Возникновение и развитие звезд

Звезды-гиганты и звезды-карлики

Астрономы уже составили классификацию звёзд по их светимости. Звёзды, излучающие в тысячи раз больше света, чем Солнце называются звёздами-гигантами, а звёзды с ещё более мощным излучением - сверхгигантами. Наоборот, звёзды с малой светимостью получили название звёзды-карлики.

Среди звёзд, видимых простым глазом и в небольшие телескопы, большинство состав

ляют гиганты и сверхгиганты. Это объясняется тем, что только такие звёзды видны с огромных расстояний. На самом же деле в звёздном мире карликов намного больше, чем гигантов. В большинстве случаев эти названия говорят и о размерах, то есть о том, что гиганты очень велики, а карлики очень малы. Так, диаметр звезды Бетельгейзе в 350 раз превосходит диаметр Солнца. Есть звёзды, превосходящие Солнце по диаметру в 1000-2000 раз, а по объему в несколько миллиардов раз. Но существуют звёзды, по размерам значительно меньшие, чем Солнце. Среди них выделяются белые карлики. Первый из них по времени открытия - спутник Сириуса. Он меньше планет Урана и Нептуна, а некоторые белые карлики меньше Земли и даже Марса.

Астрономы смогли установить не только действительные размеры многих звёзд, но и их массы. Оказалось, что несмотря на огромную разницу в размерах звёзд, массы их не так сильно отличаются от массы Солнца. Редко встречаются звёзды с массой более чем в 5-10 раз, превышающей массу Солнца, как и звёзды с массой менее 0,3-0,5 солнечной. Это значит, что средняя плотность вещества (масса, делённая на объём) в звёздах-гигантах должна быть чрезвычайно мала, а в звёздах белых-карликах - она невообразимо велика. Другими словами, в одном кубическом сантиметре звезды-гиганта вещества содержится ничтожные доли грамма, а в таком же объёме звезды-карлика - тонны и даже десятки тонн.

AAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAA

Белые карлики

После «выгорания» термоядерного топлива в звезде, масса которой сравнима с массой Солнца, в центральной её части (ядре) плотность вещества становится настолько высокой, что свойства газа кардинально меняются. Подобный газ называется вырожденным, а звёзды, из него состоящие, — вырожденными звёздами. После образования вырожденного ядра термоядерное горение продолжается в источнике вокруг него, имеющем форму шарового слоя. При этом звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Ресселла. Оболочка красного гиганта достигает колоссальных размеров — в сотни радиусов Солнца — и за время порядка 10—100 тыс. лет рассеивается в пространство. Сброшенная оболочка иногда видна как планетарная туманность. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белый карлик, в котором силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа, обеспечивая тем самым устойчивость звезды. При массе около солнечной радиус белого карлика составляет всего несколько тысяч километров. Средняя плотность вещества в нём часто превышает 109 кг/м3 (тонну на кубический сантиметр!). Ядерные реакции внутри белого карлика не идут, а свечение происходит за счёт медленного остывания. Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тыс. кельвинов образуют кристаллическую решётку. Образно говоря, белые карлики - это горячие гигантские кристаллы.

Нейтронные звёзды

Большинство нейтронных звёзд образуется при коллапсе ядер звёзд массой более десяти солнечных. Их рождение сопровождается грандиозным небесным явлением — вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет, легко вычислить, что за время существования нашей Галактики (10 — 15 млрд. лет) в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звёзд! Как же они должны проявлять себя? Молодые нейтронные звёзды быстро вращаются (периоды их вращения измеряются миллисекундами!) и обладают сильным магнитным полем. Вращение вместе с магнитным полем создают мощные электрические поля, которые вырывают заряженные частицы из твёрдой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий (см. статью «Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры»). Эти частицы | излучают радиоволны. С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электрический потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При некотором его значении заряженные частицы перестают рождаться и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому действующих пульсаров в Галактике должно быть несколько сот тысяч (один на 1500 звёзд соответствующей массы). В настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров. Как и для белых карликов, для нейтронных звёзд существует предельно возможная масса (она носит название предела Оппенгеймера — Волкова). Однако строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оппенгеймера — Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца. Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует. Так образуется чёрная дыра.

Расстояние от нас до звезд

Ещё в древние времена астрономы поняли, что звёзды находятся дальше от Земли, чем Луна и другие планеты. Наблюдая небо, они замечали, что Луна, перемещаясь по небу, закрывает то одну, то другую звезду, но ни одна звезда не бывает перед Луной. Иногда и планеты, например, Юпитер, загораживают звёзды. Значит, звёзды находятся дальше планет.

Коперник указал, что звёзды находятся на огромных расстояниях и только поэтому не могут быть замечены те смещения положений звёзд на небе, которые неизбежно должны быть в силу движения Земли со звёздами в мировом пространстве. Такие смещения астрономы не могли подметить ещё почти три века после Коперника, несмотря на то, что за это время были достигнуты огромные успехи в конструкции астрономических инструментов и в точности наблюдений. В середине XVIII века выдающиеся учёные Брадлей в Англии и Ламберт в Германии пришли к выводу о том, что расстояния даже до ближайших звёзд в сотни тысяч раз превышают расстояния от Земли до Солнца. Но точно измерить расстояние они всё-таки не смогли.

Впервые в истории астрономии российский астроном Василий Яковлевич Струве измерил расстояние до звезды. Он много раз измерял положение звезды Веги и пришёл к выводу, что Вега за полгода смещается на угол около дуги. Под столь малым углом с Веги должен быть виден диаметр земной орбиты, то есть двойное расстояние от Земли до Солнца, а само это расстояние видно под углом 1/8 секунды дуги.

Круг делится на 360 градусов по 60 угловых минут в каждом градусе, а каждая минута на 60 секунд, значит в круге 1 296 000 угловых секунд. Если радиус земной орбиты с Веги виден под углом 1/8 доли секунды, или около 1/10000000 доли окружности (астрономы называют это число параллаксом данной звезды), значит, расстояние до этой звезды составляет почти 250 триллионов километров. Такие числа употреблять неудобно, поэтому для выражения больших расстояний астрономы применяют более крупные единицы - световой год. Так обозначается расстояние, которое луч света проходит за один год со скоростью 300 000 километров в секунду. Световой год - это около 9,5 триллионов километров.

Страница:  1  2  3  4 


Другие рефераты на тему «Астрономия, авиация и космонавтика»:

Поиск рефератов

Последние рефераты раздела

Copyright © 2010-2019 - www.refsru.com - рефераты, курсовые и дипломные работы