса O видны в основном спектральные линии ионизованного гелия. Солнце принадлежит к классу G, для которого характерны линии ионизованного кальция.

Таблица 15

Спектральные классы звезд

Обозначение класса
звезд

Характерный признак
спектральных линий

Температура
поверхности, K

O

Ионизованный гелий

> 30 000

B

Нейтральный гелий

11 000 — 30 000

A

Водород

7 200 — 11 000

F

Ионизованный кальций

6 000 — 7 200

G

Ионизованный кальций,
нейтральные металлы

5 200 — 6 000

K

Нейтральные металлы

3 500 — 5200

M

Нейтральные металлы,
полосы поглощения
молекул

< 3 500

R

Полосы поглощения
циана (CN)2

< 3 500

N

Углерод

< 3 500

    Ближайшая к нас звезда − Солнце. Расстояние от Земли до Солнца ≈ 150 млн. км. Излучение Солнца − источник жизни на Земле. Вокруг Солнца обращаются другие планеты и их спутники, астероиды, метеориты, космическая пыль.
    Масса Солнца составляет 99.87% всей массы Солнечной системы. Остальные 0.13% массы вещества приходятся на 8 больших планет Солнечной системы (Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун), несколько десятков спутников планет, астероиды (~105 объектов), кометы (~1011 объектов) и гигантское количество более мелких объектов. Согласно оценкам на расстоянии между 30–50 астрономических единиц находится не менее 70 тыс. объектов, имеющих размеры от 100 до 400 км. Все эти объекты объединены в единую систему гравитационным притяжением Солнца. Основная масса вещества Солнечной системы сосредоточена в Солнце, однако 98% момента количества движения приходится на долю планет. Интересная особенность Солнечной системы состоит в том, что все планеты обращаются в одном направлении, совпадающем с направлением вращения Солнца. В том же направлении вращаются вокруг своих осей все планеты, за исключением Венеры и Урана, оси вращения которых противоположны солнечной.

 Солнечная система

Планета Среднее
расстояние
от Солнца,
а.е.
Период
обращения
Период
вращения
Плотность,
г/см2
Диаметр,
км
Масса,
кг
Кол-во
спутников
Температура
Меркурий 0.387 88 сут 58.6 сут 5.44 4878 3.3·1023 0 350
Венера 0. 72 224.7 сут 243 сут 5.5 12104 4.9·1024 0 480
Земля 1.00 365.24 сут 24 час 5.52 12756.3 6·1024 1 22
Марс 1.52 687 сут 24.5 час 3.95 6780 6.4·1023 2 -23
Юпитер 5.2 11.9 лет 10 час 1. 33 142600 1.9·1027 16 -150
Сатурн 9.54 29.5 лет 10.2 час 0.68 120600 5.7·1026 30 -180
Уран 19.18 84 года 17 час 1.26 51200 8.7·1025 15 -215
Нептун 30.06 164.8 лет 17.8 час 1.67 49500 1. 03·1026 6 -217

    Одним из существенных моментов в понимании эволюции Вселенной является представление о распределении образующихся звезд по массам. Изучая наблюдаемое распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд различной массы, можно получить распределение звезд по массам в момент рождения. Установлено, что вероятность рождения звезды данной массы F(M), приближенно, обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера):

F(M) ~ M-7/3.

    Однако это лишь общая закономерность. В некоторых областях наблюдается дефицит массивных звезд. В областях, где много молодых звезд, звезд малой массы меньше. Считается, что первые звезды были в основном яркими, массивными и короткоживущими.
    Функция масс должна обрываться на нижнем конце в районе масс ~ (0.1–0.025)M. Используя в качестве нижней оценки два значения масс M ~ 0.1M и 0. 025M, можно получить относительную массу звезд, имеющих массы больше 5M:

и долю массы звезд, имеющих массу меньше солнечной,

    Рождение звезды. Согласно современным представлениям образование звезд происходит из облака газа и пыли. Однородно распределенное вещество в пространстве неустойчиво и может собираться в сгустки под действием сил тяготения. Небольшие, случайно образовавшиеся сгустки плотности растут из-за гравитационной неустойчивости. Чтобы образовалась звезда, необходимо сжатие некоторой области газопылевого облака до такой стадии, пока она не станет достаточно плотной и горячей. В процессе такой концентрации вещества происходит увеличение температуры и давления. Возникают условия для появления звезды. По мере того, как происходит сжатие вещества, из которого образуется звезда, повышается её температура. Излучение и увеличивающаяся кинетическая энергия атомов и молекул газа и пыли создают давление, препятствующее сжатию газопылевого облака. Температура и давление максимальны в центре облака и минимальны на периферии. Средняя температура звезды возрастает тем быстрее, чем быстрее она излучает энергию и сжимается. Гравитационная энергия высвобождается со скоростью, которая не только восполняет потерю энергии с поверхности звезды, но и нагревает звезду.

     Теорема о вириале. Средняя кинетическая энергия материальной точки, совершающей пространственно ограниченное движение под действием сил притяжения, подчиняющихся закону обратных квадратов, равна половине её средней потенциальной энергии с обратным знаком.

    Движение материальной точки в поле центральных сил, описываемых потенциалом

U(r) = C/r,

где C − константа. В нерелятивистском случае уравнение движения имеет вид:

(3).

 Умножая обе части уравнения (1) скалярно на  , получаем:

Усредняя по большому интервалу времени

и учитывая, что , получаем:

        или        

(4)

Для системы материальных точек имеем:

(

Средняя полная
кинетическая энергия

)

(

Средняя полная
потенциальная энергия
) (5)

    Согласно теореме о вириале у звезды, находящейся в термодинамическом равновесии, средняя тепловая энергия и средняя гравитационная энергия связаны соотношением:

2тепл + гравит = 0

(6).

    Полная энергия звезды дается выражением:

E = тепл + гравит =  —тепл (7)

    Это означает, что теплоемкость звезды является отрицательной величиной: потери энергии на излучение не охлаждают звезду, а, наоборот, нагревают. Действительно, пусть звезда в результате излучения потеряла энергию E, тогда её тепловая энергия изменится от тепл =  — E до
тепл = — (E — ΔE) = — E + ΔE, т.е. увеличится, что и приводит к увеличению температуры звезды.
    В образующейся звезде возможны два способа переноса тепла из более горячей центральной области к более холодной периферии. Первый способ − конвекция, в процессе которой горячие частицы пыли и газа перемещаются из более нагретой центральной области на периферию. Второй способ − излучение. В этом случае тепло переносится фотонами.

 Гравитационная энергия

    Рассмотрим два состояния вещества с полной массой M. Состояние I − это состояние, когда вся масса сконцентрирована внутри шара радиуса R. Состояние II − состояние, когда всё вещество разнесено на бесконечность. Чтобы перейти от состояния I к состоянию II необходимо затратить энергию.

 Гравитационная энергия однородного шара

    Масса шара M распределена однородно с плотностью ρ внутри шара радиуса R 

(8)

При удалении слоя толщиной dr, расположенного на расстоянии r от центра шара, затрачивается энергия равная энергии этого шарового слоя в гравитационном поле, создаваемом внутренними слоями

Интегрируя по всему объему шара, получим

Учитывая соотношение (8), получим

Eгр − энергия гравитационного поля, обусловленная гравитационным притяжением, составляющих шар элементов массы.

 − гравитационная постоянная.

Величина R = GM/c2 называется гравитационным радиусом.

В качестве нулевого уровня отсчета энергии выбирается состояние II. Поэтому гравитационная потенциальная энергия должна быть отрицательной. Величина полной гравитационной энергии, освобождаемой при сжатии звезды, по порядку величины равна

    Для типичных астрономических объектов величины гравитационной энергии даны в табл. 16.

Таблица 16

Гравитационная энергия типичных астрономических объектов

Астрономический объект

Гравитационная энергия, эрг

Луна

1.3·1036

Земля

2. 0·1039

Солнце

2.0·1048

Белый карлик

2.4·1050

Нейтронная звезда

1.0·1053

Наша Галактика
(Млечный путь)

5.0·1059

    Звезда медленно сжимается и излучает энергию во внешнее пространство. Если светимость звезды L, то за счет гравитационного сжатия звезда может излучать в течение времени

Для Солнца энергия Eгравит, которую оно излучило, сжимаясь до настоящего состояния (R =7·1010 см, M =2·1033 г):

    В настоящее время светимость Солнца L ~ 4·1023 эрг/с. Считая её постоянной, можно оценить время излучения Солнца за счет гравитационного сжатия:

    Это означает, что если бы высвобождающаяся за счет гравитационного сжатия энергия была единственным источником энергии Солнца, то время существования Солнца исчислялось бы десятками млн. лет, что противоречит данным геологии. Палеонтологические данные указывают на наличие на Земле примитивных форм жизни по крайней мере 3 млрд. лет назад. Следовательно, должен существовать другой механизм выделения энергии в звездах. Таким механизмом является синтез легких ядер. Звезда приобретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды массы Солнца не изменяются в течение миллиардов лет, пока происходят реакция горения водорода

4p → 4He + 2e+ + 2νe + 24.68 МэВ.

 

    Температура в центре звезды обычно составляет десятки миллионов градусов. Температура поверхности звезды составляет несколько тысяч градусов.

Звезды образуются в результате гравитационного сжатия неоднородностей в распределении вещества молекулярных облаков. Звезды светят за счет тепловой энергии, выделяющейся в термоядерных реакциях, происходящих в плотном центральном ядре звезды. Возраст звезд определяется по их спектру, светимости и положению на диаграмме Гершпрунга-Рассела.

 

Наука: Наука и техника: Lenta.ru

Астрономы США и Канады впервые обнаружили систему из двух звезд, одна из которых является только что сформировавшимся пульсаром в 2674 световых годах от Земли. Нейтронная звезда перетягивает вещество с соседней звезды, которая обречена превратиться в белого карлика. Предварительные результаты опубликованы в препринте статьи, доступной на сайте arXiv.

Необычный источник гамма-излучения 4FGL J1120. 0-2204 был изначально зафиксирован космическим телескопом Fermi. Исследователи предполагали, что он может быть миллисекундным пульсаром (МСП) — нейтронной звездой, которая очень быстро вращается благодаря аккреции вещества с соседней звезды. Большинство известных МСП в галактике Млечный Путь прошли стадию ускорения и постепенно замедляют вращение, а их компаньоны являются гелиевыми белыми карликами, которые уже не могут передавать свое вещество на нейтронную звезду.

Материалы по теме:

Космический телескоп Fermi обнаружил в Млечном Пути множество новых ярких источников гамма-излучения. Мультиволновые наблюдения идентифицировали их как миллисекундные пульсары, чьи компаньоны являются звездами главной последовательности, обогащенными водородом. Такие объекты называются пульсарами-«пауками», поскольку они пожирают вещество соседних звезд. В дальнейшем они подразделяются на два подкласса: «черные вдовы» (масса компаньона меньше 0,05 массы Солнца) и «красноспинники», если звезда-компаньон сохраняет больше массы.

4FGL J1120.0-2204 являлся вторым по яркости неидентифицированным источником гамма-излучения. Астрономы проанализировали спектр источника с помощью телескопа SOAR (The Southern Astrophysical Research) и обнаружили, что объект представляет собой двойную систему с довольно горячим компаньоном, чей период обращения составляет 15 часов. Гамма-источник, скорее всего, является миллисекундным пульсаром, который находится на расстоянии 820 парсек (2674 световых лет). Масса звезды-компаньона составляет 0,17 массы Солнца, то есть он находится на промежуточной стадии превращения в гелиевый белый карлик.

Согласно моделям, через два миллиарда лет свойства этой необычной системы будут соответствовать таковым для типичной системы пульсар-белый карлик с коротким орбитальным периодом. Таким образом, 4FGL J1120.0-2204, скорее всего, является «недостающим звеном» в эволюции таких двойных систем.

Астрономы открыли первую планету в другой галактике. Но ее сложно рассмотреть, так что сомнения остаются

  • Пол Ринкон
  • Научный редактор, Би-би-си

Автор фото, ESO / L. Calçada

Подпись к фото,

Находка сделана в процессе наблюдений двойной звездной системы, где вещество перетекает от более легкого компаньона к более тяжелому

Астрономы впервые обнаружили признаки существования планет за пределами нашей галактики.

На сегодняшний день обнаружено уже почти пять тысяч экзопланет, однако все они находятся в нашей галактике Млечный Путь.

Теперь же ученым удалось с помощью принадлежащего НАСА рентгеновского телескопа Chandra обнаружить планету величиной с Сатурн в галактике М51. Она находится на расстоянии примерно 28 миллионов световых лет от Млечного Пути.

Экзопланеты обычно обнаруживают так называемым методом транзита: вращаясь вокруг звезды, планета в какой-то момент оказывается перед ней и вызывает небольшое изменение яркости звезды, которое можно зарегистрировать с помощью приборов.

Именно таким образом были обнаружены предыдущие экзопланеты.

Однако наблюдать транзит в видимом спектре на таких расстояниях сложно. Поэтому ученые под руководством доктора Розанны Ди Стефано искали изменения в интенсивности излучения звезды в рентгеновском диапазоне. Для наблюдения выбрали яркую двойную рентгеновскую систему.

Как правило, такие системы состоят из объекта значительной массы — нейтронной звезды или черной дыры — и обращающейся вокруг него обычной звезды. Возникающий при этом аккреционный диск — поток вещества, под действием гравитационных сил перетекающий от более легкого компаньона на более тяжелый, — сильно разогревается и излучает и в рентгеновском диапазоне.

Аккреционный диск относительно невелик по размерам, поэтому проходящая перед ним планета вызывает достаточное изменение интенсивности излучения, чтобы его можно было наблюдать.

Ученые использовали эту технику для обнаружения первого кандидата в экзопланеты за пределами нашей галактики в двойной системе M51-ULS-1.

«Метод, который мы разработали и использовали, на сегодня единственный для открытия планетных систем в других галактиках, — рассказала Би-би-си доктор Ди Стефано, работающая в Смитсоновском центре астрофизики в Кембридже, в США. — Это уникальный метод, особенно хорошо подходящий для поиска планет вокруг рентгеновских двойных систем на любом расстоянии, излучение которых мы можем измерить».

Автор фото, NASA

Подпись к фото,

Телескоп Chandra был запущен в 1999 году для изучения рентгеновского излучения

Поиски новых планет

Двойная система M51-ULS-1 содержит нейтронную звезду (остаток взрыва сверхновой, очень маленький сверхмассивный объект размером в несколько сотен или даже десятков километров) или черную дыру, вокруг которой вращается звезда-компаньон с массой примерно в 20 солнечных.

Транзит продолжался около трех часов, в течение которых рентгеновское излучение системы упало до нуля. На основании этих и других данных астрономы пришли к выводу, что планета по размеру сопоставима с Сатурном и вращается вокруг двойной системы на расстоянии примерно в две астрономические единицы (среднее расстояние от Земли до Солнца).

По словам Ди Стефано, методы, применяемы для поиска экзопланет в нашей галактике, на межгалактических расстояниях не работают. Значительные расстояния делают невозможным наблюдение отдельных звезд в световом диапазоне — у оптических телескопов не хватает разрешающей способности, чтобы различить отдельные звезды, тем более — колебания их яркости.

С источниками рентгеновского излучения дело обстоит иначе. Во-первых, их относительно немного — всего несколько десятков на всю галактику. Некоторые из них настолько яркие, что их излучение легко может быть измерено. И как правило, мощные рентгеновские источники невелики по размерам, поэтому проходящая мимо планета может существенно (а в этом случае — полностью) заблокировать излучение.

Автор фото, NASA / ESA / S. Beckwith / HHT

Подпись к фото,

Галактику М51 также называют «Водоворотом» из-за ее характерной спиральной формы

Исследователи признают, что их выводы нуждаются в более тщательной проверке.

Повторить их эксперимент будет непросто: значительная величина орбиты потенциальной экзопланеты означает, что она совершает полный оборот вокруг двойной системы примерно за 70 лет, что делает невозможным повторение эксперимента в ближайшем будущем.

К тому же это вообще может оказаться не планета, а облако межзвездной пыли, хотя ученые считают эту возможность маловероятной: характеристики объекта не соответствуют свойствам газовых и пылевых облаков.

«Мы понимаем, что делаем очень смелое заявление, поэтому мы ожидаем, что другие астрономы тщательно проверят наши результаты, — говорит Джулия Берндтссон из Принстонского университета, принимавшая участие в исследовании. — Но нам кажется, у нас хорошие данные. Именно так и работает наука».

Ди Стефано считает, что новое поколение оптических и инфракрасных телескопов все равно не будет обладать достаточной разрешающей способностью, чтобы наблюдать отдельные объекты в удаленных галактиках. Поэтому наблюдения в рентгеновском диапазоне, вероятно, останутся главным методом поиска планет в других галактиках.

Однако, по ее словам, метод микролинзирования (наблюдение искривления лучей света, проходящих вблизи массивных объектов) тоже может принести хорошие результаты.

Характеристики звезд — О’Пять пО физике!

Звезды — небесные тела, в которых идут термоядерные реакции. Это наиболее распространённые объекты Вселенной. Более 98% массы видимого космического вещества сосредоточено в этих газовых шарах, остальная часть его рассеяна в межзвёздном пространстве.

Невооруженным глазом и тем более при наблюдениях в бинокль или телескоп нетрудно заметить, что звезды различаются по цвету. Цвет звезд в значительной степени определяется температурой их видимой поверхности.

При хорошей остроте зрения на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии.

БЛЕСК

Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, — это различная яркость (блеск) звёзд. Видимый блеск звёзд оценивают в звёздных величинах (см. статью «Звёздные величины»). Исторически сложившаяся система звёздных величин присваивала 1-ю величину наиболее ярким звёздам, а 6-ю — самым слабым, находящимся на пределе видимости невооружённым глазом. m, а крупнейшим телескопам доступны объекты 27-29m.

Видимый блеск — легко измеряемая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды — светимость, надо знать расстояние до неё.

РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЁЗД

Расстояние до далёкого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих угла. При измерениях на Земле этот метод называют триангуляцией.

Чем больше базис, тем точнее результат измерения. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет больше измеряемой величины. К счастью, наблюдатель вместе с нашей планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, — а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд и галактик. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, — параллаксам. Из геометрических соображений ясно, что он в точности равен тому углу, под которым были бы видны эти две точки земной орбиты со стороны звезды, и зависит как от расстояния между точками, так и от их ориентации в пространстве.

Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был бы виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

Параллаксы даже самых близких звёзд чрезвычайно малы, меньше 1″. Здесь требуются очень точные инструменты, поэтому не удивительно, что долгое время (до середины XIX в.) измерить параллаксы не удавалось. И разумеется, это было совершенно невозможно во времена Коперника, который впервые предложил метод параллаксов как прямое следствие своей гелиоцентрической системы (в геоцентрической системе параллактических смещений быть не должно).

С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии — парсек (сокращение от «параллакс» и «секунда»). Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1». Другими словами, радиус земной орбиты, равный одной астрономической единице (1 а. е.), виден с такой звезды под углом 1″. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:

r = 1/п (пи)

где r — расстояние в парсеках, п — годичный параллакс в секундах.

Из соотношений в параллактическом треугольнике легко вычислить, что 1 парсек (пк) равен 206 265 а. е., или примерно 30 трлн километров. Это очень большая величина, свет преодолевает такой путь за 3,26 года.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удаётся сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путём, используя различные астрофизические или статистические соотношения. Так, светимость переменных звёзд, называемых цефеидами, оказалась связанной с периодом изменения их блеска. Зная период далёкой переменной звезды и её видимую звёздную величину, легко найти расстояние до звезды. Методы изучения двойных звёзд также позволяют вычислить расстояния до некоторых из них. Есть и другие косвенные способы определения расстояний до звёзд и звёздных систем.

Химический состав звезд

Определяется по спектру (интенсивности фраунгоферовых линий в спектре).Разнообразие спектров звезд объясняется прежде всего их разной температурой, кроме того вид спектра зависит от давления и плотности фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава. Звезды состоят в основном из водорода и гелия (95-98% массы) и других ионизированных атомов, а у холодных в атмосфере присутствуют нейтральные атомы и даже молекулы.

СВЕТИМОСТЬ

Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидным, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца принять за единицу, то, к примеру, мощность излучения четырёх ярчайших звёзд неба, выраженная в светимостях Солнца, составит:

L© = 4*1026Вт

Сириус 22 L©

Канопус 4700 L©

Арктур 107L©

Вега 50 L©

Это, однако, не означает, что Солнце очень «бледно» выглядит по сравнению с остальными звёздами. Его светимость в звёздном мире выше средней. Так, из нескольких десятков звёзд, расстояния до которых не превышают 15 световых лет, только две — Сириус и Процион — имеют более высокую светимость, чем Солнце, и ещё одна — алюфа Центавра — лишь немного уступает ему, у остальных же светимость значительно ниже. Известны звёзды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше, чем Солнце, Интервал светимостей наблюдаемых звёзд оказался невероятно широким: они могут отличаться более чем в миллиард раз!

ЦBET И ТЕМПЕРАТУРА

Одна из легко измеряемых звёздных характеристик — цвет. Как раскалённый металл меняет свой цвет в зависимости от степени нагрева, так и цвет звезды всегда указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой — один кельвин (1 К) -тот же, что и в привычной нам шкале Цельсия (1 °С), а начало шкалы сдвинуто на -273 (0 К = -273 °С).

Самые горячие звёзды — всегда голубого и белого цвета, менее горячие — желтоватого, холодные — красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. Кельвинов — горячее любого расплавленного металла.

Человеческий глаз не способен очень точно определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звёздных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.

СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЁЗД

Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства — дифракционной решётки — раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое — красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.

Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда (оказалось, из тех же, что известны на Земле, а больше всего в звёздах самых лёгких элементов — водорода и гелия). Но даже у одного и того же элемента набор линий и количество энергии, поглощаемой в каждой из них, зависит от температуры и плотности атмосферы. Разработаны специальные физические методы определения характеристик звезды по анализу её спектра.

В горячих голубых звёздах с температурой свыше 10-15 тыс. кельвинов большая часть атомов ионизована, так как лишена электронов. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звёзд линий мало. Самые заметные принадлежат гелию. У звёзд с температурой 5-10 тыс. кельвинов (к ним относится Солнце) выделяются линии водорода, кальция, железа, магния и ряда других металлов. Наконец, у более холодных звёзд преобладают линии металлов и молекул, выдерживающих высокие температуры (например, молекул окиси титана).

В начале XX в. в Гарвардской обсерватории (США) была разработана спектральная классификация звёзд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами О, В, A, F, G, К, М, они отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой (Для запоминания: O Be A Fine Girl Kiss Me  или Однажды Бритый Американец Финики Жевал Как Морковь). Вдоль этой последовательности уменьшается температура звёзд и меняется их цвет — от голубого к красному. Звёзды, относящиеся к классам О, В и А, называют горячими или ранними, F и G — солнечными, К и М — холодными или поздними. Для более точной характеристики каждый класс разделён ещё на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы. Таким образом, получается плавная последовательность подклассов. Например, за подклассом G9 следует К0 и т. д. «Спектральные паспорта» звёзд выглядят следующим образом:

Солнце G2     Сириус А1     Канопус F0     Арктур К2     Вега А0     Ригель В8     Денеб А2     Альтаир А7     Бетельгейзе М2
Полярная F8

РАЗМЕРЫ ЗВЁЗД

Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди «перекрывая» идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные (линейные) размеры.

Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно для земных наблюдателей, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором — оптическим интерферометром. Правда, такие измерения довольно трудоёмки. В большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) во всём оптическом диапазоне и температуры (Т). По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R2T4. Сравнивая какую-либо звезду с Солнцем, получаем удобную для вычислений формулу:

 

позволяющую найти радиус звезды по её температуре и светимости (величины R®, L® и Т® = 6000 К известны).

Итак, по своим размерам, звезды делятся (название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905г Эйнар Герцшпрунг, введя название «белый карлик»), введены с 1953 года на:

  • Сверхгиганты  (I)
  • Яркие гиганты  (II)
  • Гиганты    (III)
  • Субгиганты   (IV)
  • Карлики главной последовательности  (V)
  • Субкарлики   (VI)
  • Белые карлики   (VII)

Измерения показали, что самые маленькие звёзды, наблюдаемые в оптических лучах, — так называемые белые карлики — имеют в диаметре несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных — красных сверхгигантов — таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной системы оказалась бы внутри неё.

МАССА ЗВЕЗДЫ

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звёзд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе анализе тех звёздных характеристик, которые так или иначе связаны с массой Чаще всего это светимость. Для многих звёзд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.

Массы звёзд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца. (При меньшей массе температура даже в центре тела будет недостаточно высока для выработки термоядерной энергии, такие объекты окажутся слишком холодными, их нельзя причислить к звёздам.) Таким образом, по массе звёзды различаются всего в несколько сот раз — гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).

Анализируя важнейшие характеристики звёзд, сопоставляя их друг с другом, учёные смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звёзды, как они образуются и изменяются в течение жизни, во что превращаются, растратив запасы своей энергии.

 

 

Диаграмма Герцшпрунга—Рассела.


Звезды главной последовательности подразделяются на классы, которые мы рассмотри ниже:

Класс O —  это голубые звезды, их температура 22 000 °С. Типичные звезды — Дзета в созвездии Кормы, 15 Единорога.

Класс В – это бело-голубые звезды. Температура их 14 000 °С. Температура их 14 ООО °С. Типичные звезды: Эпсилон в созвездии Ориона, Ригель, Колос.

Класс A — это белые звезды. Их температура 10 000 °С. Типичные звезды — Сириус, Вега, Альтаир.

Класс F – это бело-желтые звезды. Температура их поверхности 6700 °С. Типичные звезды Канопус, Процион, Альфа в созвездии Персея.

Класс G — это желтые звезды. Температура 5 500 °С. Типичные звезды: Солнце (спектр  С-2), Капелла, Альфа Центавра.

Класс K — это желто оранжевые  звезды. Температура 3 800 °С. Типичные звезды: Артур, Поллукс, Альфа Большой Медведицы.

Класс M -. Это красные  звезды. Температура 1 800 °С. Типичные звезды: Бетельгейзе, Антарес

Кроме  звезд главной последовательности,  астрономы выделяют такие типы звезд:

Коричневые карлики — звезды, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Их спектральный класс М — T и Y. В коричневых карликах могут протекать термоядерные процессы, но их масса все же слишком мала, чтобы начать реакцию превращения атомов водорода в атомы гелия, являющуюся главным условием для жизни полноценной звезды. Коричневые карлики — довольно «тусклые» объекты, если этот термин может быть применим к подобным телам, и астрономы исследуют их в основном благодаря выделяемому ими инфракрасному излучению.


Красные гиганты и сверхгиганты — это звезды с довольно низкой эффективной температурой в 2700- 4700°С, однако с огромной светимостью. Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.


Звезды типа Типа Вольфа — Райе —  класс звезд, для которых характерна очень высокая температура и светимость. Звезды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звезд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации. Окончательной ясности происхождения звезд типа Вольфа — Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звезд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции.


Звезды типа T Тельца — класс переменных звезд, названный по имени своего прототипа Т Тельца (протозвезды на конечном этапе развития). Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности. Они принадлежат к звездам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Температура их поверхности такая же, как и у звезд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.


Яркие голубые переменные, также известные как переменные типа S Золотой Рыбы —  это очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты, названные по звезде S Золотой Рыбы. Встречаются исключительно редко. Яркие голубые переменные могут сиять в миллион раз сильнее, чем Солнце и их масса может быть 150 солнечных, подходя к теоретическому пределу  массы звезды, что делает их самыми яркими, горячими и мощными звездами во Вселенной.


Белые карлики – тип «умирающих» звезд. Небольшие звезды типа нашего Солнца , которые широко распространены во Вселенной в конце своей жизни превратятся в белых карликов —  это маленькие звезды(бывшее ядра звезд) с очень высокой плотностью, которая в миллион раз выше плотности воды. Звезда лишена источников энергии и, постепенно остывает, становясь  темной и невидимой, однако процесс остывания может длиться миллиарды лет.


Нейтронные звезды – класс звезд, как и белые карлики,  образуются после гибели звезды с массой 8-10 масс Солнца (звезды с большей массы уже образуют черные дыры). В данном случае  ядро сжимается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны. Одной из особенности нейтронных звезд является сильное магнитное поле. Благодаря ему и быстрому вращению, приобретенному звездой из-за несферического коллапса, в космосе  наблюдаются радио- и рентгеновские источники, которые называются пульсары.

Эволюция звезд


Урок 33. звезды. солнце — Физика — 11 класс

Физика, 11 класс

Урок 33. Звёзды. Солнце

Перечень вопросов, рассматриваемых на уроке:

1) Основные физические характеристики Солнца;

2) Строение Солнца;

3) Источник энергии Солнца;

4) Спектральная классификация звёзд;

5) Эволюция звёзд

Глоссарий по теме

Звезда – раскалённый газовый шар;

Светимость звезды – энергия, которую излучает звезда за 1 секунду по всем направлениям;

Фотосфера Солнца – ближайший к поверхности, нижний слой атмосферы Солнца;

Ядро Солнца – центральная часть шара, в которой протекают термоядерные реакции;

Протуберанец – выплёскивающаяся с поверхности Солнца в атмосферу струя;

Протозвезда – звезда на раннем этапе своей эволюции;

Нейтронная звезда – звезда сверхбольшой плотности порядка плотности атомного ядра;

Чёрная дыра – звезда с таким соотношением массы и радиуса, что ни одно тело из сферы действия его гравитации и даже свет не могут покинуть его;

Основная и дополнительная литература по теме урока:

1. Г.Я. Мякишев, Б.Б. Буховцев, В.М. Чаругин. Физика.11 класс. Учебник для общеобразовательных организаций М.: Просвещение, 2017. С. 353 – 366

2. В.М. Чаругин. Астрономия. 10-11класс. М.: «Просвещение», 2017. С. 80 — 106

3. Саймон и Жаклин Миттон. Астрономия. М.: «РОСМЭН», 1995.

4.И.А. Климишин. Элементарная астрономия. М.: Наука. 1991.

Основное содержание урока

Наше изучение звёзд начинается с изучения Солнца, ближайшей к Земле, звезды.

Основные характеристики Солнца.

Первая величина, которая легко вычисляется для Солнца – это его радиус.

Угол, под которым видно Солнце с Земли, равен 16 секундам. Расстояние от Земли до Солнца — значение большой полуоси орбиты Земли. Радиус Солнца равен 700000 км.

Массу Солнца определим, используя третий обобщённый закон Кеплера:

подставив значения большой полуоси орбиты Земли, гравитационной постоянной и периода вращения Земли вокруг Солнца.

Масса Солнца равна

Зная, что на 1 м2 за 1 с приходится 1370 Дж энергии, можно найти светимость Солнца:

Химический состав Солнца: примерно 70% водорода, 29 % гелия;

Температура на поверхности Солнца 6000 К.

Атмосфера Солнца. Нижний слой, называющийся фотосферой, имеет небольшую высоту.

Внешняя часть, называющаяся короной, простирается на несколько радиусов Солнца.

В структуре фотосферы выделяют гранулы, протуберанцы, темные пятна.

С поверхности Солнца постоянно идёт поток заряженных частиц, называемый солнечным ветром.

Временами на Солнце происходят вспышки, увеличивающий поток частик и всевозможные излучения Солнца.

Основные характеристики звёзд.

Основные характеристики звёзд. Изучение звёзд затруднено тем, что они находятся далеко и освещенность, которую они создают на Земле очень мало. Проблему наблюдения за звёздами решают при помощи больших телескопов

Измерения температур поверхности звёзд показывают, что есть прямая связь между температурой звезды и видом её спектра.

В результате все звёзды разнесены по звёздным классам: O, B, A, F, G, K,

Обозначение

Цвет

Темпера -тура, К

O

Голубой

30000-60000

B

Голубовато-белый

10000-30000

A

Белый

7500-10000

F

Желтовато-белый

6000-7500

G

Жёлтый

5000-6000

K

Оранжевый

3500-5000

M

Красный

2000-3500

Э. Герцшпрунг и Г.Рессел составили диаграмму зависимости светимости всех известных звёзд от их спектрального класса.

По этой диаграмме все звёзды расположились в четырёх группах.

Главная последовательность диаграммы дает расположение большинства звёзд. Солнце является звездой данной группы звёзд.

Плотности звёзд данной группы примерно равны плотности Солнца.

Вторая и третья группы звёзд данной диаграммы – гиганты и сверх — гиганты.

Группа звёзд гигантов – звёзды красного цвета со светимостью примерно в сто раз больше Солнца, а размеры в десятки раз больше.

Сверх – гиганты также звёзды со светимостью в сотни тысяч раз больше солнечной, а размерами в сотни раз больше. Плотность сверх – гиганта Бетельгейзе составляет одну миллионную долю плотности воздуха.

Белые карлики – это группа звёзд, которая располагается на диаграмме внизу слева. Светимость белых

карликов в сотни и тысячи раз меньше солнечной и по размерам сравнимы с планетами. Однако, плотность достигает огромных значений.

Источник энергии Солнца и звёзд.

Источником энергии Солнца и звёзд является ядерная энергия, которая выделяется при синтезе ядер гелия из ядер водорода.

Это — так называемая термоядерная реакция.

Доказательством верности наших представлений о строении Солнца является результаты поиска и регистрации нейтрино, которые сопровождают термоядерные реакции в недрах Солнца и легко проникают от места реакции до самой Земли.

Эволюция звёзд.

Рождение звезды происходит в процессе сжатия газопылевых облаков галактик. Сначала увеличивается плотность, растёт температура и начинается излучение в инфракрасном диапазоне. Облако на этом этапе называют протозвездой.

Любая звезда в своей жизни проходит определенные стадии своей эволюции: рождение, пребывание на главной последователь последовательности, расширение и превращение в гиганта или сверх — гиганта. В зависимости от массы звезды происходит дальнейшее преобразование — либо в белого карлика, либо в нейтронную звезду или черную дыру.

Разбор тренировочных заданий

1.

Выберите одно утверждение о звёздах, которые соответствуют диаграмме.

1) «Жизненный цикл» звезды спектрального класса В главной последовательности более длительный, чем звезды спектрального класса G главной последовательности.

2) Температура поверхности звёзд спектрального класса F ниже температуры звёзд спектрального класса А.

3) Звезда Арктур имеет температуру поверхности 4100 К, следовательно, она относится к звёздам спектрального класса В.

4) Средняя плотность сверхгигантов существенно больше средней плотности белых карликов.

Решение.

Анализ утверждения 1): Начало жизненного цикла звёзд – левый верхний угол главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рессела. Поэтому длительность «жизни» звезды класса В меньше, чем звезды класса G.

Утверждение 1) неверно.

Анализ утверждения 2): На нижней линии диаграммы указаны спектральные классы звёзд, на верхней линии — соответствующие температуры. Классу F соответствует температура ниже, чем классу А.

Утверждение 2) верно.

Анализ утверждения 3): Звезда с температурой 4100 К относится к классу К, что противоречит утверждению.

Утверждение 3) неверно.

Анализ утверждения 4): Белые карлики имеют рекордно высокую плотность. Это противоречит утверждению.

Утверждение 4) неверно.

Ответ: Верное утверждение – 2)

2. Установите соответствие между элементами

Решение.

1.Термоядерная реакция, протекающая в ядре Солнца – реакция синтеза ядер гелия из 4 ядер водорода с образованием 2-х позитронов и 2-х нейтрино.

2. Атмосфера Солнца состоит на 70% из водорода, около 30% из гелия.

3. Солнечный ветер – это поток заряженных частиц с фотосферы Солнца: ядра гелия, водорода, электроны и незначительное количество ионов.

Ответ:

Что такое звезда?

Они восходили над динозаврами, над Великим Оледенением, над строящимися египетскими пирамидами. Одни и те же звёзды указывали путь финикийским мореплавателям и каравеллам Колумба, созерцали с высоты Столетнюю войну и взрыв ядерной бомбы в Хиросиме. Одним людям виделись в них глаза богов и сами боги, другим – серебряные гвозди, вбитые в хрустальный купол небес, третьим – отверстия, через которые струится небесный свет.

Постоянство и непознаваемость звёзд наши предки считали непременным условием существования мира. Древние египтяне полагали, что, когда люди разгадают природу звёзд, наступит конец света. Другие народы верили, что жизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих псов догонит Большую Медведицу. Наверное, для них очень важно было осознавать, что в этом невечном и изменчивом мире остаётся что-то неподвластное времени.

Не удивительно, что любые изменения в мире звёзд издавна считались предвестниками значительных событий. Согласно Библии, внезапно вспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда – Полынь – будет знаком конца света.

В течение многих тысячелетий астрологи сверяли по звёздам жизни отдельных людей и целых государств, хотя и предупреждали при этом, что роль звёзд в предначертании судьбы велика, но не абсолютна. Звёзды советуют, а не предсказывают, говорили они.

Но шло время, и люди стали всё чаще смотреть на звёзды с другой, менее романтической точки зрения, звёзды стали рассматриваться как физические объекты, для описания которых вполне достаточно известных законов природы, а изобретение новых астрономических приборов позволило ответить на вопрос «что такое звезда?».

В начале ХХ века, в основном благодаря трудам астрофизика Артура Эддингтона, окончательно сформировалось представление о звёздах как о раскалённых газовых шарах, заключающих в своих недрах источники энергии – термоядерный синтез ядер гелия из ядер водорода. Впоследствии выяснилось, что в звёздах могут синтезироваться и более тяжёлые химические элементы. По современным представлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её начальной массой и химическим составом. В телах массой меньше, чем 7-8 сотых долей массы Солнца долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2-3 тыс. градусов. В звёздах большой массы, напротив, эти реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50-70 солнечных масс, то после загорания термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звёзды могут взорваться как сверхновые

Что касается химического состава звёзд, то на них не обнаружено ни одного неизвестного химического элемента. Единственный элемент – гелий – был открыт сначала на Солнце и лишь потом на Земле. Наиболее обильным элементом в звёздах является водород, приблизительно втрое меньше содержится в них гелия. После водорода и гелия на звёздах наиболее распространены те же элементы, которые преобладают в химическом составе Земли: кислород, углерод, азот, железо и др. Важную роль в жизни звезды играет её магнитное поле. С магнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна, вспышки, факелы. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают на компактных звёздных остатках – белых карликах и особенно нейтронных звёздах.

Если рассматривать звёзды как природные объекты, то естественный путь к их познанию лежит через измерение и сопоставление свойств.

Свойства звёзд

Блеск

Первое, что замечает человек при наблюдении ночного неба, — это различная яркость (блеск) звёзд. Видимый блеск звёзд оценивается в звёздных величинах. Исторически сложившаяся система звёздных величин присваивала 1-ю величину наиболее ярким звёздам, а 6-ю – самым слабым. Впоследствии это шкалу усовершенствовали. Было принято, что разность в пять звёздных величин соответствует отличию в видимой яркости ровно в 100 раз. Следовательно, разница в одну звёздную величину означает, что звезда ярче другой в ~ 2.512 раза. Для более точных измерений шкала оказалась слишком грубой, поэтому пришлось вводить дробные значения. Звёздные величины обозначают индексом m, который ставится вверху после числового значения. Например, яркость Полярной звезды 2.3 .

Видимый блеск – легко измеримая, важная, но далеко не исчерпывающая характеристика. Для того чтобы установить мощность излучения звезды – светимость, надо знать расстояние до неё.

Расстояние до звёзд

Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.

Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, — а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, — параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.

С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:

r = 1/П,

где:

r – расстояние в парсеках,
П – годичный параллакс в секундах.

Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.

Светимость

Когда были измерены расстояния до ярких звёзд, стало очевидно, что многие из них по светимости значительно превосходят Солнце. Если светимость Солнца (L = 4*10 Вт) принять за единицу, то мощность излучения Сириуса составит: 221 L , Веги – 50 L и т. д.

Это, однако, не означает, что Солнце очень бледно выглядит по сравнению с остальными звёздами, известны звёзды, излучающие света в десятки тысяч раз меньше.

Цвет и температура

Одна из легко измеримых звёздных характеристик – цвет, который всегда указывает на её температуру. В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой – один кельвин (1К).

Самые горячие звёзды – всегда голубого и белого цвета, менее горячие – желтоватого, холодные – красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. кельвинов – горячее любого расплавленного металла.

Человеческий взгляд способен лишь грубо определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого спектра.

Спектральная классификация звёзд

Более полную информацию о природе излучения звёзд даёт спектр. Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства – дифракционной решётки – раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое – красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету.

Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звёзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда.

В начале ХХ в. была разработана спектральная классификация звёзд. Основные классы в ней обозначаются латинскими буквами (О, В, А, F, G, К, М), они отличаются набором наблюдаемых линий и плавно переходят один в другой. Вдоль этой последовательности уменьшается температура и изменяется цвет звёзд – от голубого к красному.

Звёзды, относящиеся к классам О, В, и А, называются горячими или ранними, F и G — солнечными, К и М – холодными или поздними.

Для более точной характеристики каждый класс разделён ещё на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после буквы.

Размеры звёзд

Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?

На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры.

Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) и температуры (T). {2} $

— позволяющую найти радиус звезды по её температуре и светимости (величины R®, L® и Т® = 6000 К известны).

Итак, по своим размерам, звезды делятся (название: карлики, гиганты и сверхгиганты ввел Генри Рессел в 1913г, а открыл их в 1905 г Эйнар Герцшпрунг, введя название «белый карлик»), введены с 1953 года на:

  • Сверхгиганты  (I)
  • Яркие гиганты  (II)
  • Гиганты    (III)
  • Субгиганты   (IV)
  • Карлики главной последовательности  (V)
  • Субкарлики   (VI)
  • Белые карлики   (VII)

Измерения показали, что самые маленькие звёзды, наблюдаемые в оптических лучах, — так называемые белые карлики — имеют в диаметре несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных — красных сверхгигантов — таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной системы оказалась бы внутри неё.

Масса звезды

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности её жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Массы звёзд заключены в пределах от нескольких десятков до 0.1 массы Солнца. Таким образом, по массе звёзды различаются всего в несколько сот раз – гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).

Как устроена звезда и как она живёт

Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию.

Звёзды образуются из космических газопылевых облаков. При сжатии под действием тяготения сгустка газа его внутренняя часть постепенно разогревается, когда температура в центре достигнет примерно миллиона градусов, начинаются ядерные реакции – образуется звезда. Чтобы получить представление о структуре звезды, пользуются методом последовательных приближений. Задавая некоторое соотношение водорода, гелия и более тяжёлых элементов и зная массу звезды, вычисляют её светимость. Эту процедуру повторяют до тех пор, пока для определённой смеси вычисленная и полученная из наблюдений светимость не совпадут. Данный состав и считают близким к реальному. Оказалось, что для большинства звёзд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы. Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. В звёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.

Звёздные пары

Некоторые звёзды видны на небесной сфере буквально рядом друг с другом – это двойные и кратные системы звёзд. Любая звёздная пара – это сёстры-двойняшки. Так же, как одиночные, двойные и кратные звёзд сформировались из сгустков межзвездного газа и пыли. Если газовое облако спокойно и «безветренно», то, сжимаясь под действием сил тяготения, падая само на себя, оно рождает одну звезду. Но обычно, как и все небесные тела, облако вращается и при этом клубится подобно облакам на Земле. Вращательные движения препятствуют прямому сжатию звезды, и образуется двойной «газоворот». Так рождается звёздная двойня.

Новорожденная пара звёзд, надёжно связанная силами притяжения, кружится вокруг общего центра масс. Расстояние между напарницами может быть очень разным. Так, между Мицаром и Алькором оно по меньшей мере в 20 тыс. раз превосходит расстояние от Земли до Солнца; время обращения этих звёзд – их год – составляет несколько миллионов земных лет. А некоторые звёзды кружатся совсем рядом, завершая год за считанные минуты.

«Похожи как близнецы» это выражение часто совсем не подходит для двойных и кратных звёзд. Нередко напарницы различны не только по цвету (а значит и по температуре), но и по размерам. Так, вокруг ярко-красного исполина Антареса, в 500 раз превосходящего Солнце по диаметру, кружит ослепительно-голубая звезда втрое меньше Солнца, а ярче его почти в 20 раз.

Но самое любопытное то, что красный гигант – это стадия звёздной старости, а голубая звезда ещё молодая. И тем не менее Антарес А и Антарес В – сёстры-ровесницы, только от рождения им досталась разная масса. Антарес А в 18 раз массивнее Солнца, а Антарес В – в 6 раз. Обе звезды одновременно зажглись, включили свои водородные термоядерные печки, но массивная звезда горит гораздо интенсивнее, потому что температура и давление в её ядре-топке выше, чем у сестры. Хотя запас горючего ей был отпущен втрое больший, звезда Антарес А уже практически отгорела, и скоро наступит её конец: она превратится в нейтронную звезду или даже в чёрную дыру. А вот Антарес В, который расходует своё ядерное топливо скупее, будет светить ещё сотни тысяч лет.

В Галактике много таких пар, где одна из звёзд уже состарилась, а другая ещё полна сил.

Переменные звёзды

Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают, достигают необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель или месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это, так называемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска.

Сейчас в нашей Галактике известно несколько десятков тысяч переменных звёзд. Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп. Одна из них – пульсирующие звёзды, яркость которых меняется из-за колебания размеров. К ним принадлежат мириды – красные гиганты, меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет.

Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложных процессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превышает их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ, — белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды.

Особая группа переменных – самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёзды часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.

Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды. Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойных системах.

Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь. Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной стороной.

У Солнца пятна маленькие. Если наблюдать Солнце издалека, как звезду, его переменность вряд ли будет заметна: Солнце слишком яркое. Однако специальными исследованиями с космических аппаратов было установлено, что, действительно, при прохождении по солнечному диску крупных пятен на Землю поступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне можно считать пятнистой переменной звездой.

Взрывающиеся звёзды

Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь, имеет шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколько месяцев ослабевает настолько, что она становится не видимой даже вооружённым глазом, исчезает. Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление – вспышка сверхновой звезды, блеск которой бывает видно даже днём.

Новые звёзды

Все новые звёзды являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая – белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате чего вокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений, что начинается термоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой плотности вещества она носит взрывообразный характер. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлёт и свечение которой наблюдается как вспышка новой звезды.

Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд.

Сверхновые звёзды

Сверхновые звёзды – одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая – это настоящий взрыв звезды, когда большая часть её массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км. / сек., а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных. Законченной теории взрыва сверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов.

Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры

После того как звезда исчерпает свои источники энергии, она начинает остывать и сжиматься. При этом физические свойства газа кардинально меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды прекращается, она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Но если масса превышает некоторое критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы – нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов, которые настолько тесно прижаты друг к другу, что огромная звёздная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается. Плотность этого шара – нейтронной звезды – чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов: она может превысить 10 млн. т. / см. куб.

Что произойдёт, если масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса?

Чёрные дыры образуются в результате коллапса гигантских звёзд массой более 3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется всё сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может преодолеть её притяжение. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько десятков километров. Отличить чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней не наблюдается) очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорят предположительно. Тем не менее, открытие массивных несветящихся тел – серьёзный аргумент в пользу их существования.

Белые карлики

В современной теории звёздой эволюции белые карлики рассматриваются как конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше 3-4 масс Солнца). После того как в центральных областях стареющей звезды выгорит весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои при этом сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оно становится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды очень слабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и компактная звезда, состоящая в основном из гелия, — белый карлик. Благодаря своей высокой температуре она излучает главным образом в ультрафиолетовом диапазоне и ионизует газ разлетающейся оболочки.

 

В вашем браузере отключен Javascript.
Чтобы произвести расчеты, необходимо разрешить элементы ActiveX!
Больше интересного в телеграм @calcsbox

Излучение звезды в видимом диапазоне. Каковы источники энергии звезд? Какие процессы поддерживают «жизнь» звезд? Дайте представления об эволюции обычных звезд и красных гигантов, поясните процессы, происходящие в их недрах

Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и, наконец «умирают». Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают. Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно иного миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В самом деле, откуда, например, берется огромное количество энергии, необходимой для поддержания излучения Солнца примерно на наблюдаемом уровне в течение нескольких миллиардов лет? Ежесекундно Солнце излучает 4*10 33 эрг, а за 3 млрд. лет оно излучило 4*10 50 эрг. Несомненно, что возраст Солнца около 5 млрд. лет. Это следует хотя бы из современных оценок возраста Земли различными радиоактивными методами. Вряд ли Солнце «моложе» Земли.

Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов). В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно «просачивается» сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратился в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 10 52 эрг.

Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце «израсходовало» не свыше 10% своего первоначального запаса водорода. Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься.

Некоторые астрономы раньше считали, что такие «протозвезды» наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты.

При сжатии протозвезды температура ее повышается, и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы его поверхности будет незначительным. Коль скоро поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (закон Стефана — Больцмана), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка, между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой. Поэтому на диаграмме «спектр-светимость» такие звезды расположатся вправо от главной последовательности, т. е. попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс.

В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет, вследствие чего спектр становится все более «ранним». Таким образом, двигаясь по диаграмме «спектр — светимость», протозвезда довольно быстро «сядет» на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для того, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение, и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.

Чтобы пройти эту самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше — несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем в виду очень интересные звезды типа Т Тельца, обычно погруженные в темные туманности.

Оказавшись на главной последовательности и перестав сжиматься, звезда длительно излучает практически не меняя своего положения на диаграмме «спектр — светимость». Ее излучение поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях. Таким образом, главная последовательность представляет собой как бы геометрическое место точек на диаграмме «спектр — светимость», где звезда (в зависимости от ее массы) может длительно и устойчиво излучать благодаря термоядерным реакциям. Место звезды на главной последовательности определяется ее массой. Следует заметить, что имеется еще один параметр, определяющий положение равновесной излучающей звезды на диаграмме «спектр — светимость». Таким параметром является первоначальный химический состав звезды. Если относительное содержание тяжелых элементов уменьшится, звезда «ляжет» на диаграмме ниже. Именно этим обстоятельством объясняется наличие последовательности субкарликов.

Как уже говорилось выше, относительное содержание тяжелых элементов у этих звезд в десятки раз меньше, чем у звезд главной последовательности.

Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность, и она довольно быстро расходует запасы своего водородного «горючего». Так, например, звезды главной последовательности с массой, превышающей солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего лишь несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой, близкой к солнечной, находятся на главной последовательности 10-15 млрд. лет.

«Выгорание» водорода (т.е. превращение его в гелий при термоядерных реакциях) происходит только в центральных областях звезды. Это объясняется тем, что звездное вещество перемешивается лишь в центральных областях звезды, где идут ядерные реакции, в то время как наружные слои сохраняют относительное содержание водорода неизменным. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограничено, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он там практически весь «выгорит».

Расчеты показывают, что масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом звезда медленно перемещается на диаграмме «спектр — светимость» вправо. Этот процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд. Если представить себе группу одновременно образовавшихся эволюционирующих звезд, то с течением времени главная последовательность на диаграмме «спектр — светимость», построенная для этой группы, будет как бы загибаться вправо.

Что же произойдет со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее ядре «выгорит»? Так как выделение энергии в центральных областях звезды прекращается, температура и давление не могут поддерживаться там на уровне, необходимом для противодействия силе тяготения, сжимающей звезду. Ядро звезды начнет сжиматься, а температура его будет повышаться. Образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия (в который превратился водород) с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в таком состоянии носит название «вырожденного». Он обладает рядом интересных свойств, на которых мы здесь останавливаться не можем. В этой плотной горячей области ядерные реакции происходить не будут, но они будут довольно интенсивно протекать на периферии ядра, в сравнительно тонком слое. Вычисления показывают, что светимость звезды и ее размеры начнут расти. Звезда как бы «разбухает», и начнет «сходить» с главной последовательности, переходя в области красных гигантов. Далее, оказывается, что звезды-гиганты с меньшим содержанием тяжелых элементов будут иметь при одинаковых размерах более высокую светимость. При переходе звезды в стадию красного гиганта скорость ее эволюции значительно увеличивается.

Следующий вопрос — что произойдет со звездой, когда реакция «гелий — углерод» в центральных областях исчерпает себя, так же как и водородная реакция в тонком слое, окружающем горячее плотное ядро? Какая стадия эволюции наступит вслед за стадией красного гиганта? Совокупность данных наблюдений, а также ряд теоретических соображений говорят о том, что на этом этапе эволюции звезды, масса которых меньше, чем 1,2 массы Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку, «сбрасывают».

Звезда — это горячий газовый шар, разогреваемый за счет ядерной энергии и удерживаемый силами тяготения. Основную информацию о звездах дает испускаемый ими свет и электромагнитное излучение в других областях спектра. Главными факторами, определяющими свойства звезды, являются её масса, химический состав и возраст. Звезды должны меняться со временем, так как они излучают энергию в окружающее пространство. Информация о звездной эволюции может быть получена из диаграммы Герцшпрунга-Рассела, представляющей собой зависимость светимости звезды от температуры её поверхности (рис.9).

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезды распределены неравномерно. Около 90% звезд сконцентрировано в узкой полосе, пересекающей диаграмму по диагонали. Эту полосу называют главной последовательностью . Её верхний конец расположен в области ярких голубых звезд. Различие в заселенности звезд, находящихся на главной последовательности и областей, примыкающих к главной последовательности, составляет несколько порядков величины. Причина в том, что на главной последовательности находятся звезды на стадии горения водорода, которая составляет основную часть времени жизни звезды. Солнце находится на главной последовательности. Его положение указано на рис. 9.
Следующие по населенности области после главной последовательности — белые карлики, красные гиганты и красные сверх-гиганты. Красные гиганты и сверхгиганты — это в основном звезды на стадии горения гелия и более тяжелых ядер.
Светимость звезды — полная энергия, испускаемая звездой в единицу времени. Светимость звезды может быть вычислена по энергии, достигающей Земли, если известно расстояние до звезды.
Из термодинамики известно, что, измеряя длину волны в максимуме излучения черного тела, можно определить его температуру. Черное тело с температурой 3 K будет иметь максимум спектрального распределения на частоте 3·10 11 Гц. Черное тело с температурой 6000 K будет излучать зеленый свет. Температуре 10 6 K соответствует излучение в рентгеновском диапазоне. В таблице 2 приведены интервалы длин волн, соответствующие различным цветам, наблюдаемым в оптическом диапазоне.

Таблица 2

Цвет и длина волны

Температура поверхности звезды рассчитывается по спектральному распределению излучения.
Классификацию спектрального класса звезд легко понять из таблицы 3.
Каждая буква характеризует звезды определенного класса. Звезды класса O самые горячие, класса N — самые холодные. В звезде класса O видны в основном спектральные линии ионизованного гелия. Солнце принадлежит к классу G, для которого характерны линии ионизованного кальция.
В таблице 4 приведены основные характеристики Солнца. Пределы изменения таких характеристик звезд как масса (M), светимость (L), радиус (R) и температура поверхности (T) даны в таблице 5.

Таблица 3

Спектральные классы звезд

Обозначение класса
звезд

Характерный признак
спектральных линий

Температура
поверхности, K

Ионизованный гелий

Нейтральный гелий

Ионизованный кальций

Ионизованный кальций,
нейтральные металлы

Нейтральные металлы

Нейтральные металлы,
полосы поглощения
молекул

Полосы поглощения
циана (CN) 2


Рис. 10. Соотношение масса-светимость

Для звезд главной последовательности с известной массой зависимость масса-светимость показана на рис.10 и имеет вид
L ~ M n , где n = 1.6 для звезд малой массы (M M) и n = 5.4 для звезд большой массы (M > M). Это означает, что перемещение вдоль главной последовательности от звезд меньшей массы к звездам большей массы приводит к увеличению светимости.

Таблица 4

Основные характеристики Солнца

Светимость L

3.83·10 33 эрг/с (2.4·10 39 МэВ/с)

Поток излучения с единицы
поверхности

6.3·10 7 Вт/м 2

Средняя плотность вещества

Плотность в центре

Температура поверхности
Температура в центре
Химический состав:
водород
гелий
углерод, азот, кислород, неон и др.

74%
23%
3%

Возраст
Ускорение свободного падения
на поверхности

2.7·10 4 см/с 2

Шварцшильдовский радиус — 2GM /c 2
(c — скорость света)
Период вращения относительно
неподвижных звезд
Расстояние до центра Галактики
Скорость вращения вокруг центра
Галактики

Таблица 5

Пределы изменения характеристик различных звезд

10 -1 M

10 -4 L

10 -2 R

2·10 3 K

За единицу измерения M, R, L приняты соответствующие характеристики Солнца, T- температура поверхности.

Таким образом, более массивные звезды оказываются и более яркими.
В левой нижней части диаграммы (рис.9) — вторая по численности группа — белые карлики. В правом верхнем углу диаграммы группируются звезды с высокой светимостью, но низкой температурой поверхности — красные гиганты и сверхгиганты. Этот тип звезд встречается реже. Названия “гиганты” и “карлики” связаны с размерами звезд. Белые карлики не подчиняются зависимости масса-светимость, характерной для звезд главной последовательности. При одной и той же массе они имеют значительно меньшую светимость, чем звезды главной последовательности.
Звезда может находиться на главной последовательности на определенном этапе эволюции и быть гигантом или белым карликом на другом. Большинство звезд находится на главной последовательности потому, что это наиболее длительная по времени фаза эволюции звезды.
Одним из существенных моментов в понимании эволюции Вселенной является представление о распределении образующихся звезд по массам. Изучая наблюдаемое распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд различной массы, можно получить распределение звезд по массам в момент рождения. Установлено, что вероятность рождения звезды данной массы, очень приближенно, обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера).

Излучение звезд поддерживается в основном за счет двух типов термоядерных реакций. У массивных звезд это реакции углерод-азотного цикла, а у маломассивных звезд типа Солнца это протон-протонные реакции. В первых углерод играет роль катализатора: сам не расходуется, но способствует превращению других элементов, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия.

В принципе возможно великое множество других термоядерных реакций, но расчеты показывают, что при температурах, царящих в ядрах звезд, именно реакции этих двух циклов происходят наиболее интенсивно и дают выход энергии, в точности необходимый для поддержания наблюдаемого излучения звезд.

Как видим, звезда – это природная установка для управляемых термоядерных реакций. Если создать в земной лаборатории такие же температуру и давление плазмы, то и в ней начнутся такие же ядерные реакции. Но как удержать эту плазму в пределах лаборатории? Ведь у нас нет материала, который бы выдержал прикосновение вещества с температурой 10–20 млн. К и при этом не испарился. А звезде этого не требуется: ее мощная гравитация с успехом противостоит гигантскому давлению плазмы.

Пока в звезде протекают протон-протонная реакция или углерод- азотный цикл, она находится на главной последовательности, где проводит основную часть жизни. Позже, когда у звезды образуется гелиевое ядро и температура в нем повысится, происходит «гелиевая вспышка», т.е. начинаются реакции превращения гелия в более тяжелые элементы, также приводящие к выделению энергии.

Турбина атомной электростанции является тепловой машиной, определяющей в соответствии со вторым законом термодинамики общую эффективность станции. У современных атомных электростанций коэффициент полезного действия приблизительно равен. Следовательно, для производства 1000 МВт электрической мощности тепловая мощность реактора должна достигать 3000 МВт. 2000 МВт должны уносится водой, охлаждающей конденсатор. Это приводит к локальному перегреву естественных водоемов и последующему возникновению экологических проблем.

Однако, главная проблема состоит в обеспечении полной радиационной безопасности людей, работающих на атомных электростанциях, и предотвращении случайных выбросов радиоактивных веществ, которые в большом количестве накапливаются в активной зоне реактора. При разработке ядерных реакторов этой проблеме уделяется большое внимание. Тем не менее, после аварий на некоторых АЭС, в частности на АЭС в Пенсильвании (США, 1979 г.) и на Чернобыльской АЭС (1986 г.), проблема безопасности ядерной энергетики встала с особенной остротой.

Современная атомная энергетика базируется на расщеплении ядер атомов на два более легких с выделением энергии пропорционально потере массы. Источником энергии и продуктами распада при этом являются радиоактивные элементы. С ними связаны основные экологические проблемы ядерной энергетики.

Еще большее количество энергии выделяется в процессе ядерного синтеза, при котором два ядра сливаются в одно более тяжелое, но также с потерей массы и выделением энергии. Исходными элементами для синтеза является водород, конечным — гелий. Оба элемента не оказывают отрицательного влияния на среду и практически неисчерпаемы.

Результатом ядерного синтеза является энергия солнца. Человеком этот процесс смоделирован при взрывах водородных бомб. Задача состоит в том, чтобы ядерный синтез сделать управляемым, а его энергию использовать целенаправленно. Основная трудность заключается в том, что ядерный синтез возможен при очень высоких давлениях и температурах около 100 млн. °С. Отсутствуют материалы, из которых можно изготовить реакторы для осуществления сверхвысокотемпературных (термоядерных) реакций. Любой материал при этом плавится и испаряется.

Ученые пошли по пути поиска возможностей осуществления реакций в среде, не способной к испарению. Для этого в настоящее время испытываются два пути. Один из них основан на удержании водорода в сильном магнитном поле.

Несмотря на некоторые положительные результаты по осуществлению управляемого ядерного синтеза, высказываются мнения, что в ближайшей перспективе он вряд ли будет использован для решения энергетических проблем. Это связано с нерешенностью многих вопросов и с необходимостью колоссальных затрат на дальнейшие экспериментальные, а тем более промышленные разработки.



Диаграмма «спектр — светимость»

Как и Солнце, звезды освещают Землю, но из-за огромного расстояния до них освещенность, которую они создают на Земле, на много порядков меньше солнечной. По этой причине и возникают технические проблемы при измерениях освещенности от звезд. Астрономы строят гигантские телескопы, чтобы уловить слабые излучения звезд. Чем больше диаметр объектива телескопа, тем более слабые звезды можно с его помощью исследовать. Измерения показали, что, например, Полярная звезда создает освещенность на поверхности Земли Е = 3,8 10 -9 Вт/м 2 , что в 370 млрд раз меньше освещенности, создаваемой Солнцем. Расстояние до Полярной звезды составляет 200 пк, или около 650 св. лет (r = б 10 18 м). Поэтому светимость Полярной звезды L п = 4πr 2 Е = 4 3,14 х (6 10 18 м) 2 3,8 10 -9 Вт/м 2 = 9,1 10 29 Вт = 4600 L Как видим, несмотря на малую видимую яркость этой звезды, ее светимость в 4600 раз превышает солнечную.

Измерения показали, что среди звезд встречаются звезды в сотни тысяч раз более мощные, чем Солнце, и звезды со светимостями в десятки тысяч раз меньшими, чем у Солнца.

Измерения температур поверхности звезд показали, что температура поверхности звезды определяет ее видимый цвет и наличие спектральных линий поглощения тех или иных химических элементов в ее спектре. Так, Сириус сияет белым цветом и его температура равна почти 10 000 К. Звезда Бетельгейзе (α Ориона) имеет красный цвет и температуру поверхности около 3500 К. Солнце желтого цвета имеет температуру 6000 К. По температуре, по цвету и виду спектра все звезды разбили на спектральные классы, которые обозначаются буквами О, В, A, F, G, К, М. Спектральная классификация звезд приведена ниже в таблице.

Имеется еще одна интересная связь между спектральным классом звезды и ее светимостью, которая представляется в виде диаграммы «спектр — светимость (в светимостях Солнца)» (ее еще называют диаграммой Герцшпрунга-Рессела в честь двух астрономов — Э. Герцшпрунга и Г. Рессела, построивших ее). На диаграмме четко выделяются четыре группы звезд.

Главная последовательность

На нее ложатся параметры большинства звезд. К звездам главной последовательности относится и наше Солнце. Плотности звезд главной последовательности сравнимы с солнечной плотностью.

Красные гиганты

К этой группе в основном относятся звезды красного цвета с радиусами, в десятки раз превышающими солнечный, например звезда Арктур (α Волопаса), радиус которой превышает солнечный в 25 раз, а светимость — в 140 раз.

Сверхгиганты

Это звезды со светимостями, в десятки и сотни тысяч раз превышающими солнечную. Радиусы этих звезд в сотни раз превышают радиус Солнца. К сверхгигантам красного цвета относится Бетельгейзе (а Ориона). При массе примерно в 15 раз больше солнечной ее радиус превышает солнечный почти в 1000 раз. Средняя плотность этой звезды составляет всего 2 10 -11 кг/м 3 , что более чем в 1 000 000 раз меньше плотности воздуха.

Белые карлики

Это группа звезд в основном белого цвета со светимостями в сотни и тысячи раз меньше солнечной. Они расположены слева внизу диаграммы. Эти звезды имеют радиусы почти в сто раз меньше солнечного и по размерам сравнимы с планетами. Примером белого карлика служит звезда Сириус В — спутник Сириуса. При массе, почти равной солнечной, и размере, в 2,5 раза большем, чем размер Земли, эта звезда имеет гигантскую среднюю плотность — ρ = 3 10 8 кг/м 3 .


Чтобы понять, чем объясняются наблюдаемые отличия звезд разных групп, вспомним связь между светимостью, температурой и радиусом звезды, которую мы использовали для определения температуры Солнца.

Сравним две звезды спектрального класса К, одна — главной последовательности (ГП), другая — красный гигант (КГ). У них одинаковая температура — Т = 4500 К, а светимости отличаются в тысячу раз:


т. е. красные гиганты в десятки раз больше по размерам, чем звезды главной последовательности.

Массы звезд удалось измерить только у звезд, входящих в состав двойных систем. И они определялись по параметрам орбит звезд и периоду их обращения вокруг друг друга с использованием третьего обобщенного закона Кеплера. Оказалось, что массы всех звезд лежат в пределах

0,05М ≤ М ≤ 100М

Для звезд главной последовательности имеется связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость.

Так, звезда спектрального класса В имеет массу около М ≈ 20М и ее светимость почти в 100 000 раз больше солнечной.

Источник энергии Солнца и звезд

По современным представлениям, источником энергии, поддерживающим излучения Солнца и звезд, служит ядерная энергия, которая выделяется при термоядерных реакциях образования (синтеза) ядер атомов гелия из ядер атомов водорода. При реакции синтеза из четырех ядер атомов водорода (четырех протонов) образуется ядро атома гелия, при этом выделяется энергия ΔЕ = 4,8 10 -12 Дж, называемая энергией связи , две элементарные частицы нейтрино и два позитрона (4Н Не + 2е + + 2ν + ΔЕ).

Для протекания ядерных реакций необходима температура выше нескольких миллионов кельвинов, при которой участвующие в реакции протоны с одинаковыми зарядами смогли бы получить достаточную энергию для взаимного сближения, преодоления электрических сил отталкивания и слияния в одно новое ядро. В результате термоядерных реакций синтеза из водорода массой 1 кг образуется гелий массой 0,99 кг, дефект масс Δm = 0,01 кг и выделяется энергия q = Δmc 2 = 9 10 14 Дж.

Теперь можно оценить, на сколько времени хватит у Солнца запасов водорода, чтобы поддерживать наблюдаемое свечение Солнца, т. е. время жизни Солнца. Запас ядерной энергии Е = M q = 2 10 30 9 10 14 = 1,8 10 45 Дж. Если поделить этот запас ядерной энергии на светимость Солнца L , то мы получим время жизни Солнца:

Если учесть, что Солнце состоит по крайней мере на 70% из водорода и ядерные реакции протекают только в центре, в солнечном ядре, масса которого составляет около 0,1М и где температура достаточно высокая для протекания термоядерных реакций, то время жизни Солнца и звезд, похожих на Солнце, составит t ≈ 10 10 лет

Звёзды 1 представляют собой шары из горячего, по большей части ионизированного газа. Ионизация звёздного вещества является следствием его высокой температуры (от нескольких тысяч до нескольких десятков тысяч градусов).

В результате исследования химического состава Солнца и других звёзд было обнаружено, что в них присутствуют почти все химические элементы, имеющиеся на Земле и представленные в таблице Д. И. Менделеева. Выяснилось также, что в большинстве случаев 70% массы звезды составляет водород, 28% — гелий и 2% — более тяжёлые элементы.

Вы уже знаете, что чем больше масса звезды, тем более сильное гравитационное поле она создаёт. Благодаря действию гравитационных сил, сжимающих звёздное вещество, его температура, плотность, давление значительно возрастают от внешних слоев к центру.

Так, например, температура внешних слоев Солнца приблизительно равна 6 10 3 °С, а в центре — порядка 14-15 млн °С, плотность вещества в центре Солнца приблизительно равна 150 г/см 3 (в 19 раз больше, чем у железа), а давление от средних слоев к центру возрастает от 7 10 8 до 3,4 10 11 атм. При таких температурах и давлениях в ядре могут протекать термоядерные реакции, являющиеся источником энергии звёзд.

Мощность излучения звезды (называемая также светимостью и обозначаемая буквой L) пропорциональна четвёртой степени её массы:

Протекающие в недрах звёзд термоядерные реакции являются одним из процессов, существенно отличающих звёзды от планет, так как внутренний источник обогрева планет — это радиоактивный распад. Указанное различие обусловлено тем, что масса любой звезды заведомо больше массы даже самой большой планеты. Это можно проиллюстрировать на примере Юпитера. Несмотря на то что по многим параметрам он очень похож на звезду, его масса оказалась недостаточной для возникновения в его недрах условий, необходимых для протекания термоядерных реакций.

В результате термоядерных реакций в недрах Солнца выделяется огромная энергия, поддерживающая его свечение. Рассмотрим, каким образом эта энергия выходит наружу, к поверхности Солнца.

В зоне переноса лучистой энергии (рис. 188) освобождённое в ядре тепло распространяется от центра к поверхности Солнца путём излучения, т. е. через поглощение и излучение веществом порций света — квантов. Поскольку кванты излучаются атомами в любых направлениях, их путь к поверхности длится тысячи лет.

Рис. 188. Строение Солнца

В зоне конвекции энергия переносится к поверхности всплывающими потоками горячего газа. Достигнув поверхности, газ, излучая энергию, охлаждается, уплотняется и погружается к основанию зоны. В конвективной зоне газ непрозрачен. Поэтому можно увидеть только те слои, которые находятся над ней: фотосферу, хромосферу и корону (на рисунке не обозначена). Эти три слоя относятся к солнечной атмосфере.

Фотосфера («сфера света») на фотографиях выглядит как совокупность ярких пятнышек — гранул (рис. 189), разделённых тонкими тёмными линиями. Яркие пятнышки — это потоки горячего газа, всплывающие на поверхность конвективной зоны.

Рис. 189. Гранулы и пятно в фотосфере Солнца

Хромосфера («сфера цвета») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Одним из наиболее интересных явлений, которые можно наблюдать в хромосфере, являются протуберанцы 2 . Протяжённость хромосферы достигает 10-15 тыс. км.

Самая внешняя часть атмосферы Солнца — корона. Она простирается на миллионы километров (т. е. на расстояние порядка нескольких солнечных радиусов), несмотря на то что сила тяжести на Солнце очень велика. Большая протяжённость короны объясняется тем, что движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1-2 млн °С, происходят с огромными скоростями. Солнечная корона хорошо видна во время солнечного затмения (рис. 190). Форма и яркость короны меняются в соответствии с циклом солнечной активности, т. е. с периодичностью в 11 лет.

Рис. 190. Солнечная корона (во время полного солнечного затмения 1999 г.)

Индукция магнитного поля на Солнце всего в 2 раза больше, чем на поверхности Земли. Но временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Они препятствуют подъёму горячей плазмы, в результате чего вместо светлых гранул образуется тёмная область — солнечное пятно (см. рис. 189). При появлении больших групп пятен мощность видимого, ультрафиолетового и рентгеновского излучений резко возрастает, что может неблагоприятно отражаться на самочувствии людей.

Перемещение пятен по диску Солнца является следствием его вращения, которое происходит с периодом, равным 25,4 сут относительно звёзд.

Завершающий этап процесса эволюции звёзд включает несколько стадий. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, температура поверхности понижается, внешние слои расширяются, а внутренние сжимаются. Звезда становится красным гигантом, т. е. звездой огромного размера с высокой светимостью и очень малой плотностью. В центре образуется плотное и горячее гелиевое ядро. Когда температура в нём достигает 100 млн °С, начинается реакция превращения гелия в углерод, сопровождающаяся выделением большого количества энергии.

На следующей стадии звёзды типа Солнца сбрасывают часть вещества, сжимаются до размеров планет, превращаясь в маленькие, очень плотные звёзды — белые карлики, и медленно остывают.

Вопросы

  1. При температуре в ядре порядка 14-15 млн°С и давлениях от 7 10 8 до 3,4 10 11 атм звезда должна была бы превратиться в расширяющееся газовое облако. Но этого не происходит. Как вы думаете, какие силы противодействуют расширению звезды?
  2. Что является источником энергии, излучаемой звездой?
  3. Какой физический процесс является источником внутреннего обогрева планеты?
  4. Что является причиной образования пятен на Солнце?
  5. Из каких слоев состоит солнечная атмосфера?
  6. Расскажите об основных стадиях эволюции Солнца.

2 Протуберанцы — громадные, протяжённостью до сотен тысяч километров, плазменные образования в солнечной короне, имеющие большую плотность и меньшую температуру, чем окружающая их плазма короны.

Light From Stars

Light From Stars

ാ㰊ⴡⴭⴭⴭⴭⴭⴭⴭ㰭湩汣摵⁥牦浯戠湡敮⹲湩㹣ⴭⴭⴭⴭⴭⴭ㸭਍਍⼼敨摡ാ㰊潢祤氠晥浴牡楧㵮〢•潴浰牡楧㵮〢•楲桧浴牡楧㵮〢•戠瑯潴浭牡楧㵮〢㸢਍ℼⴭ敢楧敨摡牥ⴭാ㰊楤⁶摩∽楤彶楴汴≥ാ㰊慴汢⁥慢正牧畯摮∽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷潨敭扟瑫汩⹥灪≧挠汥灬摡楤杮∽∰挠汥獬慰楣杮∽∰戠牯敤㵲〢•楷瑤㵨ㄢ〰∥栠楥桧㵴㜢∳‾਍†琼⁲敨杩瑨∽㌷•楷瑤㵨㔢∰ാ †㰠摴愠楬湧∽敬瑦•敨杩瑨∽㌷•眠摩桴∽〸∰ാऊ愼栠敲㵦栢瑴㩰⼯睷⹷摳獳漮杲㸢椼杭挠慬獳∽浩湧扯牯敤≲猠捲∽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳摳獳江杯彯㌷朮晩•楷瑤㵨㔢∰㰾愯㰾浩⁧牳㵣⸢⼮⸮ⸯ⼮浩条獥琯瑩敬慢⹲楧≦眠摩桴∽㔷∰栠楥桧㵴㜢∳㰾琯㹤਍††琼⁤敨杩瑨∽㌷•楷瑤㵨⨢㸢⼼摴ാ 㰠琯㹲਍⼼慴汢㹥†਍⼼楤㹶਍搼癩椠㵤搢癩湟癡㸢਍琼扡敬戠牯敤㵲〢•散汬慰摤湩㵧〢•散汬灳捡湩㵧〢•楷瑤㵨ㄢ〰∥栠楥桧㵴㈢∵‾਍琼⁲敨杩瑨✽✱戠捧汯牯✽〣〰〰✰ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭眠摩桴✽✱猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦栠楥桧㵴ㄧ㸧⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨㜧✰戠捧汯牯✽〣〰〰✰㰾浩⁧楷瑤㵨ㄧ‧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧敨杩瑨✽✱㰾琯㹤㰊摴眠摩桴✽✱戠捧汯牯✽〣〰〰✰㰾浩⁧楷瑤㵨ㄧ‧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧敨杩瑨✽✱㰾琯㹤㰊摴眠摩桴✽〷‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭眠摩桴✽✱猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦栠楥桧㵴ㄧ㸧⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭眠摩桴✽✱猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦栠楥桧㵴ㄧ㸧⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ㔲‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭眠摩桴✽✱猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦栠楥桧㵴ㄧ㸧⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭眠摩桴✽✱猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦栠楥桧㵴ㄧ㸧⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨㠧✰戠捧汯牯✽〣〰〰✰㰾浩⁧楷瑤㵨ㄧ‧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧敨杩瑨✽✱㰾琯㹤㰊摴眠摩桴✽✱戠捧汯牯✽〣〰〰✰㰾浩⁧楷瑤㵨ㄧ‧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧敨杩瑨✽✱㰾琯㹤㰊摴眠摩桴✽㔹‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭眠摩桴✽✱猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦栠楥桧㵴ㄧ㸧⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭眠摩桴✽✱猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦栠楥桧㵴ㄧ㸧⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨㜧✰戠捧汯牯✽〣〰〰✰㰾浩⁧楷瑤㵨ㄧ‧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧敨杩瑨✽✱㰾琯㹤㰊摴眠摩桴✽✱戠捧汯牯✽〣〰〰✰㰾浩⁧楷瑤㵨ㄧ‧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧敨杩瑨✽✱㰾琯㹤㰊摴眠摩桴✽㔶‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭眠摩桴✽✱猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦栠楥桧㵴ㄧ㸧⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭眠摩桴✽✱猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦栠楥桧㵴ㄧ㸧⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨㘧✵戠捧汯牯✽〣〰〰✰㰾浩⁧楷瑤㵨ㄧ‧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧敨杩瑨✽✱㰾琯㹤㰊摴眠摩桴✽✱戠捧汯牯✽〣〰〰✰㰾浩⁧楷瑤㵨ㄧ‧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧敨杩瑨✽✱㰾琯㹤㰊摴眠摩桴✽〶‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭眠摩桴✽✱猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦栠楥桧㵴ㄧ㸧⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭眠摩桴✽✱猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦栠楥桧㵴ㄧ㸧⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨⨧‧敨杩瑨✽✱㰾浩⁧楷瑤㵨ㄧ‧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧敨杩瑨✽✱㰾琯㹤 ⼼牴ਾ㰠牴栠楥桧㵴㈧✳戠捧汯牯✽㌣㌱㌱✱ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦眠摩桴✽✱栠楥桧㵴㈧✳㰾琯㹤㰊摴挠慬獳✽慮汶湩❫愠楬湧✽散瑮牥‧楷瑤㵨㜧✰㰾⁡汣獡㵳渧癡楬歮‧牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥✯琠牡敧㵴弧潴❰☾扮灳☻扮灳䠻浯♥扮灳☻扮灳㰻愯㰾琯㹤㰊摴眠摩桴✽✱戠捧汯牯✽〣〰〰✰㰾浩⁧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧楷瑤㵨ㄧ‧敨杩瑨✽㌲㸧⼼摴ਾ琼⁤潮牷灡挠慬獳✽慮汶湩❫愠楬湧✽散瑮牥‧楷瑤㵨㜧✰㰾⁡汣獡㵳渧癡楬歮‧牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥琯潯獬✯琠牡敧㵴弧潴❰☾扮灳☻扮灳☻扮灳☻扮灳吻潯獬渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰⼼㹡⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦眠摩桴✽✱栠楥桧㵴㈧✳㰾琯㹤㰊摴渠睯慲⁰汣獡㵳渧癡楬歮‧污杩㵮挧湥整❲眠摩桴✽㈱✵㰾⁡汣獡㵳渧癡楬歮‧牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥栯汥⽰牢睯敳⽲牢睯敳⹲獡❰琠牡敧㵴弧潴❰☾扮灳医档浥⁡牂睯敳♲扮灳㰻愯㰾琯㹤㰊摴眠摩桴✽✱戠捧汯牯✽〣〰〰✰㰾浩⁧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧楷瑤㵨ㄧ‧敨杩瑨✽㌲㸧⼼摴ਾ琼⁤潮牷灡挠慬獳✽慮汶湩❫愠楬湧✽散瑮牥‧楷瑤㵨㠧✰㰾⁡汣獡㵳渧癡楬歮‧牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥瀯潲⽪‧慴杲瑥✽瑟灯㸧渦獢㭰渦獢㭰牐橯捥獴渦獢㭰渦獢㭰⼼㹡⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦眠摩桴✽✱栠楥桧㵴㈧✳㰾琯㹤㰊摴渠睯慲⁰汣獡㵳渧癡楬歮‧污杩㵮挧湥整❲眠摩桴✽㔹㸧愼挠慬獳✽慮汶湩❫栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮獡牴⽯‧慴杲瑥✽瑟灯㸧渦獢㭰渦獢㭰獁牴湯浯♹扮灳㰻愯㰾琯㹤㰊摴眠摩桴✽✱戠捧汯牯✽〣〰〰✰㰾浩⁧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧楷瑤㵨ㄧ‧敨杩瑨✽㌲㸧⼼摴ਾ琼⁤潮牷灡挠慬獳✽慮汶湩❫愠楬湧✽散瑮牥‧楷瑤㵨㜧✰㰾⁡汣獡㵳渧癡楬歮‧牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥猯獤⽳‧慴杲瑥✽瑟灯㸧渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰䑓卓渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰⼼㹡⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦眠摩桴✽✱栠楥桧㵴㈧✳㰾琯㹤㰊摴挠慬獳✽慮汶湩❫愠楬湧✽散瑮牥‧楷瑤㵨㜧✰㰾⁡汣獡㵳渧癡楬歮‧牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥振敲楤獴✯琠牡敧㵴弧潴❰☾扮灳☻扮灳☻扮灳䌻敲楤獴渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰⼼㹡⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦眠摩桴✽✱栠楥桧㵴㈧✳㰾琯㹤㰊摴渠睯慲⁰汣獡㵳渧癡楬歮‧污杩㵮挧湥整❲眠摩桴✽〹㸧愼挠慬獳✽慮汶湩❫栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮敨灬搯睯汮慯⽤‧慴杲瑥✽瑟灯㸧渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰潄湷潬摡渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰⼼㹡⼼摴ਾ琼⁤楷瑤㵨ㄧ‧杢潣潬㵲⌧〰〰〰㸧椼杭猠捲✽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧❦眠摩桴✽✱栠楥桧㵴㈧✳㰾琯㹤㰊摴渠睯慲⁰汣獡㵳渧癡楬歮‧污杩㵮挧湥整❲眠摩桴✽㔶㸧愼挠慬獳✽慮汶湩❫栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮敨灬✯琠牡敧㵴弧潴❰☾扮灳☻扮灳☻扮灳䠻汥♰扮灳☻扮灳☻扮灳㰻愯㰾琯㹤㰊摴眠摩桴✽✱戠捧汯牯✽〣〰〰✰㰾浩⁧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥ㅟ硰瑟慲獮朮晩‧楷瑤㵨ㄧ‧敨杩瑨✽㌲㸧⼼摴ਾ㰠摴眠摩桴✽✪☾扮灳㰻琯㹤 㰠琯㹲ഊ ഠ 㰠牴栠楥桧㵴ㄢ•杢潣潬㵲⌢〰〰〰㸢਍उ琼⁤敨杩瑨∽∱挠汯灳湡∽〲•杢潣潬㵲⌢〰〰〰㸢椼杭猠捲∽⸮ⸯ⼮⸮椯慭敧⽳敮彷瀱彸牴湡⹳楧≦眠摩桴∽〱┰•敨杩瑨∽∱㰾琯㹤⼼摴ാ 㰠琯㹲†਍⼼慴汢㹥਍⼼楤㹶਍ℼⴭ湥⁤敨摡牥ⴭാഊ㰊ⴡⴭⴭⴭⴭⴭⴭⴭⴭⴭⴭ攼摮漠⁦湩汣摵㹥ⴭⴭⴭⴭⴭⴭⴭⴭ㸭਍搼癩椠㵤朢瑵整≲ാ㰊慴汢⁥潢摲牥〽挠汥獬慰楣杮〽挠汥灬摡楤杮〽眠摩桴✽㐱✰ਾ琼㹲琼⁤汣獡㵳潬㰾⁡牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥瀯潲⽪‧汣獡㵳汴㹯牐橯捥獴⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴眠摩桴✽〱‧敨杩瑨✽✵㰾琯㹤琼⁤潣獬慰㵮㈧㸧⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠汯灳湡✽✳㰾浩⁧汣獡㵳椧杭潢摲牥‧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥灟潲敪瑣彳⸱灪❧㰾琯㹤⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴眠摩桴✽〱‧敨杩瑨✽✵㰾琯㹤琼⁤潣獬慰㵮㈧㸧⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯戯獡捩‧汣獡㵳潬䈾獡捩⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰☭扮灳㰻⁡牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥瀯潲⽪慢楳⽣捳癡湥敧⽲‧汣獡㵳潬匾慣敶杮牥䠠湵㱴愯㰾琯㹤⼼牴ਾ琼㹲琼⁤汣獡㵳潬☾扮灳☻扮灳☻扮灳☻扮灳☻扮灳ⴻ渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯戯獡捩甯楮敶獲⽥‧汣獡㵳潬吾敨唠楮敶獲㱥愯㰾琯㹤⼼牴ਾ琼㹲琼⁤汣獡㵳潬☾扮灳☻扮灳☻扮灳☻扮灳☻扮灳ⴻ渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯戯獡捩愯瑳牥楯獤✯挠慬獳氽㹯獁整潲摩㱳愯㰾琯㹤⼼牴ਾ琼㹲琼⁤汣獡㵳潬☾扮灳☻扮灳☻扮灳☻扮灳☻扮灳ⴻ渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯戯獡捩猯数瑣慲瑬灹獥✯挠慬獳氽㹯祔数⁳景匠慴獲⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳栽㹩渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰☭扮灳㰻⁡牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥瀯潲⽪慢楳⽣潣潬⽲‧汣獡㵳楨䌾汯牯⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰渦獢㭰☭扮灳㰻⁡牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥瀯潲⽪慢楳⽣慧慬楸獥✯挠慬獳氽㹯慇慬楸獥⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯愯癤湡散❤挠慬獳氽㹯摁慶据摥⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯振慨汬湥敧⽳‧汣獡㵳潬䌾慨汬湥敧㱳愯㰾琯㹤⼼牴ਾ琼㹲琼⁤汣獡㵳潬☾扮灳㰻⁡牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥瀯潲⽪楫獤‧汣獡㵳潬䘾牯䬠摩㱳愯㰾琯㹤⼼牴ਾ琼㹲琼⁤汣獡㵳潬☾扮灳㰻⁡牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥瀯潲⽪慧敭❳挠慬獳氽㹯慇敭⁳湡⁤潃瑮獥獴⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯氯湩獫‧汣獡㵳潬䰾湩獫琠瑏敨獲⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊琯扡敬ਾ਍⼼楤㹶਍搼癩椠㵤猢畧瑴牥㸢਍琼扡敬戠牯敤㵲‰散汬灳捡湩㵧‰散汬慰摤湩㵧‰楷瑤㵨ㄧ〴㸧㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯戯獡捩振汯牯✯挠慬獳琽潬䌾汯牯⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴眠摩桴✽〱‧敨杩瑨✽✵㰾琯㹤琼⁤潣獬慰㵮㈧㸧⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠汯灳湡✽✳㰾浩⁧汣獡㵳椧杭潢摲牥‧牳㵣⸧⼮⸮ⸯ⼮浩条獥港睥瑟潯獬ㅟ樮杰㸧⼼摴㰾琯㹤⼼牴ਾ琼㹲琼⁤楷瑤㵨ㄧ✰栠楥桧㵴㔧㸧⼼摴㰾摴挠汯灳湡✽✲㰾琯㹤⼼牴ਾ琼㹲琼⁤汣獡㵳潬☾扮灳㰻⁡牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥瀯潲⽪慢楳⽣潣潬⽲硥汰牯⹥獡❰挠慬獳氽㹯䑓卓匠慴獲⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯戯獡捩振汯牯搯晥湩瑩潩⹮獡❰挠慬獳氽㹯敄楦楮楴湯⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯戯獡捩振汯牯眯慨楴捳汯牯愮灳‧汣獡㵳潬圾慨⁴獩䌠汯牯㰿愯㰾琯㹤⼼牴ਾ琼㹲琼⁤汣獡㵳楨☾扮灳㰻⁡牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥瀯潲⽪慢楳⽣潣潬⽲牦浯瑳牡⹳獡❰挠慬獳栽㹩楌桧⁴牦浯匠慴獲⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯戯獡捩振汯牯振汯牯湡瑤浥⹰獡❰挠慬獳氽㹯敔灭牥瑡牵㱥愯㰾琯㹤⼼牴ਾ琼㹲琼⁤汣獡㵳潬☾扮灳㰻⁡牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥瀯潲⽪慢楳⽣潣潬⽲扯敳癲摥灳捥牴⹡獡❰挠慬獳氽㹯扏敳癲摥匠数瑣慲⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯戯獡捩振汯牯振汯牯潣潬摲慩牧浡愮灳‧汣獡㵳潬䐾慩牧浡㱳愯㰾琯㹤⼼牴ਾ琼㹲琼⁤汣獡㵳潬☾扮灳㰻⁡牨晥✽瑨灴⼺猯祫敳癲牥献獤⹳牯⽧牤⼱湥瀯潲⽪慢楳⽣潣潬⽲桴牥慭獬畯捲獥愮灳‧汣獡㵳潬吾敨浲污匠畯捲獥⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯戯獡捩振汯牯振湯汣獵潩⹮獡❰挠慬獳氽㹯潃据畬楳湯⼼㹡⼼摴㰾琯㹲㰊牴㰾摴挠慬獳氽㹯渦獢㭰愼栠敲㵦栧瑴㩰⼯歳獹牥敶⹲摳獳漮杲搯ㅲ支⽮牰橯戯獡捩振汯牯爯獥汵獴愮灳‧汣獡㵳潬夾畯⁲敒畳瑬㱳愯㰾琯㹤⼼牴ਾ⼼慴汢㹥ഊ㰊搯癩ാഊ㰊䕍䅔挠湯整瑮∽楍牣獯景⁴牆湯側条⁥⸴∰渠浡㵥䕇䕎䅒佔㹒਍⼼䕈䑁ാഊ㰊佂奄ാഊ㰊楤⁶摩∽牴湡灳㸢਍†琼扡敬圠䑉䡔∽〶∰戠牯敤㵲〢•散汬灳捡湩㵧㌢•散汬慰摤湩㵧㌢㸢਍††琼㹲਍†††琼㹤਍†††瀼㰾瀯ാ ††㰠ㅨ䰾杩瑨映潲瑓牡㱳栯㸱਍†††琼扡敬戠牯敤㵲㈢•散汬慰摤湩㵧〢•散汬灳捡湩㵧〢•楷瑤㵨㌢┹•摩∽畁潴畎扭牥∲愠楬湧∽楲桧≴ാ †††㰠牴ാ ††††㰠摴眠摩桴∽〱┰㸢਍†††††椼杭戠牯敤㵲〢•牳㵣椢慭敧⽳〴〰瑳牡樮杰•楷瑤㵨㌢㔴•敨杩瑨∽㐲∷㰾琯㹤਍††††⼼牴ാ †††㰠牴ാ ††††㰠摴眠摩桴∽〱┰㸢਍†††††瀼挠慬獳∽慣瑰潩≮愠楬湧∽散瑮牥㸢⁁瑓牡眠瑩⁨⁡数歡眠癡汥湥瑧⁨景ഠ ††††㐠〰‰湁獧牴浯㱳琯㹤਍††††⼼牴ാ ††㰠琯扡敬ാ ††㰠㹰敂慣獵⁥瑳牡⁳浥瑩氠杩瑨眠瑩⁨楤晦牥湥⁴慷敶敬杮桴ⱳഠ ††琠敨⁹慨敶搠晩敦敲瑮挠汯牯⹳匠慴獲搠潮⁴番瑳攠業⁴湯⁥慷敶敬杮桴ഠ ††漠⁦汥捥牴浯条敮楴⁣慲楤瑡潩Ɱ戠瑵愠爠湡敧漠⁦慷敶敬杮桴⹳䤠⁦潹⁵潬歯ഠ ††愠⁴桴⁥浡畯瑮漠⁦楬桧⁴⁡瑳牡朠癩獥漠晦愠⁴楤晦牥湥⁴慷敶敬杮桴ⱳ礠畯ഠ ††眠畯摬朠瑥愠朠慲桰氠歩⁥桴⁥湯⁥桳睯潴琠敨爠杩瑨㰮瀯ാ ††㰠㹰桔⁥慷敶敬杮桴愠⁴桷捩⁨⁡瑳牡攠業獴琠敨洠獯⁴楬桧⁴獩挠污敬⁤桴⁥਍†††瑳牡猧瀠慥慷敶敬杮桴‮桔⁥楤条慲湯琠敨爠杩瑨猠潨獷琠慨⁴桴獩猠慴⁲਍†††慨⁳⁡数歡眠癡汥湥瑧⁨景㐠〰‰湁獧牴浯⹳⼼㹰਍†††琼扡敬挠慬獳焽敵瑳潩楷瑤㵨〶‰散汬慰摤湩㵧‵散汬灳捡湩㵧㸰†††਍††††琼㹲਍†††††琼㹤瀼㰾瑳潲杮儾敵瑳潩⸲⼼瑳潲杮‾桗瑡挠汯牯眠畯摬琠楨⁳瑳牡ഠ ††††愠灰慥⁲潴礠畯⁲祥獥‿潗汵⁤瑩⁳ⵧ⁲獡牴湯浯捩污挠汯牯戠⁥牧慥整⁲਍†††††桴湡漠⁲敬獳琠慨敺潲㰿牢ാ ††††䠠义㩔删浥浥敢⁲桴瑡琠敨洠条楮畴敤猠慣敬椠⁳敲敶獲摥‬潳戠楲桧整⁲਍†††††扯敪瑣⁳慨敶氠睯牥洠条楮畴敤ⅳ⼼㹰⼼摴ാ †††㰠琯㹲਍†††⼼慴汢㹥†††਍†††瀼匾潮⁷潹⁵湫睯琠慨⁴瑳牡⁳慨敶搠晩敦敲瑮挠汯牯⁳敢慣獵⁥桴祥栠癡⁥਍†††楤晦牥湥⁴数歡眠癡汥湥瑧獨漠⁦楬桧⹴䈠瑵㰠㹩桷㱹椯‾潤猠慴獲栠癡⁥਍†††楤晦牥湥⁴数歡眠癡汥湥瑧獨‿湉琠敨渠硥⁴硅汰牯⁥硥牥楣敳‬潹⁵楷汬ഠ ††搠獩潣敶⁲潦⁲潹牵敳晬㰮瀯ാ ††㰠ㅨ䄾匠浩汵瑡潩景匠慴⁲楌桧㱴栯㸱਍†††瀼䤾慭楧敮礠畯愠敲漠獢牥楶杮氠杩瑨挠浯湩⁧牦浯愠猠慴⹲夠畯甠敳愠ഠ ††瀠楲浳琠灳敲摡琠敨氠杩瑨漠瑵映潲桳牯整瑳眠癡汥湥瑧⁨潴氠湯敧瑳ഠ ††眠癡汥湥瑧⹨⠠晉礠畯栠癡湥琧琠楲摥琠敨∠牔⁹桔獩•捡楴楶祴眠敨敲礠畯ഠ ††氠潯瑡氠杩瑨爠晥敬瑣摥漠晦愠挠浯慰瑣搠獩⁣䌨⥄‬潹⁵桳畯摬琠祲椠⁴潮⹷ഩ ††䄠瑦牥礠畯猠牰慥⁤畯⁴桴⁥楬桧⁴湩潴眠癡汥湥瑧獨‬潹⁵桴湥甠敳愠਍†††汥捥牴湯捩挠浡牥⁡潴洠慥畳敲栠睯洠捵⁨楬桧⁴景攠捡⁨慷敶敬杮桴⠠敲Ɽഠ ††礠汥潬ⱷ椠普慲敲Ɽ攠捴⤮椠⁳牰獥湥⁴湩琠敨氠杩瑨挠浯湩⁧牦浯琠敨猠慴⹲⼼㹰਍†††਍†††琼扡敬戠牯敤㵲‱楷瑤㵨㔲‰污杩㵮楲桧㹴਍††††琼㹲਍†††††琼㹤椼杭猠捲∽浩条獥猯摩獥数瑣潲樮杰㸢⼼摴ാ †††㰠琯㹲਍††††琼㹲਍†††††琼㹤瀼愠楬湧挽湥整⁲汣獡㵳慣瑰潩㹮桔⁥䑓卓猧猠数瑣潲牧灡ⱨ瘠敩敷⁤牦浯琠敨猠摩㱥瀯㰾琯㹤਍††††⼼牴ാ ††㰠琯扡敬ാ ††ഠ ††㰠㹰桔獩搠癥捩⁥‭⁡牰獩汰獵愠汥捥牴湯捩挠浡牥⁡‭獩挠污敬⁤⁡਍†††灳捥牴杯慲桰‬湡⁤瑩椠⁳湯⁥景琠敨洠獯⁴獵晥汵琠潯獬椠獡牴湯浯⹹ഠ ††䄠朠慲桰挠敲瑡摥戠⁹⁡灳捥牴杯慲桰洠慥畳敲⁳桴⁥湩整獮瑩⁹景ഠ ††氠杩瑨瘠牥畳⁳慷敶敬杮桴※桴獩朠慲桰椠⁳慣汬摥愠猠数瑣畲਍†††琨敨瀠畬慲獩猠数瑣慲⸩䈠⁹桴⁥楴敭琠敨匠卄⁓湥獤椠〲㔰‬瑩ഠ ††眠汩慨敶洠慥畳敲⁤癯牥ㄠ洠汩楬湯猠数瑣慲㰮瀯ാ ††㰠㹰桔⁥敢瑳眠祡琠楦摮漠瑵眠慨⁴慣獵摥愠猠慴❲⁳潣潬⁲潷汵⁤敢琠潣摮捵⁴硥数楲敭瑮⁳਍†††湯愠猠湩汧⁥瑳牡‬档湡楧杮猠浯⁥景椠獴瀠潲数瑲敩⁳湡⁤扯敳癲湩⁧桴⁥敲畳瑬湩⁧潣潬⹲传⁦਍†††潣牵敳‬獡牴湯浯牥⁳慣❮⁴潤攠灸牥浩湥獴漠瑳牡ⱳ眠楨档愠敲栠杵ⱥ挠浯汰硥‬湡⁤਍†††湵敢楬癥扡祬映牡愠慷⹹⼼㹰਍†††瀼匾湩散礠畯挠湡琧搠⁡潣瑮潲汬摥攠灸牥浩湥ⱴ礠畯眠汩牴⁹⁡潣灭瑵牥猠浩汵瑡潩਍†††湩瑳慥⹤吠敨猠浩汵瑡潩敢潬⁷潭敤獬眠慨⁴桴⁥灳捥牴浵愠摮琠敨瘠獩慵潣潬⁲਍†††景愠猠慴⁲潷汵⁤潬歯氠歩⁥獡礠畯挠慨杮摥琠敨猠慴❲⁳整灭牥瑡牵⹥⼼㹰਍†††琼扡敬挠慬獳攽數捲獩⁥楷瑤㵨〶‰散汬慰摤湩㵧‵散汬灳捡湩㵧㸰††਍††††琼㹲਍†††††琼⁤楷瑤㵨ㄢ〰∥㰾㹰戼䔾灸潬敲㌠㰮戯‾灏湥琠敨ഠ ††††㰠⁡慴杲瑥∽扟慬歮•牨晥∽桰獹敬⽴汢捡扫摯⹹獡≰ാ ††††猠整汬牡琠浥数慲畴敲猠浩汵瑡潩㱮愯⸾਍†††††潙⁵楷汬猠敥琠敨猠数瑣畲景愠挠浯異整⵲楳畭慬整⁤瑳牡‮湏琠敨氠晥ⱴഠ ††††礠畯眠汩敳⁥⁡楳畭慬楴湯漠⁦桷瑡琠敨猠慴⁲潷汵⁤潬歯氠歩⹥夠畯挠湡ഠ ††††挠楬正漠湡⁹景琠敨琠浥数慲畴敲戠瑵潴獮琠敳⁥⁡楳畭慬整⁤灳捥牴浵‬਍†††††牯礠畯挠湡攠瑮牥礠畯漠湷琠浥数慲畴敲椠桴⁥潢⹸⼼㹰਍†††††瀼䐾潹⁵潮楴散愠爠汥瑡潩獮楨⁰਍†††††敢睴敥桴⁥灳捥牴浵猧瀠慥慷敶敬杮桴愠摮琠敨猠浩汵瑡摥猠慴❲⁳਍†††††整灭牥瑡牵㽥圠慨⁴整灭牥瑡牵⁥਍†††††楧敶⁳⁡数歡眠癡汥湥瑧⁨湩琠敨戠畬⁥敲楧湯漠⁦桴⁥灳捥牴浵‿桗瑡ഠ ††††挠汯牯椠⁳桴⁥瑳牡‿潄琠敨瀠慥慷敶敬杮桴愠摮挠汯牯洠瑡档㰿瀯ാ ††††㰠㹰楆摮愠猠慴⁲楷桴愠瀠慥慷敶敬杮桴椠桴⁥敲⁤敲楧湯漠⁦桴⁥灳捥牴浵‮਍†††††桗瑡挠汯牯椠⁳瑩‿楆摮琠敨瀠慥慷敶敬杮桴漠⁦⁡瑳牡琠慨⁴਍†††††灡数牡⁳敲⹤圠敨敲椠⁳桴⁥数歡眠癡汥湥瑧㽨⼼㹰਍†††††瀼䠾浵湡戠摯⁹整灭牥瑡牵⁥獩愠潢瑵ഠ ††††㌠〱⹋圠敨敲椠⁳桴⁥数歡眠癡汥湥瑧⁨景愠栠浵湡戠摯㽹圠票搠湯琧礠畯ഠ ††††朠潬⁷楬敫愠猠慴㽲戼㹲䥈呎›牴⁹敤牣慥楳杮琠敨琠浥数慲畴敲猠潬汷⁹湵楴潹⁵敧⁴潴㌠〱䬠‮਍†††††潈⁷潤獥琠敨猠浩汵瑡摥挠汯牯挠慨杮㽥⼼㹰਍†††††瀼䌾慨汬湥敧儠敵瑳潩㩮䌠湡礠畯ഠ ††††映湩⁤湡⁹整灭牥瑡牵⁥桴瑡眠畯摬愠灰慥⁲牧敥㽮圠票漠⁲桷⁹潮㽴⼼㹰⼼摴ാ †††㰠琯㹲਍†††⼼慴汢㹥਍†††瀼伾桴⁥敮瑸瀠条ⱥ礠畯氧敬牡潭敲愠潢瑵栠睯愠猠慴❲⁳整灭牥瑡牵⁥敤整浲湩獥ഠ ††椠獴挠汯牯㰮瀯ാ ††㰠㹰渦獢㭰⼼摴ാ †㰠琯㹲਍††琼㹲਍†††琼㹤⼼摴ാ †㰠琯㹲਍††琼㹲਍†††琼㹤⼼摴ാ †㰠琯㹲਍††琼㹲਍†††琼㹤愼栠敲㵦眢慨楴捳汯牯愮灳㸢਍†††椼杭愠楬湧∽敬瑦•牳㵣⸢⼮⸮椯慭敧⽳牰癥潩獵樮杰㸢⼼㹡㰠⁡牨晥∽潣潬慲摮整灭愮灳㸢਍†††椼杭愠楬湧∽楲桧≴猠捲∽⸮ⸯ⼮浩条獥港硥⹴灪≧㰾愯㰾琯㹤਍††⼼牴ാ 㰠琯扡敬ാ㰊搯癩ാഊ㰊戯摯㹹਍਍⼼瑨汭

All About Stars | Scholastic

The following questions were answered by astronomer Dr. Кэти Имхофф из Научного института космического телескопа.

 

Как образуются звезды?

Формирование звезды проходит в несколько этапов:

  • Сначала облако газа и пыли объединяется под действием гравитации, образуя «протозвезду» (горячий шарик, который не совсем звезда, но в конечном итоге станет звездой), на что уходят тысячи лет.
  • Затем центр сгустка становится достаточно горячим, чтобы излучать видимый свет, и большая часть облака газа и пыли попадает в него.Так что теперь он выглядит как звезда. Это занимает около миллиона лет, если звезда имеет массу (вес) нашего Солнца.
  • Затем остальная часть облака газа и пыли либо падает на звезду, либо сдувается, и звезда становится горячее и меньше из-за гравитации. В конце концов центр становится настолько горячим, что газообразный водород начинает подвергаться ядерным реакциям, превращаясь в гелий, который обеспечивает энергию для того, чтобы звезда продолжала сиять в течение миллиардов лет. Новой звезде требуется около 20 миллионов лет, чтобы добраться до этой точки.Самое смешное, что маленькая звезда БОЛЬШЕ, чем взрослая звезда!

 

Какие звезды самые большие?

Самые большие звезды известны как «красные сверхгиганты». Звезда Бетельгейзе (которая находится в созвездии Ориона) одна. Если бы вы шлепнули Бетельгейзе в центр нашей Солнечной системы, она заполнила бы ее примерно до орбиты Юпитера! Красные сверхгиганты примерно в 400 раз больше нашего Солнца. Это будет около 300 миллионов миль в поперечнике, что более чем в три раза превышает расстояние между Землей и Солнцем.Если бы Солнце было красным сверхгигантом, оно поглотило бы Меркурий, Венеру, Землю, Марс и некоторые астероиды!

 

Во сколько раз Бетельгейзе горячее, ярче и крупнее Солнца?

Бетельгейзе на самом деле холоднее нашего Солнца. Температура поверхности Солнца составляет около 5800° Кельвина (около 10 000° по Фаренгейту), а температура Бетельгейзе примерно вдвое меньше, около 3000° Кельвина (около 5000° по Фаренгейту). Поэтому она красная — красные звезды холоднее Солнца, сине-белые — горячее.

Однако

Бетельгейзе намного больше и ярче. Она примерно в 500 раз больше нашего Солнца. Если поместить Бетельгейзе в нашу Солнечную систему, она поглотит Меркурий, Венеру, Землю и Марс!!! Кроме того, она примерно в 10 000 раз ярче нашего Солнца (потому что большая звезда ярче).

 

Сколько звезд в космосе?

Мы думаем, что в нашей галактике Млечный Путь около 200 миллиардов звезд. Существуют также миллиарды других галактик.Так что общее количество звезд в космосе ОГРОМНО!!!! Конечно, вы не можете видеть их все. Большинство из них слишком тусклые, чтобы их можно было увидеть, кроме как в большой телескоп.

 

Почему иногда ночью мы видим звезды там, где их раньше не было?

Не понимаю, почему в некоторые ночи ты видишь звезды там, где их раньше не было. Иногда небо очень ясное, и вы можете видеть более слабые звезды, а иногда оно немного туманно, и вы можете видеть только более яркие звезды.

 

Как мерцают звезды?

Мерцание или «мерцание», которое мы наблюдаем у звезд на небе, происходит из-за движений в земной атмосфере.Я наблюдал это много раз в телескоп! Так что это очень сильно связано с нашей атмосферой и погодой.

Когда мы смотрим на звезду с поверхности земли, мы также смотрим сквозь различные слои атмосферы. Воздух имеет несколько видов движения. Конечно, есть ветер, но у него также есть конвективное (пузырьковое) движение, когда капли горячего воздуха поднимаются, охлаждаются, затем падают, чтобы согреться теплой землей внизу. Астрономы и инженеры, которые строят телескопы, хорошо знакомы с этим, потому что некоторые из этих телескопов спроектированы таким образом, чтобы обойти эффект размытия, вызванный этими движениями.

Когда я наблюдал в обсерватории Перкинса в Огайо, я заметил, что мерцание (мы также называем его «видением») менялось по предсказуемой схеме в зависимости от погоды. Сразу после прохождения фронта атмосфера была турбулентной (много пузырей), а изображение звезды было большим и пятнистым. Следующей ночью воздух был спокойнее, а образ звезды выглядел меньше и стабильнее. Это будет продолжаться до тех пор, пока не появятся перистые облака, которые приходят перед следующим фронтом. Тогда изображение было самым маленьким и устойчивым (ледяные перистые облака образуются в очень спокойном воздухе).

 

Почему звезды такие яркие?

Я думаю, что звезды довольно тусклые, потому что они так далеко! Большинство звезд очень похожи на наше Солнце. На самом деле Солнце — довольно обычная звезда. Она намного ярче других звезд, потому что находится близко. Даже ближайшая звезда (кроме Солнца) находится очень далеко. Чтобы дать вам представление о том, как далеко, мы можем сравнить время, которое требуется свету, чтобы добраться из одного места в другое. Свет очень, очень быстрый; он проходит 186 000 миль за одну секунду.

Несмотря на это, свету требуется около восьми минут, чтобы добраться от Солнца до Земли. Сколько времени требуется свету от Солнца, чтобы добраться до ближайшей звезды? БОЛЕЕ ЧЕТВЕРТЫХ ЛЕТ!

Когда смотришь ночью на звезды, одни ближе, другие дальше. Большинство самых ярких звезд также находятся ближе всего к нам. Чем дальше звезда, тем она слабее.

 

Правда ли, что звезда — это горящий огненный шар?

Ну нет, звезды не горят, хоть и выглядят так.Иногда мы говорим о них как о «горящих», что может сбивать с толку, потому что мы не имеем в виду горение как огонь. Звезды сияют, потому что они очень горячие (вот почему огонь излучает свет — потому что он горячий). Источником их энергии являются ядерные реакции, происходящие глубоко внутри звезд. В большинстве звезд, таких как наше Солнце, водород превращается в гелий, в результате чего выделяется энергия, нагревающая звезду. Внутри на самом деле миллионы градусов, очень жарко! Это согревает внешние слои звезды, которые излучают тепло и свет.

Горящему предмету, например дровам в камине, для горения требуется кислород. Температура такого огня горяча, но не так горяча, как звезда!

 

Как выглядят звезды вблизи?

Знаете ли вы, что наше солнце — звезда? Это довольно обычная, нормальная звезда. Вот так звезда выглядит вблизи. Некоторые звезды больше, некоторые меньше, некоторые горячее (и выглядят голубовато-белыми), а некоторые холоднее (и могут выглядеть желтыми, оранжевыми или красными).

 

На что похожа маленькая звезда?

Новорожденные звезды рождаются в больших темных облаках газа и пыли. Они начинают все, закутанные в эти облака, как одеяла, защищающие их. Но есть кое-что о маленьких звездах, которых вы, возможно, не ожидаете. Они начинаются БОЛЬШИМИ и становятся меньше по мере взросления! Это потому, что молодые звезды формируются из этих облаков, и гравитация стягивает их вместе, чтобы образовалась звезда. Детская звезда начинается большой и прохладной, окруженной облаками, поэтому вы ее не видите.Но по мере взросления становится все жарче и ярче. Облака рассеиваются, и тогда вы можете увидеть маленькую звезду (теперь она больше похожа на «малыша»).

 

Откуда берут энергию «молодые» звезды, если еще не произошел ядерный синтез? Когда это, наконец, состоится?

Молодые звезды получают энергию от гравитации. Они медленно сжимаются, и, когда они сжимаются, генерируется энергия, которая излучается в виде света. Как только центр звезды станет достаточно горячим и плотным (миллионы градусов!), может начаться ядерный синтез.Звезде размером с наше Солнце требуется около 20 миллионов лет, чтобы достичь этой точки. После начала ядерного синтеза звезда может светить около 10 миллиардов лет.

 

Как узнать, сколько лет звезде?

Нелегко достичь возраста звезды. Вот два метода, которые мы используем:

Первый метод заключается в том, чтобы посмотреть на спектр звезды (формируется, когда мы распределяем свет от звезды на различные цвета, как радуга). С помощью специальных инструментов мы можем найти в спектре темные линии, соответствующие элементам звезды.Элемент литий можно использовать для определения возраста звезды, потому что количество лития в звезде со временем уменьшается. Это потому, что он превращается в другие элементы в результате ядерных реакций. Так что, если мы сможем измерить количество лития в звезде, мы сможем определить ее возраст (чем меньше лития, тем старше звезда).

Второй метод заключается в определении возраста скопления или группы звезд. Многие звезды собираются вместе в скопления, поэтому все они имеют одинаковый возраст. Из наших расчетов мы знаем, что очень большие массивные звезды очень быстро сжигают свое ядерное топливо и имеют короткое время жизни, в то время как звезды меньшего размера расходуют свое топливо гораздо медленнее и могут продолжать излучать свет гораздо дольше.Глядя на различные звезды в скоплении, мы можем увидеть, какие из них израсходовали свое топливо (и стали красными гигантами), а какие все еще светят как обычно. Тогда мы сможем выяснить, что все звезды в скоплении должны быть того же возраста, что и звезды, которые совсем недавно израсходовали свое ядерное топливо. Например, если у всех звезд, которые более чем в три раза массивнее нашего Солнца, закончилось ядерное топливо и они стали красными гигантами, то мы знаем, что всем звездам в скоплении 500 миллионов лет.

 

Почему некоторые звезды ярче солнца?

Ну, конечно же, здесь, на Земле, мы видим солнце ярче всего на свете! Это потому, что Солнце намного ближе, чем другие звезды.

Но если бы вы могли выстроить группу звезд, включая наше Солнце, на одинаковом расстоянии, вы бы увидели, что некоторые звезды ярче, а некоторые тусклее, чем наше Солнце. Самые большие и тяжелые звезды могут производить больше энергии и светить ярче, чем Солнце.Меньшие и более легкие звезды производят меньше энергии и светят не так ярко, как наше Солнце. Так что все зависит от того, насколько велика и тяжела звезда.

 

Как образуются звезды в туманности?

Это все из-за гравитации. Туманность состоит из газов, в основном водорода, а также пыли. Пыль — это именно то, что и следовало ожидать, крошечные каменистые частицы. Если туманность холодная и темная, в ней могут образоваться более плотные пятна. Эти капли обладают гравитацией и могут поместить в себя окружающий газ и пыль. По мере того, как они становятся больше, они имеют более сильную гравитацию и могут притягивать к себе все больше и больше газа и пыли.

Внутренние слои газа и пыли начинают нагреваться от давления газа и пыли наверху. Пыль испаряется и превращается в газ. Когда внутренние газы становятся достаточно горячими, капля — теперь уже протозвезда или очень молодая звезда — начинает светиться. Сначала ее можно увидеть только в инфракрасном свете, но по мере того, как она нагревается и становится ярче, ее можно увидеть как красную звезду. Теперь тепло и свет звезды сдувают окружающий газ и пыль, и новую звезду наконец-то можно увидеть в туманности.

 

Может ли туманность образовывать две звезды одновременно?

Конечно может. На самом деле более половины звезд на небе представляют собой двойные (или тройные) звезды, в которых две (или три) звезды образовались вместе и вращаются вокруг друг друга. Кроме того, звезды имеют тенденцию образовываться большими группами внутри огромных темных облаков газа и пыли. В этих больших темных облаках могут образовываться сотни звезд.

 

Как звезды получили название «звезды»?

Тысячелетиями люди видели звезды над головой.Несмотря на то, что они не знали, кто они такие (или имели какие-то странные представления об этом!), у них было для них имя. Древние греки говорили «астра» (откуда мы получаем слово астрономия ), а римляне говорили «стелла». Наше слово звезда происходит от древнегерманского слова «звезда», которое было sterno (современное немецкое слово «звезда» — stern ).

 

Почему звездам даются имена?

Мы даем звездам имена, чтобы мы могли говорить о них друг с другом.Это все равно, что давать людям имена, так что вы можете называть своего одноклассника «Джон», а не «рыжеволосый мальчик с веснушками в синих джинсах».

Самые яркие звезды имеют имена, изначально арабского происхождения. Например, имя звезды Бетельгейзе означает «подмышка» (она находится в созвездии охотника Ориона, у его подмышки).

Звезды перечислены в каталогах, которые предоставляют такую ​​информацию, как положение (в координатах, аналогичных широте и долготе на Земле), яркость звезды, ее цвет и так далее.Например, мы часто используем обозначение из каталога Генри Дрейпера, такое как HD 7762 (для звезды номер 7762 в этом каталоге). Есть множество каталогов со всевозможными именами. Некоторые звезды перечислены более чем в одном каталоге, поэтому у них более одного имени.

 

Как придумали названия для созвездий?

В древности люди смотрели на звезды и выбирали узоры, которые видели. Они часто связывали эти паттерны с картинками из рассказанных ими историй.Большинство созвездий, которые мы используем сегодня, пришли к нам от древних римлян, и они изображают многих людей и животных из их мифов.

 

Почему они решили назвать их созвездиями?

Слово созвездие означает «со» (con) «звездами» (stella) и происходит от латинского слова constellatio.

 

Как быстро летит падающая звезда?

Как вы, наверное, знаете, «падающая звезда» на самом деле представляет собой метеор, крошечный кусочек камня в космосе.Метеоры движутся очень быстро, поэтому при столкновении с земной атмосферой они сгорают и образуют красивую яркую «падающую звезду». Когда метеоры попадают в атмосферу Земли, они двигаются со скоростью не менее 25 миль в час. Но некоторые разгоняются до 160 000 миль в час!

 

Какие инструменты вы используете для изучения этих звезд?

Инструмент, который я чаще всего использовал для изучения молодых звезд, — это астрономический спутник, называемый космическим кораблем International Ultraviolet Explorer .Я много лет изучал с его помощью ультрафиолетовый свет своих маленьких звезд, пытаясь понять, как они себя ведут. Ультрафиолетовый свет поглощается земной атмосферой, поэтому единственный способ его измерить — использовать спутник.

 

Как именно астрономы используют спектроскопы и что они говорят о звездах?

Спектроскопы — очень важный инструмент, используемый астрономами. Как вы, вероятно, понимаете, астрономы должны полагаться на свет, который мы можем измерить от различных астрономических объектов.Мы не можем поместить звезду в лабораторию!

Спектр звезды может сообщить нам температуру, размер и состав звезды. Он также может сказать нам, как быстро он движется. Если есть две звезды на орбите друг вокруг друга, можно использовать серию измерений, чтобы получить их массы (веса). Мы можем сказать, есть ли у звезды сильные магнитные поля. Иногда мы можем получить возраст звезды. Большая часть того, что мы знаем о звездах, получена из их спектров!

 

Сколько существует цветов звезд и что они означают?

Звезды бывают красного, оранжевого, желтого, белого, голубовато-белого и синего цветов.Цвет зависит от того, насколько горяча звезда. Красная звезда — самая крутая, но все же это около 5000° по Фаренгейту! Наше солнце желтовато-белое, а температура его поверхности около 10 000° по Фаренгейту. Самые горячие звезды голубые, и их температура в ядре может достигать 200 000 000° по Фаренгейту!

 

Может ли звезда соединиться с другой звездой?

Да, иногда бывает. Например, две звезды могут начинаться как пара, вращающаяся вокруг друг друга. Затем более тяжелая звезда (которая стареет быстрее) может стать красной гигантской звездой, расширившись настолько, что внешние слои будут близки ко второй звезде.Тогда часть газа во внешних частях красного гиганта может быть притянута гравитацией второй звезды и притянута ко второй звезде. Если красный гигант расширится достаточно сильно, а вторая звезда окажется достаточно близко, он может даже оказаться внутри звезды красного гиганта!

 

Что такое коричневый карлик?

Коричневый карлик — очень маленькая звезда, настолько маленькая, что не может производить энергию посредством ядерных реакций, как это делают нормальные звезды. Она светится в основном в инфракрасном свете (думаю, именно поэтому они придумали «коричневую» часть, на самом деле она выглядела бы для нас темно-красной) и не такая яркая, как другие звезды.В течение своей долгой жизни он медленно сжимается, излучает инфракрасный свет и становится все тусклее и тусклее.

 

Сколько времени требуется белому карлику, чтобы превратиться в черного карлика?

Белому карлику требуется много времени — несколько миллиардов лет, чтобы полностью остыть и стать «черным карликом».

 

Если человек, составляющий карту земли, является картографом, есть ли конкретное имя для человека, рисующего созвездия?

Картограф делает карты, и я думаю, что не имеет значения, что это за карта.Так что они могут делать карты Земли, Луны, Марса и созвездий.

 

Что такое Полярная звезда?

Полярная звезда известна как Полярная звезда или альфа Малой Медведицы (самая яркая звезда в созвездии Малой Медведицы, «Медведица», также известная как «Малый Ковш»). Это ближайшая яркая звезда к Северному полюсу Земли, хотя и не совсем на Северном полюсе. Возможно, вы знаете, что направление Северного полюса Земли меняется со временем, так как Земля очень медленно колеблется по кругу каждые 26 000 лет.Тысячи лет назад рядом с Северным полюсом были другие звезды, а не Полярная звезда!

Полярная звезда — желтый сверхгигант. Оно немного горячее, чем наше Солнце, и намного больше и ярче. Это также звезда, приближающаяся к концу своей жизни. На самом деле его яркость немного меняется, потому что он немного нестабилен (поэтому он пульсирует, но не взрывается). Его яркость меняется примерно на десять процентов каждые четыре дня. Она находится на расстоянии около 430 световых лет.

 

Какие легенды ходят о Полярной звезде?

На протяжении многих сотен лет Полярная звезда была хорошо известна как проводник, указывающий на Северный полюс.У него были разные названия в этом направлении — Путеводная Звезда, Рулевая Звезда, Опорная Звезда и Звезда-Корабль. Полярная звезда часто используется как символ постоянства и верности. В древние времена считалось, что он находится в точке, вокруг которой вращается земля, как если бы на самом деле через землю проходило веретено, которое воткнулось в небо. Китайцы думали, что звезда находится на вершине небесной Горы Мира на Северном полюсе. В Индии великие храмы изображают Космическую Гору.

Но вот что смешно. В древние времена звезда, которую мы называем Полярной звездой, НЕ была ближайшей к Северному полюсу звездой. Бета Малой Медведицы была (вторая по яркости звезда), и в те времена люди называли ЭТУ звезду Полярной звездой, а не Полярной.

Звездное излучение — обзор

От монометафоры к полиметафоре: цветущее разнообразие в наборе инструментов для наук о жизни

Когда мы писали эту главу, у одного из нас (Фискуса) был отец, перенесший операцию на сердце.Метафора машины и связанная с ней наука, огромное предприятие, которое росло и развивалось на протяжении столетий, привели сегодня, среди множества других успехов во всем мире, к 82-летнему мужчине, получившему аортальный сердечный клапан, сделанный из ткани коровьего сердца. с механическими частями, чтобы заменить его собственный неисправный клапан. Операция прошла успешно, и есть надежда, что Уилбур Гай Фискус проживет еще много лет и улучшит качество жизни, не сдерживаемое ограниченными физическими возможностями, одышкой и периодической сердечной недостаточностью во время болезни.В очень личных, а также в научных и философских аспектах мы не заинтересованы в отказе от машинной метафоры или механистической науки в целом. Мы надеемся предложить пути для будущих инноваций, чтобы прибыль досталась не только удачливым людям и их семьям, но и всему человечеству, всей Жизни и всем уголкам всего нашего планетарного дома. В то время как машинная метафора хорошо работает для починки человеческого сердца, похожего на насос, мы должны честно признать, что эта же героическая метафора ужасно плоха для обращения к разбитому сердцу от сложностей человеческих отношений — ведь рычагов управления так много и диффузное — не говоря уже о его способности применяться к Жизни в целом, включая сложность биосферы со всеми ее разумными существами, сообществами разнообразных форм Жизни, переплетенными сетями отношений и разветвленными сетями и петлями взаимозависимостей.

Поскольку мы предлагаем ряд метафор — например, линзы с разным фокусом или цветные длины волн света, которые сливаются в то, что наши повседневные глаза видят как видимый белый свет, — мы строим на всех принципах холистической науки (глава 5), все Жизненные уроки (глава 6) и другие основные понятия, которые мы рассмотрели. Нам не нужно рассматривать многие из них здесь, но мы снова упомянем две темы.

Учитывая, что мы ищем альтернативы машине, ключевое свойство холистической метафоры Жизни, которую мы предлагаем, связано с интернализмом, который фон Форстер и др.использовали в своем стремлении построить мост для понимания нечеловеческих, очень чуждых, но потенциально автономных существ в кибернетическом и искусственном интеллекте, который они стремились создать и с которым они стремились построить прагматические отношения. Такой же интерналистский подход продвигали Salthe et al. к лучшему пониманию сложных иерархических живых систем.

Интернализм помогает исправить глубокую ошибку машинной метафоры, связанную с различием между инструментальной ценностью и внутренней ценностью. Машина, такая как молот, автомобиль, ракетный корабль или другой инструмент, имеет инструментальную ценность — это прежде всего вещь, используемая для достижения какой-то другой цели или цели. Это предположение об инструментальной ценности подходит для настоящих машин и инструментов, но весьма проблематично почти во всех других случаях. Все метафоры, которые мы предлагаем далее, являются противоположными: эти модусы позволяют рассматривать живые существа и мир не как инструменты для достижения какой-то другой цели, а прежде всего как существа, обладающие ценностью сами по себе.В более широком смысле задача становится не проектом использования мира или любого «другого» в наших собственных эгоистичных целях, а отношением к миру и сосуществованием с ним как с ценным и уважаемым «другим», окружением, членом сообщества, союзником, и/или домой.

Вторая тема, которую мы вспоминаем, чтобы навести мост между наукой и технологией, — это дихотомия между Поддерживающими и Трансцендентными. Поскольку мы описали их как принципиально разные мировоззрения и подходы к текущему кризису человека и окружающей среды, мы рекомендуем в качестве первого шага прояснить и сознательно выбрать мировоззрение и связанную с ним культурную программу, в рамках которой планируется действовать. Ключевое отличие, опять же, заключается в том, что Трансцендеры могут принять идею ограничений окружающей среды, но их реакция состоит в том, чтобы выйти за эти пределы, чтобы вводить новшества, расти, развивать и использовать человеческие технологии, изобретательность, трудолюбие и все способности изменить окружающую среду в любом случае. способы, необходимые для обеспечения непрерывного человеческого роста, развития, увеличения и расширения. Сустейнеры интерпретируют сигналы и действуют категорически иначе. Они принимают идею ограничений окружающей среды, но их реакция состоит в том, чтобы жить в этих пределах и сосредоточить решения и усилия по изменению на поиске «процветающего пути вниз».Эта фраза из Odum and Odum (2001) описывает спуск или «мягкую посадку», с помощью которой индустриальная культура сокращает потребление энергии, добычу материалов, выбросы отходов, глобальный след и пути потребления, одновременно повышая качество жизни, свободу, социальное равенство. и экономическая справедливость для людей.

Некоторые различия могут помочь описать различия в мосте между наукой и технологией, а также технологией и приложениями для этих двух гипотетических лагерей. Трансцендеры, вероятно, по-прежнему будут нуждаться в машинной метафоре, механистической науке и технологии и извлекать из них пользу.Наиболее очевидным примером этого является исследование космоса, космические путешествия, космические станции и возможная программа космической колонизации, которую якобы возглавляет фракция Трансцендеров. (Кроме того, помните, что, хотя мы представили эти фракции как действительно разные и важные для разделения, мы также представляем их как полностью взаимозависимые, взаимодополняющие и необходимые как в Жизни, так и в человеческой Жизни.) Но другие проекты под знаменем Трансцендента будут вероятно, продолжать извлекать выгоду из машин; в идеале они должны использоваться в основном для тех целей и случаев, когда метафора машины наиболее полезна и имеет наименьшее количество негативных побочных эффектов, таких как человеческое сердце в качестве насоса и многие другие. Продолжение использования машин — как смесь попыток поддержать программу Трансцендеров — потребует творческого подхода, открытий и замены по мере того, как материалы и источники энергии иссякают, а негативные побочные эффекты накапливаются. Или, возможно, преобразование машин для работы (и с производством на основе) возобновляемых источников энергии и процессов переработки материалов будет принято как гибридный способ поддерживать использование энтропийных машин как можно дольше. Как мы видели, дальнейшее использование машинной метафоры и механистической технологии также потребует внимания к затратам и устранению деградации окружающей среды.

Новые корневые метафоры-кандидаты, которые мы описываем далее, в первую очередь предназначены для использования в программе Sustainer. Это усилие, как мы обосновали в этой книге, теперь является подходящим основным способом действия для Жизни на Земле. Таким образом, предлагаемые нами линзы и пестрое разнообразие подходов — не только розовые очки наивного идеализма, но и набор радикально эмпирических взглядов, помогающих нам увидеть и осуществить прагматическую трансформацию, — являются немеханистическими метафорами и способами построения систем исследования. научно-исследовательские проекты, технологические приложения, образование и многое другое.По отдельности и в целом эти метафоры и образуемый ими «мост» вдохновлены Жизнью — самой Жизнью, Жизнью как единым целым, Жизнью и окружающей средой в взаимовыгодном и взаимовыгодном отношении.

Если Поддерживающие и Трансцендеры смогут достичь синергетического мирного соглашения, то мы с нетерпением ждем окончательного успеха, действительно великих человеческих и жизненных достижений на обоих фронтах. Жизнь будет поддерживаться, и поворот быстро завершится, так что окружающая среда и системы жизнеобеспечения немедленно начнут восстанавливаться, а регенерация будет происходить быстро.И мы продолжаем преодолевать эти уместные и сложные ограничения, вдохновленные духом исследований, открытий и творчества. Потребуются ясное мышление и полное сотрудничество, поскольку продолжающиеся боевые действия истощают основные ресурсы, задерживают прогресс, создают новые ненужные проблемы и угрожают обеим программам провалом. Таким образом, Раздор угрожает Жизни как в ее земном, так и в заземном потенциальном будущем.

Розен столкнулся с метафорой машины как ограниченной «обеднением следования» и описал, как и почему это приводит к таким вопросам, как «Что такое жизнь?». невозможно ответить, используя механистическую парадигму.Мы также столкнулись с кризисом устойчивости и проблемой человека в окружающей среде и видим, что механистическая парадигма не может дать эффективных ответов или решений. Розен также показал, что реляционное моделирование, вдохновленное биологией, лучше и обладает более богатыми и общими возможностями для понимания и описания следствия. Его модель организменной Жизни имела немеханистическую черту замкнутости на действующую причину, и он также описал способы построения форм жизни способами, отличными от машинного конструирования (см. его пример птицы и птичьего крыла по сравнению с самолетом и крылом самолета). ; Розен, 1991, 2000 Розен, 1991 Розен, 2000).Аспекты сложной причинности и следствия, включая самореференцию, непредикативность, двусмысленность и включение действенных, формальных и конечных причин, — все это характеристики метафор, которые мы перечислим далее. Розен также предположил, что реляционная биология является более общей, более широко применимой, чем механическая парадигма, которую он считал применимой только к редким, ограниченным, особым и искусственным случаям. Если это понимание верно, помимо открытия перспектив и проектов для достижения устойчивого развития человека и окружающей среды, тогда наука и технология, способные разрешить парадокс действий человека в окружающей среде, должны привести к новым скачкам вперед в самой науке.

Нашими кандидатами на новые корневые метафоры в качестве руководства по технологии и применению целостной устойчивости Жизни являются:

1.

Жизнь — Организм (но не один), экосистема, биосфера, сама Жизнь. Эта метафора применима к любой живой системе, и мы призываем использовать все целостные аспекты науки о жизни, как указано выше в этой книге. Применительно к физическим и материальным подмножествам вселенной этот подход к использованию Жизни в качестве метафоры может быть сосредоточен на поддержке Жизни (атмосфера, океаны, гидрологический цикл, геологические процессы и т. д.).). Также может быть полезно понять и информировать о тех способностях, присущих физически-материальной вселенной, которые подобны жизни или обладают потенциалом помогать, а также угрожать Жизни. К ним относятся самоорганизация в различных масштабах, взаимодействие между солнечным (или звездным) излучением и планетарной гравитацией, способы связи энергии с информацией и т. д. Как мы видели, сетевая метафора и модель, используемые в экологическом сетевом анализе и сетевом анализе окружающей среды, дали многочисленные идеи и открытия того, как Жизнь организована, функционирует и успешно достигла самоподдерживающегося функционирования на протяжении миллионов и миллиардов лет.Гернер часто использует веб-версию этой метафоры. И сейчас используется много ссылок на метафору экосистемы — люди говорят об «экосистеме здравоохранения», «медийной экосистеме» и многих других случаях, когда различные участники взаимодействуют и сосуществуют.

3.

Сообщество. Тесно связанное с приведенными выше экологическими метафорами, сообщество полезно своей доступностью в смысле человеческого сообщества. Многие люди могут понять, как динамика в человеческом сообществе (что также относится и к другим сообществам Жизни) зависит от разнообразия ролей, сложных сетей взаимозависимостей, разрешения конфликтов, достижения синергии и многих других немеханистических и полностью необходимых жизнеутверждающих способностей. и атрибуты.По иронии судьбы, ранние колониальные дни в Америке характеризовались суровым индивидуализмом. И хотя нет никаких сомнений в том, что некоторые из этих людей существовали, реальный успех маленького пограничного городка зависел от сообщества и функционирования ролей и обязанностей в этой экосистеме (как в естественном, так и в организационном смысле). Успех маленького городка в Америке часто редукционистски приписывают отсутствию государственного регулирования, что означало, что решения контролировались свободными рыночными принципами.Эта ревизионистская история упускает из виду роль сообщества в этих сообществах. В каждом маленьком городке был один пекарь, один мясник, один производитель свечей и т. д., потому что это были продукты, необходимые для выживания. Каждый был монополистом, но цены сдерживались объятиями общества, а не невидимой рукой. В настоящей местной экономике, что толку мяснику в повышении цен? Во-первых, в сообществе нельзя спрятаться, чтобы сразу же осудить лично, но даже с экономической точки зрения рост цен возвращается, когда другие предприятия поднимают свои цены в бессмысленном инфляционном упражнении.Отношения сообщества могут быть расширены за пределы взаимодействия между людьми и людьми и группами, чтобы включить взаимодействия между людьми и окружающей средой, так что местное место и ресурсы — растения, животные, ручьи и холмы — обретают реальное значение и отношения.

4.

Семья — еще одна небольшая модификация 2 и 3, и снова она хорошо подходит для того, чтобы вызвать у людей отклик в сознании. Стало более общеизвестно, что все люди образуют единую семью родственных родственников (или, в биологической таксономии, вид), все произошли от первых 90 163 Homo sapiens 90 164 . Эта метафора может распространяться не только на людей, но и на Жизнь, поскольку мы видим то же объединяющее родство и отношение, продолжая понимать, как вся Жизнь произошла от первоначальных форм Жизни. Еще одним положительным свойством семейной метафоры является то, что она помогает осознать, что раса — это искусственное разделение, не имеющее значимых последствий для каких-либо различий в правах, обращении или равенстве между членами единой семьи.

5.

Разум — эта метафора заимствована у Грегори Бейтсона и других, которые сосредотачиваются на врожденном интеллекте или способности к информации и интеллекту в мире природы и Вселенной.Эта метафора выросла благодаря новаторской работе таких ученых, как Джейн Гудолл, которая помогла нам лучше проникнуть в разум шимпанзе и других наших великих родственников приматов. При масштабировании может быть полезно представить, как индивидуальные умы, уникальный и разнообразный интеллект многих отдельных людей, могут объединяться, чтобы сформировать коллективный разум, даже больший, чем сумма «частей», как в содействующих разумах. Этот положительный результат поможет противодействовать некоторым проблемам агрегации, которые мы видим сейчас, например, национальные правительства могут быть более боязливыми и милитаристскими, чем многие сострадательные, щедрые и добрые люди в стране в целом.То же самое можно сказать и о парадоксальной нехватке ума, мудрости и способности принимать решения у правительства США, несмотря на бесчисленное множество навыков и умственных способностей его отдельных членов.

6.

Система — это самая абстрактная немеханистическая метафора, но очень полезная, как показали Капра и Луизи, области системной экологии и общих систем, а также многие другие. Системы превосходны в своей гибкости и приспособляемости — их абстрактная природа позволяет им соответствовать экосистемам, социальным системам, экономикам, корпорациям, культурам, городам, штатам и многим другим организациям, нуждающимся в моделировании, понимании и руководстве для обеспечения устойчивости.Мы могли бы включить в эту категорию и холоны. По замыслу эта метафора носит целостный характер, ищет точки воздействия и предвидит нежелательные последствия.

7.

Священное — Наша единственная трансцендентальная метафора, мы видим потенциально большую ценность в использовании метафоры, основанной на идеях высшей силы, при взаимодействии с живыми или неживыми подмножествами реальности. Эта метафора была бы полезна, признавая тайну, неизвестность и те области, которые могут быть изначально непознаваемы для людей.Как и в случае с благоговением Швейцера перед этикой Жизни, эта метафора предполагает подход к любой системе обучения, исследования, разработки или технологии со смирением и уважением к этой системе как к творению высшего существа (или, во всяком случае, творению чего-то другого, кроме люди). Ясно, что эта метафора была бы лучше, если бы неконфессиональная, и, таким образом, она также столкнулась бы с проблемами из-за различных религий и духовных традиций. Тем не менее, мы видим, что потенциальные преимущества перевешивают риски или недостатки (хотя и требуют большой мудрости и терпимости). Примеры общих принципов, поддающихся такому моделированию «мира как Бога» (или богоподобного), включают аспекты создателя/разрушителя (или созидания/разрушения), присущие всем системам. Панентеизм — интересный пример подхода, который во всем видит такие обычно богоподобные качества, или, можно сказать, неделимое единство между Богом и вселенной (Shani, 2014). Боб Уланович также писал об экологии как о «естественной середине» между духовным и материальным подходами к пониманию мира.

Мы также считаем, что эти метафоры полезно смешивать и смешивать по мере необходимости — их можно модифицировать с помощью мультиметафор, иерархических комбинаций, вложенных расположений или других гибридных метафор, чтобы они соответствовали исследованиям или приложениям по мере необходимости.Любая из приведенных выше немеханистических метафор может быть объединена, и мы можем объединить любую из перечисленных выше с машинной метафорой. Мы знаем и о других, которые можно было бы добавить к этому списку: фрактал, лес (как в рассказе Урсулы К. ЛеГин «Слово, обозначающее мир — лес»), отношения или отношения, любовник и я (как в книга Мир как любовник, мир как Я Джоанны Мэйси) и Дао — еще несколько примеров моделей, сосредоточенных на вещах или сущностях. Мы могли бы также добавить обучение, исследование, диалог, беседу и отношения как целостные немеханистические метафоры, сосредоточенные на изменении и процессе, а не на объекте или цели.

Почему звезды разного цвета?

Звезды прекрасные, удивительные вещи. Как и планеты, планетоиды и другие звездные тела, они бывают разных размеров, форм и даже цветов. И в течение многих столетий астрономы пришли к различению нескольких различных типов звезд на основе этих фундаментальных характеристик.

Например, цвет звезды, который варьируется от голубовато-белого и желтого до оранжевого и красного, в первую очередь обусловлен ее составом и эффективной температурой.И всегда звезды излучают свет, который представляет собой комбинацию нескольких различных длин волн. Кроме того, цвет звезды может меняться со временем.

Состав:

Различные элементы излучают электромагнитное излучение с разной длиной волны при нагревании. В случае звезд он включает в себя его основные составляющие (водород и гелий), а также различные микроэлементы, из которых он состоит. Цвет, который мы видим, представляет собой комбинацию этих различных электромагнитных длин волн, которые называются кривой Планка.

Диаграмма, иллюстрирующая закон Вейна, который описывает излучение черного тела на основе его пиковой длины волны. Предоставлено: Wikipedia Commons/Darth

Длина волны, при которой звезда излучает больше всего света, называется «пиковой длиной волны» звезды (которая известна как закон Вина), которая является пиком ее кривой Планка. Однако то, как этот свет воспринимается человеческим глазом, также смягчается вкладом других частей его кривой Планка.

Короче говоря, когда различные цвета спектра комбинируются, они кажутся белыми невооруженным глазом. Это сделает видимый цвет звезды светлее, чем пиковая длина волны звезды попадает в цветовой спектр. Рассмотрим наше Солнце. Несмотря на то, что его максимальная длина волны излучения соответствует зеленой части спектра, его цвет кажется бледно-желтым.

Состав звезды является результатом истории ее формирования. Вечная звезда рождается из туманности, состоящей из газа и пыли, и все они разные. Хотя туманности в межзвездной среде в основном состоят из водорода, который является основным топливом для образования звезд, они также содержат и другие элементы.Общая масса туманности, а также различные составляющие ее элементы определяют, какая получится звезда.

Изменение цвета, которое эти элементы придают звездам, не очень очевидно, но его можно изучить благодаря методу, известному как спектроанализ. Изучая различные длины волн, излучаемые звездой, с помощью спектрометра, ученые могут определить, какие элементы сгорают внутри.

Современная классификация:

Современная астрономия классифицирует звезды на основе их основных характеристик, которые включают их спектральный класс (то есть цвет), температуру, размер и яркость.Большинство звезд в настоящее время классифицируются по системе Моргана-Кинана (MK), которая классифицирует звезды на основе температуры с использованием букв O , B , A , F , G , K и . M , – O самый горячий, а M самый крутой.

Затем каждый буквенный класс подразделяется с помощью числовой цифры, где 0 — самые горячие, а 9 — самые холодные (например, от O1 до M9 — звезды от самых горячих до самых холодных). В системе МК класс светосилы добавляется с помощью римских цифр.Они основаны на ширине определенных линий поглощения в спектре звезды (которые меняются в зависимости от плотности атмосферы), что отличает звезды-гиганты от карликов.

Классы светимости 0 и I применяются к гипер- или сверхгигантам; классы II, III и IV относятся к ярким, правильным гигантам и субгигантам соответственно; класс V для звезд главной последовательности; а классы VI и VII относятся к субкарликам и карликовым звездам. Существует также диаграмма Герцшпрунга-Рассела, которая связывает звездную классификацию с абсолютной величиной (т.е. собственная яркость), светимость и температура поверхности.

Используется та же самая классификация для спектральных типов, от синего и белого на одном конце до красного на другом, которая затем комбинируется с абсолютной визуальной величиной звезд (выраженной как Mv) для размещения их на двумерной карте (см. ниже).

Диаграмма Герцспирга-Рассела, показывающая соотношение между цветом звезды, AM. светимость и температура. Фото: astronomy.starrynight.com

В среднем звезды О-диапазона горячее, чем звезды других классов, достигая эффективных температур до 30 000 К.В то же время они также крупнее и массивнее, достигая размеров свыше 6 с половиной солнечных радиусов и до 16 солнечных масс. На нижнем конце звезды типа K и M (оранжевые и красные карлики), как правило, более холодные (в диапазоне от 2400 до 5700 K), их размеры в 0,7–0,96 раз больше, чем у нашего Солнца, а их масса составляет от 0,08 до 0,8.

Звездная эволюция:

Звезды также проходят эволюционный жизненный цикл, в течение которого меняются их размеры, температура и цвет. Например, когда наше Солнце израсходует весь водород в своем ядре, оно станет нестабильным и разрушится под собственным весом.Это приведет к тому, что ядро ​​нагреется и станет более плотным, в результате чего Солнце увеличится в размерах.

В этот момент он покинет фазу Главной Последовательности и войдет в Фазу Красного Гиганта своей жизни, которая (как следует из названия) будет характеризоваться расширением и станет темно-красным. Когда это произойдет, предполагается, что наше Солнце расширится, охватив орбиты Меркурия и даже Венеры.

Земля, если она переживет это расширение, окажется настолько близко, что станет непригодной для жизни.Когда наше Солнце затем достигнет своей фазы после Красного Гиганта, Солнце начнет выбрасывать массу, оставляя открытое ядро, известное как белый карлик. Этот остаток выживет в течение триллионов лет, прежде чем исчезнет до черного цвета.

Считается, что это относится ко всем звездам с массой от 0,5 до 1 солнечной массы (половина или столько же массы нашего Солнца). Ситуация немного отличается, когда речь идет о звездах с малой массой (например, красных карликах), масса которых обычно составляет около 0,1 солнечной массы.

Считается, что эти звезды могут оставаться на своей Главной последовательности от шести до двенадцати триллионов лет и не испытают фазу красных гигантов. Однако их температура и светимость будут постепенно увеличиваться, и они будут существовать еще несколько сотен миллиардов лет, прежде чем в конечном итоге превратятся в белого карлика.

С другой стороны, звезды-сверхгиганты (массой до 100 масс Солнца и более) имеют такую ​​большую массу в своих ядрах, что они, скорее всего, испытают воспламенение гелия, как только исчерпают запасы водорода.Таким образом, они, скорее всего, не выживут, чтобы стать красными сверхгигантами, а закончат свою жизнь массивной сверхновой.

Чтобы разобрать все это, звезды различаются по цвету в зависимости от их химического состава, их соответствующих размеров и их температур. Со временем, по мере изменения этих характеристик (в результате того, что они расходуют свое топливо), многие из них потемнеют и станут краснее, в то время как другие будут великолепно взрываться. Чем больше звезд мы наблюдаем, тем больше мы узнаем о нашей Вселенной и ее долгой, долгой истории!

Мы написали много статей о звездах на Universe Today.Вот что такое самая большая звезда во Вселенной? Что такое двойная звезда? Движутся ли звезды? Какие самые известные звезды? Какая самая яркая звезда на небе, прошлое и будущее?

Хотите больше информации о звездах? Вот пресс-релизы Хабблсайта о звездах и дополнительная информация о том, как НАСА представляет себе Вселенную.

Мы записали несколько серий Astronomy Cast о звездах. Вот два из них, которые могут оказаться вам полезными: Эпизод 12: Откуда берутся маленькие звезды и Эпизод 13: Куда уходят звезды, когда умирают?

Источники:

Нравится:

Нравится Загрузка. ..

Звездообразование — Полевая съемка MOSFIRE Deep Evolution

Звездообразование

Коллаборация MOSDEF заинтересована в том, чтобы понять, как галактики развиваются или меняются со временем. И один из самых важных способов эволюции галактик — превращение их газа в звезды.

По изображениям галактик не так уж сложно определить примерное количество звезд в них. По сути, мы должны предположить, что определенное количество света излучается для данного количества звезд (или то, что астрономы называют отношением «массы к свету»).Если мы суммируем весь свет от целой галактики, это может дать нам приблизительное количество (или массу) звезд. Это особенно верно, если мы смотрим на свет, видимый нашим глазом.

Но что нас особенно интересует, так это скорость изменения количества звезд со временем. Эта галактика быстро добавляет звезды, или она завершила звездообразование и больше не развивается? Но, как и в большей части астрономии, время, необходимое для того, чтобы что-то изменилось, намного больше, чем наша жизнь, поэтому мы не можем просто наблюдать за изменением галактики. Так как же узнать, формируются ли новые звезды, и как точно измерить скорость звездообразования?

Чтобы понять, как мы это делаем, вы должны сначала немного узнать о звездах. Когда формируется группа новых звезд, они бывают самых разных масс. Большинство звезд меньше Солнца, но некоторые из них огромны, их масса более чем в 20 раз превышает массу Солнца. Эти массивные звезды живут не очень долго, всего несколько миллионов лет (это очень короткий промежуток времени по сравнению с миллиардами лет, которые требуются для формирования галактики).Но пока они живы, они излучают большое количество света, и большая часть этого света очень энергична, в ультрафиолетовой части спектра. Однако звезды с меньшей массой не излучают этот ультрафиолетовый свет, но могут жить миллиарды лет.

Итак, если вы видите этот ультрафиолетовый свет, излучаемый галактикой, это указывает на то, что звезды образовались совсем недавно (если только не существует активной сверхмассивной черной дыры), а количество ультрафиолетового света говорит нам о количестве звезд.

К сожалению, большая часть этого ультрафиолетового света поглощается газом и пылью внутри галактики и никогда не попадает в наши телескопы, что очень затрудняет точное определение скорости звездообразования.

Надпись: NGC 300 в видимом свете (слева) и через узкополосный фильтр H-альфа (справа). Яркие области на правом изображении показывают местонахождение только что родившихся горячих и массивных звезд. Горячие и массивные звезды ионизируют окружающие их газовые облака, в основном состоящие из атомов водорода.Рекомбинация атомов водорода испускает свет на определенных длинах волн, называемых эмиссионными линиями. Одной из самых ярких эмиссионных линий водорода является линия Н-альфа с длиной волны 6563 ангстрем. Измерение яркости этой линии говорит нам о количестве массивных звезд, что можно использовать для определения мгновенной скорости звездообразования. Изображение предоставлено Ф. Брезолином (IfA/U. Hawaii)

К счастью, еще есть способ определить, сколько из этого ультрафиолетового света было излучено. Когда наиболее энергичный ультрафиолетовый свет поглощается Водородом, он ионизирует его, освобождая электрон из ядра атома и отправляя его в газовое облако.Когда электрон находит другое ядро, он «рекомбинирует» и излучает свет с определенной длиной волны, поскольку электрон возвращается в конфигурацию с самой низкой энергией. Некоторые из этих «эмиссионных линий» излучаются в видимой части спектра, и их можно увидеть по данным MOSDEF для галактик в ранней Вселенной. Мы можем измерить яркость галактики по этим эмиссионным линиям и определить скорость рекомбинации водорода. Это дает нам скорость ионизации водорода, которая дает нам скорость, с которой звезды излучают эти фотоны, что в конечном итоге дает нам количество массивных звезд.И если мы знаем, что эти массивные звезды могли образоваться только в последние ~5 миллионов лет, мы можем разделить количество звезд на количество лет, чтобы получить приблизительную скорость формирования звезд в галактике.

Конечно, этот расчет сделан с рядом допущений и требует поправок. Во-первых, мы предполагаем, что отношение массивных звезд к общему количеству звезд везде одинаково. Во-вторых, мы предполагаем, что весь ультрафиолетовый свет, способный ионизовать водород, делает это и не покидает галактику.И, наконец, мы должны скорректировать светимость этих эмиссионных линий на поглощение пылью. Тем не менее, довольно круто, что с помощью нескольких быстрых измерений мы можем определить, формирует ли галактика звезды очень быстро или же она находится в «спокойном состоянии» — звезд вообще не образует.

Астрономия миллиметровых волн — спутник Planck

Что такое миллиметровое излучение

Свет, или электромагнитное излучение, если дать ему полное название, охватывает гораздо больше того, что мы видим своими глазами.Наши глаза могут видеть свет с длиной волны от 400 до 800 нанометров (нанометр — это миллионная доля миллиметра), что удобно (хотя и не случайно) примерно на той же длине волны, на которой излучает Солнце. Однако существует много других типов излучения, которого мы не видим. Например, инфракрасное излучение имеет немного большую длину волны и излучается объектами при температуре около комнатной, поэтому его часто используют для ночных камер. Прозрачность или непрозрачность объекта также может зависеть от используемой длины волны.Например, человеческая кожа и плоть довольно прозрачны для рентгеновских лучей, а кости — нет. В современных устройствах безопасности аэропортов используется субмиллиметровое излучение (с длиной волны 0,1–1 мм), так как оно проходит (безвредно) через одежду и кожу, но не через более твердые предметы, которые могут быть скрыты. Излучение с длиной волны около 10 см можно использовать для разогрева пищи, и оно используется в микроволновых печах последние 50 лет или около того.

Электромагнитный спектр, показывающий размерную шкалу длин волн и соответствующую характеристическую температуру, или «температуру черного тела».Диапазоны длин волн, на которые смотрит Планк, показаны красными вертикальными полосами. Изображение предоставлено Крисом Нортом, Университет Кардиффа. Нажмите здесь или на изображение, чтобы увеличить его.

Многоволновая астрономия

В астрономии излучение всего спектра испускается целым рядом объектов. Длина волны излучения имеет тенденцию быть больше для более холодных объектов и короче для более горячих объектов. Таким образом, холодная пыль между звездами излучает свет на относительно длинных волнах, в то время как очень горячие активные центры галактик излучают рентгеновские лучи.Ниже приведены изображения нашего ближайшего большого галактического соседа, галактики Андромеды, на нескольких разных длинах волн. В радиодиапазоне мы измеряем газ на окраинах галактики, а в инфракрасном диапазоне измеряем пыль между спиральными рукавами. Звезды, составляющие спиральные рукава и центральную выпуклость, видны в видимом диапазоне длин волн, тогда как в ультрафиолетовом диапазоне мы видим только более яркие и горячие молодые звезды по краям спиральных рукавов. Рентгеновское изображение показывает только наиболее энергичные области галактики, особенно вблизи центра.

Наш собственный Млечный Путь также выглядит очень по-разному на разных длинах волн, хотя мы всегда видим его с ребра, а не под небольшим углом, как в галактике Андомеда. Карты его можно увидеть здесь.

Первые звезды во Вселенной

Примечание редактора: Мы публикуем эту статью из нашего номера за март 2002 г. из-за новостей о обсуждаемом здесь явлении с ежегодного собрания Американского астрономического общества.

Мы живем во вселенной, полной ярких объектов.В ясную ночь невооруженным глазом можно увидеть тысячи звезд. Эти звезды занимают лишь небольшую близлежащую часть галактики Млечный Путь; телескопы открывают гораздо более обширное царство, сияющее светом миллиардов галактик. Однако, согласно нашему нынешнему пониманию космологии, Вселенная была безликой и темной на протяжении долгого периода своей ранней истории. Первые звезды появились примерно через 100 миллионов лет после Большого взрыва, и прошел почти миллиард лет, прежде чем галактики распространились по космосу. Астрономы давно задавались вопросом: как произошел этот драматический переход от тьмы к свету?

После десятилетий исследований исследователи недавно добились больших успехов в поиске ответа на этот вопрос. Используя сложные методы компьютерного моделирования, космологи разработали модели, которые показывают, как флуктуации плотности, оставшиеся после Большого взрыва, могли эволюционировать в первые звезды. Кроме того, наблюдения за далекими квазарами позволили ученым отправиться в прошлое и мельком увидеть последние дни «космических темных веков».

Новые модели указывают на то, что первые звезды, скорее всего, были довольно массивными и светящимися и что их формирование было эпохальным событием, коренным образом изменившим Вселенную и ее последующую эволюцию. Эти звезды изменили динамику космоса, нагревая и ионизируя окружающие газы. Самые ранние звезды также производили и рассеивали первые тяжелые элементы, прокладывая путь для возможного формирования солнечных систем, подобных нашей. И коллапс некоторых из первых звезд, возможно, вызвал рост сверхмассивных черных дыр, которые сформировались в сердцах галактик и стали впечатляющими источниками энергии квазаров.Короче говоря, самые ранние звезды сделали возможным появление Вселенной, которую мы видим сегодня, — от галактик и квазаров до планет и людей.

Темные века   Изучение ранней Вселенной затруднено из-за отсутствия прямых наблюдений. Астрономы смогли изучить большую часть истории Вселенной, направив свои телескопы на далекие галактики и квазары, излучавшие свет миллиарды лет назад. Возраст каждого объекта можно определить по красному смещению его света, которое показывает, насколько расширилась Вселенная с момента образования света.Самые старые галактики и квазары, которые наблюдались до сих пор, датируются примерно миллиардом лет после Большого взрыва (при условии, что нынешний возраст Вселенной составляет от 12 до 14 миллиардов лет). Исследователям потребуются более совершенные телескопы, чтобы увидеть более отдаленные объекты, относящиеся к еще более ранним временам.

Однако космологи могут делать выводы о ранней Вселенной на основе космического микроволнового фонового излучения, которое было испущено примерно через 400 000 лет после Большого взрыва. Однородность этого излучения свидетельствует о том, что в то время материя распределялась очень равномерно.Поскольку не было больших светящихся объектов, которые могли бы нарушить первичный бульон, он должен был оставаться гладким и безликим в течение миллионов лет спустя. По мере расширения космоса фоновое излучение смещалось в сторону более длинных волн, и Вселенная становилась все более холодной и темной. У астрономов нет наблюдений за этой темной эпохой. Но через миллиард лет после Большого взрыва уже появилось несколько ярких галактик и квазаров, поэтому первые звезды должны были образоваться когда-то раньше. Когда возникли эти первые светящиеся объекты и как они могли образоваться?

Многие астрофизики, включая Мартина Риса из Кембриджского университета и Авраама Леба из Гарвардского университета, внесли важный вклад в решение этих проблем. Недавние исследования начинаются со стандартных космологических моделей, описывающих эволюцию Вселенной после Большого взрыва. Хотя ранняя Вселенная была удивительно гладкой, фоновое излучение свидетельствует о мелкомасштабных флуктуациях плотности — комках в первичном бульоне. Космологические модели предсказывают, что эти сгустки будут постепенно превращаться в гравитационно связанные структуры. Сначала будут формироваться более мелкие системы, а затем объединяться в более крупные агломерации. Более плотные области примут форму сети нитей, и первые системы звездообразования — малые протогалактики — сольются в узлах этой сети.Аналогичным образом протогалактики сливались бы в галактики, а галактики собирались бы в скопления галактик. Процесс продолжается: хотя формирование галактик в настоящее время в основном завершено, галактики все еще собираются в кластеры, которые, в свою очередь, объединяются в обширную нитевидную сеть, протянувшуюся по всей Вселенной.

Согласно космологическим моделям, первые небольшие системы, способные образовывать звезды, должны были появиться между 100 и 250 миллионами лет после Большого взрыва. Эти протогалактики были бы в 100 000–1 миллион раз массивнее Солнца и имели бы размеры от 30 до 100 световых лет в поперечнике. Эти свойства аналогичны свойствам облаков молекулярного газа, в которых в настоящее время формируются звезды Млечного Пути, но первые протогалактики должны были иметь некоторые фундаментальные отличия. Во-первых, они должны были состоять в основном из темной материи, предполагаемых элементарных частиц, которые, как полагают, составляют около 90 процентов массы Вселенной.В современных крупных галактиках темная материя отделена от обычной материи: со временем обычная материя концентрируется во внутренней области галактики, тогда как темная материя остается рассеянной по огромному внешнему гало. Но в протогалактиках обычная материя все равно была бы смешана с темной материей.

Второе важное отличие заключается в том, что протогалактики не содержали бы значительных количеств каких-либо элементов, кроме водорода и гелия. В результате Большого взрыва образовались водород и гелий, но большинство более тяжелых элементов образовались только в результате реакций термоядерного синтеза в звездах, поэтому их не было до образования первых звезд. Астрономы используют термин «металлы» для всех этих более тяжелых элементов. Молодые звезды с высоким содержанием металлов в Млечном Пути называются звездами населения I, а старые звезды с низким содержанием металлов называются звездами населения II; Следуя этой терминологии, звезды, вообще не содержащие металлов, — самое первое поколение — иногда называют звездами населения III.

В отсутствие металлов физика первых систем звездообразования была бы намного проще, чем физика современных облаков молекулярного газа. Кроме того, космологические модели в принципе могут дать полное описание начальных условий, предшествовавших первому поколению звезд.Напротив, звезды, возникающие из облаков молекулярного газа, рождаются в сложных условиях, которые были изменены в результате предшествующего звездообразования. Поэтому ученым может быть проще смоделировать образование первых звезд, чем смоделировать, как звезды формируются в настоящее время. В любом случае, эта проблема привлекательна для теоретического изучения, и несколько исследовательских групп использовали компьютерное моделирование, чтобы изобразить формирование самых ранних звезд.

Группа, состоящая из Тома Абеля, Грега Брайана и Майкла Л.Норман (сейчас работает в Университете штата Пенсильвания, Массачусетском технологическом институте и Калифорнийском университете в Сан-Диего соответственно) создал наиболее реалистичные модели. В сотрудничестве с Паоло Коппи из Йельского университета мы провели моделирование, основанное на более простых предположениях, но намереваясь изучить более широкий спектр возможностей. Тору Цурибе, который сейчас работает в Университете Осаки в Японии, провел аналогичные расчеты, используя более мощные компьютеры. Фумитака Накамура и Масаюки Умемура (сейчас работают в университетах Ниигата и Цукуба в Японии соответственно) работали с более идеализированным моделированием, но оно все же дало поучительные результаты.Хотя эти исследования различаются в различных деталях, все они дали схожие описания того, как могли родиться самые ранние звезды.

Да будет свет!  Моделирование показывает, что первичные газовые облака обычно формируются в узлах мелкомасштабной нитевидной сети, а затем начинают сжиматься под действием силы тяжести. Сжатие нагреет газ до температуры выше 1000 кельвинов. Некоторые атомы водорода соединились бы в плотном горячем газе, создав следовые количества молекулярного водорода.Затем молекулы водорода начнут охлаждать самые плотные части газа, испуская инфракрасное излучение после столкновения с атомами водорода. Температура в самых плотных частях упадет примерно до 200–300 кельвинов, что снизит давление газа в этих областях и, следовательно, позволит им сжаться в гравитационно связанные комки.

Это охлаждение играет важную роль в отделении обычной материи первичной системы от темной материи. Охлаждающий водород оседает в плоской вращающейся конфигурации, которая является комковатой и нитевидной и, возможно, имеет форму диска.Но поскольку частицы темной материи не будут излучать излучение или терять энергию, они останутся рассеянными в первичном облаке. Таким образом, система звездообразования стала бы напоминать миниатюрную галактику с диском из обычной материи и ореолом из темной материи. Внутри диска самые плотные сгустки газа продолжали бы сжиматься, и в конце концов некоторые из них подверглись бы безудержному коллапсу и превратились в звезды.

Первые сгустки звездообразования были намного теплее облаков молекулярного газа, в которых в настоящее время формируется большинство звезд.Пылинки и молекулы, содержащие тяжелые элементы, намного эффективнее охлаждают современные облака до температур всего около 10 градусов по Кельвину. Минимальная масса, которой должен обладать сгусток газа, чтобы схлопнуться под действием силы тяжести, называется массой Джинса, которая пропорциональна квадрату температуры газа и обратно пропорциональна квадратному корню из давления газа. В первых системах звездообразования давление должно было быть таким же, как в современных молекулярных облаках. Но поскольку температура первых коллапсирующих газовых сгустков была почти в 30 раз выше температуры молекулярных облаков, их масса Джинса была бы почти в 1000 раз больше.

В молекулярных облаках в ближней части Млечного Пути масса Джинса примерно равна массе Солнца, и массы дозвездных сгустков, наблюдаемых в этих облаках, примерно такие же. Если мы увеличим масштаб почти в 1000 раз, мы можем оценить, что массы первых сгустков звездообразования составляли от 500 до 1000 солнечных масс. В соответствии с этим предсказанием все упомянутые выше компьютерные симуляции показали образование сгустков с массами в несколько сотен масс Солнца и более.

Расчеты нашей группы показывают, что предсказанные массы первых сгустков звездообразования не очень чувствительны к предполагаемым космологическим условиям (например, точной природе начальных флуктуаций плотности). На самом деле предсказанные массы зависят в первую очередь от физики молекулы водорода и лишь во вторую очередь от космологической модели или техники моделирования. Одна из причин заключается в том, что молекулярный водород не может охладить газ ниже 200 кельвинов, что делает это нижним пределом температуры первых сгустков звездообразования.Другая заключается в том, что охлаждение молекулярного водорода становится неэффективным при более высоких плотностях, когда сгустки начинают разрушаться. При таких плотностях молекулы водорода сталкиваются с другими атомами до того, как они успевают испустить инфракрасный фотон; это повышает температуру газа и замедляет сжатие до тех пор, пока сгустки не достигнут, по крайней мере, нескольких сотен солнечных масс.

Как сложилась судьба первых рушащихся глыб? Сформировали ли они звезды с такими же большими массами, или они раскололись на множество более мелких частей и образовали множество меньших звезд? Исследовательские группы довели свои расчеты до точки, в которой сгустки находятся на пути к формированию звезд, и ни одно из симуляций еще не выявило какой-либо тенденции к фрагментации сгустков.Это согласуется с нашим пониманием современного звездообразования; наблюдения и моделирование показывают, что фрагментация сгустков звездообразования обычно ограничивается образованием двойных систем (двух звезд, вращающихся вокруг друг друга). Фрагментация, по-видимому, еще менее вероятна в первичных скоплениях, потому что неэффективность охлаждения молекулярным водородом будет поддерживать высокую массу Джинса. Однако моделирование еще не определило окончательный результат коллапса с уверенностью, и нельзя исключать образование двойных систем.

Различные группы пришли к несколько разным оценкам того, насколько массивными могли быть первые звезды. Абель, Брайан и Норман утверждали, что массы звезд, вероятно, не превышали 300 масс Солнца. Наша собственная работа предполагает, что массы до 1000 масс Солнца могли быть возможны. Оба предсказания могут быть верны при различных обстоятельствах: самые первые образовавшиеся звезды могли иметь массу не более 300 масс Солнца, тогда как звезды, сформировавшиеся чуть позже в результате коллапса более крупных протогалактик, могли достичь более высокой оценки.Количественные прогнозы затруднены из-за эффектов обратной связи; по мере формирования массивной звезды она производит интенсивное излучение и выбросы вещества, которые могут унести часть газа из коллапсирующего сгустка. Но эти эффекты сильно зависят от присутствия в газе тяжелых элементов, и поэтому для самых ранних звезд они должны быть менее важны. Таким образом, можно с уверенностью заключить, что первые звезды во Вселенной обычно были во много раз более массивными и яркими, чем Солнце.

Космическое Возрождение   Какое влияние эти первые звезды оказали на остальную часть Вселенной? Важным свойством звезд, не содержащих металлов, является то, что у них более высокая температура поверхности, чем у звезд с таким же составом, как у Солнца.Производство ядерной энергии в центре звезды менее эффективно без металлов, и звезда должна быть более горячей и компактной, чтобы производить достаточно энергии для противодействия гравитации. Из-за более компактной структуры поверхностные слои звезды также будут более горячими. В сотрудничестве с Рольфом-Питером Кудрицки из Гавайского университета и Абрахамом Лебом из Гарварда один из нас (Бромм) разработал теоретические модели таких звезд с массами от 100 до 1000 масс Солнца. Модели показали, что температура поверхности звезд составляет около 100 000 кельвинов — примерно в 17 раз выше, чем температура поверхности Солнца. Таким образом, первый звездный свет во Вселенной был в основном ультрафиолетовым излучением очень горячих звезд, и оно должно было начать нагревать и ионизировать нейтральный газообразный водород и гелий вокруг этих звезд вскоре после их образования.

Мы называем это событие космическим ренессансом. Хотя астрономы пока не могут оценить, какое количество газа во Вселенной сконденсировалось в первые звезды, даже одной части из 100 000 могло быть достаточно, чтобы эти звезды ионизировали большую часть оставшегося газа.Как только засияли первые звезды, вокруг каждой из них образовался растущий пузырь ионизированного газа. По мере того как в течение сотен миллионов лет формировалось все больше и больше звезд, пузырьки ионизированного газа в конечном итоге сливались, и межгалактический газ становился полностью ионизированным.

Ученые из Калифорнийского технологического института и Sloan Digital Sky Survey недавно обнаружили доказательства последних стадий этого процесса ионизации. Исследователи наблюдали сильное поглощение ультрафиолетового света в спектрах квазаров, которые появились примерно через 900 миллионов лет после Большого взрыва.Результаты показывают, что в это время происходила ионизация последних участков нейтрального газообразного водорода. Для ионизации гелия требуется больше энергии, чем для водорода, но если бы первые звезды были такими массивными, как предсказывалось, они одновременно ионизировали бы гелий. С другой стороны, если первые звезды не были такими массивными, гелий должен был быть ионизирован позже под действием энергичного излучения таких источников, как квазары. Будущие наблюдения за удаленными объектами могут помочь определить, когда гелий во Вселенной был ионизирован.

Если бы первые звезды действительно были очень массивными, их время жизни также было бы относительно коротким — всего несколько миллионов лет. Некоторые из звезд взорвались бы как сверхновые в конце своей жизни, выбрасывая металлы, которые они произвели в результате термоядерных реакций. Предполагается, что звезды, которые в 100–250 раз массивнее Солнца, полностью взорвутся в результате энергетического взрыва, и некоторые из первых звезд, скорее всего, имели массы в этом диапазоне. Поскольку металлы намного эффективнее водорода охлаждают звездообразующие облака и позволяют им коллапсировать в звезды, производство и рассеивание даже небольшого количества могло оказать серьезное влияние на звездообразование.

Работая в сотрудничестве с Андреа Феррара из Флорентийского университета в Италии, мы обнаружили, что когда содержание металлов в звездообразующих облаках превышает одну тысячную содержания металлов на Солнце, металлы быстро охлаждают газ до температура космического фонового излучения. (Эта температура снижается по мере расширения Вселенной, упав до 19 кельвинов через миллиард лет после Большого взрыва и до 2,7 кельвинов сегодня.) Это эффективное охлаждение позволяет формировать звезды с меньшими массами, а также может значительно повысить общую скорость образования звезд. Родился.На самом деле вполне возможно, что темпы звездообразования не ускорились до тех пор, пока не были произведены первые металлы. В этом случае звезды второго поколения могли быть теми, кто в первую очередь ответственен за освещение Вселенной и за космическое возрождение.

В начале этого активного периода звездообразования температура космического фона должна была быть выше температуры современных молекулярных облаков (10 кельвинов). Пока температура не упала до этого уровня, что произошло примерно через два миллиарда лет после Большого взрыва, процесс звездообразования все еще мог благоприятствовать массивным звездам.В результате большое количество таких звезд могло образоваться на ранних стадиях строительства галактик в результате последовательных слияний протогалактик. Подобное явление может произойти в современной Вселенной, когда две галактики сталкиваются и вызывают вспышку звездообразования — внезапное увеличение скорости звездообразования. Такие события в настоящее время довольно редки, но некоторые данные свидетельствуют о том, что они могут породить относительно большое количество массивных звезд.

Загадочное свидетельство
  Эта гипотеза о раннем звездообразовании может помочь объяснить некоторые загадочные особенности нынешней Вселенной.Одна нерешенная проблема заключается в том, что галактики содержат меньше звезд с низким содержанием металлов, чем можно было бы ожидать, если бы металлы производились со скоростью, пропорциональной скорости звездообразования. Это несоответствие могло бы быть разрешено, если бы раннее звездообразование привело к образованию относительно более массивных звезд; умирая, эти звезды рассеяли бы большое количество металлов, которые затем вошли бы в состав большинства маломассивных звезд, которые мы видим сейчас.

Еще одной загадочной особенностью является высокое содержание металлов в горячем межгалактическом газе, испускающем рентгеновское излучение, в скоплениях галактик.Это наблюдение можно было бы легче всего объяснить, если бы имел место ранний период быстрого образования массивных звезд и, соответственно, высокая частота сверхновых, которые химически обогащали межгалактический газ. Довод о высокой частоте сверхновых в ранние времена также согласуется с недавними данными, предполагающими, что большая часть обычного вещества и металлов во Вселенной находится в диффузной межгалактической среде, а не в галактиках. Чтобы создать такое распределение материи, формирование галактик должно было быть захватывающим процессом, включающим интенсивные вспышки массивного звездообразования и шквал взрывов сверхновых, выбрасывающих большую часть газа и металлов из галактик.

Звезды, которые более чем в 250 раз массивнее Солнца, не взрываются в конце своей жизни; вместо этого они коллапсируют в такие же массивные черные дыры. Несколько компьютерных симуляций, упомянутых выше, предсказывают, что некоторые из первых звезд имели такую ​​большую массу. Поскольку первые звезды образовались в самых плотных частях Вселенной, любые черные дыры, образовавшиеся в результате их коллапса, должны были включаться в результате последовательных слияний в системы все большего и большего размера. Возможно, некоторые из этих черных дыр сконцентрировались во внутренней части больших галактик и вызвали рост сверхмассивных черных дыр — в миллионы раз массивнее Солнца, — которые сейчас находятся в ядрах галактик.

Кроме того, астрономы считают, что источником энергии для квазаров является газ, вращающийся в черных дырах в центрах больших галактик. Если бы в центрах некоторых из первых протогалактик образовались черные дыры меньшего размера, аккреция вещества в дыры могла бы породить «мини-квазары».Поскольку эти объекты могли появиться вскоре после появления первых звезд, они могли служить дополнительным источником света и ионизирующего излучения в ранние времена.

Таким образом, появляется целостная картина ранней истории Вселенной, хотя некоторые ее части остаются спекулятивными. Образование первых звезд и протогалактик положило начало процессу космической эволюции. Многочисленные данные свидетельствуют о том, что период наиболее интенсивного звездообразования, образования галактик и активности квазаров произошел через несколько миллиардов лет после Большого взрыва и что все эти явления продолжают снижаться по мере старения Вселенной.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован.