Культура  ->  Музыка  | Автор: | Добавлено: 2015-03-23

Звезды. Их характеристики

Из всех картин природы, развертывающихся пред нашими глазами, самая величественная – картина звездного неба. Мы часто любуемся ею в ясные, безлунные ночи, и она будит наше воображение. Звездное небо – это необозримое, бесконечное пространство, заполненное другими мирами. Каждая звездочка, даже еле заметно мерцающая в темном небе, представляет собой огромное светило, часто более величественное, более горячее и яркое, чем Солнце. Но все звезды находятся от нас несравненно дальше Солнца и потому кажутся слабо святящимися точками.

Изучая небо, каждый может убедиться, что на нем происходят различные изменения. Вот вспыхнула новая звезда и на несколько дней затмила своим светом другие звезды. Какая мировая катастрофа породила эту вспышку? Ученые много сделали для выяснения всех этих и многих других грандиозных и сложных явлений, происходящих во Вселенной.

Вот и я решила узнать некоторые проблемы и интересные факты Вселенной, также интересующие ученых и астрономов.

Звезды. Характеристики звезд.

Любая звезда – это огромный шар из раскаленных газов (плазмы), в основном водорода (примерно 90%) и гелия (около 10%) с небольшими примесями других газов. В центральной части шара должна быть достаточно высокая температура – минимум 6 000 0000С – для протекания термоядерной реакции. В ходе нее водород превращается в гелий с выделением огромного количества энергии. Эта энергия «распирает» шар, не давая звезде сжаться (коллапсировать) за счет собственных сил притяжения, распространяется к ее поверхности и излучается в космос в виде света.

Наше Солнце – обыкновенная звезда, каких миллионы в нашей Галактике. В его недрах идет термоядерная реакция. Солнце будет светить еще около 7 млрд. лет, пока весь водород не превратится в гелий. Тогда звезда вздуется, превратившись в красного гиганта, а потом сбросит наружные слои и станет белым карликом.

Сила света звезды по сравнению с Солнцем называется ее светимостью. Если говорят, что светимость звезды равна 5, то это значит, что она в действительности в 5 раз ярче Солнца, а если ее светимость обозначается 0,2, то она в 5 раз слабее Солнца. Есть звезды по силе света в 50 000 раз слабее Солнца и в миллион раз ярче его.

Звезды имеют разный цвет: голубоватый, белый, желтый, оранжевый и красный. Как установили ученые, цвет звезд соответствует температуре их поверхности. Голубоватые звезды самые горячие – температура на их поверхности составляет десятки тысяч градусов. У белых звезд температура около 10 000 К, у желтых (как наше Солнце) порядка 6 000 К и у красных – 3 000 К и ниже. Но это температура только на их поверхности, а в направлении к центру она растет и достигает миллионов и десятков миллионов градусов.

Характеристики звезд связаны между собой. Наибольший интерес представляет связь температуры и светимости. Незадолго до первой мировой войны американский астроном Ресселл и датский ученый Герцшпрунг независимо друг от друга построили диаграмму «Температура-светимость». Эту диаграмму иногда называют главной диаграммой астрономии.

Главная последовательность

Звезды располагаются на диаграмме Герцшпрунга – Ресселла определенными областями. 90% всех звезд составляют так называемую главную последовательность, идущую по диагонали из левого верхнего угла в правый нижний. Неудивительно – чем горячее звезда, тем она ярче. Но некоторые звезды не поддаются закономерностям этой последовательности. Так, самые массивные звезды-гиганты находятся в верхней части (холодные, но очень яркие благодаря огромным размерам), белые карлики – в нижней (имеют малую светимость, но могут быть очень горячими).

В ходе эволюции звезды перемещаются по диаграмме Герцшпрунга – Рессела и переходят из одной области в другую. Рассмотрим стадии эволюции звезд.

Эволюция звезд

Рождение звезд

Звезды образуются из газопылевых облаков. В месте неоднородности в результате всемирного притяжения образуется сгущение – протозвезда (будущая, рождающаяся звезда). Размеры протозвезды много больше Солнечной системы. Силы тяготения сжимают протозвезду. Внутри нее возрастают плотность и температура. Когда температура достигает 10 млн. градусов, начинается термоядерная реакция. (Термоядерная реакция – это реакция слияния ядер атомов. Она происходит при очень высоких температурах и сопровождается огромным выделением энергии). С этого момента стадия сжатия звезды прекращается: сила внутреннего давления газа уравновешивает силу тяготения. Звезда родилась. Рождение массивных звезд продолжается сотни тысяч лет, а звезд массой меньше солнечной – сотни миллионов лет. Примерно 5 млрд. лет назад так родилось Солнце.

Жизнь на главной последовательности

Внутри звезды идет термоядерная реакция сгорания водорода и превращения его в гелий. Темпы сгорания водорода очень высоки. Например, на Солнце каждую секунду сгорает 600 млн. тонн водорода. И такой темп Солнце может выдержать около 10 млрд. лет, поскольку имеет огромную массу.

На главной последовательности звезды проводят 90% всей своей жизни. Более массивные звезды живут на главной последовательности миллионы лет, а менее массивные – миллиарды. Меньшая продолжительность жизни массивных звезд связана с тем, что они имеют большую светимость и, значит, быстрее расходуются ядерное горючее.

Возраст ярких гигантов не превышает нескольких десятков миллионов лет, тогда как возраст слабых звезд-карликов может насчитывать миллиарды лет: первые гораздо быстрее расходуют свое ядерное топливо, чем вторые.

Жизнь в области красных гигантов

Когда запасы водорода истощаются, начинается резкое сжатие. Часть выделяющейся при этом гравитационной энергии переходит в теплоту. Давление, плотность, температура внутри звезды растут. Когда температура достигает 100 млн. градусов, начинается термоядерная реакция слияния атомов гелия в атомы углерода, затем кислорода, азота и т. д. , вплоть до элементов группы железа, обладающих, как известно, максимальной энергией. Сжатие приостанавливается, звезда становится похожей на слоеный пирог.

Синтез происходит в центральных областях, с выделением энергии, причем настолько быстрым, что для ее переноса, наружу наряду с излучением включается наиболее эффективный механизм – конвекция. Нагретые массы вещества поднимаются, отдают тепло во внешние слои, охлаждаясь, опускаются вниз, опять нагревается, и все вновь повторяется. При этом выделяется такая огромная энергия, что звезда раздувается до огромных размеров. Ее светимость растет, а температура поверхности уменьшается. При некоторых размерах наступает равновесие. Звезда превращается в красный гигант и начинает пульсировать.

Через 6-7 млрд. лет в недрах Солнца будет исчерпан весь водород, и примерно за 100 млн. лет Солнце превратится в красный гигант. Оно поглотит ближайшие планеты. Жизнь на Земле станет невозможной.

Предсмертная агония

Внешние слои звезды расширяются и звезды на этой стадии теряют устойчивость. Заезда колеблется по объему и светимости. Дальнейшее развитие проходит по одному из двух вариантов: 1. Пульсация усиливается, и раздувшаяся звезда сбрасывает свои внешние слои, образуя планетарную туманность, а от звезды останется маленькое раскаленное добела ядро – белый карлик. 2. Топливо выгорает, и термоядерные реакции, удерживающие ее внешние слои, прекращаются. Происходит коллапс звезды и образуется либо нейтронная звезда, либо черная дыра, сопровождаемая взрывом сверхновой.

Конечные стадии эволюции звезды

Заключительный этап жизни звезды целиком зависит от массы звезды.

• Мзвезды<1,2МСолнца - звезда превращается в белый карлик;

• 1,2МСолнца < Мзвезды < 2 МСолнца - звезда превращается в нейтронную звезду;

• М>2 МСолнца - звезда превращается в черную дыру.

Белые карлики – звезды размером порядка 10000 км и огромной плотности, порядка 1т/см3. Если бы мы имели горошину такой плотности и уронили ее на поверхность Земли, она пробила бы земной шар насквозь и вылетела с другой стороны. Внутренних источников энергии в белых карликах нет, и они светятся, медленно остывая, за счет запасенного в них тепла.

Белые карлики — это неактивные остатки звезд, похожих на Солнце, которые постепенно остывают и затухают. Они могут взрываться как сверхновые. По мнению астрономов Хойла и Фаулера, если белый карлик вращается вокруг другой звезды на близкой орбите, он может аккретировать (отсасывать) вещество со своего компаньона, увеличивая тем самым свою массу, центральную плотность и температуру до такой степени, что возможен взрывной синтез из углерода и кислорода. Термоядерные реакции должны вести себя как обычный огонь. Фронт горения может распространяться через звезду, оставляя за собой «ядерный пепел» (в основном никель). В каждый момент времени реакции синтеза должны идти в небольшом объеме, в основном, в тонком слое на поверхности пузырей, заполненных «пеплом» и плавающих в глубине белого карлика. Из-за своей низкой плотности пузыри могут всплывать к поверхности звезды.

В отличие от бомбы, у звезды нет оболочки, ограничивающей ее объем. В лаборатории невозможно воссоздать взрыв сверхновой, его можно наблюдать только в космосе.

Нейтронные звезды – звезды размером 15-20 км и плотностью порядка миллиардов тонн на кубический сантиметр. Они состоят из нейтронов – нейтральных частиц, входящих в состав ядра.

По мере того как масса железного ядра возрастает, оно сжимается все сильнее и сильнее. Сила притяжения в ядре становится настолько большой, что происходит коллапс – ядро под действием притяжения за считанные секунды катастрофически сжимается до размеров нескольких тысяч километров, его плотность в результате достигает гигантских величин.

В течение нескольких секунд сжатия большое железное ядро звезды превращается в нейтронное: электроны, приобретая большие скорости, сталкиваются с протонами ядер железа с образованием нейтронов. Внешние слои звезды, состоящие из более легких элементов, начинают падать на нейтронное ядро. Вещество при этом разгоняется до скорости, близкой к скорости света, и, ударившись о поверхность сверхплотного ядра, отскакивает от него. Поверхность звезды начинает расти, ее температура достигает 5000-10000 К. Из-за расширения оболочки плотность звезды сильно уменьшается, так что нейтроны спокойно покидают внутренние области звезды.

Затем скорость расширения оболочки звезды увеличивается до тысяч км в секунду, но температура поверхности не уменьшается, зато пропорционально растет светимость. Через несколько часов она уже так велика, что вещество звезды плавится. В максимуме она достигает нескольких миллиардов светимостей Солнца. Неожиданное появление такой яркой звезды и есть явление сверхновой. В течение первых ста дней светимость звезды убывает. Затем она распадается на отдельные сгустки. По прошествии нескольких сотен лет расширяющаяся оболочка сверхновой становится прозрачной для излучения ядра. Ядро теперь представляет собой быстро вращающуюся нейтронную звезду.

Нейтронные звезды очень быстро вращаются (один оборот за время порядка одной секунды) и обладают мощнейшими магнитными полями (в миллиарды раз больше, чем на Солнце).

Черные дыры

Для звезд массой больше 2-3 масс Солнца физика не знает сил, которые могли бы сдержать гравитационное сжатие. Происходит неограниченное сжатие (коллапс) звезды. В процессе коллапса наступает момент, когда даже луч света не способен выйти из черной дыры. Поверхность, за которой все события пропадают из виду, называют горизонтом событий. Никакой информации из области, находящейся за горизонтом событий (могилы информации), получить нельзя. Звезда, ушедшая за горизонт событий, продолжает сжиматься и прекращает свое существование в центре черной дыры. Эту точку называют сингулярностью.

Существование черных дыр было предсказано на основе общей теории относительности Альберта Эйнштейна. Непосредственно наблюдать их нельзя. Однако, как человека-невидимку можно обнаружить по его действиям, так и черные дыры – по эффектам, с ними связанными. Так, если черная дыра входит в состав двойной звезды (две звезды, обращающиеся вокруг одной точки – центр масс), то газ соседней звезды засасывается гравитационным полем черной дыры. Газ с поверхности обычной звезды будет непрерывно падать на черную дыру, пока не образуется вокруг нее диск. Газ в этом диске разогревается до огромной температуры – 10 миллионов градусов и излучает в рентгеновском диапазоне. Это излучение можно обнаружить.

Экспериментальное подтверждение теории эволюции звезд

23 февраля 1987 года зарегистрирована сверхновая звезда в Большом Магелановом Облаке (созвездие Золотой Рыбы) – самом большом спутнике нашей Галактики. Ее назвали Грандиозной Сверхновой, поскольку она была видна невооруженным глазом. Сверхновая звезда – это взрывающаяся, коллапсирующая звезда. За 10 секунд коллапса Грандиозная Сверхновая излучила в 100 раз больше энергии, чем Солнце за 10 миллиардов лет своей жизни. Вспышка произошла на расстоянии 160 тысяч световых лет от нас, т. е. 160 тысяч лет назад. На основе теории эволюции звезд удалось предсказать, что на месте Сверхновой должна образоваться нейтронная звезда, и предположить ее характеристики. И действительно, в январе 1989 года в месте взрыва был обнаружен пульсар (импульсы следовали 2000 раз в секунду) – нейтронная звезда. Предсказанные астрономами характеристики и данные наблюдений в хорошем приближении совпали.

Другие виды звезд

Квазары

Радиоастрономы открыли радиогалактики и удивительные объекты – квазары. Радиогалактики - это галактики, обладающие исключительно мощным радиоизлучением, превосходящим видимое излучение.

Квазары (сокращение, обозначающее «подобные звездам») – объекты неизвестной, загадочной природы. На небе они видны как звезды, но расположены на расстоянии порядка миллиардов парсек (1 парсек = 3026 световых года) и удаляются от нас огромными скоростями – около 1 млрд. км в час. Это объекты необычайно большой светимости: 1 квазар светит ярче, чем 100 галактик, состоящих из миллиардов звезд. Свет, который доходит до нас от квазаров, был излучен еще до рождения Солнечной системы. На сегодня физике не известен источник энергии, который мог бы поддерживать такое сверхмощное излучение.

Предположительно, механизм выделения энергии в квазарах (и других типах активных ядер) связан с падением вещества на сверхмассивные черные дыры, существующие в ядрах большинства массивных галактик

Наличие мощного рентгеновского излучения квазаров и активных ядер галактик свидетельствует о происходящих там грандиозных процессах, связанных с нагревом газа до температуры порядка сотни миллионов градусов.

На сегодняшний день наиболее распространена точка зрения, согласно которой квазар - это сверхмассивная черная дыра, втягивающая в себя окружающее вещество (аккреция вещества). По мере приближения к черной дыре заряженные частицы разгоняются, сталкиваются, и это приводит к сильному излучению света. Если черная дыра при этом имеет мощное магнитное поле, то оно дополнительно закручивает падающие частицы и собирает их в тонкие пучки, джеты, разлетающиеся от полюсов.

Под действием мощных гравитационных сил, создаваемых черной дырой, вещество устремляется к центру, но движется при этом не по радиусу, а по сужающимся окружностям - спиралям. При этом закон сохранения момента импульса заставляет вращающиеся частицы двигаться все быстрее по мере приближения к центру черной дыры, одновременно собирая их в аккреционный диск, так что вся «конструкция» квазара чем-то напоминает Сатурн с его кольцами. В аккреционном диске скорости частиц очень велики, и их столкновения порождают не только энергичные фотоны (рентгеновское излучение), но и другие длины волн электромагнитного излучения.

При столкновениях энергия частиц и скорость кругового движения уменьшаются, они потихоньку приближаются к черной дыре и поглощаются ею. Другая часть заряженных частиц направляется магнитным полем к полюсам черной дыры и вылетает оттуда с огромной скоростью. Так образуются наблюдаемые учеными джеты, длина которых достигает 1 млн. световых лет. Частицы в джете сталкиваются с межзвездным газом, излучая радиоволны. В центре аккреционного диска температура относительно невысокая, она достигает 100 000 К. Эта область излучает рентгеновские лучи. Чуть дальше от центра температура еще немного ниже - примерно 50 000 К, там излучается ультрафиолет. С приближением же к границе аккреционного диска температура падает и в этой области происходит излучение электромагнитных волн все большей длины, вплоть до инфракрасного диапазона.

Пульсары

Пульсирующие радиоисточники были открыты в 1968 г. и получили название пульсаров.

Очень короткие периоды пульсаров послужили первым и самым веским аргументом в пользу интерпретации этих объектов как вращающихся нейтронных звезд. Звезда со столь быстрым вращением должна быть исключительно плотной. Действительно, само ее существование возможно лишь при условии, что центробежные силы, связанные с вращением, меньше сил тяготения, связывающих вещество звезды. Центробежные силы не могут разорвать звезду, если центробежное ускорение на экваторе меньше ускорения силы тяжести

Столь компактными, сжатыми до такой высокой степени могут быть лишь нейтронные звезды: их плотность действительно близка к ядерной. Этот вывод подтверждается всей пятнадцатилетней историей изучения пульсаров.

Как мы сейчас увидим, из-за этого и возникает эффект пульсаций излучения, эффект маяка.

По своей структуре, т. е. по геометрии силовых линий, магнитное поле пульсара похоже, как можно ожидать, на магнитное поле Земли или Солнца: у него имеются два полюса, из которых в разные стороны расходятся силовые линии. Такое поле называют дипольным.

Вещество, аккрецируемое нейтронной звездой, - это звездный ветер, оно ионизовано, и поэтому взаимодействует при своем движении с ее магнитным полем. Известно, что движение заряженных частиц поперек силовых линий поля затруднено, а движение вдоль силовых линий происходит беспрепятственно. По этой причине аккрецируемое вещество движется вблизи нейтронной звезды практически по силовым линиям ее магнитного поля. Магнитное поле нейтронной звезды как бы создает воронки у ее магнитных полюсов, и в них направляется аккреционный поток. Благодаря этому нагрев поверхности нейтронной звезды оказывается неравномерным: у полюсов температура значительно выше, чем на всей остальной поверхности. Горячие пятна у полюсов имеют, согласно расчетам, площадь около одного квадратного километра; они и создают главным образом излучение звезды - ведь светимость очень чувствительна к температуре – она пропорциональна температуре в четвертой степени.

Как и у Земли, магнитная ось нейтронной звезды наклонена к ее оси вращения. Из-за этого возникает эффект маяка: яркое пятно то видно, то не видно наблюдателю. Излучение быстро вращающейся нейтронной звезды представляется наблюдателю прерывистым, пульсирующим.

Заключение

Одна из самых больших проблем нашего времени – как лучше использовать источники энергии на Земле, ведь их ресурс ограничен! Однако во Вселенной имеются объекты, для которых с точки зрения энергетики наши проблемы кажутся смешными. Как устроены эти объекты – загадка для современной науки, к тому же одна из самых трудных, которую надеюсь, человечество скоро разгадает

Комментарии


Войти или Зарегистрироваться (чтобы оставлять отзывы)