Vunderkind.Info

Все самое интересное об окружающем мире

Что собой представляют звезды?

каких размеров бывают звезды, каковы размеры звезд, размеры звезд

Что собой представляют звезды? Звезды — это возникшие из газово-пылевой среды массивные шары, внутри которых происходят термоядерные реакции.

На звездном небе звезды — в отличие от планет — сохраняют неподвижность, что и позволило древним астрономам обособить их в отдельную группу космических объектов.

Знаменитый английский астроном и астрофизик Артур Эддингтон утверждал, что на свете нет ничего проще, чем звезда.

Возможно, ученый исходил из того, что всякая звезда — шар, все радиусы шара равноправны, а значит, достаточно выяснить, как изменяются физические параметры вещества звезды вдоль одного радиуса — и дело в шляпе. Можно считать, что о звездах нам известна вся подноготная.

Если бы все было так просто! Никогда и ни при каких обстоятельствах нам не удастся проникнуть дальше поверхности даже самой близкой к нам звезды — Солнца.

Поэтому все наши представления о том, какие процессы происходят в его недрах, как «живет» и «работает» звезда, откуда берется гигантская энергия, излучаемая ею в окружающее пространство, основываются исключительно на общих физических законах и гипотезах об эволюции Вселенной.

Проверить их истинность можно только одним способом — построить компьютерную модель звезды. Если «на выходе» получатся те же светимость, масса и размеры, которые определяются при наблюдениях «реального» светила, значит, предположения ученых верны.

Каких размеров бывают звезды? Размеры звезд отличаются огромным разнообразием. Диаметр «белых карликов» существенно меньше солнечного и приближается к размерам Земли. Еще более «мелкие» нейтронные звезды имеют поперечник всего в несколько километров.

Из чего «сделаны» звезды?

Ответ на этот вопрос, столетиями мучавший астрономов и дававший повод скептикам насмешливо утверждать, что никто никогда этого не узнает, дала физика.

Применив мощное средство исследования вещества на расстоянии — спектральный анализ, астрономы и астрофизики смогли «заглянуть» в недра звезд, туманностей и даже сверхдалеких галактик.

Все вещества в определенных состояниях испускают или поглощают свет. Если поставить призму на пути света, исходящего от раскаленного тела, мы увидим ровную радужную полоску.

Если же внести крупицу вещества в пламя, в спектре мы увидим только одну или несколько ярких линий, находящихся всегда в одном и том же месте.

Каждый химический элемент дает свойственный только ему набор линий. Если же луч света проходит через газ или пары других веществ, то в спектре появятся черные линии в тех же местах, где расположены линии излучения тех веществ, из которых состоит «преграда». И в этом случае можно определить, из чего она состоит.

Спектры содержат информацию не только о составе космических тел, но и о скорости и направлении их движения. Мы уже упоминали о «красном смещении» в спектрах далеких галактик. Существует и «фиолетовое смещение» — оно возникает, когда тело приближается к наблюдателю.

Для исследования спектров видимого света небесных тел современные астрономы используют приборы спектрометры, объединенные с телескопами.

Масса звезды

Масса — едва ли не самая главная характеристика звезды. От того, сколько вещества звезде удалось «собрать» к моменту ее рождения, зависит весь ее жизненный путь. В недрах массивных звезд возникают сверхвысокие температуры и давления, при которых бурно выделяется энергия.

Светимость такой звезды необычайно высокая, запасы водорода и гелия — основного топлива, поддерживающего термоядерные реакции в ядре светила, расходуются быстро, и «жизнь» звезды, как правило, оказывается недолгой.

Зато звезды с малой массой расходуют свою энергию гораздо экономнее, и время их «жизни» оказывается более продолжительным.

Массу звезд астрономы определяют с помощью закона всемирного тяготения. Это становится возможным тогда, когда звезды образуют системы с другими звездами, но в случае одиночных звезд приходится ограничиваться менее точными оценками на основе светимости: чем выше светимость, тем больше масса.

Интересно, что по светимости и размерам звезды отличаются гораздо более заметно, чем по массам. Не существуют звезды с массой меньшей, чем одна десятая массы нашего Солнца. В них не могут возникнуть условия для начала термоядерных реакций.

Но нет и звезд с массой большей, чем 150 масс Солнца,- такие светила становятся слишком неустойчивыми и вскоре после того, как вспыхивают, гибнут и распадаются.

Как звезды классифицируют по цвету?

Даже невооруженным глазом легко заметить, что неподвижные звезды отличаются как яркостью, так и цветом. Еще древнегреческий астроном Гиппарх во 2 в. до н. э. разделил все звезды по их блеску на 6 классов. Самые яркие — звезды первой величины, самые слабые — шестой.

Звезды одной звездной величины отличаются по яркости от последующего класса примерно в 2,5 раза. Таким образом, звезды первой величины в сто раз ярче, чем звезды шестой величины.

В современной астрономии приняты гораздо более точные способы измерения количества света, излучаемого звездами. Для этого используются сверхчувствительные фотометры. Поэтому в звездных каталогах можно увидеть не только дробные, но даже отрицательные звездные величины.

Цвет звезд — красноватый, желтый, голубовато-белый — зависит прежде всего от температуры их поверхности. Самую высокую температуру имеют голубые и белые светила — до 30-50 тыс. градусов.

Странные звезды

Чем массивнее звезда, тем жарче она горит, тем сильнее светит и меньше живет. В ходе термоядерных реакций водород в центрах таких звезд превращается в гелий, затем гелий — в углерод, кислород, азот, и так вплоть до железа.

Когда достаточно массивная звезда завершает свою эволюцию, в ее центре образуется ядро состоящее из тяжелых элементов.

Наконец наступает момент, когда это ядро, теряет устойчивость и начинает катастрофически сжиматься — коллапсировать. Центральная часть ядра превращается в сверхплотный объект — нейтронную звезду, а оболочка звезды и внешние части ядра выбрасываются в пространство. Происходит взрыв сверхновой.

В свободном состоянии нейтрон является неустойчивой частицей и в среднем через 15 мин распадается. Но если поместить нейтрон в вырожденный газ, то все места для частиц, на которые он «хотел бы» распасться, оказываются занятыми, и частица становится устойчивой.

Для этого необходимо очень высокое давление, которое в недрах нейтронной звезды создает ее собственная гравитация.

Как ведет себя вещество с такой высокой плотностью, пока известно не очень хорошо. А если плотность продолжает возрастать, то с нейтронной звездой начинают происходить еще более странные вещи — нейтронная материя начинает превращаться в кварковую.

Нейтронные звезды

Их существование было предсказано за многие годы до того, как возможности астрономии позволили обнаружить во Вселенной эти необычные объекты с уникальными свойствами.

В начале 30-х годов прошлого столетия, вскоре после того как было расшифровано строение атомного ядра и экспериментально доказано существование «тяжелых» частиц — нейтронов, не несущих электрического заряда, выдающийся физик Лев Ландау (1908-1968 гг.) теоретически доказал, что не исключено обнаружение и крупных устойчивых объектов, в основном состоящих из нейтронов,- нейтронных звезд.

А в 1933 г. немецкие астрофизики Вальтер Бааде и Франц Цвикки высказали предположение, что нейтронная звезда может образоваться в результате взрыва сверхновой.

Но первые признаки существования загадочных небесных тел были обнаружены лишь в 1967 г. — для этого понадобилось, чтобы радиоастрономия в своем развитии достигла серьезных успехов.

Переменные звезды

Любую звезду можно назвать переменной — с течением времени ее блеск и даже цвет меняются. Но эти изменения происходят настолько медленно, что никакой человеческой жизни не хватит для того, чтобы их обнаружить. Недаром с глубокой древности звездное небо считалось символом неизменности и вечности.

Но и в кажущемся постоянным звездном мире немало исключений. Это большая группа звезд, чей блеск изменяется через сравнительно короткие промежутки времени, и эти изменения могут быть зарегистрированы с помощью астрономических инструментов.

Переменными называют звезды, которые хотя бы однажды изменяли свою яркость. Но большинство переменных меняет свой блеск периодически, и это свидетельствует, что в окрестностях такой звезды или в ее недрах происходят необычные физические процессы.

Изменения блеска звезд не следует путать с их мерцанием, которое происходит из-за движения масс воздуха, имеющих различную температуру, в земной атмосфере. При наблюдении из космоса звезды не мерцают, и если уж зарегистрированы колебания их яркости — перед нами переменная.

Почему гаснут звезды?

Как ни медленно, по нашим меркам, идут процессы на звездах, но рано или поздно они начинают «стареть». Водород, из которого почти полностью состоит молодая звезда, постепенно выгорает, причем тем быстрее, чем больше общая масса звезды.

Тогда наступает очередь гелия — его ядра объединяются в ядра углерода, также выделяя значительную энергию. Далее образуются все более тяжелые химические элементы — вплоть до железа.

Звезды — это космические «фабрики» тяжелых элементов; первоначально Вселенная состояла практически из одного водорода.

В конце концов ядро звезды, больше не получающее энергии от термоядерных реакций, быстро уменьшается в размере, теряет устойчивость, и его вещество как бы «падает само в себя».

Происходит грандиозный взрыв, во время которого возникают температуры до миллиардов градусов, а взаимодействия между ядрами атомов приводят к образованию новых химических элементов, вплоть до занимающих последние места в таблице Менделеева.

Взрыв сопровождается гигантским всплеском энергии и выбросом вещества. Этот процесс называют вспышкой сверхновой.

Доказательством, что эти процессы происходят примерно так, служит тот факт, что молодых, то есть горячих, звезд и их скоплений больше всего в областях с повышенной плотностью газа и пыли — туманностях.

Состав вещества звезды, определенный с помощью спектроскопии, может немало рассказать ученым о времени ее рождения и об этапе «звездной биографии», на котором она сейчас находится.

Оставить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *