Реферат: Что такое звёзды

Испокон веков Человек старалсядать название предметам и явлениям, которые его окружали. Это относится и кнебесным телам. Сначала названия получили самые яркие, хорошо видимые звёзды, стечением времени – и другие.

Некоторые звёзды получили названия в соответствиис положением, которое они занимают в созвездии. Например, находящаяся всозвездии Лебедя звезда Денеб (слово переводится как «хвост») действительнодислоцируется в этой части тела воображаемого лебедя. Ещё один пример. ЗвездаОмикрон, она больше известна под названием Мира, что переводится с латинскогокак «удивительная», находится в созвездии Кита. Мира обладает способностьюизменять свою яркость. На длительные периоды она вообще исчезает из полязрения, имеются в виду наблюдения невооружённым глазом. Название звезды иобъясняется её спецификой. В основном звёзды получили названия в эпохуантичности, поэтому нет ничего удивительного в том, что большинство названийимеет латинские, греческие, а позже и арабские корни.

Открытие звёзд, видимый блеск которых со временемменяется, привело к специальным обозначениям. Они обозначаются прописнымилатинскими буквами, за которыми следует название созвездия в родительномпадеже. Но первая переменная звезда, обнаруженная в каком-то созвездии,обозначается не буквой A. Отсчёт ведётся от буквы R.Следующая звезда обозначается буквой Sи так далее. Когда всебуквы алфавита исчерпаны, начинается новый круг, то есть после Zсноваиспользуется A. При этом буквы могут удваиваться, например «RR». «RЛьва»означает, что это первая открытая переменная звезда в созвездии Льва.

КАК РОЖДАЕТСЯ ЗВЕЗДА.

Звёзды рождаются, когда облако, состоящее в основномиз межзвёздного газа и пыли, сжимается и уплотняется под действием собственнойгравитации. Считается, что именно этот процесс приводит к образованию звёзд. Спомощью оптических телескопов астрономы могут увидеть эти зоны, они похожи натёмные пятна на ярком фоне. Их называют «гигантскими комплексами молекулярныхоблаков», потому что водород входит в их состав в форме молекул. Эти комплексы,или системы, наряду с шаровыми звёздными скоплениями, представляют собой самыекрупные структуры в галактике, их диаметр иногда достигает 1300 световых лет.

Более молодые звёзды, их называют «звёздноенаселение I», образовались из остатков, получившихся врезультате вспышек старых звёзд, их называют «звёздное население II».Вспышка взрывного характера вызывает ударную волну, которая доходит доближайшей туманности и провоцирует её сжатие.

Глобулы Бока.

Итак, происходит сжатие части туманности.Одновременно с этим процессом начинается образование плотных тёмных газопылевыхоблаков круглой формы. Их называют «глобулы Бока». Бок – американский астрономголландского происхождения (1906-1983) – впервые описал глобулы. Масса глобулпримерно в 200 раз превышает массу нашего Солнца.

По мере того как глобула Бока продолжает сгущаться,её масса увеличивается, притягивая к себе благодаря гравитации материю изсоседних областей. В связи с тем, что внутренняя часть глобулы сгущаетсябыстрее, чем внешняя, глобула начинает разогреваться и вращаться. Черезнесколько сотен тысяч лет, во время которых происходит сжатие, образуетсяпротозвезда.

      Эволюцияпротозвезды.

Благодаря увеличению массы к центру протозвездыпритягивается всё больше материи. Энергия, высвободившаяся из сжимающегосявнутри газа, трансформируется в тепло. Давление, плотность и температурапротозвезды повышаются. Из-за повышения температуры звезда начинает светитьсятёмно-красным светом.

Протозвезда имеет очень большие размеры, и, хотятепловая энергия распределяется по всей её поверхности, она всё равно остаётсяотносительно холодной. В ядре температура растёт и достигает несколькихмиллионов градусов по Цельсию. Вращение и круглая форма протозвезды нескольковидоизменяются, она становится более плоской. Этот процесс длится миллионы лет.

Увидеть молодые звёзды трудно, так как они ещёокружены тёмным пылевым облаком, из-за которого практически не виден блескзвезды. Но их можно рассмотреть при помощи специальных инфракрасных телескопов.Горячее ядро протозвезды окружено вращающимся диском из материи, обладающейбольшой силой притяжения. Ядро настолько разогревается, что начинаетвыбрасывать материю с двух полюсов, где сопротивляемость минимальна. Когда этивыбросы сталкиваются с межзвездной средой, они замедляют движение ирассеиваются по обеим сторонам, образуя каплевидную или аркообразную структуру,известную под названием «объект Хербика-Харо».

      Звездаили планета?

Температура протозвезды доходит до нескольких тысячградусов. Дальнейшее развитие событий зависит от габаритов этого небесноготела; если масса небольшая и составляет менее 10% от массы Солнца, это значит,что нет условий для прохождения ядерных реакций. Такая протозвезда не сможет превратитьсяв настоящую звезду.

Учёные рассчитали, что для превращения сжимающегосянебесного тела в звезду его минимальная масса должна составлять не менее 0,08от массы нашего Солнца. Газосодержащее облако меньших размеров, сгущаясь, будетпостепенно охлаждаться и превратится в переходный объект, нечто среднее междузвездой и планетой, это так называемый «коричневый карлик».

Планета Юпитер представляет собой небесный объектслишком малых размеров, чтобы стать звездой. Если бы он был больше, возможно, вего недрах начались бы ядерные реакции, и он наряду с Солнцем способствовал быпоявлению системы двойных звёзд.

      Ядерныереакции.

Если масса протозвезды большая, она продолжаетсгущаться под действием собственной гравитации. Давление и температура в ядрерастут, температура постепенно доходит до 10 миллионов градусов. Этогодостаточно для соединения атомов водорода и гелия.

Далее активизируется «ядерный реактор» протозвезды,и она превращается в обычную звезду. Затем выделяется сильный ветер, которыйразгоняет окружающую оболочку из пыли. После этого можно видеть свет, исходящийиз образовавшейся звезды. Эта стадия называется «фаза Т-Тельцы», она можетдлиться 30 миллионов лет. Из остатков газа и пыли, окружающих звезду, возможнообразование планет.

Рождение новой звезды может вызвать ударную волну.Дойдя до туманности, она провоцирует конденсацию новой материи, и процессзвёздообразования продолжится посредством газопылевых облаков. Небольшие поразмеру звезды слабые и холодные, крупные же – горячие и яркие. Большую частьсвоего существования звезда балансирует в стадии равновесия.

ХАРАКТЕРИСТИКА ЗВЁЗД.

Наблюдая за небом даже невооружённым глазом, можносразу отметить такую особенность звёзд, как яркость. Одни звёзды очень яркие,другие – более слабые. Без специальных приборов в идеальных условиях видимостиможно рассмотреть около 6000 звёзд. Благодаря биноклю или телескопу нашивозможности значительно возрастают, мы можем любоваться миллионами звёздМлечного пути и внешних галактик.

      Птолемейи «Альмагест».

Первую попытку составить каталог звёзд, основываясьна принципе степени их светимости, предпринял эллинский астроном Гиппарх изНикеи во IIвеке до н.э. Среди его многочисленных трудовфигурировал и «Звёздный каталог», содержащий описание 850 звёзд,классифицированных по координатам и светимости. Данные, собранные Гиппархом, аон, кроме этого, открыл и явление прецессии, были проработаны и получилидальнейшее развитие благодаря Клавдию Птолемею из Александрии во IIв.н.э. Он создал фундаментальный опус «Альмагест» в тринадцати книгах. Птолемейсобрал все астрономические знания того времени, классифицировал их и изложил вдоступной и понятной форме. В «Альмагест» вошёл и «Звёздный каталог». В егооснову были положены наблюдения Гиппарха, сделанные четыре столетия назад. Но«Звёздный каталог» Птолемея содержал примерно на тысячу звёзд больше.

Каталогом Птолемея пользовались практически везде втечение тысячелетия. Он разделил звёзды на шесть классов по степени светимости:самые яркие были отнесены к первому классу, менее яркие – ко второму и такдалее.

К шестому классу относятся звёзды, едва различимыеневооруженным глазом. Термин «сила свечения небесных тел», используется и внастоящее время для определения меры блеска небесных тел, причём не толькозвёзд, но также туманностей, галактик и других небесных явлений.

Звёздная величина в современной науке.

В середине XIXв. английский астрономНорман Погсон усовершенствовал метод классификации звёзд по принципусветимости, существовавший со времён Гиппарха и Птолемея. Погсон учёл, чторазница в плане светимости между двумя классами 2,5. Погсон ввёл новую шкалу,по которой разница между звёздами первого и шестого классов составляет 100 а.е.То есть отношение блеска звезд первой звёздной величины составляет 100. Этоотношение соответствует интервалу в 5 звёздных величин.

Относительная и абсолютная звёздная величина.

Звёздная величина, измеренная при помощи специальныхприборов, вмонтированных в телескоп, указывает, какое количество света звездыдоходит до наблюдателя на Земле. Свет преодолевает расстояние от звезды до нас,и, соответственно, чем дальше расположена звезда, тем более слабой она кажется.То есть при определении звёздной величины необходимо принимать во вниманиерасстояние до звезды. В данном случае речь идёт об относительной звёзднойвеличине. Она зависит от расстояния.

Есть звёзды очень яркие и очень слабые. Длясравнения яркости звёзд независимо от их расстояния идо Земли было введенопонятие «абсолютная звёздная величина». Она характеризует блеск звезды наопределённом расстоянии в 10 парсек (10 парсек = 3,26 светового года). Дляопределения абсолютной звёздной величины необходимо знать расстояние до звезды.

      Цветзвёзд.

Следующей важной характеристикой звезды является еёцвет. Рассматривая звёзды даже невооружённым глазом, можно заметить, что не всеони одинаковы.

Есть голубые, жёлтые, оранжевые, красные звёзды, ане только белые. Цвет звёзд многое говорит астрономам, прежде всего он зависитот температуры поверхности звезды. Красные звёзды – самые холодные, ихтемпература составляет примерно 2000-3000 оС. Жёлтые звёзды, какнаше Солнце, имеют среднюю температуру 5000-6000 оС. Самые горячие –белые и голубые звёзды, их температура составляет 50000-60000 оС ивыше.

      Загадочныелинии.

Если пропустить свет звезды через призму, мы получимтак называемый спектр, он будет пересекаться линиями. Эти линии являются своегорода «идентификационной картой» звезды, так как по ним астрономы могутопределить химический состав поверхностных слоёв звёзд. Линии принадлежатразличным химическим элементам.

Сравнивая линии в звёздном спектре с линиями,выполненными в лабораторных условиях, можно определить, какие химическиеэлементы входят в состав звёзд. В спектрах основными являются линии водорода игелия, именно эти элементы составляют основную часть звезды. Но встречаются иэлементы группы металлов – железо, кальций, натрий и др. В солнечном яркомспектре видны линии почти всех химических элементов.

ДИАГРАММАГЕРЦШПРУНГА-РЕССЕЛЛА.

Среди параметров, характеризующих звезду, существуютдва самых главных – это температуры и абсолютная звёздная величина.Температурные показатели тесно связаны с цветом звезды, а абсолютная звёзднаявеличина – со спектральным классом. Имеется в виду классификация звёзд поинтенсивности линий в их спектрах. Согласно используемой в настоящее времяклассификации, звёзды в соответствии с их спектрами делятся на семь основныхспектральных классов. Они обозначены латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M.Именно в этой последовательности температура звёзд понижается от несколькихдесятков тысяч градусов класса Oдо 2000-3000 градусов звёздтипа M.

Абсолютная звёздная величина, т.е. мера блеска,указывает количество энергии, излучаемой звездой. Её можно вычислитьтеоретически, зная расстояние звезды.

      Выдающаясяидея.

Идея связать между собой два основных параметра звездыпришла в голову двум учёным в 1913 году, причём они вели работы независимо другот друга.

Речь идёт о голландском астрономе Эйнаре Герцшпрунгеи американском астрофизике Генри Норрисе Ресселле. Учёные творили на расстояниитысяч километров друг от друга. Они составили график, связавший воедино дваосновных параметра. Горизонтальная ось отражает температуру, вертикальная –абсолютную звёздную величину. В результате получилась диаграмма, которой былиприсвоены имена двух астрономов – диаграмма Герцшпрунга-Ресселла, или, проще,диаграмма Г-Р.

      Звезда– критерий.

Посмотрим, как составляется диаграмма Г-Р. Преждевсего, необходимо выбрать звезду-критерий. Для этого подходит звезда,расстояние до которой известно, или другая – с уже вычисленной абсолютной звёзднойвеличиной.

Следует иметь в виду, что интенсивность светимостилюбого источника, будь то свеча, лампочка или звезда, изменяется в зависимостиот расстояния. Математически это выражается так: интенсивность светимости «I» наопределённом расстоянии «d» от источника обратнопропорциональна «d2». Практически это означает, что если расстояниеувеличивается вдвое, то интенсивность светимости уменьшается в четыре раза.

Затем следует определить температуру выбранныхзвёзд. Для этого надо идентифицировать их спектральный класс, цвет и послеэтого определить температуру. В настоящее время вместо спектрального типаиспользуется другой эквивалентный ему показатель – «индекс цвета».

Далее надо измерить звёздную величину звезды с двумяразными по длине волнами (например, использовать два фильтра, пропускающихтолько синий и жёлтый цвета). Подсчитать разницу.

Эти два параметра наносятся на одну плоскость стемпературой, понижающейся слева направо, на абсциссе. Абсолютная светимостьфиксируется на ординате, повышение отмечается снизу вверх.

      Главнаяпоследовательность.

На диаграмме Г-Р звёзды располагаются вдольдиагональной линии, идущей снизу вверх и слева направо. Эта полоса называетсяГлавная последовательность. Звёзды, входящие в её состав, называются звёздамиГлавной последовательности. Солнце относится именно к этой группе. Это группажёлтых звёзд с поверхностной температурой примерно 5600 градусов. ЗвёздыГлавной последовательности находятся в наиболее «спокойной фазе» своегосуществования. В недрах их ядер атомы водорода перемешиваются, образуетсягелий. Фаза Главной последовательности составляет 90% времени существованиязвезды. Из 100 звёзд 90 находятся именно в этой фазе, хотя распределяются поразным позициям в зависимости от температуры и светимости.

Главная последовательность представляет собой «узкуюобласть», это свидетельствует о том, что звёзды с трудом сохраняют баланс междусилой притяжения, которая тянет внутрь, и силой, образующейся в результатеядерных реакций, она тянет к внешней стороне зоны. Звезда, подобная Солнцу,равная 5600 градусов, для поддержания баланса должна иметь абсолютную звёзднуювеличину порядка +4,7. Это следует из диаграммы Г-Р.

      Красныегиганты и белые карлики.

Красные гиганты находятся в верхней зоне справа,расположенной с внешней стороны Главной последовательности. Характерной чертойэтих звёзд является очень низкая температура (примерно 3000 градусов), но приэтом они ярче звёзд, имеющих идентичную температуру и расположенных в Главнойпоследовательности.

Естественно, возникает вопрос: если энергия,излучаемая звездой, зависит от температуры, то почему же звёзды с одинаковойтемпературой имеют разную степень светимости. Объяснение следует искать вразмере звёзд. Красные гиганты более яркие потому, что их излучающаяповерхность намного больше, чем у звёзд из Главной последовательности.

Неслучайно этот тип звёзд получил название«гиганты». Действительно, их диаметр может превышать диаметр Солнца в 200 раз,эти звёзды могут занимать пространство в 300 миллионов км, что вдвое больше расстоянияот Земли до Солнца! С помощью положения о влиянии размера звезды попробуемобъяснить некоторые моменты в существовании других звёзд – белых карликов. Онирасположены внизу слева в диаграмме Г-Р.

Белые карлики – очень горячие, но совсем неяркие звёзды.При одинаковой температуре с крупными и горячими бело-голубыми звёздами Главнойпоследовательности белые карлики намного меньше по размерам. Это очень плотныеи компактные звёзды, они в 100 раз меньше Солнца, их диаметр примерно такой же,как земной. Можно привести яркий пример высокой плотности белых карликов – одинкубический сантиметр материи, из которой они состоят, должен весить около однойтонны!

      Шаровыезвёздные скопления.

При составлении диаграмм Г-Р шаровых звёздныхскоплений, а в них находятся в основном старые звёзды, очень сложно определитьГлавную последовательность. Её следы фиксируются в основном в нижней зоне, гдеконцентрируются более холодные звёзды. Это связано с тем, что горячие и яркиезвёзды уже прошли стабильную фазу своего существования и перемещаются вправо, взону красных гигантов, а если миновали её, то в зону белых карликов. Если былюди были в состоянии проследить за свою жизнь все эволюционные стадии звезды,они смогли бы увидеть, как она изменяет свои характеристики.

Например, когда водород в ядре звезды прекращаетгореть, температура во внешнем слое звезды понижается, сам слой расширяется.Звезда выходит из фазы Главной последовательности и направляется в правую частьдиаграммы. Это касается в первую очередь крупных по массе звёзд, наиболееярких, — именно этот тип эволюционирует быстрее.

С течением времени звёзды выходят из Главнойпоследовательности. На диаграмме фиксируется «turningpoint» — «поворотная точка», благодаря ней, возможно, довольно точно вычислить возраст звёздскоплений. Чем выше на диаграмме находится «поворотная точка», тем моложескопление, и, соответственно, чем ниже на диаграмме она находится, тем старшепо возрасту звёздное скопление.

      Значениедиаграммы.

Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла оказывает огромнуюпомощь в изучении эволюции звёзд на протяжении их существования. За это времязвёзды претерпевают изменения, трансформации, в какие-то периоды они оченьглубокие. Нам уже известно, что звёзды отличаются не по собственнымхарактеристикам, а по типам фаз, в которых они пребывают в то или иное время.

С помощью этой диаграммы можно вычислить расстояниедо звёзд. Можно выбрать любую звезду, находящуюся в Главной последовательности,с уже определённой температурой и посмотреть её продвижения на диаграмме.

РАССОЯНИЕ ДО ЗВЁЗД.

Когда мы смотрим на небо невооружённым глазом,звёзды, даже самые яркие, кажутся нам блестящими точками, расположенными наодинаковом от нас расстоянии. Небесный свод раскинулся над нами как ковёр.Неслучайно позиции звёзд выражены только в двух координатах (прямое восхождениеи склонение), а не в трёх, словно они расположены на поверхности, а нетрёхмерном пространстве. С помощью телескопов мы не можем получить всюинформацию о звёздах, например по фотографиям космического телескопа «Хаббл» мыне можем точно определить, на каком расстоянии находятся звёзды.

Глубина пространства.

О том, что Вселенная имеет и третье измерение –глубину, — люди узнали относительно недавно. Только в начале XIXвекаблагодаря совершенствованию астрономического оборудования и инструментов учёныесмогли измерить расстояние до некоторых звёзд. Первой была звезда 61 Лебедя.Астрономом Ф.В. Бессель установил, что она находится на расстоянии 10 световыхлет. Бессель был одним из первых астрономов, измеривших «годичный параллакс».До настоящего времени метод «годичного параллакса» лежит в основе измерениярасстояния до звёзд. Это чисто геометрический метод – достаточно измерить уголи вычислить результат.

Но простота метода не всегда соответствуетрезультативности. Из-за большой удалённости звёзд углы очень маленькие. Ихможно измерить с помощью телескопов. Угол параллакса звезды Проксима Центавра,ближайшей из тройной системы Альфа Центавра, маленький (0.76 точный вариант),но под таким углом можно рассмотреть монету в сто лир на расстоянии десяткакилометров. Разумеется, чем дальше расстояние, тем меньшим становится угол.

      Неизбежныенеточности.

Ошибки в плане определения параллакса вполневозможны, причём их число увеличивается по мере удаления объекта. Хотя, спомощью современных телескопов, можно измерить углы с точностью до тысячной,ошибки всё равно будут: на расстоянии 30 световых лет они составят примерно 7%,150 св. лет – 35%, а 350 св. лет – до 70%. Разумеется, большие неточностиделают измерения бесполезными. Используя «метод параллакса», можно успешноопределить расстояния до нескольких тысяч звёзд, расположенных в районепримерно 100 световых лет. Но в нашей галактике находятся более 100 миллиардовзвёзд, диаметр которых составляет 100 000 световых лет!

Существует несколько вариантов метода «годичногопараллакса», например «вековой параллакс». Метод учитывает движение Солнца ивсей Солнечной системы в направлении созвездия Геракла, со скоростью 20км/сек.При таком движении учёные имеют возможность собрать нужную базу данных дляпроведения успешного расчёта параллакса. За десять лет получено информации в 40раз больше, чем это было возможно ранее.

Затем с помощью тригонометрических вычисленийопределяется расстояние до определённой звезды.

      Расстояниедо звёздных скоплений.

Проще вычислить расстояние до звёздных скоплений,особенно рассеянных. Звёзды расположены относительно близко друг от друга,поэтому, вычислив расстояние до одной звезды, можно определить и расстояние довсего звёздного скопления.

Кроме того, в этом случае можно использоватьстатистические методы, позволяющие сократить число неточностей. Например, метод«сходящихся точек», он часто применяется астрономами. Он основывается на том,что при длительном наблюдении за звёздами рассеянного скопления выделяютсядвижущиеся к общей точке, она и называется сходящейся точкой. Измерив, углы ирадиальные скорости (то есть скорости приближения к Земле и удаления от неё),можно определить расстояние до звёздного скопления. При использовании этогометода возможно 15% неточностей при расстоянии в 1500 световых лет. Ониспользуется и при расстояниях в 15 000 световых лет, что вполне подходит длянебесных тел в нашей Галактике.

      MainSequenceFitting– установление Главной последовательности.

Для определения расстояния до далёких звёздныхскоплений, например до Плеяд, можно действовать следующим образом: построитьдиаграмму Г-Р, на вертикальной оси отметить видимую звёздную величину (а неабсолютную, т.к. она зависит от расстояния), зависящую от температуры.

Затем следует сравнить полученную картину сдиаграммой Г-Р Иад, у неё много общих черт в плане Главных последовательностей.Совместив две диаграммы как можно плотнее, можно определить Главнуюпоследовательность звёздного скопления, расстояние до которого надо измерить.

Затем следует использовать уравнение:

      m-M=5log(d)-5,где

      m–видимая звёздная величина;

      M–абсолютная звёздная величина;

      d– расстояние.

По-английски этот метод называется «MainSequenceFitting». Его можно использовать ктаким рассеянным звёздным скоплениям, как NGC2362, Альфа Персея, IIIЦефея, NGC6611.астрономы предпринимали попытки определить расстояние доизвестного двойного рассеянного звёздного скопления в созвездии Персея («h» и «chi»),где находится много звёзд-сверхгигантов. Но данные получились противоречивые. Спомощью метода «MainSequenceFitting»возможно определить расстояние до 20000-25000 световых лет, это пятая частьнашей Галактики.

      Интенсивностьсвета и расстояние.

Чем дальше расположено какое-либо небесное тело, темего свет кажется слабее. Это положение согласуется с оптическим законом, всоответствии с которым интенсивность света «I» обратно пропорциональнарасстоянию, возведённому в квадрат «d».

[I ~1/d2]

Например, если какая-либо галактика находится нарасстоянии 10 миллионов световых лет, то другая галактика, расположенная в 20миллионах световых лет, имеет блеск в четыре раза меньший по сравнению спервой. То есть с математической точки зрения связь между двумя величинами «I» и «d»точная и измеряемая. Говоря языком астрофизики, интенсивность света являетсяабсолютной величиной звёздной величиной М какого-либо небесного объекта,расстояние до которого следует измерить.

Используя уравнение m-M=5log(d)-5 (оно отражает закон обизменении блеска) и зная, что mвсегда можно определить припомощи фотометра, а М известна, измеряется расстояние «d». Итак, зная абсолютнуюзвёздную величину, при помощи расчётов определить расстояние не сложно.

       Межзвёздноепоглощение.

Однаиз главных проблем, связанных с методами измерения расстояния – проблемапоглощения света. По пути на Землю свет преодолевает огромные расстояния, онпроходит через межзвёздную пыль и газ. Соответственно часть светаадсорбируется, и когда он доходит до установленных на Земле телескопов, ужеимеет непервоначальную силу. Учёные называют это «экстинкцией», ослаблениемсвета. Очень важно вычислить количество экстинкции при использовании рядаметодов, например, канделы. При этом должны быть известны точно абсолютныезвёздные величины.

Несложноопределить экстинкцию для нашей Галактики – достаточно принять во внимание пыльи газ Млечного Пути. Труднее определить экстинкцию света от объекта из другойгалактики. К экстинкции по пути следования в нашей Галактике надо прибавит ичасть поглощённого света из другой.

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД.

Внутренняяжизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, котораяпротиводействует звезде, удерживает её, и силы, освобождающейся припроисходящих в ядре ядерных реакциях. Она, наоборот, стремится «вытолкнуть»звезду в дальнее пространство. Во время стадии формирования плотная и сжатаязвезда находится под сильным воздействием гравитации. В результате происходитсильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов градусов. Этогодостаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водородпревращается в гелий.

Затемв течение длительного периода две силы уравновешивают друг друга, звезданаходится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра понемногуиссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы противоборствуют. Длязвезды наступает критический момент, в действие вступают самые разные факторы –температура, плотность, химический состав. На первое место выступает массазвезды, именно от неё зависит будущее этого небесного тела – или звездавспыхнет, как сверхновая, или превратится в белого карлика, нейтронную звездуили в чёрную дыру.

      Какиссякает водород.

Толькоочень крупные среди небесных тел становятся звёздами, меньшие становятсяпланетами. Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы относиться кклассу планет, и слишком маленькие и холодные для того, чтобы в из недрахпроисходили ядерные реакции, характерные для звёзд.

Итак,звезда формируется из облаков, состоящих из межзвёздного газа. Как ужеотмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенномсостоянии. Затем наступает период нестабильности. Дальнейшая судьба звездызависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшогоразмера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной чертой звёзд, имеющих малую массу,является отсутствие конвекции во внутренних слоях, т.е. вещества, входящие всостав звезды, не смешиваются, как это происходит у звёзд, обладающих большоймассой.

Этоозначает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов этого элементаво внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий. Понемногу ядроразогревается, поверхностные слои дестабилизируют собственную структуру, извезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р, медленно выходит из Главнойпоследовательности. В новой фазе плотность материи внутри звезды повышается,состав ядра «дегенерирует», в результате появляется особая консистенция. Онаотличается от нормальной материи.

      Видоизменениематерии.

Когдаматерия видоизменяется, давление зависит только от плотности газов, а не оттемпературы.

Надиаграмме Герцшпрунга-Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем вверх,приближаясь к области красных гигантов. Её размеры значительно увеличиваются, ииз-за этого температура внешних слоёв падает. Диаметр красного гиганта можетдостигать сотни миллионов километров. Когда наше солнце войдёт в эту фазу, оно«проглотит» и Меркурий и Венеру, а если не сможет захватить и Землю, торазогреет её до такой степени, что жизнь на нашей планете перестанетсуществовать.

Завремя эволюции звезды температура её ядра повышается. Сначала происходятядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры начинаетсяплавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение температуры ядравызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую часть диаграммы Г-Р. этотак называемый «heliumflash». В это время ядро, содержащее гелий, сгорает вместес водородом, который входит в состав оболочки, окружающей ядро. На диаграммеГ-Р эта стадия фиксируется продвижением вправо по горизонтальной линии.

      Последниефазы эволюции.

Притрансформации гелия в углеводород ядро видоизменяется. Его температураповышается до тех пор, пока углерод не начнёт гореть. Происходит новая вспышка.В любом случае во время последних фаз эволюции звезды отмечается значительнаяпотеря её массы. Это может происходить постепенно или резко, во время вспышки,когда внешние слои звезды лопаются, как большой пузырь. В последнем случаеобразуется планетарная туманность – оболочка сферической формы,распространяющаяся в космическом пространстве со скоростью в несколько десятковили даже     сотен км/сек.

Конечнаясудьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего с ней.Если она во время всех превращений и вспышек выбросила много материи и её массане превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика. Этаносит название «лимит Чандрасекара» в честь пакистанского астрофизикаСубрахманьяна Чандрасекара. Это максимальная масса звезды, при которой катастрофическийконец может не состоятся из-за давления электронов в ядре.

Послевспышки внешних слоёв ядро звезды остаётся, и его поверхностная температураочень высока – порядка 100 000 оК. Звезда двигается к левомукраю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Её светимость уменьшается, так как уменьшаютсяразмеры.

Звездамедленно доходит до зоны белых карликов. Это звёзды небольшого диаметра, ноотличающиеся очень высокой плотности, в полтора миллиона раз больше плотностиводы.

Белыйкарлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек. Онапонемногу остывает. Учёные полагают, что конец белого карлика проходит оченьмедленно, во всяком случае, с начала существования Вселенной, похоже, ни одинбелый карлик не пострадал от «термической смерти».

Еслиже звезда крупная, и её масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Вовремя вспышки звезда может разрушиться полностью или частично. В первом случаеот неё останется облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором –останется небесное тело высочайшей плотности – нейтронная звезда или чёрнаядыра.

               ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ.

Согласноконцепции Аристотеля, небесные тела Вселенной являются вечными и постоянными.Но эта теория претерпела значительные изменения с появлением в XVIIв. первых биноклей. Наблюдения, проводившиеся втечение последующих веков, продемонстрировали, что в действительности кажущеесяпостоянство небесных тел объясняется отсутствием техники для наблюдения или еёнесовершенством. Учёные пришли к выводу, что переменчивость является общейхарактеристикой всех видов звёзд. В течение эволюции звезда проходит несколькостадий, во время которых её основные характеристики – цвет и светимость –претерпевают глубокие изменения. Они происходят в течение существования звезды,а это десятки или сотни миллионов лет, поэтому человек не может быть очевидцемпроисходящего. У некоторых классов звёзд происходящие изменения фиксируются вкороткие промежутки времени, например в течение нескольких месяцев, дней иличасти суток. Происходящие изменения звезды, её световые потоки можно многократноизмерить в течение последующих ночей.

      Измерения.

Насамом деле эта проблема не так проста, как кажется на первый взгляд. Припроведении измерений необходимо учитывать атмосферные условия, а они меняются,причём иногда значительно в течение одной ночи. В связи с этим данные осветовых потоках звёзд существенно разнятся.

Оченьважно уметь отличить настоящие изменения светового потока, а онинепосредственно связаны с блеском звезды, от кажущихся, они объясняютсяизменением атмосферных условий.

Дляэтого рекомендуется провести сравнение световых потоков наблюдаемой звезды сдругими звёздами – ориентирами, видимыми в телескоп. Если изменения кажущиеся,т.е. связаны с изменением атмосферных условий, они коснуться всех наблюдаемыхзвёзд.

Получитьверные данные о состоянии звезды на коком-то этапе – это первая ступень. Далееследует составить «кривую блеска» для фиксирования возможных изменений блеска.Она будет показывать изменение звёздной величины.

      Переменныеили нет.

Звёзды,звёздная величина которых непостоянна, называют переменными. У некоторых из нихпеременчивость лишь кажущаяся. В основном это звёзды, относящиеся к системедвойных. При этом, ког