Фізика зірок

Республіка Татарстан.

Екзаменаційний реферат по астрономії на тему:

Фізика Звезд.

Виконав ученик.

Зайнутдинов Ф. М.

11 У класу, шк.6.

Проверил:

Калистратова С.С. р. Бугульма, 2001 год.

Зоряне небо в усі часи займало уяву людей. Чому спалахують зірки? Скільки їх сяє вночі? Далеко вони ми? Чи є кордону у зоряної Всесвіту? З давнину людина замислювався над цими і багатьма іншими питаннями, прагнув зрозуміти, і осмислити пристрій того великих світів, у якому живем.

Найбільш ранні уявлення людей про неї збереглися в казках і легендах. Минули століття і нового тисячоліття, як виникла отримала глибоке обгрунтування та розвитку наука Всесвіт, раскрывшая нам чудову простату, дивовижний порядок світобудови. Недарма ще Давньої Греції її називали Космосом але це слово спочатку означало «порядок» і «красоту».

Системи світу — це ставлення до розташуванні у просторі і русі Землі, Сонця, Місяця, планет, зірок та інших небесних тел.

У древнеиндийской книзі, що називається «Рігведа», що таке «Книжка гимнов», можно знайти опис — одне з перших у історії людства — усього Всесвіту як створення єдиного цілого. Відповідно до «Ригведе», вона влаштована дуже складно. У ньому є, передусім, Земля. Вона представляється безмежної пласкою поверхнею — «великим простором». Ця поверхню покрита згори небом. А небо — це блакитний, усіяний зірками «звід». Між небом і Землею — «світний воздух».

Від науки це було дуже далеко. Але ще важливіше тут інше. Чудова і грандіозна сама зухвала мета — охопити думкою весь Всесвіт. Звідси бере витоки у тому, що людський розум здатний осмислити, зрозуміти, розгадати її пристрій, створити у своїй уяві повної картини мира.

СОНЦЕ І ЗВЕЗДЫ.

У ясну безмісячної ночі, коли ніщо корисно спостереженню, людина з гострим зором побачить на небосхилі трохи більше двох — понад три тисячі мерехтливих точечек. У творчому списку, складеному у 2 столітті до нашої ери знаменитому давньогрецьким астрономом Гиппархом і доповненому пізніше Птолемей, значиться 1022 зірки. Гевелий ж, останній астроном, який шив такі підрахунки без допомоги телескопа, довів число до 1533.

Але вже у давнини підозрювали про існування значної частини зірок, невидимих оком. Демокріт, великий учений давнини, говорив, що белесоватая смуга, що простягся крізь ці небо, яку ми називаємо Млечным Шляхом, є у дійсності з'єднання світла безлічі невидимих окремо зірок. Суперечки про будову Чумацького Шляху тривали століттями. Рішення — на користь здогади Демокрита — прийшов у 1610 року, коли Галілей повідомив перші відкриттях, зроблених на небі з допомогою телескопа. Він зі зрозумілим хвилюванням і є гордістю, що тепер вдалося «зробити доступними оку зірки, які раніше ніколи були видимими і кількість яких за меншою мірою вдесятеро більшою за кількість зірок, відомих издревле».

Але це велике відкриття усе ще залишало світ зірок загадковим. Невже під вони, видимі і невидимі, справді зосереджено тонкому сферичному шарі навколо Солнца?

Ще до відкриття Галілея пролунала цілком несподівана, за тими часів чудово смілива думку. Вона належить Джордано Бруно, трагічна доля якого усім відома. Бруно висунув ідею про те, що наше Сонце — це одне з зірок Всесвіту. Лише одне з великого безлічі, а чи не центр усього Всесвіту. Але тоді навіть будь-яка інша зірка теж справді може мати свого власного планетної системой.

Якщо Коперник зазначив місце Землі зовсім на центрі світу, то Бруно і Сонце позбавив цієї привилегии.

Ідея Бруно породила чимало разючих наслідків. З неї випливала оцінка відстаней до зірок. Справді, Сонце — це зірка, як і інші, але найближча до нас. Тому — воно таке велике й яскраве. На яке відстань потрібно відсунути світило, щоб і це мало такий вигляд, як, наприклад, Сиріус? Відповідь це питання дав голландський астроном Гюйгенс (1629 — 1695). Він порівняв блиск цих двох небесних тіл, і ось що: Сиріус перебуває ми у сотні разів далі, ніж Солнце.

Щоб краще уявити, наскільки великий відстань до зірки, скажімо, що промінь світла, пролітаючий за секунду 300 тисячі кілометрів, витрачає подорож від Сиріуса до нас кілька років. Астрономи вважають у цьому випадку відстань на кілька світлових років. За сучасними уточненим даним, відстань до Сиріуса — 8,7 світлових років. А відстань ми до сонця лише вісім світлових минут.

Звісно, різні зірки відрізняються одна від друга (те й враховано в сучасної оцінці відстань до Сиріуса). Тому визначення відстаней перед тим і він часто залишається дуже важкою, котрий іноді просто нерозв’язною завданням для астрономів, хоча після Гюйгенса придумано для цього чимало нових способов.

Чудова ідея Бруно і заснований у ньому розрахунок Гюйгенса стали рішучим кроком до опанування таємними Всесвіту. Завдяки цьому кордону наших знання світі сильно розсунулися, вони вийшли межі Сонячної системи та досягли звёзд.

3везды бувають новонародженими, молодими, середнього віку і її старими. Нові зірки постійно утворюються, а старі постійно умирают.

Наймолодші, які називаються зірками типу Т Тельця (за однією з зірок в сузір'ї Тельця), нагадують Сонце, але набагато молодша. Фактично вони ще перебувають у процесі формування та є прикладами протозвезд (первинних звезд).

Це перемінні зірки, їх світність змінюється, оскільки вони ще вийшли на стаціонарний режим існування. Навколо багатьох зірок типу Т Тельця є обертові диски речовини; від такого типу зірок виходять потужні вітри. Енергія речовини, яке вихоплює протозвезду під впливом сили тяжіння, перетворюється на тепло. Через війну температура всередині протозвезды постійно підвищується. Коли центральна значна її частина стає настільки гарячої, що починається ядерний синтез, протозвезда перетворюється в нормальну зірку. Щойно починаються ядерні реакції, у зірки з’являється генератор, здатний підтримувати її існування у протягом дуже довгого часу. Наскільки довгого — це від розміру зірки на початку цього процесу, але в зірки розміром із наше Сонце палива вистачить стабільне існування у протягом приблизно 10 мільярдів лет.

Проте може бути, що зірки, значно більше масивні, ніж Сонце, існують лише кілька років; причина у цьому, що вони стискають своє ядерного палива з більшою скоростью.

Нормальні звезды.

Усі зірки основу своєї нагадують наше Сонце: це величезні кулі дуже гарячого світного газу, у глибині яких виробляється ядерна енергія. Не всі зірки з точністю такі, як Сонце. Найстрашніше явне відмінність — це колір. Є зірки червонуваті чи блакитнуваті, а чи не желтые.

З іншого боку, зірки різняться і з яскравості, і з блиску. Наскільки яскравою виглядає зоря у небі, залежить тільки від її істинної світності, але й від відстані, отделяющего його від нас. З урахуванням відстаней, яскравість зірок змінюється у широкому діапазоні: від однієї десятитисячної яскравості Сонця до яскравості більш як мільйона Сонць. Переважна більшість зірок, як з’ясувалося, розташовується ближчі один до тьмяному краю цієї шкали. Сонце, яке у багатьох аспектах є типовою зіркою, має набагато більшої світністю, ніж безліч інших зірок. Неозброєним оком помітні невелика кількість слабких за своєю природою зірок. У сузір'ях нашого неба головну увагу привертають до собі «сигнальні вогні» незвичайних зірок, тих, що мають дуже великі светимостью.

Чому ті ж зірки так різняться зі своєї яскравості? Виявляється, ми тут усе залежить від безлічі звезды.

Кількість речовини, що міститься у певній зірці, визначає її колір і блиск, як і того, як блиск змінюється у времени.

Гіганти і карлики.

Найбільш масивні зірки це й найгарячіші, і найяскравіші. Вони білими чи блакитнуватими. Попри свої величезні розміри, ці зірки виробляють таку кількість енергії, що їхні запаси палива перегорають за якісь кілька лет.

На противагу їм зірки, які мають невеличкий масою, завжди неярки, а колір їх — червонястий. Вони можуть існувати протягом тривалих мільярдів лет.

Проте й серед дуже яскравих зірок у нашій небі є червоні і жовтогарячі. До них належать і Альдебаран — очей бика в сузір'ї Телець, і Антарес в Скорпіоні. Які ж можуть ці холодні эвезды зі слабко світними поверхнями змагатися з розпеченими до краю зірками типу Сиріуса і Веги?

Відповідь у тому, що це эвезды дуже розширилися і тепер за величиною набагато перевершують нормальні червоні зірки. Через це їх називають гігантами, і навіть сверхгигантами.

Завдяки величезній площі поверхні, гіганти випромінюють незмірно більше енергії, ніж нормальні зірки на кшталт Сонця, як і раніше що температура їхній поверхні значно нижчі від. Діаметр червоного сверхгиганта — наприклад, Бетельгейзе в Оріоні - на кілька сотень разів перевищує діаметр Сонця. Навпаки, розмір нормальної червоною зірки, зазвичай, не перевершує однією десятою размера.

Сонця. За контрастом з гігантами їх називають «карликами». Гігантами і карликами зірки бувають на разцых стадіях свого життя, і гігант може у результаті розширення зрештою перетворитися на карлика, досягнувши «літнього возраста».

ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ ЗВЕЗДЫ.

Звичайна зірка, така, як Сонце, виділяє знергию з допомогою перетворення водню в гелій у ядерній печі, що у її серцевині. Сонце містить дуже багато водню, проте запаси його не нескінченні. Останні 5 мільярдів років З лнце вже витратило половину водневого палива й зможе підтримувати своє існування у протягом ще п’ять мільярдів років, як запаси водню в його ядрі вичерпаються. Хіба потом?

Коли зірка витратить водень, який міститься у центральної її частки, всередині зірки відбуваються великі зміни. Водень починає дмухнути над центрі, а оболонці, яка збільшується у вигляді, розбухає. Через війну розмір самої звез ды різко зростає, а температура його поверхні падає. Саме це процес й народжує червоних гигаитов і сверх-гигантов. Раз є частыо тієї нослсдовательности змін, що називається зоряної еволюцією і яку проходять все зірки. У остаточному підсумку всі зірки старіють і тихо вмирають, але тривалість кожної окремої зірки визначається її масою. Масивні зірки проносяться через свій життєвий цикл, закінчуючи його ефектним взрывом.

Зірки скромніших розмірів, зокрема й Сонце, навпаки, наприкінці життя стискуються, перетворюючись на білі карлики.

Після цього просто угасают.

У процесі превращеиия червоної гіганта в білий карлик зірка може скинути свої зовнішні верстви, як легку оболонку, оголивши у своїй ядро. Газова оболонка яскраво світиться під впливом потужного випромінювання зірки, температура чим поверхні може становити 100 000 «З. Коли такі світні газові бульки були вперше виявлено, вони було названо планетарними туманностями, посколку часто виглядають як кола типу планетної диска, користуючись маленьким телескопом. Насправді ж вони, звісно, нічого спільного з планетами не имеют!

ЗОРЯНІ СКОПЛЕНИЯ.

Очевидно, майже всі зірки народжуються групами, а чи не окремо. Тому нічого дивного у цьому, що зоряні скупчення — річ дуже поширена. Астрономи люблять вивчати зоряні скупчення, тому що він відомо, що це зірки, входяшие в скупчення, утворилися приблизно один і той водночас і близько на рівній відстані від нас. Будь-які помітні розбіжності у блиску між такими зірками є істинними відмінностями. Хоч би які коллосальные зміни ні зазнали ці зірки з часом, починали вони всі одночасно. Особливо корисно вивчення зоряних скупчень з погляду залежності їх властивостей від безлічі - адже вік цих зірок та його відстань від Землі приблизно однакові, так що відрізняються вони друг від друга лише своєю массой.

Зоряні скупчення цікаві як для наукового вивчення — вони виключно гарні як об'єкти для фотографування й у спостереження астрономами-любителями. Є дві типу звеэдных скупчень: відкриті й кульові. Ці назви пов’язані зі своїми зовнішнім виглядом. У відкритому скупченні кожна зірка видно окремо, вони розподілені на деякому ділянці неба більш-менш рівномірно. А кульові скупчення, навпаки, представляють собою, як б сферу, настільки щільно заповнену зірками, що її центрі окремі зірки неразличимы.

Відкриті зоряні скопления.

Напевно, найзнаменитішим відкритим зоряним скупченням є Плеяди, чи Сім сестер, в сузір'ї Тельця. Попри таку назва, більшість людності може розглянути без допомоги телескопа лише шість зірок. Загальна кількість зірок у тому скупченні - десь між 300 і 500, й вони перебувають у ділянці площею 30 світлових років у поперечнику і відстані 400 світлових років від нас.

Вік цього скупчення — всього 50 мільйонів років, що у астрономічним стандартам зовсім небагато, і має вона дуже масивні світні зірки, які встигли ще перетворитися на гіганти. Плеяди — це типове відкрите зоряне скупчення; зазвичай, у таке скупчення входить і від кількох сотень за кілька тисяч звезд.

Серед відкритих зоряних скупчень вулицю значно більше молодих, ніж старих, а найстаріші чи налічують понад сто мільйонів років. Вважається, що швидкість, із якою утворюються, з часом не меняется.

Річ у Том, що у старіших скупчення зірки поступово віддаляються друг від друга, доки змішаються із головною безліччю зірок — тих самих, тисячі яких постають маємо в нічному небі. Хоча тяжіння до певної міри утримує відкриті скупчення разом, вони все-таки досить слабкі, і тяжіння іншого об'єкта, наприклад великого міжзоряного хмари, може їх разорвать.

Деякі зоряні групи настільки слабко утримуються разом, що їх називають не скупченнями, а зоряними асоціаціями. Вони не дуже довго чекати і зазвичай складаються з дуже молодих зірок поблизу міжзоряних хмар, з яких вони виникли. У зоряну асоціацію входить від 10 до 100 зірок, розкиданих у сфері розміром у кілька сотень світлових лет.

Хмари, у яких утворюються зірки, сконцеитрированы в диску нашої Галактики, що саме там виявляють відкриті зоряні скупчення. Якщо врахувати, як багато хмар міститься у Млечном Шляхи і який величезне кількість пилу перебуває у міжзоряному просторі, стане очевидно, що 1200 відкритих зоряних скупчень, ми знаємо, повинні складати лише мізерну частку їх вересня Галактиці. Можливо, їх загальна кількість сягає 100 000.

Кульові зоряні скопления.

На противагу відкритим, кульові скупчення є сфери, щільно заповнені зірками, яких там нараховуються сотні тисяч і навіть мільйони. Зірки й цих скупчення розташовані так густо, що, якби наше Сонце належало до якомусь шаровому скупченню, ми могли вбачати у реформі нічному небі неозброєним оком понад мільйон окремих зірок. Розмір типового кульового скупчення — від 20 до 400 світлових лет.

У щільно наповнених центрах цих скупчень зірки перебувають у такий близькості одна в іншу, що взаємне тяжіння пов’язує їх одне з одним, створюючи компактні подвійні звезды.

Іноді відбувається повне злиття зірок; за тісної зближення зовнішні верстви зірки можуть зруйнуватися, виставляючи на пряме огляд центральне ядро. У кульових скупчення подвійні зірки зустрічаються в 100 раз частіше, як ніде ще. Деякі з цих двійню є джерелом рентгенівського излучения.

Навколо нашої Галактики знаємо близько 200 кульових зоряних скупчень, які розподілені з усього величезному кулястому гало, заключающему в собі Галактику. Всі ці скупчення дуже старі, і виникли вони змогли чи менш до того ж час, як і сама Галактика: від 10 до 15 мільярдів років тому. Схоже те що, що скупчення утворилися, коли частини хмари, з якого була створена Галактика, розділилися більш дрібні фрагменти. Кульові скупчення не розходяться, оскільки зірки у яких сидять дуже тісно, та його потужні взаємні сила тяжіння пов’язують скупчення в щільне єдине целое.

Кульові зоряні скупчення спостерігаються як навколо нашої Галактики, а й навколо інших галактик будь-якого сорти. Найяскравіше шаровий скупчення, легко видиме неозброєним оком, це Омега Кентавра у південному сузір'ї Кентавр. Вона знаходиться з відривом 16 500 світлових років від Сонця і є великим із усіх відомих скупчень: його діаметр — 620 світлових років. Найяскравішим кульовим скупченням північного півкулі є М13 в Геркулесі, його ніяк не, проте можна розрізнити неозброєним глазом.

У 1596 р. голландський спостерігач зірок, любитель, під назвою Давид Фабриціус (1564−1617), виявив досить яскраву зірку в сузір'ї Кіта; зірка ця поступово стала тьмяніти і за кілька тижнів взагалі зникла не врахували. Фабриціус був охарактеризований першим, хто описав спостереження перемінної звезды.

Ця зірка отримав назву Миру — чудесна. За період в 332 дня Миру змінює свій блиск від приблизно 2-ї зоряної величини (на рівні Полярної зірки) до 10-ї зоряної величини, коли стає значно більше слабкої, ніж потрібно для спостереження неозброєним оком. У наші дні відомі багато тисяч змінних зірок, хоч з них змінює свій блиск менш драматично, як Мира.

Є різноманітні причини, якими зірки замінюють блиск. Причому блиск іноді змінюється набагато світлових величин, інколи ж так незначно, що це й зміна можна знайти лише з допомогою дуже чутливих приладів. Деякі зірки змінюються регулярным.

Інші - несподівано гаснуть чи раптово спалахують. Зміни можуть відбуватися циклично, з періодом у років, а можуть случатися в лічені секунди. Щоб осягнути, чому та чи інша зірка є перемінної, потрібно спочатку точно простежити, яким чином вона змінюється. Графік зміни зоряної величини перемінної зірки називається кривою блиску, Щоб накреслити криву блиску, виміру блиску слід проводити регулярно. Для точного виміру зоряних величин професійні астрономи використовують прилад, званий фотометром, численні спостереження змінних зірок виробляються астрономамилюбителями. З помощыо спеціально підготовленої карта народження і після деякою практики непогані складно будувати висновки про зоряної величині перемеиной зірки безпосередньо в очей, коли її з постійними зірками, розташованими рядом.

Графіки блиску змінних звеэд показують, деякі зірки мсняются регулярним (правильним) чином — часовий відрізок їхнього графіка на відрізку времеии певної довжини (періоді) повторюється знову і знову. Інші зірки змінюються цілком непередбачено. Кпиравильным мінливі зірки відносять пульсуючі зірки й подвійні зірки. Кількість світла змінюється від того, що зірки пульсують чи викидають хмари речовини. Але є інша група змінних зірок, що є подвійними (бінарними). Коли бачимо зміна блиску бінарних зірок, це, що сталося одна з кількох возможпых явищ. Обидві зірки може стати на лінії зору, оскільки, рухаючись у своїм орбітам, можуть проходити прямо одна перед інший. Такі системи називаються затменно-двойными зірками. Найзнаменитіший приклад такої роду — зірка Алголь в сузір'ї Персея. У тісно розташованої парі матеріал може рушити з одного зірки в іншу, нерідко викликаючи драматичні последствия.

ПУЛЬСУЮЧІ ПЕРЕМІННІ ЗВЕЗДЫ.

Деякі із найбільш правильних змінних зірок пульсують, стискуючись і знову збільшуючись — хіба що вібрують з певною частотою, приблизно оскільки це відбувається з струною музичного інструмента. Найбільш відомий тип подібних зірок — цефеиды, як було названо але зірці Дельта Цефея, що є типовий приклад. Це зірки надгіганти, їх маса перевершує масу Сонця 3 — 10 раз, а світність в сотні мільйонів і навіть тисячі разів вище, ніж в Сонця. Період пульсації цефеид вимірюється днями. У процесі пульсації цефеиды як площа, і температура його поверхні змінюються, що викликає зміну її блеска.

Миру, перша з описаних змінних зірок, й інші їй зірки зобов’язані своєї переменностью пульсаціям. Це холодні червоні гіганти у вищій стадії свого істота вания, вони ось-ось полностыо скинуть, як шкаралупу, свої зовнішні верстви і створять планетарну туманність. Більшість червоних сверхгигантов, подібних Бетельгейзе в Оріоні, змінюються лише деяких пределах.

Використовуючи для спостережень спеціальну техніку, астрономи виявили на поверхні Бетельгейзе великі темні пятна.

Зірки типу RR Ліри представляють іншу важливу групу пульсуючих зірок. Це старі зірки приблизно такою самою маси, як Сонце. Чимало їх ми перебувають у кульових зоряних скупчення. Зазвичай, вони замінюють блиск однією зоряну величину приблизно на добу, їх властивості, як і властивості цефеид, використовують із обчислення астрономічних расстояний.

Неправильні перемінні звезды.

R Північної Корони і зірки, подібні до неї, поводяться цілком непередбачуваним чином. Зазвичай цю зірку можна розгледіти неозброєним оком. Кожні кілька років блиск падає приблизно до восьмий зоряної величини, та був поступово зростає, повертаючись до рівня. Очевидно, причина туп на тому, що ця звезда-сверхгигант скидає із себе хмари вуглецю, який вони вбирають в крупинки, створюючи щось на кшталт сажі. Якщо одна з цих густих чорних хмар проходить між нами і зіркою, воно заступає світло зірки, поки хмару не розвіється в пространстве.

Зірки цього виробляють густу пил, що є вельми важливе значення в західних областях, де утворюються звезды.

ЯКІ СПАЛАХУЮТЬ І ПОДВІЙНІ ЗВЕЗДЫ.

Які Спалахують звезды.

Магнітні явища на Сонце є причиною сонячних плям і сонячних спалахів, але вони можуть существепно спричинити яскравість Сонця. Для деяких зірок — червоних карликів — тут інше: ними подібні спалахи досягають величезних масштабів, і цього світлове випромінювання може зростати на цілу зоряну величину, або навіть більше. Найближча до Сонцю зірка, Проксима Кентавра, є одним із таких вспыхивающих зірок. Ці світлові викиди не можна передбачити, а тривають вони лише кілька минут.

Подвійні звезды.

Приблизно половину всіх зірок нашої Галактики належить до подвійним системам, отже подвійні зірки, обертові по орбітам одна навколо інший, явище дуже распространенное.

Належність до подвійний системі дуже впливає все життя зірки, особливо коли напарники перебувають близько друг до друга. Потоки речовини, устремляющиеся від однієї зірки в іншу, призводять до драматичним вибухів, таких як вибухи нові й наднових звезд.

Подвійні зірки утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зірки подвійний системи обертаються по эллиптическим орбітам навколо деякою точки, лежачої з-поміж них і званої центром гравітації цих зірок. Це можна уявити як точку, якщо уявити зірки сидячими на дитячих гойдалках: кожна своєму кінці дошки, належної на колоду. Чим далі зірки друг від друга, тим довше тривають шляху по орбітам. Більшість подвійних зірок (чи навіть — подвійних) занадто близькі друг до другу, щоб їх можна було розрізнити окремо навіть у найпотужніші телескопи. Якщо відстань між партнерами дуже багато, орбітальний період може вимірюватися роками, інколи ж цілим століттям і навіть болше. Подвійні зірки, які помітні роздільно, називаються видимими двойными.

Відкриття подвійних звезд.

Найчастіше подвійні зірки визначаються або за незвичному руху яскравішою з цих двох, або за їх спільному спектру. Якщо зірка робить на небі регулярні коливання, це, що вона є невидимий партнер. Тоді кажуть, що це астрометрическая подвійна зірка, виявлена з допомогою вимірів її положення. Спектроскопічні подвійні зірки виявляють за змінами та особливим характеристикам їх спектрів, Спектр звичайної зірки, на кшталт Сонця, подібний до безупинної веселці, пересіченій численними вузькими щілинами — так званими лініями поглощепия. Точні кольору, у яких розташовані ці лінії, змінюються, якщо зірка йде до нам чи то з нас. Це називається ефектом Допплера. Коли зірки подвійний системи рухаються за своїми орбітам, вони поперемінно то наближаються до нас, то видаляються. Через війну лииии їх спектрів переміщаються на деякому ділянці веселки. Такі рухливі лінії спектра свідчать, що зірка подвійна. Якщо обидва учасника подвійний системи мають приблизно однаковий блиск, в спектрі помітні два набору ліній. Якщо один із зірок набагато яскравіше інший, її світло домінуватиме, але регулярне усунення спектральних ліній однаково видасть її справжню подвійну природу.

Измеренне швидкостей зірок подвійний системи та застосування законного тяжіння є важливий метод визначення мас зірок. Вивчення подвійних зірок — це єдине пряме спосіб обчислення зоряних мас. Проте у кожному даному випадку непросто отримати точний ответ.

Тісні подвійні звезды.

У системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сила тяжіння прагнуть розтягнути кожну їх, дати їй форму груші. Якщо тяжіння досить сильно, настає критичного моменту, коли речовина починає витікати з одного зірки й падати в іншу. Навколо цих двох зірок є деяка область у вигляді тривимірної вісімки, поверхню якої є критичну кордон. Ці дві грушеобразные постаті, кожна навколо своєї зірки, називаються порожнинами Роша. Якщо один із зірок виростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неї потрапляє в іншу зірку у тому точці, де порожнини торкаються одна одної. Часто зоряний матеріал не опускається безпосередньо в зірку, а спочатку закручується вихором, створюючи так званий аккреционный диск. Якщо обидві зірки настільки розширилися, що заповнили свої порожнини Роша, виникає контактна подвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається в кулю навколо двох зоряних ядер. Оскільки в рахунку всі зірки розбухають, перетворюючись на гіганти, а багато зірки є подвійними, то взаимодействуюшие подвійні системи — явище нередкое.

Однією з разючих результатів перенесення маси подвійних зірках є так звана спалах новой.

Одна зірка розширюється отже заповнює свою порожнину Роша; це означає роздування зовнішніх верств зірки доти, коли її матеріал почне захоплюватися інший зіркою, підпорядковуючись її тяжіння. Ця друга зірка — білий карлик. Раптом блиск збільшується приблизно за десять зоряних величин — спалахує нова. Відбувається нічим іншим, як гігантський викид енергії за короткий термін, потужний ядерний вибух на поверхні білого карлика. Коли матеріал з раздувшейся зірки рухається до карлику, тиск у низвергающемся потоці матерії різко зростає, а температура під новим шаром збільшується мільйон градусів. Спостерігалися випадки, коли через десятки або сотню років спалахи нових повторювалися. Інші вибухи спостерігалися лише однжды, однак вони можуть повторитися через тисячі років. На зірках іншого типу відбуваються менш драматичні спалахи — карликові нові, — повторювані через дні і месяцы.

Коли ядерного палива зірки виявляється витраченим і її глибинах припиняється вироблення енергії, зірка починає стискатися до центру. Сила тяжіння, спрямована всередину, большє нє врівноважується яка викидає силою гарячого газа.

Подальший розвиток подій залежить від безлічі сжимающегося матеріалу. Якщо це маса не перевершує сонячну більш ніж 1,4 разу, зірка стабілізується, стаючи білим карликом. Катастрофічного стискування не завдяки основному властивості електронів. Є така ступінь стискування, коли вони починають відштовхуватися, хоча ніякого джерела теплової енергії ми маємо. Щоправда, це відбувається буде лише тоді, коли електрони і атомні ядра стиснуті неймовірно сильно, створюючи надзвичайно щільну материю.

Білий карлик з безліччю Сонця за обсягом приблизно дорівнює Земле.

Лише чашка речовини білого карлика важила на Землі сотню тонн. Цікаво, що замість массивнее білі карлики, тим менше їх обсяг. Що є внутрішність білого карлика, уявити дуже важко. Найшвидше, це щось на кшталт єдиного гігантського кристала, який поступово вистигає, стаючи дедалі більше тьмяним і червоним. У дійсності, хоча астрономи білими карликами називають цілу групу зірок, лише гарячі їх, з температурою поверхні близько 20 000 З, насправді білі. У остаточному підсумку кожен білий карлик перетвориться на темний кулю радіоактивного попелу абсолютно мертві останки зірки. Білі карлики акцій настільки малі, що й найгарячіші їх випускають зовсім трохи світла, і виявити їх буває нелегко. Проте кількість відомих білі карлики зараз налічує сотні; за оцінками астрономів, щонайменше десятої частині від усіх зірок Галактики — білі карлики. Сиріус, сама яскрава зірка нашого неба, дійсних членів подвійний системи, та її напарник — білий карлик під назвою Сиріус В.

НЕЙТРОННІ ЗВЕЗДЫ.

Якщо маса сжимающейся зірки перевершує масу Сонця більш ніж 1,4 разу, така зірка, досягнувши стадії білого карлика, у цьому не зупиниться. Гравітаційні сили у цьому випадку такі великі, що електрони удавлюються всередину атомних ядер. Через війну протони перетворюються на нейтрони, здатні прилягати друг до друга без будь-яких проміжків. Щільність иейтронных зірок перевершує навіть щільність білі карлики; але якщо маса матеріалу не перевершує 3 сонячних мас, нейтрони, як і електрони, здатні самі припинити подальший стиснення. Типова нйтронная зірка має у поперечникс лише від 10 до 15 км, а один кубічний сантиметр її речовини важить майже мільярд тонн. Крім нечувано величезної щільності, нейтронні зірки мають ще двома особливі властивості, що дозволяють їх виявити, попри настільки малі розміри: це швидке обертання і сильне магнітне полі. Загалом, обертаються всі зірки, але зірка стискається, швидкість її обертання зростає - точно як і, як фігурист на льоду обертається набагато швидше, коли притискає себе руки. Нейтронна зірка робить кілька оборотів в секунду. Поруч із виключно швидким обертанням, нейтронні зірки мають магнітне полі мільйони раз сильніше, ніж в Земли.

ПУЛЬСАРЫ Первыс пульсари відкрили 1968 р., коли радіоастрономи виявили регулярні сигнали, що йдуть до нас з чотирьох точок Галактики. Вчені були вражені тим, якісь природні об'єкти можуть випромінювати радіоімпульси у тому правильному і швидкому ритмі. Спочатку (щоправда, ненадовго) астрономи запідозрили участь якихось мислячих істот, обитаюших у затінках Галактики. Але невдовзі знайшли природне пояснення. У потужному магнітному полі нейтронної зірки рухомі по спіралі електрони генерують радіохвилі, які випромінюються вузьким пучком, як промінь прожектора. Зірка швидко обертається, і радиолуч перетинає лінію нашого спостереження, як маяк. Деякі пульсари випромінюють як радіохвилі, а й світлові, рентгенівські і гамма-промені. Період самих повільних пульсарів до чотирьох секунд, а найшвидших — тисячні частки секунди. Обертання цих нейтронних зірок було з якихось причин ще більш прискорений; можливо, вони входить у подвійні системы.

РЕНТГЕНІВСЬКІ ПОДВІЙНІ ЗВЕЗДЫ.

У Галактиці знайдено, по крайнього заходу, 100 потужне джерело рентгенівського випромінювання. Рентгенівські промені мають така велика енергією, що з виникнення їх джерела має відбутися щось із низки он що виходить. На думку астрономів, причиною рентгенівського випромінювання могло б прислужитися матерія, падаюча на поверхню маленькій нейтронної звезды.

Можливо, рентгенівські джерела є подвійні зірки, одній із яких дуже мала, але масивна; це то, можливо нейтронна зірка, білий карлик чи чорна діра. Зірка-компаньйон може або массивиой зіркою, маса якої перевершує сонячну удесятеро — 20 раз, або мати масу, перевищує масу Сонця лише вдвічі. Проміжні варіанти видаються вкрай малоймовірними. До таких ситуацій наводить складна історія еволюції та обмін масами у подвійних системах, Фінальний результат залежить від початкових мас і початкового відстані між звездами.

У подвійних системах з невеликими масами навколо нейтронної зірки утворюється газовий диск. У разі систем з болшими масами матеріал устремлется просто у нейтронну зірку — її магнітне полі засмоктує його, як і вирву. Саме через такі системи часто виявляються рентгенівськими пульсарами.

НОВІ І НАДНОВІ ЗВЕЗДЫ.

При спалахи нових зірок виділяється енергія до 105 380 Дж. Ті зірки, які невдало називають новими насправді є і до спалахи. Це гарячі карликові зірки, які за стислі терміни (від діб до ста днів) збільшують свою світність на багато зоряних величин, після чого повільно, іноді протягом багато років, повертаються до свого початкового стану. При спалахи нових зірок з їхньої атмосфер зі швидкістю 1000 км/с викидаються зовнішні газові оболонки масою в тисячі разів меншою мас Сонця. Щороку до галактиці спалахує щонайменше 200 нових звезд, но з них помічаємо лише 2/3. Встановлено, нові зірки — гарячі зірки в тісних подвійних системах, де друга зірка набагато холодніше першої. Саме двоїстість і в кінцевому підсумку причиною спалахи нової зірки. У тісних подвійних системах відбувається обмін газовим речовиною між компонентами. Коли гарячу зірку у своїй потрапляє дуже багато водню з іншою зірки, це призводить до потужному вибуху, і Землі спостерігачі реєструють спалах нової зірки. Важко, практично неможливо уявити енергію, выделяющуюся при спалахи, чи, точніше, вибухи наднових зірок. Протягом кількох місяців наднова зірка випромінює у просторі стільки ж енергії (10 543 0Дж), скільки Сонце протягом кількох мільярдів років. Причини вибухів наднових зірок достовірно невідомі, проте вони відбуваються оскільки у процесі випромінювання зі зірки йде величезну кількість нейтронів і її втрачає стійкість. До вибуху ядро наднової зірки має щільність 10 510 0 кг/м 53 0 і температуру на кілька мільярдів кельвинов. Після різкій витоку нейтринов зірка протягом кількох сотої частки секунди спадає всередину себе. Її ядро набуває щільність 10 517 0 кг/м 53 0 і температуру порядку 200 млрд. кельвинов. У оболонці, оточуючої ядро, виникає вибухова реакція вигоряння вуглецю і кисню. Найпотужніша вибухова хвиля зриває зовнішні оболонки зірки, і тоді момент бачимо спалах наднової. Результат спалахи залежить від початкового маси зірки. Якщо вибуху зірка мала масу від 1,2 до 2 мас Сонця, то після вибуху перетворюється на нейтронну зірку. Існування таких об'єктів передбачене ще 1934 р. Вони складаються з нейтронів, у яких перетворюються протони і ядра всіх важчих елементів. Поперечники нейтронних зірок настільки малі (близько 20-ти км), що з них вільно розмістилася на території Москви. Теоретичні розрахунки доводять, що нейтронні зірки мають дуже швидко обертатися навколо осі і мати потужним магнітним полем. У другому разі, коли маса зірки більш як удвічі перевищує сонячну масу, у вибуху зірка перетворюється на чорну діру чи коллапсар.

РАЗМЕРЫ ЗІРОК І ЩІЛЬНІСТЬ ЇХ ВЕЩЕСТВ.

Розглянемо простою прикладі як і порівняти розміри зірок однаковою температури, наприклад Сонця і Капели. Ці зірки мають однакові спектри, колір і температуру, але світність Капели в 120 раз перевищує світність Сонця. Бо за однаковою температурі яскравість одиниці поверхні зірок теж однакова, отже, поверхню Капели більше, ніж Сонця 120 раз, а діаметр і радіус її сонячних в корінь квадратний з 120, що наближено одно 11раз.

Визначити розміри інших зірок дозволяє знання законів випромінювання. Результати таких обчислень повністю підтвердилися, коли всі можливим вимірювати кутові діаметра зірок з допомогою оптичного приладузоряного интерферометра.

Зірки дуже великі світності називаються сверхгигантами. Червоні надгіганти називаються такими і з розмірам. Бетельгейзе і Антарес у сотні разів більше Сонця по діаметру. Віддаленіше ми VV Цефея настільки велике, що вмістилося б Сонячна система з орбітами планет до орбіти Юпітера включно !!! Тим більше що маси сверхгигантов більше сонячної лише на 30−40 раз. Через війну навіть середня щільність сверхгигантов в тисячі разів менш як щільність комунатного воздуха.

При однаковою світності розміри зірок тим менше, ніж ці зірки гаряче. Найбільш малими серед пересічних зірок є червоні карлики. Маси їх і радіуси — десяті частки сонячних, а середні щільності в 10−100 разів більше щільності води. Ще менше червоних білі карлики — але то вже незвичні зірки. У близького вже питання яскравого Сиріуса (має радіус ще більше сонячного) є супутник, котрий звертається навколо неї з періодом 50 років. Для цієї подвійний зірки відстань, орбіта і українськомовні маси добре відомі. Обидві зірки білі, майже однаково гарячі. Отже, поверхні однаковою площі випромінюють У цих зірок однакове у енергії, але з світності супутник удесятеро 000 разів слабкіша за, ніж Сиріус. Отже, його радіус менші надходження до 100 раз, тобто. майже той самий наче земля. Тим більше що маса у нього майже така, як і в Сонця. Отже білий карлик має величезну щільність — близько 20 59 0 кг/м 53 0. Існування газу такий щільності пояснили в такий спосіб: зазвичай межа щільності ставить розмір атомів, є системами, які з ядра та електронної оболонки. При дуже високою температурі у надрах зірок і за повної іонізації атомів їх ядра і електрони стають незалежними друг від друга. При колосальному тиск вышележащих верств це «кришиво «з частинок то, можливо стисло набагато більше, ніж нейтральний газ. теоретично допускається можливість існування при певних умов зірок з щільністю, рівної щільності атомних ядер.

Приклад білі карлики ми бачимо астрофізичні дослідження розширюють уявлення про будову речовини; поки такі умови в лабораторії створити неможливо. Тому астрономічні спостереження допомагають розвитку найважливіших фізичних представлений.

ВСЕЛЕННАЯ.

Найбільше у світі - сама Всесвіт, що охоплює й включає в себе всі планети, зірки, галактики, скупчення, сверхскопления і осередки. Дальність дії сучасних телескопів сягає кількох мільярдів світлових лет.

Планети, зірки, галактики вражають нас дивовижним розмаїттям своїх властивостей, складністю будівлі. Але як влаштована увесь Всесвіт, Всесвіт загалом ?

Її головне властивість — однорідність. Про це можна сказати й точніше. Уявімо, що ми подумки виділили у Всесвіті дуже великі кубічний обсяг, з руба на 500 гривень мільйонів світлових років. Підрахуємо, як у ньому галактик. Произведём таку ж підрахунки й інших, але такі ж гігантських обсягів, розміщених у різних частинах Всесвіту. Якщо всі це проробити і порівняти результати, то виявиться, що у кожному їх, де та їхні ні брати, міститься однакове число галактик. Це ж обговорюватимуть і при підрахунку скупчень і навіть ячеек.

Всесвіт постає маємо скрізь однаковою — «суцільний» і однорідної. Простіше пристрої і не придумати. Слід зазначити, що питання люди віддавна підозрювали. Вказуючи із міркувань максимальної простоти устрою загальну однорідність світу, чудовий мислитель Паскаль (1623−1662) говорив, що — це коло, центр якого скрізь, а окружність ніде. Тож з допомогою наочного геометричного образу він стверджував однорідність мира.

У однорідному світі усі «місця» рівноправні і будь-яка їх може на, що його — Центр світу. Якщо ж так, отже, ніякого центру світу зовсім не від существует.

У Всесвіту є й світло ще одне найважливіше властивість, та про ньому на гадку і здогадувалися. Всесвіт перебувати у русі - вона розширюється. Відстань між скупченнями і сверхскоплениями невпинно зростає. Вони хіба що розбігаються друг від друга. А мережу ячеистой структури растягивается.

За часів люди воліли вважати Всесвіт вічної і незмінною. Ця думка панувала до 20-х нашого століття. Тоді вважалося, що її обмежено розмірами нашої Галактики. Шляхи можуть народжуватися і вмирати, Галактика однаково стає дедалі тієї ж, як незмінним залишається ліс, у якому покоління за поколінням змінюються деревья.

Справжній переворот у науці Всесвіт виробили 1922 — 1924 роках роботи ленінградського математика і фізика А. Фрідмана. Маючи лише що створену тоді А. Ейнштейном загальну теорію відносності, він математично довів, що — це щось застигле й незмінного. Як єдине ціле вона живе своєї динамічної життям, змінюється у часі, розширяючись чи стискуючись по суворо певним законам.

Фрідман відкрив рухливість звёздной Всесвіту. Це було теоретичне пророцтво, а вибір між розширенням і на стиснення потрібно зробити на підставі астрономічних спостережень. Такі спостереження 1928 — 1929 роках вдалося проробити Хабблу, відомому вже нам досліднику галактик.

Він виявив, що далекі галактики й цілі їх колективи рухаються, віддаляючись ми в різні боки. Але так має бути, відповідно до віщуваннями Фрідмана, загальне розширення Вселенной.

Звісно, але це означає, що галактики розбігаються саме з нас. Інакше ми повернулися б до старим поглядам, до докоперниковой картині світу з Землею у центрі. Насправді загальне розширення Всесвіту відбувається отже усі вони видаляються друг від одного й із будь-якої місця картина цього розбігання така, як ми бачимо її з нашої планеты.

Якщо Всесвіт розширюється, отже, у далекому минулому скупчення були ближче друг до друга. Понад те: з теорії Фрідмана слід, що п’ятнадцять — двадцять мільярдів років тому я ні зірок, ні галактик не був і все речовину було виготовлено перемішано і стисло до колосальної щільності. Це речовину було виготовлено тоді навіть немислимо гарячим. З такої особливого гніву й почалося загальне розширення, який привів згодом до утворення Всесвіту, якою ми бачимо і Бог знаємо її сейчас.

Загальні ставлення до побудову Всесвіту складалися протягом всієї історії астрономії. Проте у нашому столітті змогла з’явитися сучасна наука про будову і еволюції Всесвіту — космология.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

.

Ми знаємо будова Всесвіту немов у величезному обсязі простору, для перетину якого світу потрібні мільярди. Але допитлива думку людини прагне проникнути далі. Що за межами що спостерігається області світу? Нескінченна чи Всесвіт за обсягом? І її розширення — чому воно почалося й він завжди тривати у майбутньому? Та й походження «прихованої» маси? І, насамкінець, як зародилася розумна життя в Всесвіту ?

Чи є вона й де-небудь крім нашої планети? Остаточні і повні відповіді ці запитання отсутствуют.

Всесвіт невичерпна. Невтомна і бажання знання, що змушує людей ставити нові й побудувати нові питання світу і наполегливо шукати відповіді них.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Космос: Збірник. «Науково — популярна література» (Сост. Ю. І. Коптєв і З. А. Нікітін; Вступ. ст. академіка Ю. А. Осипьяна; Оформл. і макет У. Итальянцева; Рис. Є. Азанова, М. Котляровского, У. Цикоты. — Л.: Дет. лит., 1987. — 223 з., мул.) І. А. Климишин. «Астрономія нашого часу» — М.: «Наука»., 1976. — 453 з. А. М. Томілін. «Небо Землі. Нариси з історії астрономії» (Науковий редактор і автор цих передмови доктор фізико-математичних наук До. Ф. Огородников. Рис. Т. Оболенской і Б. Стародубцева. Л., «Дет. літ.», 1974. — 334 з., мул.) «Енциклопедичний словник юного астронома» (Сост. М. П. Ерпылев. — 2-ге вид., перераб. і доп. — М.: Педагогіка, 1986. — 336с., ил.).