Звезды. 
Класифікація й будову зірок

Звезды. Класифікація й будову звезд.

Введение

На протязі тисячоліть зірки були незбагненні для людської свідомості, але де вони заворожували його. Тому наука про зірках — астрономія — це один із найбільш древніх. Знадобилися тисячі років, щоб люди звільнилися від наївних поглядів на тому, що зірки — це світні точки, прикріплені до величезного куполу. Втім, найбільші мислителі давнини розуміли, що зоряне небо з Сонцем і Місяцем — щось більше, ніж просто збільшене подобу планетарію. Вони здогадувалися, що планети і зірки є окремими тілами та вільно ширяють у Всесвіті. Із початком космічної ери зірки стали нам ближче. Ми довідуємося них дедалі більше. Але найдавніша наука про зірках, астрономія, як не вичерпала себе, але, навпаки, стала ще більше интересной.

Звездные величины

Одной із важливих характеристик є зоряна величина. Раніше вважали, що відстань до зірок однаково, і що зірка яскравіше, тим більша за діаметром. Саме найяскравіші зірки віднесли до зірок першої величини (1m, від латів. magnitido — величина), а ледве помітні неозброєним оком — до шостий (6m). Сьогодні ми знаємо, що зоряна величина характеризує не розміри зірки, та її блиск, тобто освітленість, яку зірка створює Землі.

Но шкала зоряних величин збереглася б і уточнена. Блиск зірки 1m більше блиску зірки 6m рівно в 100 раз. Світила, блиск яких перевершує блиск зірок 1m, мають нульові й негативні зоряні величини. Шкала триває і відійти вбік зірок, не видимих неозброєним оком. Є зірки 7m, 8m тощо. Для точної оцінки використовують дробные зоряні величини 2,3m, 7,1m й дуже далее.

Так як зірки перебувають ми в різних відстанях, їх видимі зоряні величини щось говорять про светимостях (потужності випромінювання) зірок. Тому використовується ще поняття «абсолютна зоряна величина». Зоряні величини, які мали б зірки, коли вони перебували на рівній відстані (10 пк), називаються абсолютними зоряними величинами (М).

Расстояние до звезд

Для визначення відстаней до найближчих зірок застосовується метод параллакса (величина кутового усунення предмета). Кут (p), під яких із зірки було б видно середній радіус земної орбіти (а), розташований перпендикулярно напрямку на зірку, називається річним параллаксом. До зірки можна визначити по формуле.

a.

r = ——.

sinp.

Расстояние до зірки, відповідне параллаксу один?? називається парсеком.

Однако річні параллаксы можна визначити тільки в найближчих зірок, розташованих не далі кілька сотень парсек. Але виявилася статистична залежність між виглядом спектра зірки й абсолютної зоряної величиною. Отже з вигляду спектра оцінюють абсолютні зоряні величини, та був, порівнюючи його з видимими зоряними величинами, обчислюють і відстані до зірок і параллаксы. Параллаксы, певні в такий спосіб, називаються спектральними параллаксами.

Светимость

Одни зірки здаються нам яскравішими, інші слабшими. Але це ще свідчить про істинної потужності випромінювання зірок, оскільки вони знаходяться різними відстанях. Отже видима зоряна величина як така може бути характеристикою зірки, оскільки залежить від відстані. Справжньою характеристикою служить світність, тобто повна енергія, яку випромінює зоря у одиницю часу. Світності зірок вкрай різноманітні. В однієї з звезд-гигантов — P. S Золотий Риби — світність в 500 000 разів більше сонячної, а світність найслабших звезд-карликов приблизно у стільки ж разів менша.

Если відома абсолютна зоряна величина, можна обчислити світність будь-який зірки з формуле.

lg L = 0,4(MaM),.

где: L — світність зірки,.

M — її абсолютна зоряна величина, а.

Мa — абсолютна зоряна величина Сонця.

Масса звезд

Еще одне важливе характеристика зірки — її маса. Маси зірок різні, але, на відміну светимостей і середніх розмірів, різні в порівняно вузьких межах. Основний метод визначення мас зірок дає дослідження подвійних зірок. За підсумками закону Світового тяжіння і законів Кеплера, узагальнених Ньютоном, вивели формула а3.

М1+М2 = —— ,.

p 3р2.

где М1 і М2 — маси головною зірки та її супутника, Р — період обертання супутника, а — велика полуось земної орбиты.

Также виявлено залежність між світністю та величезною кількістю зірки: світність збільшується пропорційно кубу маси. За такою залежність, можна за світності визначити маси одиночних зірок, котрим неможливо обчислити масу безпосередньо з наблюдений.

Спектральная классификация

Спектры зірок — це їхнє паспорти, з описом всіх їх фізичних властивостей. По спектру зірки можна дізнатися її світність (отже, й відстанню досяжна), її температуру, розмір, хімічний склад її атмосфери, як якісний, і кількісний, швидкість її руху на просторі, швидкість її обертання навколо осі і і те, чи немає поблизу неї інший, невидимою зірки, разом із якої вона звертається довкола їхнього загального центру тяжести.

Существует детально розроблена класифікація зоряних класів (гарвардська). Класи є такі літерами, підкласи — цифрами від 0 до 9 після літери, що означає клас. У класі Про підкласи розпочинаються з О5. Послідовність спектральних класів відбиває безупинне падіння температури зірок принаймні початку дедалі більше пізнім спектральним класам. Вона має так:

О — B — A — F — G — K — M.

Среди холодних червоних зірок, крім класу М, є дві інші різновиду. У спектрі одних замість смуг молекулярного поглинання окису титану характерні смуги окису вуглецю і циана (в спектрах, які охоплюють літерами R і N), серед інших характерні смуги окису цирконію (клас S).

Подавляющее більшість зірок належить до послідовності від Про до М. Ця послідовність безупинна. Кольори зірок різних класів різні: Про і У — блакитнуваті зірки, А — білі, F і G — жовті, До — помаранчеві, М — красные.

Рассмотренная вище класифікація одномірна, бо основною характеристикою є температура зірки. Але навіть серед зірок одного класу є звезды-гиганты і зірки-карлики. Вони відрізняються за щільністю газу атмосфері, площі поверхні, світності. Ці розбіжності б’ють по спектрах зірок. Існує нова, двовимірна класифікація зірок. З цієї класифікації в кожній зірки крім спектрального класу вказується ще клас світності. Він позначається римськими цифрами від I до V. I — надгіганти, II-III — гіганти, IV — субгиганты, V — карлики. Наприклад, спектральний клас зірки Веги виглядає як А0V, Бетельгейзе — М2I, Сиріуса — А1V.

Все сказане вище належить до нормальних зіркам. Проте є безліч нестандартних зірок із досить незвичними спектрами. Передусім це емісійні зірки. Для їх спектрів характерні як темні (абсорбционные) лінії, а й світлі лінії випромінювання, яскравіші, ніж безперервний спектр. Такі лінії називаються емісійними. Присутність у спектрі таких ліній позначається буквою «е» після спектрального класу. То є зірки Ве, Ае, Ме. Наявність у спектрі зірки Про певних емісійних ліній позначається як Оf. Існують екзотичні зірки, спектри яких складаються з широких емісійних смуг і натомість слабкого безперервного спектра. Їх позначають WC і WN, в гарвардську класифікацію де вони вкладаються. Останнім часом було відкрито інфрачервоні зірки, що майже все своє енергію випромінюють в невидимою інфрачервоної області спектра.

Звезды-гиганты і зірки-карлики

Среди зірок зустрічаються гіганти і карлики. Найбільші у тому числі - червоні гіганти, які, попри свою слабке випромінювання з кв. м поверхні, світять в 50 000 разів потужніші Сонця. Найбільші гіганти в 2400 разів більше Сонця. Усередині в них міг би розміститися наша Сонячна система до орбіти Сатурна. Сиріус — це одне з білих зірок, він світить в 24 разу міцніше Сонця, приблизно ще більше Сонця диаметре.

Но існує безліч зірок карликів. Це переважно червоні карлики з діаметром половину і навіть у п’яту діаметра за наше Сонце. Сонце розміром є середньої зіркою, таких зірок з нашого галактиці миллиарды.

Особое місце займають серед зірок білі карлики. Але них буде розказано пізніше, як і справу кінцевої стадії еволюції звичайній звезды.

Переменные звезды

Переменные зірки — це зірки, блиск змінюється. У одних змінних зірок блиск змінюється періодично, в інших спостерігається безладне зміна блиску. Для позначення змінних зірок використовуються латинські літери із зазначенням сузір'я. У межах сузір'я мінливі зірки присвоюється послідовно одна латинська літера, комбінація з цих двох літер або літера V з номером. Наприклад, P. S Car, RT Per, V557 Sgr.

Переменные зірки діляться втричі великі класу: пульсуючі, эруптивные (вибухові) і затменные.

Пульсирующие зірки мають плавними змінами блиску. Вони обумовлені періодичним зміною радіуса і температури поверхні. Періоди пульсуючих зірок змінюються від часткою дня (зірки типу RR Ліри) до десятків (цефеиды) і сотень днів (мириды — зірки типу Миру Кіта). Пульсуючих зірок відкрито близько 14 тысяч.

Второй клас змінних зірок — вибухові, чи, як його ще називають, эруптивные зірки. Сюди ставляться, по-перше, наднові, нові, повторні нові, зірки типу І Близнюків, новоподобные і симбиотические зірки. До эруптивным зіркам ставляться молоді швидкі перемінні зірки, зірки типу ИV Кіта і кілька родинних їм об'єктів. Кількість відкритих эруптивных змінних перевищує 2000.

Пульсирующие і эруптивные зірки називаються фізичними перемінними зірками, оскільки зміна їх видимого блиску викликані фізичними процесами, що перебігають на них. У цьому змінюється температура, колір, котрий іноді розмір звезды.

Рассмотрим докладніше найцікавіші типи фізичних змінних зірок. Наприклад, цефеиды. Це поширений і дуже важливий тип фізичних змінних зірок. Їм притаманні особливості зірки d Цефея. Її блиск безупинно змінюється. Зміни повторюються через щоп’ять днів і побачили 8-го годин. Блиск зростає швидше, ніж слабшає після максимуму. d Цефея — періодична змінна зірка. Спектральні спостереження доводять зміни променевих швидкостей і спектрального класу. Змінюється також колір зірки. Отже, в зірці відбуваються глибокі зміни загального характеру, причина що у пульсації зовнішніх верств зірки. Цефеиды — нестационарные зірки. Відбувається почергове стиснення і розширення під дією двох керівництв: сили тяжіння до центра зірки й сили газового тиску, яка викидає речовина назовні. Дуже важливою характеристикою цефеид є період. Для кожної відкритої зірки він постійний з великою точністю. Цефеиды — це звезды-гиганты і надгіганти з великою светимостью.

Главное, що між світністю і періодом у цефеид існує залежність: що більше період блиску цефеиды, то більше вписувалося її світність. Отже, відомим з спостережень періоду можна визначити світність чи абсолютну зоряну величину, і потім і відстань від до цефеиды. Мабуть, багато зірки на протязі свого життя кілька днів бувають цефеидами. Тому і вивчення дуже важливо задля розуміння еволюції зірок. До того вони допомагають визначити відстань до інших галактик, де їх видно завдяки їхній великий світності. Цефеиды також допомагають у визначенні ж розмірів та форми нашої Галактики.

Другой тип правильних змінних — мириды, долгопериодичные перемінні зірки, під назвою зірки Світи (про Кіта). Будучи величезними зі свого обсягу, перевищує обсяг Сонця мільйони мільйони раз, ці червоні гіганти спектрального класу М пульсують надто повільно, з періодами від 80 до 1000 діб. Зміна світності в візуальних променях в різних представників цього зірок походить від 10 до 2500 раз. Проте загальна випромінювана енергія змінюється лише 2−2,5 разу. Радіуси зірок коливаються близько середніх значень не більше 5−10%, а криві блиску нагадують цефеидные.

Как було вже сказано, далеко ще не в усіх фізичних змінних зірок спостерігаються періодичні зміни. Відомо безліч зірок, які належать до полуправильным чи неправильним змінним. Таких зірок важко чи взагалі неможливо помітити закономірності у зміні блеска.

Рассмотрим тепер третій клас змінних зірок — затменные перемінні. Це подвійні системи, площину орбіти яких паралельна променю зору. При русі зірок навколо загального центру ваги вони по черзі затьмарюють одне одного, як і викликає коливання їх блиску. Поза затемнень до спостерігача доходить світ обох компонентів, тоді як у час затемнення світло послаблюється затмевающим компонентом. У тісних системах зміни сумарного блиску виникають також спотвореннями форми зірок. Періоди затменных зірок — і від кількох годин до десятків лет.

Существует три основних типи затменных змінних зірок. Перший — це перемінні зірки типу Алголя (b Персея). Компоненти цих зірок мають кулясту форму, причому розміри звезды-спутника більше, а світність менше головною зірки. Обидва компонента або білого кольору, або головна зірка білого кольору, а звезда-спутник жовтого. Поки затемнення немає, блиск зірки практично постійний. При затьмаренні головною зірки блиск різко зменшується (головний мінімум), а при заході супутника за головну зірку зменшення блиску незначно (вторинний мінімум) або зовсім не спостерігається. З аналізу кривою блиску можна визначити радіуси і світності компонентов.

Второй тип затменных змінних зірок — це зірки типу b Ліри. Їх блиск безупинно і плавно змінюється не більше приблизно два зоряних величин. Між головними мінімумами обов’язково настає менш глибокий вторинний мінімум. Періоди змінності - від напівдоби за кілька діб. Компоненти цих зірок — масивні блакитнувато-білі і білі гіганти спектральних класів У й О. Через значної є і відносної близькості друг до друга обидва компонента піддаються сильному приливному впливу, у результаті придбали эллипсоидальную форму. У цих тісних парах атмосфери зірок проникають один у одного й відбувається безперервний обмін речовиною, частину доходів якого іде у міжзоряний пространство.

Третий тип затменно подвійних зірок — зірки, що отримали назву зірок типу W Великий Медведицы під назвою цієї зірки, період змінності (та звернення) якої дорівнює лише 8 годинах. Важко уявити ту колосальну швидкість, з якою звертаються величезні компоненти цієї зірки. Спектральні класи цих зірок F і G.

Существует ще невеличкий окремий клас змінних зірок — магнітні зірки. Крім великого магнітного поля вони теж мають сильні неоднорідності поверхневих характеристик. Такі неоднорідності під час обертання зірки приводять до зміни блеска.

Примерно для 20 000 зірок клас змінності не определен.

Изучение змінних зірок має значення. Змінні зірки допомагають визначити вік зоряних систем, де вони перебувають, і тип їх зоряного населення; відстані до віддалених частин нашої Галактики, і навіть до інших галактик. Сучасні спостереження показали, деякі перемінні подвійні зірки є джерелом рентгенівського излучения.

Звезды, истекающие газом

В колекції зоряних спектрів можна простежити безперервний перехід від спектрів з окремими тонкими лініями до спектрам, що містить окремі надзвичайно широкі смуги поруч із темними лініями і навіть без них.

Звезды, які лініями їх спектрів можуть бути віднесено до зірок спектрального класу Про, але мають у своєму спектрі широкі яскраві смуги, називають зірками типу Вольфа-Райе — під назвою двох французьких учених, які виявили і котрі описали їх ще у столітті. Розгадати природу цих зірок вдалося лише теперь.

Звезды цього класу — найгарячіші серед усіх відомих. Їх температура — 40−100 тисяч градусов.

Такие величезні температури супроводжуються настільки потужним випромінюванням потоку ультрафіолетового проміння, що легкі атоми водню, гелію, а за дуже високої певній температурі й атоми інші елементи, очевидно, не витримавши тиску світла знизу, із великою швидкістю злітають вгору. Швидкість їх руху під впливом тиску світла так велика, що тяжіння зірки нездатна їх утримати. Безперервним потоком вони зриваються із поверхні зірки й майже утримувані мчать проти долучитися світове простір, створюючи хіба що атомний дощ, але спрямований не вниз, а вгору. Під таким дощем згоріло б, усе живе на планетах, якби такі оточували ці звезды.

Непрерывный дощ атомів, зриваються із поверхні зірки, утворює навколо суцільну, але безупинно рассеивающуюся у просторі атмосферу.

Как довго може спливати газом зірка типу Вольфа-Райе? У рік зірка Вольфа-Райе викидає масу газу, рівну однією десятою чи стотисячної частці маси Сонця. Маса зірок типу Вольфа-Райе у середньому десяток разів перевищує масу Сонця. Минаючи газом із швидкістю, зірка Вольфа-Райе неспроможна проіснувати довше, ніж 104−105 років, після цього неї вже нічого не залишиться. Незалежно від надання цього є дані, що верб дійсності зірки у цьому стані існують не довше тисяч років, швидше навіть значно менше. Мабуть, з зменшенням їх маси до деякого значення температура їх падає, викид атомів припиняється. Нині по всьому небі відомо лише близько сотні таких саморазрушающихся зірок. Мабуть, лише окремі, найбільш масивні зірки досягають свого розвитку такі високі температур, коли починається втрата газу. Можливо, звільнившись в спосіб надлишок маси, зірка може й далі нормальне, «здорове» развитие.

Большинство зірок типу Вольфа-Райе — дуже тісні спектрально-двойные зірки. Їх партнер в парі завжди виявляється також масивною й одержання гарячої зіркою класу Про чи У. Чимало з подібних таких зірок — затменно-двойные. Зірки, истекающие газом, хоч і не часто трапляються, але збагатили уявлення про зірках вообще.

Новые звезды

Новыми називаються зірки, блиск яких несподівано зростає у сотні, тисячі, навіть мільйони раз. Досягнувши найбільшої яскравості, нова зірка починає гаснути і повертається у спокійне стан. Чим міцніше спалах нової зірки, тим швидше падає її блиск. По швидкості падіння блиску нові зірки відносять або до «швидким», або до «медленным».

Все нові зірки викидають при спалах газ, який розлітається з високими швидкостями. Найбільша маса газу, выбрасываемого новими зірками при спалах, криється у головною оболонці. Ця оболонка видно через десятки багатьох років після спалахи навколо деяких інших зірок як туманності.

Все нові - подвійні зірки. У цьому пара полягає завжди з білого карлика і нормальної зірки. Оскільки зірки дуже близькі друг до друга, виникає потік газу з поверхні нормальної зірки на поверхню білого карлика. Існує гіпотеза спалахів нових. Спалах відбувається внаслідок різкого прискорення термоядерних реакцій горіння водню лежить на поверхні білого карлика. Водень потрапляє на білий карлик із нормальною зірки. Термоядерное «пальне» накопичується і вибухає після досягнення деякою критичної величини. Спалахи можуть повторюватися. Інтервал з-поміж них від 10 000 до 1 000 000 лет.

Ближайшие родичі нових зірок — карликові нові зірки. Їх спалаху тисячі разів слабше спалахів нових зірок, але відбуваються вони у тисячі разів частіше. По виду нові зірки й карликові нові в спокійному стані немає друг від друга. І досі невідомо, які фізичні причини призводять до настільки різною вибуховий активності цих зовнішньо схожих звезд.

Сверхновые звезды

Сверхновые зірки — найяскравіші зірки з тих, що з’являються на небі внаслідок зоряних спалахів. Спалах наднової - катастрофічне події життя зірки, оскільки він не може повернутися до вихідне стан. У максимумі блиску вона світить, як дещо мільярдів зірок, подібних Сонцю. Повна енергія, що виділятимуться при спалах, можна з енергією, излученной Сонцем під час свого існування (5 млрд. років). Енергія розходиться в напрямі прискорення речовини: воно розлітається в різні боки із величезними швидкостями (до 20 000 км/с). Залишки спалахів наднових зірок спостерігаються зараз у вигляді розширення туманностей з незвичними властивостями (Крабовидная туманність). Їх енергія дорівнює енергії спалахи наднової. Після спалаху дома наднової залишається нейтронна зірка чи пульсар.

До цього часу остаточно незрозумілий механізм спалахів наднових. Найімовірніше така зоряна катастрофа можливе тільки наприкінці «життєвого шляху» зірки. Найбільш імовірні такі джерела: гравітаційна енергія, выделяющаяся при катастрофічному стисканні зірки. Спалахи наднових мають важливі наслідки для Галактики. Речовина зірки, разлетающееся після спалахи, несе енергію, яка живить енергію руху міжзоряного газу. Це речовина містить нові хімічні сполуки. У певному сенсі, всі живе Землі зобов’язане своїм існуванням наднових зіркам. Без них хімічний склад речовини галактик був би дуже скудным.

Двойные звезды

Двойные зірки — пари зірок, пов’язані до однієї систему силами тяжіння. Компоненти таких систем описують свої орбіти навколо загального центру мас. Є потрійні, четверні зірки; їх називають кратними звездами.

Системы, в яких компоненти можна розгледіти в телескоп називають визуально-двойными. Але вони лише дивом перебувають у одному напрямку для земного спостерігача. У просторі їх поділяють величезні відстані. Це оптичні подвійні звезды.

Другой тип подвійних становлять зірки, які за русі поперемінно загороджують одне одного. Це затменно-двойные звезды.

Двойными є і зірки з власним рухом (за відсутності інших ознак двоїстості). Це правда звані широкі пари. З допомогою багатобарвною фотоэлектрической фотомерии можна знайти подвійні зірки, які інакше яке нічим себе не виявляють. Це фотомерические двойные.

Звезды з невидимими супутниками також можуть бути зараховані до двойным.

Спектрально-двойные зірки — зірки, двоїстість яких можна знайти лише за дослідженні їх спектров.

Звездные скопления

Это групи зірок, пов’язаних між собою силою притягування й спільністю походження. Вони налічують і від кількох десятків до сотень тисяч зірок. Розрізняють розсіяні і кульові скупчення. Різниця з-поміж них визначається масою і віком цих образований.

Рассеянные зоряні скупчення об'єднують десятки і сотні, рідко тисячі зірок. Їх розміри становлять зазвичай кілька парсек. Концентруються до екваторіальній площині Галактики. У нашій Галактиці відоме понад 1000 скоплений.

Шаровые зоряні скупчення налічують сотні тисяч зірок, мають чітку сферичну чи эллипсоидальную форму із сильною концентрацією зірок до центра. Усі кульові скупчення розташовані далеке від Сонця. У Галактиці відомо 130 кульових скупчень, а має бути близько 500.

Шаровые скупчення, очевидно, утворилися з величезних газових хмар у ранній формування Галактики, зберігаючи їхню витягнуті орбіти. Освіта розсіяних скупчень почалося пізніше з газу, «осілого» до площині Галактики. У найбільш щільних хмарах газу освіту розсіяних скупчень і асоціацій триває і він. Тому вік розсіяних скупчень є неоднаковим, тоді як вік великих кульових скупчень приблизно однаковий і близький до віку Галактики.

Звездные ассоциации

Это розсіяні групи зірок спектральних класів Про і У та певного типу Т. Тельця. За своїми характеристикам зоряні асоціації нагадують великі надто молоді розсіяні скупчення, але від них, очевидно, меншою мірою концентрації до центру. За інших галактиках є комплекси гарячих молодих зірок, пов’язані з гігантськими хмарами іонізованого їх випромінюванням водню — сверхассоциации.

Что живить звезды?

За рахунок чого зірки витрачають такі жахливі кількості енергії? Свого часу висувалися різні гіпотези. І так було думка, що енергія Сонця підтримується падінням нею метеоритів. Але їхня присутність мала б сипатися на Сонце значно багато, що помітно збільшувала його масу. Енергія Сонця міг би поповнюватися з допомогою його стискування. Проте, якби Сонце не було коли нескінченно великим, отож у такому випадку стискування до сучасного розміру вистачило на підтримку енергії лише на протягом 20 мільйонів років. Між тим доведено, що земна кора є і висвітлюється Сонцем набагато дольше.

Наконец, фізика атомного ядра зазначила джерело зоряної енергії, добре що з даними астрофізики і зокрема, із конкретним висновком у тому, що більшість маси зірки становить водород.

Теория ядерних реакцій призвела до висновку, що джерелом енергії переважно зірок, у цьому однині і в Сонце, є безупинне освіту атомів гелію з атомів водорода.

Когда весь водень перетвориться на гелій, зірка може стати ще існувати з допомогою перетворення гелію у важкі елементи, до железа.

Внутреннее будова звезд

Мы розглядаємо зірку як тіло, підвладне дії різних. Сила тяжіння прагне стягати речовина зірки до центра, газове і світлове тиску, спрямовані зсередини, прагнуть відштовхнути його від центру. Оскільки зірка існує як стійке тіло, то, отже, між які борються силами є якесь рівновагу. І тому температура різних верств в зірці повинна встановлюватися така, щоб у кожному шарі потік енергії назовні вів до поверхні всю енергію, що виникла під нею. Енергія утворюється у невеликому центральному ядрі. Для початкового періоду життя зірки її стиснення є джерелом енергії. Але як до того часу поки температура не підніметься настільки, що почнуться ядерні реакции.

Формирование зірок і галактик

Материя у Всесвіту розміщена у безперервному розвитку, в різноманітних форми і станах. Якщо змінюються форми існування матерії, то, отже, різні й різноманітні об'єкти було неможливо виникнути усі водночас, а у різні епохи й тому мають певний вік, отсчитываемый з початку їх зарождения.

Научные основи космогонії було закладено ще Ньютоном, який довів, що речовина в просторі під дією власної гравітації поділяється на стискальні шматки. Теорія освіти згустків речовини, у тому числі формуються зірки, була розвинена у 1902 р. англійським астрофізиком Дж.Джинсом. Ця теорія пояснює і походження Галактик. У спочатку однорідної середовищі із постійною температурою і щільністю може виникнути ущільнення. Якщо сила взаємного тяжіння у ньому перевищить силу газового тиску, то середовище стане стискатися, а якщо превалює газове тиск, то речовина розвіється в пространстве.

Считают, що вік Метагалактики — 13−15 млрд. років. Цей вік який суперечить оцінкам віку найбільш старих зірок і кульових зоряних скупчень з нашого Галактике.

Эволюция звезд

Возникшие в газопылевой середовищі Галактики згущення, які продовжують стискатися під впливом власного тяжіння, отримали назви протозвезд. Принаймні стискування щільність і температура протозвезды підвищується, і починає рясно випромінювати в інфрачервоному діапазоні спектра. Тривалість стискування протозвезд різна: при масі менше сонячної - сотні мільйонів років, а й у масивних — лише сотні тисяч літ. Коли температура у надрах протозвезды підвищиться за кілька мільйонів Кельвинов, у яких починаються термоядерні реакції перетворення водню в гелій. У цьому виділяється величезна енергія, перешкоджає подальшому стиску і разогревающая речовина до самосвечения — протозвезда перетворюється на звичайну зірку. Отже, стадію стискування змінює стаціонарна стадія, супроводжується поступовим «выгоранием» водню. У стаціонарній стадії зірка більшу частину свого життя. Саме в стадії еволюції перебувають зірки, які розташовуються на головною послідовності «спектр-светимость». Час перебування зірки на головною послідовності пропорційно масі зірки, тому що від цього залежить запас ядерного пального, і навпаки пропорційно світності, що визначає темп витрати ядерного горючего.

Когда весь водень у центральній області перетвориться на гелій, всередині зірки утворюється гелиевое ядро. Нині вже водень перетворюватиметься в гелій над центрі зірки, а шарі, що прилягає до дуже гарячого гелиевому ядру. Поки всередині гелиевого ядра немає джерел енергії, він буде постійно стискатися і навіть ще більше розігріватися. Стиснення ядра призводить до більш бурхливому виділенню ядерної енергії в тонкому шарі біля кордонів ядра. У більш масивних зірок температура ядра при стискуванні стає вище 80 млн. Кельвинов, у ньому починаються термоядерні реакції перетворення гелію в вуглець, і потім й інші важчі хімічні елементи. Що Виходить з ядра та його околиць енергія викликає підвищення газового тиску, під впливом якого фотосфера розширюється. Енергія, мінлива до фотосфері у надрах зірки, поширюється тепер у велику площа, ніж раніше. У зв’язку з цим температура фотосфери знижується. Зірка з головною послідовності, поступово перетворюючись на червоного гіганта чи сверхгиганта залежно від безлічі, уже й стає старої зіркою. Проходячи стадію жовтого сверхгиганта, зірка може бути пульсуючої, то є фізичної перемінної зіркою, і залишитись такий на стадії червоного гіганта. Раздувшаяся оболонка зірки невеличкий маси вже слабко притягається ядром і, поступово віддаляючись від цього, утворює планетарну туманність. Після остаточного розсіювання оболонки залишається тільки гаряче ядро зірки — білий карлик.

Иная доля в більш масивних зірок. Якщо маса зірки приблизно вдвічі перевищують масу Сонця, то такі зірки під час останніх етапах своєї еволюції втрачають стійкість. У частковості, можуть вибухнути як наднові, та був катастрофічно стиснутися до розмірів куль радіусом на кілька кілометрів, тобто перетворитися на нейтронні звезды.

Звезда, маса якій понад ніж удвічі перевищує масу Сонця, втративши рівновага й почавши стискатися, або перетвориться на нейтронну зірку, або взагалі зможе досягти стійкого стану. У процесі необмеженого стискування вона, мабуть, здатна перетворитися на чорну дыру.

Белые карлики

Белые карлики — незвичні, дуже маленькі щільні зірки з високими поверхневими температурами. Головна характерна риса внутрішнього будівлі білі карлики — гігантські проти нормальними зірками щільності. Через величезної щільності газ надрах білі карлики перебуває у незвичному стані - вырожденном. Властивості такого вырожденного газу не нагадують властивості звичайних газів. Його тиск, наприклад, мало завитий від температури. Стійкість білого карлика підтримується тим, що стискаючої його величезної силі тяжіння протистоїть тиск вырожденного газу його недрах.

Белые карлики перебувають у кінцевої стадії еволюції зірок невідь що великих мас. Ядерних джерел у зірці ми маємо, і її ще довго світить, повільно вихолодаючи. Білі карлики стійкі, якщо їх маса вбирається у приблизно 1,4 маси Солнца.

Нейтронные звезды

Нейтронные зірки — дуже маленькі, занадто щільні небесні тіла. Їх діаметр загалом не більше кілька десятків кілометрів. Нейтронні зірки утворюються після вичерпання джерел термоядерну енергію у надрах звичайній зірки, коли його маса на цей момент перевищує 1,4 маси Сонця. Оскільки джерело термоядерну енергію відсутня, стійка польсько-українська рівновага зірки стає неможливим і розпочинається катастрофічне стиснення зірки до центра — гравітаційний колапс. Якщо вихідна маса зірки вбирається у деякою критичної величини, то колапс у частинах зупиняється і утворюється гаряча нейтронна зірка. Процес колапсу займає частки секунд. Далі може відбутися або натекание що залишилася оболонки зірки на гарячу нейтронну зірку з испусканием нейтрино, або скидання оболонки з допомогою термоядерну енергію «непрогоревшего» речовини чи енергії обертання. Такий викид відбувається дуже швидко і з Землі виглядає як спалах наднової зірки. Спостережувані нейтронні зірки — пульсари часто пов’язані із залишками наднових зірок. Якщо маса нейтронної зірки перевищує 3−5 маси Сонця, рівновагу її унеможливиться, і такі зірка являтиме чорну діру. Дуже важливі характеристики нейтронних зірок — обертання і магнітне полі. Магнітне полі можливо, у мільярди і трильйони разів сильніше магнітного поля Земли.

Пульсары

Пульсары — джерела електромагнітного випромінювання, мінливого суворо періодично: від часткою секунди за кілька хвилин. Перші пульсари відкрили 1968 р. як слабкі джерела імпульсного радіовипромінювання. Згодом були відкриті періодичні джерела рентгенівського випромінювання — звані рентгенівські пульсари, властивості випромінювання яких істотно відрізняються від властивостей радиопульсаров.

Природа пульсарів повністю доки розкрито. Науковці вважають, що пульсари представляють собою обертові нейтронні зірки із сильним магнітним полем. Через магнітного поля випромінювання пульсара подібно променю прожектора. Коли через обертання нейтронної зірки промінь потрапляє на антену радіотелескопа, бачимо сплески випромінювання. Спостережувані в деяких пульсарів «збої» періодів підтверджують передбачення про наявність твердої кори і сверхтекучего ядра у нейтронних зірок («збої» періоду відбуваються при зламі твердої кори — «звездотрясениях»).

Большая частина пульсарів утворюється під час вибухи наднових зірок. Це, по крайньої мері, для пульсара у центрі Крабовидної туманності, яка має спостерігається імпульсивна випромінювання й у оптичному диапазоне.

Черные дыры

Одни із цікавих і загадкових об'єктів у Всесвіті - чорні діри. Вчені встановили, що чорні діри повинні виникати внаслідок дуже сильного стискування будь-якої маси, у якому полі тяжіння зростає бо так, що ні випускає ні світло, ні будь-яке інше випромінювання, сигнали чи тела.

Для здобуття права подолати тяжіння і вирватися із чорного діри, знадобилася б друга космічна швидкість, велика світловий. Відповідно до теорії відносності, ніяке тіло неспроможна розвинути швидкість, велику ніж швидкість світла. Саме тому із чорного діри ніщо неспроможна вилетіти, неспроможна надходити назовні ніяка інформація. Коли будь-які тіла, будь-яке речовина чи випромінювання впадуть під дією тяжіння в чорну діру, спостерігач будь-коли дізнається, що сталося з ними подальшому. Поблизу чорних дір, стверджують учені, повинні різко змінюватися властивості простору й времени.

Ученые вважають, що чорні діри можуть бути наприкінці еволюції досить масивних звезд.

Наиболее сильно ефекти, які під час падінні на полі чорної діри навколишнього речовини, виявляються тоді, коли чорна діра входить до складу подвійний зоряної системи, у якій одна зірка — яскравий гігант, а другий компонент — чорна діра. У цьому вся разі газ з оболонки звезды-гиганта тече до чорну дірку, закручується навколо неї, створюючи диск. Прошарки газу диску труться вони друг про друга, по спіральним орбітам повільно наближаються до чорну дірку і наприкінці кінців падають у ній. Але вже до цього падіння біля кордонів чорної діри газ розігрівається тертям до температури в мільйони градусів і випромінює в рентгенівському діапазоні. У цій випромінюванню астрономи намагаються знайти чорні дірок" у подвійних зоряних системах.

Возможно, що дуже масивні чорні діри творяться у центрах компактних зоряних скупчень, в центрах галактик і квазарах.

Не виключено також, що чорні діри могли виникнути у минулому, від початку розширення Всесвіту. І тут можливо освіту й найменших чорних дір з безліччю набагато меншою, ніж маса небесних тел.

Этот висновок особливо тому, що поблизу таких маленьких чорних дір полі тяжіння може викликати специфічні квантові процеси «народження» частинок із вакууму. З допомогою потоку цих народжуваних частинок можна знайти маленькі чорні діри у Вселенной.

Квантовые процеси народження частинок призводять до повільному зменшенню маси чорних дір, до їх «испарению».

Список литературы

Астрофизика, під ред. Дагаєва М. М і Чаругина В.М.

Воронцов-Вельяминов Б. А. Нариси Всесвіт. М.:1980.

Мейер М. В. Світобудова. С.-П.:1909.

Учебник по астрономії для 11 класу. М.:1994.

Фролов В. П. Введення у фізику чорних дыр.

Энциклопедический словник юного астронома.

Для підготовки даної роботи було використані матеріали із сайту internet.