Реферат: Физика звезд

Республика Татарстан

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

                 

 

 

 

                   Экзаменационный реферат по астрономии

                                                на тему:

                             Физика Звезд

 

 

 

 

 

                                 

                                                                                Выполнил ученик

                                                                                Зайнутдинов Ф. М.

                                                                                11 В класса, шк.6.

                                                                                Проверил:

                                                                                Калистратова С.С.

                                     г. Бугульма, 2001 год

ВВЕДЕНИЕ

Звездноенебо во все времена занимало воображение людей. Почему зажигаются звезды?Сколько их сияет в ночи?   Далеко ли они от нас? Есть ли границы у звезднойВселенной? С глубокой древности человек задумывался над этими и многими другимивопросами, стремился понять, и осмыслить устройство того большого мира, вкотором мы живем.

Самыеранние  представления людей о нем сохранились в сказках и легендах. Прошли векаи тысячелетия, прежде чем возникла и получила глубокое обоснование и развитиенаука о Вселенной,  раскрывшая нам замечательную простату, удивительный порядокмироздания. Недаром еще в древней Греции ее называли Космосом а это словопервоначально означало «порядок» и «красоту».

Системымира — это представления о расположении в пространстве и движении Земли,Солнца, Луны, планет, звезд и других небесных тел.

Вдревнеиндийской книге, которая называется «Ригведа», что значит «Книгагимнов», можно найти описание — одно из самых первых в истории человечества — всей Вселенной как единого целого. Согласно «Ригведе», она  устроена не слишкомсложно. В ней имеется, прежде всего, Земля. Она представляется безграничнойплоской поверхностью — «обширным пространством». Эта поверхность покрыта сверхунебом. А небо — это голубой, усеянный звездами «свод». Между небом и Землей — «светящийся воздух».

Отнауки это было очень далеко. Но важно здесь другое. Замечательна и грандиознасама дерзкая цель — объять мыслью всю Вселенную. Отсюда берет истокиуверенность в том, что человеческий разум способен осмыслить, понять, разгадатьее устройство, создать в своем воображении полную картину мира.

СОЛНЦЕИ ЗВЕЗДЫ

Вясную безлунную ночь, когда ничто не мешает наблюдению, человек с острымзрением увидит на небосводе не более двух — трех тысяч мерцающих точечек. Всписке, составленном во 2 веке до нашей эры знаменитом древнегреческимастрономом Гиппархом и дополненном позднее Птолемеем, значится 1022 звезды.Гевелий же, последний астроном, производивший такие подсчеты без помощителескопа, довел их число до 1533.

Ноуже в древности подозревали о существовании большого числа звезд, невидимыхглазом. Демокрит, великий ученый древности, говорил, что белесоватая полоса,протянувшаяся через все небо, которую мы называем Млечным Путем, есть вдействительности соединение света множества невидимых по отдельности звезд.Споры о строении Млечного Пути продолжались веками. Решение — в пользу догадкиДемокрита — пришло в 1610 году, когда Галилей сообщил о первых открытиях,сделанных на небе с помощью телескопа. Он писал с понятным волнением игордостью, что теперь удалось «сделать доступными глазу звезды, которые раньшеникогда не были видимыми и число которых по меньшей мере в десять раз большечисла звезд, известных издревле».

Нои это великое открытие всё ещё оставляло мир звёзд загадочным. Неужели все они,видимые и невидимые, действительно сосредоточены в тонком сферическом слоевокруг Солнца?

Ещёдо открытия Галилея была высказана совершенно неожиданная, по тем временамзамечательно смелая мысль. Она принадлежит Джордано Бруно, трагическая судьбакоторого всем известна. Бруно выдвинул идею о том, что наше Солнце — это однаиз звёзд Вселенной. Всего только одна из великого множества, а не центр всейВселенной. Но тогда и любая другая звезда тоже вполне может обладать своейсобственной планетной системой.

ЕслиКоперник указал место Земли отнюдь не в центре мира, то Бруно и Солнце лишилэтой привилегии.

ИдеяБруно породила немало поразительных следствий. Из неё вытекала оценкарасстояний до звёзд. Действительно, Солнце — это звезда, как и другие, нотолько самая близкая к нам. Поэтому — то оно такое большое и яркое. А на какоерасстояние нужно отодвинуть светило, чтобы и оно выглядело так, как, например,Сириус? Ответ на этот вопрос дал голландский астроном Гюйгенс (1629 — 1695). Онсравнил блеск этих двух небесных тел, и вот что оказалось: Сириус находится отнас в сотни раз дальше, чем Солнце.

Чтобылучше представить, сколь велико расстояние до звезды, скажем, что луч света,пролетающий за одну секунду 300 тысяч километров, затрачивает на путешествие отСириуса к нам несколько лет. Астрономы говорят в этом случае о расстоянии внесколько световых лет. По современным уточненным данным, расстояние до Сириуса- 8,7 световых лет. А расстояние от нас до солнца всего 8 световых минут.

Конечно,разные звезды отличаются друг от друга (это и учтено в современной оценкерасстояние до Сириуса). Поэтому определение расстояний до них и сейчас частоостаётся очень трудной, а иногда и просто неразрешимой задачей для астрономов,хотя со времени Гюйгенса придумано для этого немало новых способов.

Замечательнаяидея Бруно и основанный на ней расчет Гюйгенса стали решительным шагом ковладению тайными Вселенной. Благодаря этому границы наших знаний о мире сильнораздвинулись, они вышли за пределы Солнечной системы и достигли звёзд.

3вездыбывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звездыпостоянно образуются, а старые постоянно умирают.

 Самыемолодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд всозвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Фактически они всееще находятся в процессе формирования и являются примерами протозвезд(первичных звезд).

 Этопеременные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли настационарный режим существования. Вокруг многих звезд типа Т Тельца имеютсявращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры. Энергия вещества,которое падает на протозвезду под действием силы тяготения, превращается втепло. В результате температура внутри протозвезды все время повышается. Когдацентральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерныйсинтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаютсяядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, способный поддерживатьее существование в течение очень долгого времени. Насколько долгого — этозависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с нашеСолнце топлива хватит на стабильное существование в течение примерно 10миллиардов лет.

 Однакослучается, что звезды, гораздо более массивные, чем Солнце, существуют всегонесколько миллионов лет; причина в том, что они сжимают свое ядерное топливо сгораздо большей скоростью.

Нормальныезвезды

 Всезвезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень горячегосветящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но невсе звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие — это цвет. Естьзвезды красноватые или голубоватые, а не желтые.

 Крометого, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой выглядитзвезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости, но также и отрасстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость звезд меняетсяв широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до яркости болеечем  миллиона Солнц. Подавляющее большинство звезд, как оказалось,располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое во многихотношениях является типичной звездой, обладает гораздо большей светимостью, чембольшинство других звезд. Невооруженным глазом можно увидеть очень небольшоеколичество слабых по своей природе звезд. В созвездиях нашего неба главноевнимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычных звезд, тех, что обладаюточень большой светимостью.

 Почемуже звезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, тут всезависит от массы звезды.

 Количествовещества, содержащееся в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а такжето, как блеск меняется во времени.

Гигантыи карлики

Самыемассивные звезды одновременно и самые горячие, и самые яркие. Выглядят онибелыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры, эти звездыпроизводят такое колоссальное количество энергии, что все их запасы ядерноготоплива перегорают за какие-нибудь несколько миллионов лет.

 Впротивоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цветих — красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лет.

 Однакосреди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятсяи Альдебаран — глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в  Скорпионе. Как жемогут эти холодные эвезды со слабо светящимися поверхностями соперничать сраскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги?

Ответсостоит в том, что эти эвезды очень сильно расширились и теперь по размерунамного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами,или даже сверхгигантами.

 Благодаряогромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чемнормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то что температура их поверхностизначительно ниже. Диаметр красного сверхгиганта — например, Бетельгейзе вОрионе — в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца. Напротив, размернормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера

 Солнца.По контрасту с гигантами их называют “карликами”. Гигантами и карликами звездыбывают на разцых стадиях своей жизни, и гигант может в конце концовпревратиться в карлика, достигнув “пожилого возраста”.

ЖИЗНЕННЫЙЦИКЛ ЗВЕЗДЫ

Обычнаязвезда, такая, как Солнце, выделяет знергию за счет превращения водорода вгелий в ядерной печи, находящейся в самой ее сердцевине. Солнце содержитогромное количество водорода, однако запасы его не бесконечны. За последние 5миллиардов лет Со         лнце уже израсходовало половину водородного  топливаи сможет поддерживать свое существование в течение еще 5 миллиардов лет, преждечем запасы водорода в его ядре иссякнут. А что потом?

 Послетого как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части,внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не вцентре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, разбухает. В результатеразмер самой звез ды резко возрастает, а температура ее поверхности падает.Именно этот процесс и рождает красных гигаитов и сверх-гигантов. Оп являетсячастыо той нослсдовательности изменений, которая называется звездной эволюциейи которую проходят все звезды. В конечном итоге все звезды стареют и умирают,но продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивныезвезды проносятся через свой жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом.

 Звездыболее скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются,превращаясь в  белые карлики.

 Послечего они просто угасают.

 Впроцессе превращеиия из красного гиганта в белый карлик звезда может сброситьсвои  наружные слои, как легкую  оболочку, обнажив при этом ядро. Газоваяоболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды, температуракоторой на поверхности может достигать 100 000«С. Когда такие светящиесягазовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарнымитуманностями, посколку они часто выглядят как круги типа планетного диска, еслипользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, ничего общего с планетами не имеют!

ЗВЕЗДНЫЕСКОПЛЕНИЯ

По-видимому,почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности. Поэтому нет ничегоудивительного в том, что звездные скопления — вещь весьма распространенная.Астрономы любят изучать звездные скопления, потому что им известно, что всезвезды, входяшие в скопление, образовались примерно в одно и то же время иприблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия вблеске между такими звездами являются истинными различиями. Какие бы коллосальные изменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начиналиони все одновременно. Особенно полезно изучение звездных скоплений  с точкизрения зависимости их свойств от массы — ведь возраст этих звезд и ихрасстояние от Земли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от другатолько своей массой.

 Звездныескопления интересны не только для научного изучения — они исключительно красивыкак объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Естьдва типа звеэдных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с ихвнешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, онираспределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровыескопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненнуюзвездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.

Открытыезвездные скопления

Наверное,самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Плеяды, или Семь сестер,в созвездии Тельца. Несмотря на такое название, большинство людей можетразглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд. Общее количество звезд в этомскоплении — где-то между 300 и 500, и все они находятся на участке размером в30 световых лет в поперечнике и на расстоянии 400 световых лет от нас.

 Возрастэтого скопления — всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартамсовсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся звезды, которые неуспели еще превратиться в гиганты. Плеяды — это типичное открытое звездноескопление; обычно в такое скопление входит от нескольких сотен до несколькихтысяч звезд. 

 Средиоткрытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старыеедва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которойони образуются, с течением времени не меняется.

 Дело в Том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг отдруга, пока не смешаются с основным множеством звезд — тех самых, тысячикоторых предстают перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некоторой степениудерживает открытые скопления вместе, они все же довольно непрочны, и тяготениедругого объекта, например большого межзвездного облака, может их разорвать. 

 Некоторыезвездные группы на столько слабо удерживаются вместе,  что их называют нескоплениями, а  звездными ассоциациями. Они существуют не очень долго и обычносостоят из очень молодых звезд вблизи межзвездных облаков, из которых онивозникли. В звездную ассоциацию входит  от 10 до 100 звезд, разбросанных вобласти размером в несколько сотен световых лет. 

 Облака,в которых образуются звезды, сконцеитрированы в диске нашей Галактики, и именнотам обнаруживают открытые звездные скопления. Если учесть, как много облаковсодержится в Млечном Пути и какое огромное количество пыли находится вмежзвездном пространстве, то станет очевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений,о которых мы знаем, должны составлять лишь ничтожную часть всего их числа вГалактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000.

Шаровыезвездные скопления

Впротивоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы, плотнозаполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч и даже миллионы.Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы наше Солнцепринадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы видеть в ночномнебе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. Размер типичногошарового скопления — от 20 до 400 световых лет.

 Вплотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости одна кдругой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактныедвойные звезды.

 Иногдапроисходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звездымогут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное ядро. В шаровыхскоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще.Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.

 Вокругнашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которыераспределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в себеГалактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в тоже время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то,что скопления образовались, когда части облака, из которого была созданаГалактика, разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые скопления нерасходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимныесилы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.

 Шаровыезвездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокругдругих галактик любого сорта. Самое яркое шаровое скопление, легко видимоеневооруженным глазом, это Омега Кентавра в южном созвездии Кентавр. Ононаходится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширнымиз всех известных скоплений:

 егодиаметр — 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушарияявляется М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженнымглазом.

В1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус(1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда этапостепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду.Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды.

 Этазвезда получила название Мира — чудесная. За период времени в 332 дня Мираизменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярнойзвезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой,чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многиетысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не стольдраматично, как Мира.

Существуютразличные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногдаизменяется на много световых величин, а иногда так незначительно, что этоизменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов.Некоторые звезды меняются регулярным.

 Другие- неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходитьциклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды.Чтобы понять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначалаточно проследить, каким образом она меняется. График изменения звезднойвеличины переменной звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривуюблеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерениязвездных величин профессиональные астрономы используют прибор, называемыйфотометром,  многочисленные наблюдения переменных звезд производятсяастрономами-любителями. С помощыо специально подготовленной карты и посленекоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине перемеинойзвезды прямо на глаз, если сравнивать ее с постоянными звездами, расположеннымирядом.

 Графикиблеска переменных звеэд показывают, что некоторые звезды мсняются регулярным(правильным) образом — участок их графика на отрезке времеии определенной длины(периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды меняются совершеннонепредсказуемо. Кпиравильным переменным звездам относят пульсирующие звезды идвойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют иливыбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которыеявляются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд,это означает, что произошло одно из нескольких возможпых явлений. Обе звездымогут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, онимогут проходить прямо одна перед другой. Подобные системы называютсязатменно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода — звезда Алгольв созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться содной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.

ПУЛЬСИРУЮЩИЕПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Некоторыеиз наиболее правильных переменных звезд пульсируют, сжимаясь и сноваувеличиваясь — как бы вибрируют с определенной частотой, примерно так, как этопроисходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный тип подобныхзвезд — цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея, представляющей собойтипичный пример. Это звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3- 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем у Солнца. Периодпульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеиды как площадь,так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общее изменение ееблеска.

 Мира,первая из описанных переменных звезд, и другие подобные ей звезды обязаны своейпеременностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадиисвоего существо вания, они вот-вот полностыо сбросят, как скорлупу, своинаружные слои и создадут планетарную туманность. Большинство красныхсверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе, изменяются лишь в некоторыхпределах.

 Используядля наблюдений специальную технику, астрономы обнаружили на поверхностиБетельгейзе большие темные пятна.

 Звездытипа RR Лиры представляют другую важную группу пульсирующих звезд. Это старыезвезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие из них находятся в шаровыхзвездных скоплениях. Как правило, они меняют свой блеск на одну звезднуювеличину приблизительно за сутки, их свойства, как и свойства цефеид,используют для вычисления астрономических расстояний.               

               Неправильные переменные звезды

 R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведут себя совершенно непредсказуемымобразом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждыенесколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затемпостепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. Повидимому, причина тут втом, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, которыйконденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густыхчерных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, покаоблако не рассеется в пространстве.

 Звездыэтого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях,где образуются звезды. 

ВСПЫХИВАЮЩИЕИ ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Вспыхивающиезвезды

 Магнитные явления на Солнце являются причиной солнечных пятен и солнечныхвспышек, но они не могут существепно повлиять на яркость Солнца. Для некоторыхзвезд — красных карликов — это не так: на них подобные вспышки достигаютгромадных масштабов, и в результате световое излучение может возрастать нацелую звездную величину, а то и больше. Ближайшая к Солнцу звезда, ПроксимаКентавра, является одной из таких вспыхивающих звезд. Эти световые выбросынельзя предсказать заранее, а продолжаются они всего несколько минут.

Двойныезвезды

 Примернополовина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так чтодвойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьмараспространенное.

 Принадлежностьк двойной системе очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когданапарники находятся близко друг к другу. Потоки вещества, устремляющиеся отодной звезды на другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывыновых и сверхновых звезд.

 Двойныезвезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системывращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними иназываемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как точкуопоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своемконце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольшедлятся их пути по орбитам.  Большинство двойных звезд (или просто — двойных)слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить по отдельности дажев самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико,орбитальный период может измеряться годами, а иногда целым столетием или дажеболше. Двойные звезды, которые можно увидеть раздельно, называются видимымидвойными.

Открытиедвойных звезд

 Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению более яркойиз двух, либо по их совместному спектру. Если какая-нибудь звезда совершает нанебе регулярные колебания, это означает, что у нее есть невидимый партнер.Тогда говорят, что это астрометрическая двойная звезда, обнаруженная с помощьюизмерений ее положения.  Спектроскопические двойные звезды обнаруживают поизменениям и особым характеристикам их спектров, Спектр обыкновенной звезды,вроде Солнца, подобен непрерывной радуге, пересеченной многочисленными узкимищелями — так называемыми линиями поглощепия. Точные цвета, на которыхрасположены эти линии, изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Этоявление называется эффектом Допплера.  Когда звезды двойной системы движутся посвоим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. Врезультате лииии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такиеподвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойная. Если оба участникадвойной системы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть два наборалиний. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будет доминировать, норегулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ее истинную двойнуюприроду.

Измереннескоростей звезд двойной системы и применение законного тяготения представляют собойважный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд — это единственныйпрямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее в каждом конкретном случаене так просто получить точный ответ.

Тесныедвойные звезды

Всистеме близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятсярастянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточносильно, наступает критический момент, когда вещество начинает утекать с однойзвезды и падать на другую. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область вформе трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическуюграницу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называютсяполостями Роша. Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет своюполость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, гдеполости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, асначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Еслиобе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникаетконтактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается вшар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают,превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействуюшиедвойные системы — явление нередкое.

 Одним из поразительных результатов переноса массы в двойных звездах являетсятак называемая вспышка новой.

 Одназвезда расширяется так, что заполняет свою полость Роша; это означаетраздувание наружных слоев звезды до того момента, когда ее материал начнетзахватываться другой звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда — белый карлик. Внезапно блеск увеличивается примерно на десять звездных величин- вспыхивает новая. Происходит не что иное, как гигантский выброс энергии заочень короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когдаматериал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемсяпотоке материи резко возрастает, а температура под новым слоем увеличивается домиллиона градусов. Наблюдались случаи, когда через десятки или сотни летвспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однжды, но они могутповториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менеедраматические вспышки — карликовые новые, — повторяющиеся через дни и месяцы.

Когдаядерное топливо звезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращаетсявыработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения,направленная внутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячегогаза.

 Дальнейшееразвитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если эта масса непревосходит солнечную более чем в 1,4 раза, звезда стабилизируется, становясьбелым карликом. Катастрофического сжатия не происходит благодаря основномусвойству электронов. Существует такая степень сжатия, при которой они начинаютотталкиваться, хотя никакого источника тепловой энергии уже нет. Правда, этопроисходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно,образуя чрезвычайно плотную материю.

Белыйкарлик с массой Солнца по объему приблизительно равен Земле.

 Всеголишь чашка вещества белого карлика весила бы на Земле сотню тонн. Любопытно,что чем массивнее белые карлики, тем меньше их объем. Что представляет собойвнутренность белого карлика, вообразить очень трудно. Скорее всего это нечтовроде единого гигантского кристалла, который постепенно остывает, становясь всеболее тусклым и красным. В действительности, хотя астрономы белыми карликаминазывают целую группу звезд, лишь самые горячие из них, с температуройповерхности около 10 000 С, на самом деле белые. В конечном итоге каждый белыйкарлик превратится в темный шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останкизвезды.  Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из нихиспускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менееколичество известных белых карликов сейчас исчисляется сотнями; по оценкамастрономов, не менее десятой части всех звезд Галактики — белые карлики.Сириус, самая яркая звезда нашего неба, является членом двойной системы, и егонапарник — белый карлик под названием Сириус В.

НЕЙТРОННЫЕЗВЕЗДЫ

 Еслимасса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, тотакая звезда, достигнув стадии белого карлика, на этом не остановится.Гравитационные силы в этом случае столь велики, что электроны вдавливаютсявнутрь атомных ядер. В результате протоны превращаются в нейтроны, способныеприлегать друг к другу без всяких промежутков. Плотность иейтронных звездпревосходит даже плотность белых карликов; но если масса материала непревосходит 3 солнечных масс, нейтроны, как и электроны, способны самипредотвратить дальнейшее сжатие. Типичная нйтронная звезда имеет в поперечниксвсего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит околомиллиарда тонн.  Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звездыобладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить,невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле.В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращениявозрастает — точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее,когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов всекунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звезды имеютмагнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем у Земли.

ПУЛЬСАРЫ

Первыспульсары были открыты в 1968 г., когда радиоастрономы обнаружили регулярныесигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики. Ученые были поражены темфактом, что какие-то природные объекты могут излучать радиоимпульсы в такомправильном и быстром ритме. Вначале (правда, ненадолго) астрономы заподозрилиучастие неких мыслящих существ, обитаюших в глубинах Галактики. Но вскоре былонайдено естественное объяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звездыдвижущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узкимпучком, как луч прожектора. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекаетлинию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не толькорадиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленныхпульсаров около четырех секунд, а самых быстрых — тысячные доли секунды.Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено;возможно, они входят в двойные системы. 

РЕНТГЕНОВСКИЕДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

 ВГалактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновскогоизлучения. Рентгеновские лучи обладают настолько большой энергией, что длявозникновения их источника должно произойти нечто из ряда вон выходящее. Помнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя,падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды.

Возможно,рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которыхочень маленькая, но массивная; это может быть нейтронная звезда, белый карликили черная дыра. Звезда-компаньон может быть либо массивиой звездой, массакоторой превосходит солнечную в 10 — 20 раз, либо иметь массу, превосходящуюмассу Солнца не более чем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайнемаловероятными. К таким ситуациям приводит сложная история эволюции и обменмассами в двойных системах, Финальный результат зависит от начальных масс иначального расстояния между звездами.

 Вдвойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуетсягазовый диск. В случае же систем с болшими массами материал устремлется прямо внейтронную звезду — ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именнотакие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами.

НОВЫЕИ СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

При вспышках новых звезд выделяется энергия до 105380Дж. Те звезды,  которые  неудачно  называют  новыми  на  самом   делесуществуют и до вспышки.  Это горячие карликовые звезды, которые вдруг закороткий срок (от суток до ста дней) увеличивают свою светимость на многозвездных  величин,  после  чего  медленно,  иногда на протяжении многих лет, возвращаются  к  своему  первоначальному  состоянию.  При вспышках новых звездиз их   атмосфер  со  скоростью  1000  км/с выбрасываются внешние газовыеоболочки массой в тысячи раз меньшей масс Солнца. Ежегодно в галактикевспыхивает не менее 200 новых звезд, но из них мы замечаем  лишь  2/3. Установлено,  что  новые  звезды  — горячие звезды  в  тесных двойныхсистемах,  где вторая звезда гораздо холоднее первой.  Именно двойственность иявляется  в  конечном  счете причиной вспышки  новой  звезды.  В тесных двойныхсистемах происходит обмен газовым веществом между компонентами. Если на горячуюзвезду при этом попадает  большое  количество  водорода  со  второй  звезды, это приводит к мощному взрыву, и на Земле наблюдатели регистрируют вспышкуновой звезды. Трудно, почти невозможно представить себе  энергию,  выделяющуюсяпри  вспышках,  или,  точнее,  взрывах сверхновых звезд.  За несколько месяцевсверхновая звезда излучает в пространство столько же  энергии (10 543 0Дж), сколько Солнце за несколько миллиардов лет. Причины взрывов сверхновых звезддостоверно  не  известны,  однако  скорее  всего  они происходят потому, что впроцессе излучения со звезды уходит громадное количество нейтронов и  она теряет  устойчивость.  До   взрыва   ядро сверхновой звезды имеет плотность 10510 0 кг/м 53 0 и температуру в несколько миллиардов кельвинов. После резкойутечки нейтринов звезда за несколько сотых долей секунды спадает внутрь себя.Ее ядро приобретает плотность 10 517 0 кг/м 53 0 и температуру порядка  200 млрд.  кельвинов.  В  оболочке, окружающей ядро,  возникает  взрывная  реакция выгорания  углерода  и кислорода. Мощнейшая взрывная волна срывает внешниеоболочки звезды, и в этот момент мы видим вспышку сверхновой.  Итог вспышкизависит от  первоначальной  массы  звезды.  Если  до взрыва звезда имела массуот 1,2 до 2 масс Солнца, то после взрыва она превращается в нейтронную звезду. Существование таких  объектов  было предсказано еще  в  1934  г.  Они  состоят из  нейтронов,  в  которые преобразуются протоны и ядра всех более тяжелыхэлементов. Поперечники нейтронных звезд  так малы (порядка 20 км),  что любаяиз них свободно разместилась бы   на   территории   Москвы.   Теоретические   расчеты показывают, что нейтронные звезды должны очень быстро вращаться вокругоси и обладать мощным магнитным полем. В другом  случае,  когда  масса  звездыболее чем вдвое превышает солнечную массу, в результате взрыва звездапревращается в черную дыру или коллапсар.

РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД И ПЛОТНОСТЬ ИХВЕЩЕСТВ

       Рассмотрим на простом примерекак можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры,  например Солнца иКапеллы. Эти звезды имеют одинаковые  спектры,  цвет и температуру,  носветимость Капеллы в 120 раз превышает светимость Солнца.  Так как приодинаковой  температуре  яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова, то,  значит,  поверхность Капеллы больше,  чем Солнца в 120 раз,  а диаметр  и радиус  ее больше солнечных в корень квадратный из 120,  что приближенно равно11раз.                                                                

  Определить размеры  другихзвезд позволяет знание законов излучения. Результаты таких вычислений полностьюподтвердились,  когда стало возможным  измерять угловые диаметра звезд припомощи оптического прибора- звездного интерферометра.                                          

    Звезды очень  большой светимости называются сверхгигантами.  Красныесверхгиганты называются такими и по размерам.  Бетельгейзе и Антарес в сотни раз  больше  Солнца по диаметру.  Более далекая от нас VV Цефея настольковелика, что в ней поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбитыЮпитера включительно !!!  Между тем массы сверхгигантов больше солнечной всеголишь в  30-40  раз.  В  результате  даже средняя плотность сверхгигантов втысячи раз меньше чем плотность ком-

натноговоздуха.                                                   

   При одинаковой  светимости размеры звезд тем меньше,  чем эти звезды горячее. Самыми малыми среди обычных звезд являются красные  карлики. Массы  их  и  радиусы- десятые доли солнечных,  а средние плотности в 10-100 раз выше плотностиводы.  Еще меньше красных белые карлики — но то уже необычныезвезды.                                            

  У близкого к нам и яркогоСириуса (  имеющего  радиус  вдвое  больше солнечного ) есть спутник,обращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звездырасстояние,  орбита и массы  хорошо  известны. Обе звезды белые,  почтиодинаково горячие. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают уэтих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 разслабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз,  т.е.  он почти такойже как Земля.  Между  тем масса у него почти такая же как и у Солнца.Следовательно белый карлик имеет огромную плотность — около 10 59 0 кг/м 53 0. Существование газа  такой плотности было объяснено таким образом :  обычнопредел плотности ставит размер атомов,  являющихся системами,  состоящими изядра и электронной  оболочки.  При  очень высокой температуре в недрах звезд ипри полной ионизации атомов их ядра и  электроны  становятся  независимыми другот друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это „крошево“из частиц может быть сжато гораздо сильнее,  чем нейтральный  газ.

теоретически допускаетсявозможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равнойплотности атомных ядер.           

     На примере  белыхкарликов мы видим как астрофизические исследования расширяют представление остроении вещества; пока такие условия в лаборатории создать невозможно.Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию важнейших физическихпредставлений.                   

ВСЕЛЕННАЯ

Больше всего на свете — сама Вселенная, охватывающая ивключающая в себя все планеты, звёзды, галактики, скопления, сверхскопления иячейки. Дальность действия современных телескопов достигает несколькихмиллиардов световых лет.

Планеты, звёзды, галактики поражают нас удивительнымразнообразием своих свойств, сложностью строения. А как устроена вся Вселенная,Вселенная в целом ?

Её главное свойство — однородность. Об этом можносказать и точнее. Представим себе, что мы мысленно выделили во Вселенной оченьбольшой кубический объем, с ребром в 500 миллионов световых лет. Подсчитаем,сколько в нем галактик. Произведём такие же подсчёты для других, но столь жегигантских объемов, расположенных в различных частях Вселенной. Если все этопроделать и сравнить результаты, то окажется, что в каждом из них, где бы их нибрать, содержится одинаковое число галактик. То же самое будет и при подсчётескоплений или даже ячеек.

Вселенная предстаёт перед нами всюду одинаковой — «сплошной» и однородной. Проще устройства и не придумать. Нужно сказать, что обэтом люди уже давно подозревали. Указывая из соображений максимальной простотыустройства на общую однородность мира, замечательный мыслитель Паскаль(1623-1662) говорил, что мир — это круг, центр которого везде, а окружностьнигде. Так с помощью наглядного геометрического образа он утверждалоднородность мира.

В однородном мире все «места» равноправны и любое изних может претендовать на, что оно — Центр мира. А если так, то, значит,никакого центра мира вовсе не существует.

У Вселенной есть и ещё одно важнейшее свойство, но онем никогда даже и не догадывались. Вселенная находиться в движении — онарасширяется. Расстояние между скоплениями и сверхскоплениями постоянновозрастает. Они как бы разбегаются друг от друга. А сеть ячеистой структурырастягивается.

Во все времена люди предпочитали считать Вселеннуювечной и неизменной. Эта точка зрения господствовала вплоть до 20-х годовнашего века. В то время считалось, что она ограничена размерами нашейГалактики. Пути могут рождаться и умирать, Галактика все равно остается все тойже, как неизменным остается лес, в котором поколение за поколением сменяютсядеревья.

Настоящий переворот в науке о Вселенной произвели в1922 — 1924 годах работы ленинградского математика и физика А. Фридмана.Опираясь на только что созданную тогда А. Эйнштейном общую теориюотносительности, он математически доказал, что мир — это не нечто застывшее инеизменное. Как единое целое он живет своей динамической жизнью, изменяется вовремени, расширяясь или сжимаясь по строго определённым законам.

Фридман открыл подвижность звёздной Вселенной. Этобыло теоретическое предсказание, а выбор между расширением и сжатием нужносделать на основании астрономических наблюдений. Такие наблюдения в 1928 — 1929годах удалось проделать Хабблу, известному уже нам исследователю галактик.

Он обнаружил, что далёкие галактики и целые ихколлективы движутся, удаляясь от нас во все стороны. Но так и должно выглядеть,в соответствии с предсказаниями Фридмана, общее расширение Вселенной.

Конечно, это не означает, что галактики разбегаютсяименно от нас. Иначе мы вернулись бы к старым воззрениям, к докоперниковойкартине мира с Землёй в центре. В действительности общее расширение Вселеннойпроисходит так, что все они удаляются друг от друга, и из любого места картинаэтого разбегания выглядит так, как мы видим её с нашей планеты.

Если Вселенная расширяется, то, значит, в далёкомпрошлом скопления были ближе друг к другу. Более того: из теории Фридманаследует, что пятнадцать — двадцать миллиардов лет назад ни звёзд, ни галактикещё не было и всё вещество было перемешано и сжато до колоссальной плотности.Это вещество было тогда и немыслимо горячим. Из такого особого состояния иначалось общее расширение, которое привело со временем к образованию Вселенной,какой мы видим и знаем её сейчас.

Общие представления о строении Вселенной складывалисьна протяжении всей истории астрономии. Однако только в нашем веке смоглапоявиться современная наука о строении и эволюции Вселенной — космология.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Мы знаем строение Вселенной в огромном объемепространства, для пересечения которого свету требуются миллиарды лет. Нопытливая мысль человека стремится проникнуть дальше. Что лежит за границаминаблюдаемой области мира? Бесконечна ли Вселенная по объему? И её расширение- почему оно началось и будет ли оно всегда продолжаться в будущем? А каковопроисхождение «скрытой» массы? И наконец, как зародилась разумная жизнь воВселенной ?

Есть ли она ещё где-нибудь кроме нашей планеты?Окончательные и полные ответы на эти вопросы пока отсутствуют.

Вселенная неисчерпаема. Неутомима и жажда знания,заставляющая людей задавать всё новые и новые вопросы о мире и настойчивоискать ответы на них.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

Космос: Сборник. “Научно — популярнаялитература” (Сост. Ю. И. Коптев и С. А. Никитин; Вступ. ст. академика Ю. А.Осипьяна;  Оформл. и макет В. Итальянцева; Рис. Е. Азанова, Н. Котляровского,В. Цикоты. — Л.: Дет. лит.,1987. — 223 с., ил.)

И. А. Климишин. “Астрономия наших дней”- М.: «Наука».,1976. — 453 с.

А. Н. Томилин. “Небо Земли. Очерки поистории астрономии” (Научный редактор и автор предисловия докторфизико-математических наук К. Ф. Огородников. Рис. Т. Оболенской и Б.Стародубцева. Л., «Дет. лит.», 1974. — 334 с., ил.)

“Энциклопедический словарь юногоастронома” (Сост. Н. П. Ерпылев. — 2-е изд., перераб. и  доп. — М.: Педагогика,1986. — 336с., ил.)

еще рефераты
Еще работы по астрономии