Реферат: Эволюция взглядов о рождении звёзд - текст реферата. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Реферат

Эволюция взглядов о рождении звёзд

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 453 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

19 Эволюция взглядов о рождении звёзд Содержание Введение 2 1.Рожден ие звёзд 3 1.1.Эволюция взг лядов о рождении звёзд 3 1.2.Из чего образуются звёзды ? 6 1.3.Жизн ь черного облака 8 1.4.Облако становится звёздой 9 2.Основные з вездные характеристики 10 2.1.Светимость и расстояние до звёзд 10 2.2.Спектры звёзд и их химический состав 11 2.3.Температура и масса зв ёзд 12 2.4.Связь основных звёздных величин 13 2.5.Молодые звёздные коллективы 13 3.Как устроена звезда и как она живёт 15 4.Взрыва ющиеся звёзды 18 4.1.Новые звёзды 20 4.2.Сверхновые звёзды 22 5. Конец жизненного пути звез ды 25 5.1.Белые карлики, или будущ ее Солнца 25 5.2.Нейтронные звёзды 27 5.3.Чёрные дыры 28 Заключ ение 29 Литература 31 Введение Звёзды… Они восходили над динозаврами , над Великим Оледенением , над строящимися ег ипетскими пирамидами . Одни и те же звёзды ук азывали путь финикийским мореплавателя м и каравеллам Колумба , созерцали с высоты Столетнюю войну и взрыв ядерной бомбы в Хиросиме . Одним людям виделись в них глаза богов и сами боги , другими - сер ебряные гвозди , вбитые в хрустальный купол небес , третьим – отверстия , через которые струится небесный свет. Постоянство и непознаваемость звёзд наши предки считали непременными условиями сущест вования мира . Древние египтяне полагали , что , когда люди разгадают природу звёзд , наступи т конец света . Другие народы вери ли , что жизнь на Земле прекратится , как тол ько созвездие Гончих Псов догонит Большую Медведицу . Наверное , для них очень важно было сознавать , что в этом неверном и изменчивом мире остаётся что-то неподвластное времени. Не удивительно , что любые изменения в мире звёзд издавна считались предвестн иками значительных событий . Согласно Библии , в незапно вспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа , а другая звезда – Полынь – будет знаком конца свет а. В течение многих тысячелетий астрологи сверяли по звёздам жизни отдельных лю дей и целых государств , хотя и предупрежда ли при этом , что роль звёзд в предначе ртании судьбы велика , но не абсолютна . Звё зды советуют , а не приказывают , говорили о ни. Но шло время , и люди стали всё чаще смотреть на звезды с друг ой , менее романтической точки зрения . Антуан де Сент-Экзюпери сказал об этом : «Вы проинте грировали орбиту звезды , о жалкий род иссл едователей , и звезда перестала быть для ва с живым светилом» [1] . Действительно , звёзды стали рассм атриваться как физические об ъекты , для описания которых вполне достаточно известных законов природы. Астрономы не в состоянии проследит жи знь одной звезды от начала и до конца . Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не толь ко одного человека , но и все го чел овечества . Однако учёные могут наблюдать мног о звёзд , находящихся на самых разных стади ях своего развития , - только что родившиеся и умирающие . По многочисленным звездным пор третам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написат ь её биографию. РОЖДЕНИЕ ЗВЁЗД Эволюция взглядов о рождении звезд. Рождение звёзд – процесс таинственный , скрытый от наших глаз , даже вооруженных телескопом . Лишь в середине ХХ в . астрон омы поняли , что не все звёзды родились одновременно в далёкую эпоху формировани я Галактики , что и в наше время появля ются молодые звезды . В 60 - 70-е гг . была соз дана самая первая , ещё очень грубая теория образования звёзд . Позднее новая наблюдатель ная техника – инфракрасные телескопы и р адиотелескопы миллиметрового диап а зона – значительно расширила наши знания о зарождении и формировании звёзд . А началось изучение этой проблемы ещё во времена Коперника , Галилея и Ньютона. Создав теорию всемирного тяготения , Исаак Ньютон подтолкнул многих любознательных люде й к размышлен иям о причинах эволюции небесных тел . Один из образованных и честолюбивых священников , доктор Ричард Бентли , стремившийся использовать научные достижения д ля обоснования бытия Бога , детально изучал труды Ньютона и время от времени обращ ался к великому физ и ку с вопр осами. В одном из писем Бентили спросил , не может ли сила тяготения объяснить прои схождение звёзд . Ньютон стал размышлять на эту тему и в ответном послании молодом у священнику от 10 декабря 1692 г . изложил свой взгляд на возможность гравитационног о скучивания космического вещества : «…Если бы это вещество было равномерно распределению по бесконечному пространству , оно никогда н е могло бы объединиться в одну массу , но часть его сгущалась бы тут , а друга я там , образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных друг то друга п о всему этому бесконечному пространству . Имен но так могли образовываться Солнце и непо движные звёзды…». С того времени идея Ньютона почти никем и никогда не оспаривалась . Но пон адобилось три столетия , чтобы великая догадка стала надёжной теорией , прочно опирающе йся на наблюдения. Что имел в виду Ньютон , говоря о веществе , распределённом в пространстве ? Действ ительно , межзвёздное вещество было открыто ср азу после изобретения телескопа. Газовые облака выглядят на небе как туманные пятнышки . Н. Пейреск в 1612 г . впе рвые упомянул о Большой туманности Ориона . По мере совершенствования телескопов были обнаружены и другие туманные пятна . В ката логе Шарля Мессье (1783 г .) их описано 103, а в списках Уильяма Гершеля (1818 г .) отмечено уже 2500 объектов «не звёздного вида» . Наконец , в «Новом общем каталоге туманностей и звёздных скоплений» Джона Дрейера (1888 г .) значится 7840 незвёздных объектов. В течение трёх столетий туманности , ос обенно спиральные , считались сравнительно близким и образо ваниями , связанными с формировани ем звёзд и планет . Гершель , например , был абсолютно уверен , что он не только нашё л множество облаков дозвёздного вещества , но даже собственными глазами видит , как это вещество под действием тяготения постепенно изменяет св о ю форму и конден сируется в звёзды. Как позже выяснилось , некоторые туманност и действительно связаны с рождением звёзд . Но в большинстве случаев светлые туманные пятна оказались не газовыми облаками , а очень далёкими звёздными системами . Так ч то оптимизм а строномов был преждевременны м и путь к тайне рождения звёзд предс тоял ещё долгий. В игру вступают физики . К середине Х I Х в . физики могли применить к звёздам газовые законы и закон сохранения энергии . С одной с тороны , они поняли , что звёзды не могут светить вечно . Источник их энергии ещ ё не был найден , но , каким бы он ни оказался , всё равно век звезды отмерен и на смену старым должны рождаться нов ые звёзды. С другой стороны , те яркие и горяч ие облака межзвёздного газа , которые смогли обнаружить астрономы в с вои телескопы , явно не устраивали физиков как предполаг аемое вещество будущих звёзд . Ведь горячий газ стремится расширяться под действием вн утреннего давления . И физики не были увере ны , что гравитация сможет победить давление газа. Итак , что же победит – давление или гравитация ? В 1902 г . молодой английский физик Джеймс Джинс впервые исследовал ур авнения движения газа с учётом гравитации и нашёл , что они имеют два решения . Если масса газа и его тяготение слабо , а нагрет он достаточно сильно , то в нём расп р остраняются волны сжатия и разрежения – обычные звуковые колебан ия . Но если облако газа массивное и хо лодное , то тяготение побеждает газовое давлен ие . Тогда облако начинает сжиматься как це лое , превращаясь в плотный газовый шар – звезду . Критические значе н ия масс ы ( M J ) и размера ( R J ) облака , при которых оно теряет устойчивость и начинает неудержимо сжиматься – коллапсировать , с тех пор называют д жинсовскими. Однако во времена Джинса и даже г ораздо позже астрономы не могли указать т от газ , из которого формир уются звёзды . Пока они искали дозвёздное вещество , физ ики наконец поняли , почему звёзды светят . Исследования атомного ядра и открытие термояд ерных реакций позволили объяснить причину дли тельного свечения звёзд. Характеристики основных состояний межзвёздно го газа [3] Т ип газа Год открытия Температура , К Плотность , атом /см 3 M J в массах Солнца R J , пк Т ёплый 1921 8000 0,25 1 108 2 10 3 П рохладный 1950 80 40 2 10 3 7 Горячий 1970 3 10 5 0,002 5 10 11 2 10 5 Холодный 1975 10 10 3 4 0,3 Оказалось , что чем массивнее звезда , т ем ярче она светит и , значит , быстрее с жигает своё термоядерное горюче е . Максима льный возраст массивных звёзд спектральных кл ассов О и В составляет 10-30 млн . лет . Это очень мало в сравнении с возрастом д ругих объектов Галактики . Следовательно , эти з вёзды родились совсем недавно и не могли далеко уйти от места своего рожден и я . Одно из таких мест – туманность Ориона , где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд . На снимках 1947г . в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов . К 1954г . некоторые из них стали продолговатыми , а к 1959г . эти п р одолговатые о бразования распались на отдельные звёзды . Впе рвые в истории человечества люди наблюдали рождение звёзд , буквально на глазах этот беспрецедентный случай показал астрономам , что звёзды могут рождаться за короткий интер вал времени , и казавшиеся р анее странными рассуждения о том , что звёзды об ычно возникают в группах , или звёздных ско плениях , оказались справедливыми. Из чего образуются звёзды ? Ещё Гершель обнаружил на фоне Млечног о Пути тёмные провалы , которые он называл «дырами в небесах» . В кон це XIX в . на Л икской обсерватории (США ) астроном Эдуард Барн ард начал систематическое фотографирование неба . К 1913 г . он нашел около 200 тёмных туманно стей . По его мнению , они представляли собо й облака поглощающей свет материи , а вовсе не промежутки между звёздами , как с читал Гершель. Это предположение подтвердилось . Когда ря дом с облаком межзвёздного газа или внутр и него горячей звезды , газ остаётся холодн ым и не светится . Если бы облако содер жало только газ , его могли бы и не заметить . Но помимо газа в м ежзвёзд ной среде в небольшом количестве (около 1% п о массе ) есть мелкие твёрдые частицы – пылинки размерами около 1 мкм и меньше , к оторые поглощают свет далёких звёзд . Потому-то холодное облако и кажется тёмным «провал ом в небесах» . Детальное изучение Мле ч ного пути показало , что очень часто такие «провалы» встречаются в областях звё здообразования , подобных туманностей Ориона. В 1946 г . американский астроном Барт Бок обнаружил на фоне светлых туманностей NGC 2237 в Единороге и NGC 6611 в Щите маленькие чёрны е пятна , которые назвал глобулами . Размер их от 0,01 до 1 пк . Они ослабляют свет лежащи х за ними звёзд в десятки и сотни раз . Это значит , что вещество глобул в тысячи раз плотнее окружающего их газа . И х масса оценивается в пределах от 0,01 до 100 масс Сол н ца. После открытия глобул появилось убеждение , что сжимающиеся облака дозвёздной материи уже найдены , что они-то и являются непос редственными предшественниками звёзд . Но вскоре стала очевидной поспешность такого заключения. Дело в том , что оптические телес копы не дают полного представления о межзвёздной среде : с их помощью мы ви дим лишь горячие облака , нагретые массивными звёздами (как туманность Ориона ), или мале нькие тёмные глобулы на светлом фоне . И те и другие – довольно редкие образов ания . Только соз д анные в 50-е го ды радиотелескопы позволили обнаружить по изл учению в линии 21 см атомарный водород , запо лняющий почти всё пространство между звёздами . Это очень разреженный газ : примерно од ин атом в кубическом сантиметре пространства (по меркам земных лабо раторий - – высо чайший вакуум !). Но поскольку размер Галактики огромен , в ней набирается около 8 млрд . солнечных масс межзвёздного газа , или примерн о 5% от её полной массы . Межзвёздный газ более чем на 67% (по массе ) состоит из водорода , на 28% из гелия , и менее 5% приходится на все остальные элементы , самые обильные среди которых – кислород , углер од и азот. Межзвёздного газа особенно много вблизи плоскости Галактики . Почти весь он сосред оточен в слое толщиной 600 световых лет и диаметром около 30 кпк , или 1 00 тыс . свет овых лет (это диаметр галактического диска ). Но и в таком тонком слое газ распр еделён неравномерно . Он концентрируется в спи ральных рукавах Галактики , а там разбит на отдельные крупные облака протяженностью в парсеки и даже в десятки парсек , а массой в сотни и тысячи масс Солнца . Плотность газа в них порядка 100 атомов на кубический сантиметр , температура около -200°С . Оказалось , что критические масса и радиус Джинса при таких условиях поч ти совпадают с массой и радиусом самих облаков , а это з н ачит , что о ни готовы к коллапсу . Но главное открытие было ещё впереди. Астрономы подозревали , что при относитель но высокой плотности и низкой температуре , царящей в межзвёздных облаках , часть вещест ва должна объединяться в молекулы . В этом случае важнейшая часть межзвёздной сре ды недоступна наблюдениям в оптическом диапаз оне. Начавшиеся в 1970 г . ультрафиолетовые наблюде ния с ракет и спутников позволили открыть главную молекулу межзвёздной среды – мо лекулу водорода (Н 2 ). А при наблюдении межзвёздного п ростр анства радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового диапазонов были обнаружены д есятки других молекул , порой довольно сложных , содержащих до 13 атомов . В их числе мол екулы воды , аммиака , формальдегида , этилового с пирта и даже аминокислоты глицерина. Ка к выяснилось , около половины меж звёздного газа содержится в молекулярных обла ках . Их плотность в сотни раз больше , ч ем у облаков атомарного водорода , а темпер атура всего на несколько градусов выше аб солютного нуля . Именно при таких условиях возникают неус т ойчивые к гравитационн ому сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца , и становится возможным формирование звёзд. Ближайшие к нам области звёздообразования – это тёмные облака в созвездиях Те льца и Змееносца . Подальше расположен огромн ый комплекс облаков в Орионе. Жизнь черного облака Молекулярные облака устроены значительно сложнее , чем знакомые нам облака водяного пара в земной атмосфере . Снаружи молекулярное облако покрыто толстым слоем атомарного газа , поскольку проникающее туда и злучени е звёзд разрушает хрупкие молекулы . Но нах одящаяся в наружном слое пыль поглощает и злучение , и глубже , в тёмных недрах облака , газ почти полностью состоит из молекул. Структура облаков постоянно изменяется по д действием взаимных столкновений , нагрев а звёздным излучением , давления межзвёздных м агнитных полей . В разных частях облака пло тность газа различается в тысячу (во столь ко же раз вода плотнее комнатного воздуха ). Когда плотность облака (или отдельной ег о части ) становится настолько большой , что гравитация преодолевает газовое давл ение , облако начинает неудержимо коллапсировать . Размер его уменьшается всё быстрее и б ыстрее , а плотность растёт . Небольшие неодноро дности плотности в процессе коллапса усиливаю тся , и в итоге облако фрагментирует , т.е. распадается на части , каждая из которых продолжает самостоятельное сжатие. При коллапсе возрастают температура и давление газа , что препятствует дальнейшему увеличению плотности . Но пока облако прозра чно для излучения , оно легко остывает и сжатие не прекра щается . Большую роль в дальнейшем играет космическая пыль . Хотя по массе она составляет всего 1% межзвёздн ого вещества , это очень важный его компоне нт . В тёмных облаках пылинки поглощают эне ргию газа и перерабатывают её в инфракрас ное излучение , которое л е гко покид ает облако , унося излишки тепла . Наконец и з-за увеличения плотности отдельных фрагментов облака газ становится менее прозрачным . Ост ывание затрудняется , и возрастающее давление останавливает коллапс . В будущем из каждого фрагмента образуется звез д а , а все вместе они составляют группу молодых звёзд в недрах молекулярного облака. Коллапс плотной части облака в звезду , а чаще – в группу звёзд продолжаетс я несколько миллионов лет (сравнительно быстр о по космическим масштабам ). Новорожденные звё зды разо гревают окружающий газ , и под действием высокого давления остатки облака разлетаются . Именно этот этап мы видим в туманности Ориона . Но по соседству с ней продолжается формирование будущих поколе ний звёзд . Для света эти области совершенн о непрозрачны и на б людаются тольк о с помощью инфракрасных и радиотелескопах. Облако становится звездой Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах тёмных облако в , так что этот процесс практически недост упен прямому наблюдению . Астрофизики пытаются исследов ать его теоретически , с помощью компьютерного моделирования . Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий : температура веще ства возрастает примерно в 10 6 раз , а плотность – в 10 20 раз . Колоссальные изменения всех характеристик формирующейся звезды составляют главную труд ность теоретического рассмотрения её эволюции . На стадии подобных изменений исходный объе кт уже не облако , но ещё и не звез да . Поэтому его называют протозвездой (от греч . «протос» – «первый» ). В общих чертах эволюцию протозвезды м ожно разделить на три этапа , или фазы . Первый этап – обособление фрагмента облака и его уплотнение – мы уже рассмотре ли . Вслед за ним наступает этап быстрого сжатия . В его начале радиус протозвезды примерно в миллион раз больше солн ечного . Она совершенно непрозрачна для видимо го света , но прозрачна для инфракрасного и злучения с длиной волны больше 10 мкм . Излуч ение уносит излишки тепла , выделяющегося при сжатии , так что температура не повышается и давление газа не пре п ятств ует коллапсу . Происходит быстрое сжатие , практ ически свободное падение вещества к центру облака. Однако по мере сжатия протозвезда дел ается всё менее прозрачной , что затрудняет выход излучения и приводит к росту тем пературы газа . В определённый момен т п ротозвезда становится практически непрозрачной д ля собственного теплового излучения . Температура , а вместе с ней и давление газа б ыстро возрастают , сжатие замедляется. Повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества . При температу ре в несколько тысяч градусов молекул ы распадаются на отдельные атомы , а при температуре около 10 тыс . градусов атомы иони зируют , т.е . разрушаются их электронные оболочк и . Эти энергоёмкие процессы на некоторое в ремя задерживают рост температуры , но затем о н возобновляется . Протозвезда быстро достигает состояния , когда сила тяжести п рактически уравновешена внутренним давлением газ а . Но поскольку тепло всё же понемногу уходит наружу , а иных источников энергии , кроме сжатия , у протозвезды нет , она про должает п отихоньку сжиматься и темп ература в её недрах всё увеличивается. Наконец температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов , и начинаются термоядерные реакции . Выделяющееся п ри этом тепло полностью компенсирует охлажден ие протозвезды с поверхности . Сжатие пре кращается . Протозвезда становится звездой. Основные звездные хар актеристики Чтобы любоваться звёздным небосводом , сов сем не обязательно описывать все звёзды и выяснять их физические характеристики – они красивы сами по себе . Но если рассматривать звёзды как природные объекты , естественный путь к их познанию лежит через измерения и сопоставление свойств. Светимость и расстояние до звезд Прежде всего надо понять , что звезды , за р едчайшим исключением , наблюдаются как "точечные " источники излучения . Это озна чает , что их угловые размеры очень малы . Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных " дисков . По дчеркиваю слово "реальных ", так как благодаря чисто инс т рументальным эффектам , а главным образом неспокойностью атмосферы , в фокальной плоскости телескопов получается "л ожное " изображение звезды в виде диска . Уг ловые размеры этого диска редко бывают ме ньше одной секунды дуги , между тем как даже для ближайших з в езд они должны быть меньше одной сотой доли се кунды дуги. Итак , звезда даже в самый большой телескоп не может быть , как говорят астрон омы , "разрешена ". Это означает , что мы можем измерять только потоки излучения от звез д в разных спектральных участках . Мер о й величины потока является звездная величина. Светимость определяется , если известны ви димая величина и расстояние до звезды . Есл и для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами , то расстояние до звезд определить не так просто . Для сравнительно близких звезд , удаленных на расстояние , не превышающие нес кольких десятков парсек , расстояние определяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом , заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смеще н ий звезд при их наблюдении с разн ых точек земной орбиты , то есть в разн ое время года . Этот метод имеет довольно большую точность и достаточно надежен . Од нако для большинства других более удаленных звезд он уже не годится : слишком малы е смещения положения з везд надо измерять - меньше одной сотой доли секунды дуги ! На помощь приходят другие методы , значительно менее точные , но тем не менее достаточно надежные . В ряде случаев абсол ютную величину звезд можно определить и н епосредственно , без измерения расстоян и я до них , по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения. Спектры звезд и их химический состав Исключительно богатую информацию дает изу чение спектров звезд . Уже давно спектры по давляющего большинства звезд разделены на кла с сы . Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько то чна , что позволяет определить спектр с точ ностью до одной десятой класса . Например , часть последовательн о сти звездных спе ктров между классами B и А обозначается ка к В 0, В 1 . . . В 9, А 0 и так далее . Спектр звезд в первом приближении похож на сп ектр излучающего "черного " тела с некоторой температурой Т . Эти температуры плавно меня ются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М . В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра , недоступную для наблюдения с поверхности земли . Од н ако в последние десятилетия были запущены специализированные искусственные спутн ики земли ; на их борту были установлены телескопы , с помощью которых оказалось возм ожным исследовать и ультрафиолетовое излучение. Характерной особенностью звездных спектров яв ляется еще наличие у них огромно го количества линий поглощения , принадлежащих различным элементам . Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Химический состав наружных слоев звезд , откуда к нам "н епосредственно " приходит их излучение , характеризуется полным преобла данием водорода . На втором месте находится гелий , а обилие остальных элементов достато чно невелико . Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходиться тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислород а , немного меньше углерода и азота и в сего лишь один атом железа . Обилие остальн ых элементов совершенно ничтожно . Без преувел ичения можно сказать , что наружные слои зв езд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой приме с ью более тяжелы х элементов. Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет . Горячие зве зды спектральных классов О и В имеют голубой цвет ; звезды , сходные с нашим Солн цем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми , звез ды же спектральных класс ов К и М - красные . В астрофизике имеет ся тщательно разработанная и вполне объективн ая система цветов . Она основана на сравнен ии наблюдаемых звездных величин , полученных ч ерез различные строго эталонированные светофильт ры . Количест в енно цвет звезд харак теризуется разностью двух величин , полученных через два фильтра , один из которых пропус кает преимущественно синие лучи ("В "), а друг ой имеет кривую спектральной чувствительности , сходную с человеческим глазом ("V"). Техника из мерений ц в ета звезд настолько выс ока , что по измеренному значению B-V можно оп ределить спектр звезды с точностью до под класса . Для слабых звезд анализ цветов - ед инственная возможность их спектральной классифик ации. Температура и масса зв езд Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее по верхности . Так как звезды излучают приблизите льно как абсолютно черные тела соответствующе й температуры , то мощность , излученная единице й их поверхности , определяет ся из зако на Стефана - Больцмана : В = Т 4 , где =5,6 10 -5 - пос тоянная Стефана . Мощность излучения всей пове рхности звезды , или ее све тимость , оче видно , будет равна (*), где R - радиус звезды . Таким образом , для определения радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности. Нам остается определить е ще одну , едва ли не самую важную характеристику звезды - ее массу . Надо сказать , что эт о сделать не так то просто . А главное существует не так уж много звезд , для которых имеются надежные определения их масс . Последние легче всего определить , если звезды о бразуют двойную систему , для которой большая полуось орбиты а и период обращения Р известны . В этом слу чае массы определяются из третьего закона Кеплера , который может быть записан в с ледующем виде : здесь М 1 и М 2 - массы компонент сист емы , G - постоянная в законе всемирного тяготени я Ньютона . Уравнение дает сумму масс компо нент системы . Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей , то их массы можно определить отдельно . К сожале ни ю , только для сравнительно небольшого количес тва двойных систем можно таким образом оп ределить массу каждой из звезд. В сущности , астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методо м прямого и независимого определения массы (то есть не в ходящей в состав к ратных систем ) изолированной звезды . И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной . Если бы такой метод существов ал , прогресс наших знаний был бы значитель но более быстрым . В такой ситуации астроно мы молчаливо принимаю , ч т о звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы . Последние же определяются только для двойных систем . Утверждение , ч то одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу , как и ее "сестра ", входящая в состав двойной сист е мы , всегда следует принимать с некоторой осторожностью. Связь основных звездных величин Итак , современная астрономия располагает методами определения основных звездных характери стик : светимости , поверхностной температуры (цвета ) , радиуса , химического состава и массы . Возникает важный вопрос : являются ли эти характеристики независимыми ? Оказывается , нет . Прежде всего имеется функциональная зависимост ь , связывающая радиус звезды , ее болометрическ ую светимость и поверхностную темпе р атуру . Эта зависимость представляется про стой формулой ( * ) и является тривиальной . Наряду с этим , однако , давно уже была обнаруж ена зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом (или , что фактически одно и то же - цветом ). Эту зависимост ь эмпирически установили (независимо ) на большом статистическом материале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рессел ( рис .1). Молодые звёздные коллективы Большой интерес представляют не только индивидуальные молодые звёзды , но и и х коллективы . Молодые звёзды сконцентрированы вблизи экваториальной плоскости Галактики , что совсем не удивительно : именно там находится слой межзвёздного газа . На нашем небосвод е молодые звёзды большой светимости и наг ретые ими газо в ые облака пролегли полосой Млечного Пути . Но если тёмной летней ночью внимательно посмотреть на неб о , можно заметить , что в Млечном Пути в ыделяются отдельные «звёздные облака» . Насколько они реальны и какую ступень в эволюц ии вещества отражают ? Эти обширн ы е группировки молодых звёзд получили название звёздные комплексы . Их характерные размеры – несколько сот парсек. Исторически первыми были обнаружены и исследованы более компактные группы молодых звёзд – рассеянные скопления , подобные Пле ядам . Эти сравнител ьно плотные группы из нескольких сот или тысяч звёзд , связанн ых взаимной гравитацией , успешно противостоят разрушающему влиянию гравитационного поля Галакт ики . Их происхождение не вызывает споров : предками таких скоплений являются плотные ядр а межзвёздных молекулярных облаков . Ра ссеянные скопления понемногу теряют свои звёз ды , но всё же живут довольно долго : в среднем около 500 млн . лет , а иногда и несколько миллиардов. Часто молодые плотные скопления окружены разреженной короной из таких же молодых звёзд . Нередко подобные короны встречаю тся сама по себе , без центрального скоплен ия . Их называют звёздными ассоциациями. Обычно на фоне Млечного Пути выделяют ся лишь массивные и яркие члены ассоциаци и – звёзды спектральных классов О и В . Поэтому такие группировки именуются О В-ассоциациями . У некоторых из них замечены признаки расширения со скоростью 5-10 км /с , которое началось с самого рождения звёзд . Причина расширения , вероятно , в том , что массивные горячие звёзды сразу после своего появления разогревают окружа ю щий газ и изгоняют его из области звёздооб разования . С уходом газа эти области лишаю тся 70-95% своей массы и уже не могут удер жать быстро движущиеся звёзды , которые вслед за газом покидают место своего рождения. Ассоциации недолговечны через 10-20 млн . лет они расширяются до размера более 100 пк и их уже невозможно выделить среди звёзд фона . Это создаёт иллюзию , что асс оциации – редкие группировки звёзд . В дей ствительности они рождаются не реже скоплений , просто разрушаются быстрее. 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 стары е умирают . Чтобы понять , как эволюционирует звезда , как меняются с течением времени её внешние параметры – размер , светимо сть , масса , необходимо проанализировать пр оцессы , протекающие в недрах звезды . А для этого надо знать , как устроены эти не дра , каковы их химический состав , температура , плотность , давление . Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд – их атмосф еры . П р оникнуть в глубь даже б лижайшей звезды – Солнца – мы не мо жем . Приходится прибегать к косвенным методам : расчётам , компьютерному моделированию . При эт ом пользуются данными о внешних слоях , изв естными законами физики и механики , общими как для Земли , так и для звё здного мира. Условия в недрах звёзд значительно от личаются от условий в земных лабораториях , но элементарные частицы – электроны , прото ны , нейтроны – там те же , что и на Земле . Звёзды состоят из тех же химич еских элементов , что и наша планета . Поэто му к ним можно применять значения , полученные в лабораториях. Наблюдения показывают , что большинство зв ёзд устойчивы , т.е . они заметно не расширяю тся и не сжимаются в течение длительных промежутков времени . Как устойчивое тело зв езда может существовать тол ько в том случае , если все действующие на её ве щество внутренние силы уравновешиваются . Какие же это силы ? Звезда – раскалённый газовой шар , а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объём . Это стремление вызвано д авление газа и определяется его температурой и плотностью . В каждой точке внутри з везды действует сила давления газа , которая старается расширить звезду . Но в каждой точке ей противодействует другая сила – сила тяжести вышележащих слоев , пытающая с я сжать звезду . Однако ни рас ширения , ни сжатия не происходит , звезда у стойчива . Это означает , что обе силы уравн овешивают друг друга . А так как с глуб иной вес вышележащих слоёв увеличивается , то давление , а , следовательно , и температура возрастают к це н тру звезды. Звезда излучает энергию , вырабатываемую в её недрах . Температура в звезде распредел ена так , что в любом слое в каждый момент времени энергия , получаемая от нижел ежащего слоя , равняется энергии , отдаваемой сл ою вышележащему . Сколько энергии обра зует ся в центре звезды , столько же должно излучаться её поверхностью , иначе равновесие нарушится . Таким образом , к давлению газа добавляется ещё и давление излучения. Лучи , испускаемые звездой , получают свою в недрах , где располагается её источник , и продв игаются через всю толщу зве зды наружу , оказывая давление на внешние с лои . Если бы звёздное вещество было прозра чным , то продвижение это осуществлялось бы почти мгновенно , со скоростью света . Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излуче ния . Световые лу ч и поглощаются ато мами и вновь испускаются уже в других направлениях . Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную зигзагообразную кривую . Иногда он «блуждает» многие тысячи лет , пр ежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду. Излучение , покидающее поверхность звезды , качественно (но не количественно ) отличается от излучения , рождающегося в источнике зв ёздной энергии . По мере движения наружу дл ина волны света увеличивается . Поверхность Со лнца , например , излучает в основном световые и инфракрасные лу ч и , а в ег о недрах возникает коротковолновое рентгеновское и гамма-излучение . Давление излучения для Солнца и подобных ему звёзд составляет ли шь очень малую долю от давления газа , но для гигантских звёзд оно значительно. Оценки температуры и плотности в нед рах звёзд получают теоретическим путём , исходя из известной массы звезды и мощ ности её излучения , на основании газовых з аконов физики и закона всемирного тяготения . Определённые таким образом температуры в центральных областях звёзд составляют от 10 млн . г радусов для звёзд легче Со лнца до 30 млн . градусов для гигантских звёз д . Температура в центре Солнца – около 15 млн . градусов. При таких температурах вещество в звё здных недрах почти полностью ионизировано . Ат омы химических элементов теряют свои электрон ны е оболочки , вещество состоит только из атомных ядер и отдельных электронов . По скольку поперечник атомного ядра в десятки тысяч раз меньше поперечника целого атома , то в объёме , вмещающем всего десяток целых атомов , могут свободно уместиться многи е миллиар д ы атомных ядер и от дельных электронов . При этом расстояния между частицами вопреки высокой плотности будут всё ещё велики по сравнению с их ра змерами . Вот почему вещество , плотность которо го в центре Солнца в 100 раз превышает п лотность воды , - более плот н ое , чем любое твёрдое тело на Земле – тем не менее обладает всеми свойствами идеальн ого газа. Строение звёзд зависит от массы . Если звезда в несколько раз массивнее Солнца , то глубоко в её недрах происходит ин тенсивное перемешивание вещества (конвекция ), п одобно кипящей воде . Такую область наз ывают конвективным ядром звезды . Чем больше звезда , тем большую её часть составляет конвективное ядро . Остальная часть звезды с охраняет при этом равновесие . Источник энерги и находится в конвективном ядре . По мере прев р ащения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает , а его объём уменьшается . Внешние же обл асти звезды при этом расширяются , она увел ичивается в размерах , а температура её пов ерхности падаёт . Горячая звезда – голубой гигант – постепенно п р евращается в красный гигант. Строение красного гиганта уже иное . Ко гда в процессе сжатия конвективного ядра весь водород превращается в гелий , температур а в центре повысится до 50-100 млн . градусов и начнется горение гелия . Он в результа те ядерных реакций превращается в углер од . Ядро горящего гелия окружено тонким сл оем горящего водорода , который поступает из внешней оболочки звезды . Следовательно , у кр асного гиганта два источника энергии . Над горящим ядром находится протяженная оболочка. В дальнейшем ядерн ые реакции созд ают в центре массивной звезды всё более тяжелые элементы , вплоть до железа . Синтез элементов тяжелее железа уже не приводит к выделению энергии . Лишенное источников энергии , ядро звезды быстро сжимается . Это может повлечь за собой взрыв – в с пышку сверхновой . Иногда при взрыве з везда полностью распадается , но чаще всего , по-видимому , остается компактный объект – нейтронная звезда или черная дыра. Вместе с оболочкой взрыв уносит в межзвездную среду различные химические элемент ы , образовавшиеся в недрах звезды за время её жизни . Новое поколение звезд , р ождающихся из межзвездного газа , будет содерж ать уже больше тяжелых химических элементов. Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы . Звезды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего неск олько миллионов лет . Если масса составляет две – три солнечных , срок жизни увеличивается до миллиарда лет. В звездах – карликах , массы которых меньше массы Солнца , конвективное ядро от сутствует . Водород в них горит , превращаясь в гелий , в центральной облас ти , не выделяющейся из остальной части звезды нал ичием конвективных движений . В карликах этот процесс протекает очень медленно , и они практически не изменяются в течение милл иардов лет . Когда водород полностью сгорает , они медленно сжимаются и за счет эне р гии сжатия могут существовать ещ ё очень длительное время. Солнце и подобные ему звезды представ ляют собой промежуточный случай . У Солнца имеется маленькое конвективное ядро , но не очень чётко отделённое от остальной части . Ядерные реакции горения водорода проте кают как в ядре , так и в его окрес тностях . Возраст Солнца примерно 4,5-5 млрд . лет . И за это время оно почти не измени ло своего размера и яркости . После исчерпа ния водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант , сбросить чрезмерно расш ирив ш уюся оболочку и закончить св ою жизнь , превратившись в белый карлик . Но это случится не раньше , чем через 5 мл рд . лет. Взрывающиеся звёзды Тот , кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь , имеет в своей жизни шанс обнаружить новую звезду , возникшую как бы на пустом месте . Блеск такой звезды постепенно увеличивается , достигает максимума и через несколько меся цев ослабевает настолько , что она становится невидимой даже вооруженным глазом , исчезает. Ещё более грандиозное , но чрезвычайно редкое небесное я вление , получившее назва ние сверхновой звезды , запечатлено во многих исторических летописях разных народов . Блеск сверхновой , вспыхивавшей тоже вроде бы на пустом месте , иногда достигал такой велич ины , что звезду было видно даже днём. Явления новых звезд б ыли обнаруже ны еще в глубокой древности . В ХХ в ., когда астрономические наблюдения приобрели ре гулярный характер , а вид звездного неба «п ротоколировался» на фотопластинках , стало ясно , что на месте «новых» звезд на самом деле находятся слабые звездочки . П р осто внезапно их блеск увеличивается до своего максимума и затем вновь уменьша ется до спокойного уровня . Более того , ока залось , что иногда явление новой звезды по вторяется более или менее регулярно на од ном и том же месте , т.е . одна и та же звезда по каки м -то причина м раз в сотни лет или чаще увеличивае т свою светимость. Иначе обстоит дело со сверхновыми . Есл и на их месте до начала вспышки и была заметна звезда (как , например , в случа е относительно яркой сверхновой 1987 г . в Бол ьшом Магеллановом Облаке ), то после вспыш ки она действительно исчезает , а сброшенная ею оболочка еще долгие годы наблюдается как светящаяся туманность. Исследования сверхновых звезд , вспыхнувших в нашей галактике , затрудняются тем , что эти небесные объекты чрезвычайно редко дос тупны н аблюдениям . За всю историю наук и их удалось увидеть всего несколько раз . Однако регулярные наблюдения множества друг их галактик приводят к ежегодному обнаружению до нескольких десятков сверхновых в дале ких звездных системах . Установлено , что в среднем в к а ждой галактике вспышк а сверхновой происходит раз в несколько д есятилетий . Причем в максимуме своего блеска она может быть столь же яркой , как остальные сотни миллиардов звезд галактики , вместе взятые . Самые далекие из известных ныне сверхновых находятся в галак тиках , расположенных в сотнях мегапарсек от Солнца. Как впервые предположили в 30-е гг . ХХ в . Вальтер Бааде и Фриц Цвикки , в результате взрыва сверхновой может образоватьс я сверхплотная нейтронная звезда . Эта гипотез а подтвердилась после открытия пу льсара – быстро вращающейся нейтронной звезды с периодом 33 миллисекунды – в центре изве стной Крабовидной туманности в созвездии Тель ца ; он возник на месте вспышки сверхновой 1054 г. Итак , явления новых и сверхновых звезд имеют совершенно различную природу . Как ово же современное представление о них ? Новые звезды. Во время вспышки блеск новой увеличив ается на 12-13 звездных величин , а выделяемая энергия достигает 10 39 Дж (такая энергия излучается Солн цем примерно за 100 тыс . лет ). До середины 50-х гг . при рода вспышек новых звезд оставалась неясной . Но в 1954 г . было обн аружено , что известная новая звезда DQ Геркулеса в ходит в состав тесной двойной системы с орбитальным периодом в несколько часов . В дальнейшем удалось установить , что все новы е звезды являю тся компонентами тесных двойных систем . В которых одна звезда – как правило , звезда главной последовательности типа нашего Солнца , а вторая – компа ктный , размером в сотую долю радиуса Солнц а , белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна , что н ормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа . Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик , образуя вокруг него аккреционный диск . Веще ство в диске тормозится вязким трением , на гревается , вызывая свечение (именно оно и наблюдается в спокойном состоянии ), и в конце концов достигает поверхности белог о карлика . По мере падения вещества на белом карлике образуется тонкий плотный слой газ а , температура которого постепенно увеличивается . В итоге (ка к раз за характерное время от нескольких лет до сотен лет ) температура и плотность этого поверхностног о слоя вырастают до столь высоких значени й , что столкновения быстрых протонов начинают приводить к термоядерной реакции синтеза гелия . Но в отличие от це н т ральных частей Солнца и других звёзд , где эта реакция протекает достаточно медленно , на поверхности белого карлика она носит взрывообразный характер (главным образом из-за очень большой плотности вещества ). Именно этот термоядерный взрыв на пов ерхности бе лого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки (кстати , весьма малой массы – «всего» около сотой д оли массы Солнца ), разлет и свечение котор ой наблюдаются как вспышка новой звезды . Н есмотря на огромную выделенную энергию , разле тающаяся оболочка не оказывает заметн ого воздействия на соседнюю звезду , и та продолжает поставлять топливо для следующего взрыва. Как показывают оценки , ежегодно в гала ктике вспыхивает около сотни новых звёзд . Межзвёздное поглощение делает невозможным наблюд ение всех этих объ ектов . Но самые яркие новые довольно часто бывают видны н евооруженным глазом . К примеру , в 1975 г . новая звезда в созвездии Лебедя почти полгода «искажала» его крестообразную конфигурацию. С началом эры рентгеновской астрономии (60-е гг .) выяснилось , что н овые звезды наблюдаются не только в оптическом диапа зоне . Так , в 70-е гг . были открыты рентгеновские барстеры – регулярно вспыхивающие источники ре нтгеновского излучения . Механизм вспышек здесь в целом такой же , как и у классичес ких новых звезд . Разница в том , что второй компонент тесной двойной системы не белый карлик , а еще более компактная нейтронная звезда радиусом всего около 10 км. Вещество нормальной звезды типа Солнца или красного карлика «срывается» приливными силами со стороны нейтронной звезды , о бразуя аккреционный диск . Газ попадает на поверхность нейтронной звезды , если она не обладает сильным магнитным полем , нагр евается , и это приводит к повторяющимся те рмоядерным взрывам . А из-за большой компактнос ти нейтронной звезды плотность вещества , дос т игшего поверхности , оказывается чудо вищно высокой . Разогретый термоядерными взрывами газ излучает в основном энергичные рентг еновские кванты. Наконец , нельзя не упомянуть еще об одном типе новых звезд - рентгеновских новых . Они вспыхив ают в рентгеновском д иапазоне на неск олько месяцев , а затем полностью исчезают . Сейчас таких рентгеновских новых известно ок оло десяти . Самое волнующее открытие последни х лет , сделанное совместными усилиями астроно мов России , Украины и других стран , состои т в том , что во всех рентгеновс ких новых компактными звездами являются , по-ви димому . Черные дыры массой около 10 масс Сол нца . Это хорошо согласуется с теорией отно сительности Эйнштейна , по которой масса черны х дыр в звездных системах должна быть не менее 3-5 солнечных. Так ка к черные дыры не имеют поверхности , на которой могло бы скаплива ться аккрецируемое вещество , природа вспышки здесь уже иная , чем у классических новых звезд и рентгеновских барстеров . Как пола гают , вспышка рентгеновской новой связана с внезапным гигантским энерговыделением в окружающем черную дыру аккреционном диске . Выяснение причины такого неустойчивого поведен ия дисков – одна из актуальных задач современной астрофизики. Сверхновые звезды. Сверхновые звезды – одно из самых грандиозных космических явлений . Коротко говоря , сверхновая – это настоящий взрыв звезды , когда большая часть ее массы (а иногда и вся ) разлетается со скоростью до 10000 км /с , а остаток сжимается (коллапсируе т ) в сверхплотную нейтронную звезду или в черную дыру . Сверхновые играют важну ю роль в эволюции звезд . Они являются финалом жизни звезд массой более 8-10 солнеч ных , рождая нейтронные звезды и черные дыр ы и обогащая межзвездную среду тяжелыми х имическими элементами . Все элементы тяжелее ж елеза образовались в результате взаимодействия ядер более легких элементов и элементарных частиц при взрывах массивных звезд . Не здесь ли кроется разгадка извечн ой тяги человечества к звездам ? Ведь в мельчайшей клеточке живой материи есть ато мы железа , синтезированные при гибели какой-ни будь массивной звезды . И в этом смысле люди сродни снеговику из сказки Андерсена : он испытывал странную любовь к жаркой печке , потому что каркасом ему пос лужила кочерга… По наблюдаемым характеристикам сверхновые принято разделять на две большие группы – сверхновые 1-го и 2-го типа . В спектрах сверхновых 1-го типа нет линий водорода ; зависимость их блеска от времени (так называемая кривая блеска ) примерно один акова у всех звезд , как и светимость в максимуме блеска . Сверхновые 2-го типа , нап ротив , имеют богатый водородными линия ми оптический спектр ; формы их кривых блес ка весьма разнообразны ; блеск в максимуме сильно различается у разных сверхновых. Ученые заметили , что в эллиптических г алактиках (т.е . галактиках без спиральной струк туры , с очень низким темпом звездообразова ния , состоящих в основном из маломасси вных красных звезд ) вспыхивают только сверхно вые 1-го типа . В спиральных же галактиках , к числу которых принадлежит и наша Га лактика - Млечный Путь , встречаются оба типа сверхновых . При этом представители 2-го тип а концентрируются к спиральным рука вам , где идет активный процесс звездообразова ния и много молодых массивных звезд . Эти особенности наводят на мысль о различной природе двух типов сверхновых. Сейчас надежно установлено , что при вз рыве любой сверхновой осво бождается огром ное количество энергии – порядка 10 46 Дж . Основная эн ергия взрыва уносится не фотонами , а нейтр ино – быстрыми частицами с очень малой или вообще нулевой массой покоя . Нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом , и для них недра зв езды вполне прозрачны. Законченной теории взрыва сверхновых с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учета всех протекающих при этом физических процессов . Однако все дан ные говорят о том , что св ерхновые 2-го типа вспыхивают в результате коллапса ядер массивных звёзд . На разных этапах жизни звезды в ядре происходили термоядерные реакции , при которых сначала водород прев ращается в гелий , затем гелий в углерод и так далее до образования элементов « железного пика» – железа , кобаль та и никеля . Атомные ядра этих элементов имеют максимальную энергию связи в расчё те на одну частицу . Ясно , что присоединени е новых частиц к атомному ядру , например , железа будет требовать значительных затрат энергии , а пото м у термоядерное горение и «останавливается» на элементах ж елезного пика. Что же заставляет центральные части з везды терять устойчивость и коллапсировать , к ак только железное ядро станет достаточно массивным (около 1,5 массы Солнца )? В настоящее время извест ны два основных фактора , приводящих к потере устойчивости и колл апсу . Во-первых , это «развал» ядер железа н а 13 альфа-частиц (ядер гелия ) с поглощением фотонов – так называемая фотодиссоциация жел еза . Во-вторых , нейтронизация вещества – захва т электронов протонами с образованием нейтронов . Оба процесса становятся возможным и при больших плотностях (свыше 1 т /см 3 ), устанавливающихс я в центре звезды в конце эволюции , и оба они эффективно снижают «упругость» в ещества , которая фактически и противостоит сд авлив ающему действию сил тяготения . Как следствие , ядро теряет устойчивость и сжима ется . При этом в ходе нейтронизации вещест ва выделяется большое количество нейтрино , ун осящих основную энергию , запасённую в коллапс ирующем ядре. В отличие от процесса катастрофи ч еского коллапса ядра , теоретически разработанного достаточно детально , сброс оболочки звезды (собственно взрыв ) не так-то просто объяснит ь . Скорее всего существенную роль в этом процессе играют нейтрино. Как свидетельствуют компьютерные расчёты , плотность вблизи ядра настолько высока , что даже слабо взаимодействующие с веществом нейтрино оказываются на какое-то время «з апертыми» внешними слоями звезды . Но гравитац ионные силы притягивают оболочку к ядру , и складывается ситуация , похожая на ту , кот орая возн и кает при попытке налить более плотную жидкость , например воду , по верх менее плотной , скажем керосина или ма сла . (Из опыта хорошо известно , что лёгкая жидкость стремится «всплыть» из-под тяжелой – здесь проявляется так называемая неус тойчивость Рэлея-Тейло р а .) Этот механиз м вызывает гигантские конвективные движения , и когда , в конце концов , импульс нейтрино передаётся внешней оболочке , она сбрасываетс я в окружающее пространство. Возможно , именно нейтринные конвективные движения приводят к нарушению сферическ ой симметрии взрыва сверхновой . Иными словами , появляется направление , вдоль которого преимущ ественно выбрасывается вещество , и тогда обра зующийся остаток получает импульс отдачи и начинает двигаться в пространстве по инерц ии со скоростью до 1000 км /с . ст о ль большие пространственные скорости отме чены у молодых нейтронных звёзд – радиоп ульсаров. Описанная схематическая картина взрыва св ерхновой 2-го типа позволяет понять основные наблюдательные особенности этого явления . А теоретические предсказания , основа нные на данной модели (особенно касающиеся полной энергии и спектра нейтральной вспышки ), оказ ались в полном согласии с зарегистрированным 23 февраля 1987г . нейтринным импульсом , пришедшим от сверхновой в Большом Магеллановом Обл аке . Теперь несколько слов о сверхновых 1-го типа . Отсутствие свечения водорода в их спектрах говорит о том , что взрыв происходит в звёздах , лишенных водородной оболочки . Как сейчас полагают , это может быть взрыв белого карлика или результат коллапса звезды типа Вольфа ра-Райе (факт ически это ядра массивных звёзд , богатые гелием , углеро дом и кислородом ). Здесь рассказано лишь о наиболее мощн ых взрывах , происходящих во Вселенной и на блюдаемых в оптическом диапазоне . Поскольку в случае сверхновых звёзд , основная энергия взрыва уносится нейтрино , а не светом , исследование неба методами нейтринной астро номии имеет интереснейшие перспективы . Оно по зволит в будущем «заглянуть» в самое «пек ло» сверхновой , скрытое огромными толщами неп розрачного для света вещества . Ещё более у дивительные отк р ытия сулит гравитацио нно-волновая астрономия , которая в недалёком б удущем поведает нам о грандиозных явлениях слияния двойных белых карликов , нейтронных звёзд и чёрных дыр. Конец жизненного пути зве зды Большую часть своей жизни звезда находится на так наз ываемой главной последовательности диаграммы цвет – светимость (диаграммы Герцшпрунга-Ресселла ). Все ос тальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% о т этого времени . Именно поэтому большинство звезд , наблюдаемых в нашей Галактике , - скромные красные карлики с массой Солнц а или меньше . Дальнейшая судьба звезды пол ностью определяется её массой. Каков же будет срок жизни звезды ? Ответить на этот вопрос не представляет т руда , если знать механизм выделения энергии в зве зде . Для звезд главной последо вательности это термоядерные реакции превращения водорода в гелий . Как известно из яде рной физики , освобождаемая при этом энергия равна примерно 0,1% от энергии покоя вещества Е = m с 2 . Здесь m - масса вещества , с - скорость света. Соотношение Е = m с 2 было установ лено Альбертом Эйнштейном в 1917 г. Таким образом , полный запас термоядерной энергии в звезде составляет 0,001М я с 2 , где М я - масса ядра звезды , в котором и происходят термоядерные реакци и. Учитывая, что масса ядра звезды про порциональна её полной массе (М ), путём расчёт ов получаем приблизительное соотношение : продолжи тельность превращения водорода в гелий равна 10 М /L млрд . лет , где масса М и светимость L звезды в ыражены в массах и светимостях Солнца . Для звезд с массой , близ кой к солнечн ой , L= М 4 (это следу ет из наблюдений ). Отсюда находим , что врем я их жизни 10 / М 3 млрд . лет. Теперь ясно , что звезды с массой б ольше солнечной живут гораздо меньше Солнца , а время жизни самых массивных звезд составляет «всего» несколько миллионов лет ! Для подавляющего же большинства звезд вр емя жизни сравнимо или даже превышает воз раст Вселенной (около 15 млрд . лет ). Теперь мы подошли к основному вопросу : во что превращаются звезды в конце ж изни и как проявляют себя их остатки ? Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний : белые карли ки , нейтронные звезды или черные дыры. Белые карлики , или будущее Солнца После «выгорания» термоядерного топлива в звезде , масса которой сравнима с массой Солнца , в центральной её части (ядре ) пло тность вещества становится настолько в ысокой , что свойства газа кардинально меняютс я . Подобный газ называется вырожденным , а звезды , из него состоящие вырожденными звезда ми. После образования вырожденного ядра термо ядерное горение продолжается в источнике вокруг него , имеющем форму шарового сл оя . При этом звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рессе лла . Оболочка красного гиганта достигает коло ссальных размеров – в сотни радиусов Сол нца – и за это время порядка 10-100 тыс . лет рассеивается в пространство . Сб рошенная оболочка иногда видна как планетарна я туманность . Оставшееся горячее ядро постепе нно остывает и превращается в белый карли к , в котором силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа , обеспе чив а я тем самым устойчивость звез ды . При массе около солнечной радиус белог о карлика составляет всего несколько тысяч километров . Средняя плотность вещества в нё м часто превышает 10 9 кг\м 3 (тонну на кубический сантиметр !). Ядерные реакции внутри белого карлика не идут . А свечение происходит за счёт медленного остывания . Основной запас т епловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов , которые при температуре ниже 15 тыс . Кельвинов образуют к ристаллическую решетку . Образно говоря , белые карлики - это гигантские горячие к ристаллы . Постепенно температура поверхности бело го карлика уменьшается и звезда перестаёт быть белой (по цвету ) – это скорее уже бурый или коричневый карлик. Масса белых карликов не может превыша ть некоторого значения – э то так называемый предел Чандрасекара (по имени американского астр офизика , индийца по происхождению , Субрахманьяна Чандрасекара ), он равен примерно 1,4 массы Солн ца . Если масса звезды больше , давление выр ожденных электронов не может противостоять си лам гра витации и за считанные секунды происходит катастрофическое сжатие белого ка рлика – коллапс . В ходе коллапса плотност ь резко растёт , протоны объединяются с выр ожденными электронами и образуют нейтроны (эт о называется нейтронизацией вещества ), а освоб ождаем у ю гравитационную энергию унося т в основном нейтрино . Чем же заканчиваетс я этот процесс ? По современным представлениям , коллапс может либо остановиться при дост ижении плотностей порядка 10 17 кг\м 3 , когда нейтроны сами становятся в ырожденными , - и тогда обра зуется нейтронна я звезда ; либо выделяемая энергия полностью разрушает белый карлик – и коллапс по сути дела превращается во взрыв. Нейтронные звезды Большинство нейтронных звезд образуются п ри коллапсе ядер звезд массой более 10 солн ечных . Их рождение со провождается грандио зным небесным явлением – вспышкой сверхновой звезды . Зная из наблюдений , что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет , легко вычислить , чт о за время существования нашей Галактики (10-15 млрд . лет ) в не й должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронны х звезд ! Как же они должны проявлять с ебя ? Молодые нейтронные звёзды быстро вращаютс я (периоды вращения измеряются миллисекундами ) и обладают сильным магнитным полем . Вращение вместе с магнитным по лем создают мощные электрические поля , которые вырывают заряженные частицы из твёрдой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий . Эти частицы излучают рад иоволны. С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится , электричес кий потенциал , создаваемый магнитным полем , падает . При некотором его значении заряженные частицы пер естают рождаться и радиопульсар «затухает» . Э то происходит за время около 10 млн . лет , поэтому действующих пульсаров в Галактике должно быть несколько сот тысяч . В настоящее время наблюдается примерно 700 пульса ров. Как и для белых карликов , для нейт ронных звезд существует предельно возможная м асса (она носит название пр едела Оппенгеймера – Волкова ). Однако строение материи при столь высоких плотностях извес тно плохо . Поэтому пр едел Оппенгеймера – Волкова точно не уст ановлен , его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии част иц внутри нейтронной звезды . Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнц а. Если масса нейтронной звезды превос ходит это значение , никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации . Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует . Так образуется чёрная дыра. Чёрные дыры Термин «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку америка н ским физиком Джоном Уилером в 1968 г . для обозначения сколлапсировавшей звезды . Как известн о , для того , чтобы преодолеть силу притяже ния небесного тела с массой М и радиу сом R , ч астица на поверхности должна приобрести втору ю космическую скорость V II = 2GM /R где G – постоянная тяготения Ньютона . Если при постоянной массе радиус уменьшается , то эта скорость возрастает и может достичь скорос ти света (с ) – предельной скорости для любых физических объектов , когда радиус тел а становится равным 2G М / с 2 . Это так на зыва емый гравитационный радиус – Rg . Поскольку и нформация может передаваться не более чем со скоростью света , коллапсирующее тело , как говорят , уходит за горизонт событий для далёкого наблюдателя. На достаточно больших расстояниях чёрная дыра проявляет себ я как обычное гравитирующее тело той же массы . Поверхности в традиционном понимании у чёрных дыр быть не может . Удивительно , но самые «эк зотические» с точки зрения образования и физических проявлений космические объекты – чёрные дыры – устроены гораздо п р още , чем обычные звезды или планеты . У них нет химического состава , их строе ние не связано с различными типами взаимо действия вещества – они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна . Кроме масс ы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом к оличества движения и эл ектрическим зарядом. Но если чёрные дыры не светят , то как же можно судить о реальности эти х объектов во Вселенной ? Единственный путь - наблюдать воздействие их гравитационного поля на другие тела. Имеются косвенные доказательства сущ ествования чёрных дыр более чем в 10 тесных двойных рентгеновских звёздах . В пользу э того говорят , во-первых , отсутствие известных п роявлений твёрдой поверхности , характерных для рентгеновского пульсара или рентгеновского бар стера (например , периодичес к их импульс ов в излучении ), и , во-вторых , большая масса невидимого компонента двойной системы (больш е трёх масс Солнца ). Последние достижения рентгеновской астрономи и позволяют исследовать рентгеновское излучение очень быстрой (миллисекундной ) переменности . В оптической астрономии появилась возм ожность регистрации очень слабых потоков свет а . Всё это даёт надежду , что в начале ХХ I в . будет получено прямое доказательство сущес твования в Галактике чёрных дыр звёздной массы . А возможно обнаружение чёрных дыр б у дет связано с совершенно новым напра влением звёздной науки – гравитационно-волновой астрономией . Уже разрабатываются гравитационно-во лновые детекторы , которые позволят регистрировать необычайно слабые гравитационные волны от систем , содержащих чёрные дыры. Скорее всего первые обнаруженные таким методом об ъекты окажутся двойными чёрными дырами , слива ющимися друг с другом из-за потерь энергии орбитального движения на гравитационное излу чение. Заключение За период немногим более двух столетий представление о звёздах и зменилось кардинально . Из непостижимо далёких и равнодушных светящих точек на небе они превратились в предмет всестороннего физичес кого исследования . Как бы отвечая на упрёк де Сент-Экзюпери , взгляд учёных на эту проблему выразил американский фи з и к Ричард Фейнман : «Поэты утверждают , что н аука лишает звёзды красоты . Для неё звёзды – просто газовые шары . Совсем не про сто . Я тоже любуюсь звёздами и чувствую их красоту . Вот только кто из нас в идит больше ?». Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы получили возможность исследовать не только видимое , но и не видимое глазу излучение звёзд . Сейчас уже многое известно об их строении и эволюции , хот я немало остаётся и непонятного . Ещё впере ди то время , когда исполнится мечта создат еля современ н ой науки о звёздах Артура Эддингтона и мы наконец «сможем понять такую простую вещь , как звезда» [1] . Литература Энциклопедия для детей . Т .8. Астрономия . – 2-е изд ., испр . /Глав . ред . М.Д. Аксёнова . – М .: Аванта +, 1998. И.С . Шкловский . Звезды : их рождени е , жизнь и смерть . – М .: Наука , 1997. И.С . Шкловский . Вселенная , жизнь , разум . – М .: Наука , 1976.
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
- Куда не плюнь - везде враги!
- Так может, меньше плевать надо?
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Эволюция взглядов о рождении звёзд", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru