Реферат: Звезды

 3везды бывают новорожденными, молодыми,среднего возраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старыепостоянно умирают.

 Самые молодые, которые называются звездамитипа Т Тельца (по одной из звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздомоложе его. Фактически они все еще находятся в процессе формирования и являютсяпримерами протозвезд (первичных звезд).

 Это переменные звезды, их светимость меняется,поскольку они еще не вышли на стационарный режим существования. Вокруг многихзвезд типа Т Тельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходятмощные ветры>. Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действиемсилы тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутрипротозвезды все время повышается. Когда центральная ее часть становитсянастолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается внормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, 'у звезды появляетсяисточник энергии, способный поддерживать ее существование в течение оченьдолгого времени. Насколько долгого — это зависит от размера звезды в началеэтого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хватит па стабильноесуществование в течение примерно 10 миллиардов лет.

 Однако случается, что звезды, гораздо болеемассивные, чем Солнце, существуют всего несколько миллионов лет; причина в том,что они сжимают свое ядерное топливо с гораздо большей скоростью.

Нормальные звезды

 

 Все звезды в основе своей похожи на нашеСолнце: это огромные шары очень горячего светящегося газа, в самой глубинекоторых вырабатывается ядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, какСолнце. Самое явное различие — это цвет. Есть звезды красноватые илиголубоватые, а не желтые.

 Кроме того, звезды различаются и по яркости, ипо блеску. Насколько яркой выглядит звезда в небе, зависит не только от ееистинной светимости, но также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетомрасстояний, яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячнойяркости Солнца до яркости более чем Е миллиона Солнц. Подавляющее большинствозвезд, как оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце,которое во многих отношениях является типичной звездой, обладает гораздобольшей светимостью, чем большинство других звезд. Невооруженным глазом можноувидеть очень небольшое количество слабых по своей природе звезд. В созвездияхнашего неба главное внимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычныхзвезд, тех, что обладают очень большой светимостью.

 Почему же звезды так сильно различаются посвоей яркости? Оказывается, тут нге ~явисит от массы звезды.

 Количество вещества, содержащееся в конкретнойзвезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени.Минимальная величина массы, необходимая, чтобы звезда была звездой, составляетоколо одной две Вставить из листика

Гиганты и карлики

  Самые массивные звезды одновременно и самыегорячие, и самые яркие. Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на своиогромные размеры, эти звезды производят такое колоссальное количество энергии,что все их запасы ядерного топлива перегорают за какие-нибудь несколькомиллионов лет.

 В противоположность им эвезды, обладающиенебольшой массой, всегда неярки, а цвет их — красноватый. Они могутсуществовать в течение долгих миллиардов лет.

 Однако среди очень ярких звезд в нашем небеесть красные и оранжевые. К ним относятся и Альдебаран — глаз быка в созвездииТелец, и Антарес в  Скорпионе. Как жемогут эти холодные эвезды со слабо светящимися поверхностями соперничать сраскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги?

Ответ состоит в том, что этиэвезды очень сильно расширились и теперь по размеру намного превосходятнормальные красные звезды. По этой причине их называют гигантами, или дажесверхгигантами.

 Благодаря огромной площади поверхности,гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца,несмотря на то что температура их поверхности значительно ниже. Диаметркрасного сверхгиганта — например, Бетельгейзе в Орионе — в несколько сот разпревосходит диаметр Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, какправило, не превосходит одной десятой размера

 Солнца. По контрасту с гигантами их называют“карликами”. Гигантами и карликами звезды бывают на разцых стадиях своей жизни,и гигант может в конце концов превратиться в карлика, достигнув “пожилоговозраста”.

Жизненный цикл звезды

 

 Обычиая звсзда, такая, как Солнце, вы делястзнергию за счет превращения во лорола н гелий в ядерной печи, нахо дягцейся исамой ее сердцевине. Солн пе с<)псржит огромное количество во дородь, однаиозапасы его не бесконеч иы. За ~юследние 5 миллиардов лет Со лнцс ужеизрасходовало половипу во дородного топлива и сможет поддер живать своесуществование в течение еп~е 5 миллиардов лет, прежде чем за пасы водорода вего ядре иссякнут. А _ что потом7 

 Послс того как звезда израсходует водорол,содержащийся в центральной ее части, виутри звезды происходят крупные перемены.Водород начинает псрс~орать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается вразмере, раз бухаст. В результате размер самой звез ды резко возрастает, атемпература ее иовсрхпости надает. Именно этот процесс и рождает красныхгигаитов и сверх-гигантов. Оп является частыо той иослсдовательиости измеиений,которая называется звездной эволюцией и которую ироходят все звезды. В конечномитоге все звезды стареюг и умирают, по продолжительность каждой отдельнойзвезды определяется ее массой. Массивные звезды про носятся черсз свойжизиенный цикл, за канчивая его эффектным взрывом.

 Звезды более скромных размеров, включая иСолице, наоборот, в нонце жизпи сжимаются, превращаясь в  белые карлики.

 После чего они просто угасают.

 В процессе превращеиия иэ красно го гиганта вбелый карлик звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив лри этом ядро. Газовая оболочка ярко светится поддействием мощного излучения звезды, температура которой на поверхпости можетдостигать 100 000«С. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервыеобнаружены,

они были названыпланетарными туманностями, посколку они часто выглядят как круги типапланетного диска, если пользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они,конечно, ничего  общего с планетами неимеют!

Звездные скопления

 

 По-видимому, почти все звезды рождаютсягруппами, а не по отдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, чтозвездные скопления — вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучатьзвездные скопления, лотому что им известно, что все звезды, входяшие вскопление, образовались примерно в одно и то же время и приблизительно наодинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия в блеске между такимизвездами являются истинными различиями. Какие бы  коллосальные изменения ни претерпели этизвезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезноизучение 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.

 Звездные скопления интересны не только длянаучного изучения — они исключительно красивы как объекты для фотографированияи для наблюдения астрономами-любителями. Есть два типа звеэдных скоплений:открытые и шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытомскоплении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участкенеба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляютсобой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центреотдельные звезды неразличимы. ]

 Открытые звездные

 скопления

  Наверное, самым знаменитым открытым звезднымскоплением являются Плеяды, или Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря натакое название, большинство людей может разглядеть без помощи телескопа лишьшесть звезд. Общее количество звезд в этом скоплении — где-то между 300 и 500,и все они находятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и нарасстоянии 400 световых лет от нас.

 Возраст этого скопления — всего 50 миллионовлет, что по астрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно оченьмассивные светящиеся звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты.Плеяды — это типичное открытое звездное скопление; обычно в такое скоплениевходит от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд. 

 Среди открытых звездных скоплений гораздобольше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100миллионов лет. Считается, что скорость, с которой они образуют- ся, с течениемвремени не меняется.

  Деело в Том, что в более старых скопленияхзвезды постепенно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с основныммножеством звезд — тех самых, тысячи которых предстаьот перед нами в ночномнебе. Хотя тяготение до некоторой степени удерживает открытые скопления вместе,они все же довольно непрочиы, и тяготение другого объекта, например большогомежзвездного облака, может их разорвать. 

 Некоторые звездные группы на столько слабоудерживаются вместе,  что их называют нескоплениями, а  звездными ассоциациями.Они сущес  твуют не очень долго и обычнососто  ят из очень молодых звезд вблизимеж  звездных облаков, из которых они воз  никли. В звездную ассоциаци~о входит  от 10 до 100 звезд, разбросанных в об  ласти размером в несколько сотен све  товых лет. 

 Облака, в которых образуются звезды,сконцеитрированы в диске нашей Галактики, и именно там обнаруживают открытыезвездные скопления. Если учесть, как много облаков содержится в Млечном Пути икакое огромное количество пыли находится в межзвездном пространстве, то станеточевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должнысоставлять лишь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, их общееколичество достигает 100 000.

 

Шаровые звездные скопления

 В противоположность открытым, шаровыескопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых тамнасчитываются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположенытак густо, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровомускоплению, мы могли бы видеть в ночном небе невооруженным глазом более миллионаотдельных звезд. Размер типичного шарового скопления — от 20 до 400 световыхлет.

 В плотно набитых центрах этих скоплений звездынаходятся в такой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает ихдруг с другом, образуя компактные двойные звезды.

 Йногда происходит даже полное слияние звезд;при тесном сближении наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя напрямое обозрение центральное ядро. В шаровых скоплениях дв'ойные звездывстречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшекявляются источниками рентгеновского излучения.

 Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200шаровых звездных скоплений, которые распределены по всему огромномушарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все эти скопления оченьстары, и возникли они более или менее в то же время, что и сама Галактика: от10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопления образовались, когдачасти облака, из которого была создана Галактика, разделились на более мелкиефрагменты. Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят оченьтесно, и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единоец'елое.

 Шаровые звездные скопления наблюдаются нетолько вокруг нашей Галактики, но и вокруг других галактик любого сорта, Самоеяркое шаровое скопление, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кснтаврав южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет отСолнца и является самым обширным из всех известных скоплений:

 его диаметр — 620 световых лет. Самым яркимшаровым скоплением северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом,но все же можно различить невооруженным глазом.

В 1596 г. голландскийнаблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617), обнаружилдовольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта постепенно стала тускнеть ичерез несколько недель вообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описалнаблюдение переменной звезды.

 Эта звезда получила название Мира — ечудесная~. За период времени в 332 дня Мира изменяет свой блеск отприблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды) до 10-йзвездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чем необходимодля наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тысячипеременных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не стольдраматично, как Мира.

Существуют различныепричины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногда изменяется намного световых величин, а иногда так незначительно, что это изменение можнообнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов. Некоторые звезды меняютсярегулярным.

 Другие — неожиданно гаснут или внезапновспыхивают. Перемены могут происходить циклично, с периодом в нес~олько лет, амогут случаться в считанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звездаявляется переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом оиаменяется. График изменения звездной величины переменной

звезды называется кривойблеска, Чтобы начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводитьрегулярно. Для точного измерения звездных величии профессиональиые астрономыиспользуют прибор, иазываемый фотометром, сщпако многочисленные наблюдеиия перемеипыхзвезд производятся астрономами-любителями. С помощыо специальио подготовленнойкарты и после иекоторой практики не так уж сложно судить о звездной величинеперемеиной звезды лрямо на глаз, если сравиивать ее с постоянными звездами,расположенными рядом.

 Графики блеска переменных звеэд показывают,что пекоторыс:>везды мсняю'гся регулярным (правильным) образом — участок ихграфика на отрезке времеии определенной длины (периоде) повторяется снова исиова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо. К иравильнымпеременным звездам относят пульсирующие звезды и двойныс звезды. Количествосвета меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества.Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными).Когда мы видим изменение блеска бицариых звезд, это означает, что произошлоодно из нескольких возможпых явлений. Обе звезды могут оказаться на линиинашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, опи могут проходить прямоодна перед другой. Подобные сисгемы пазываются затменно-двойными звездами.Самый знаменитый пример такого рода — звезда Алголь в созвездии Персея. В теснорасположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую,нередко вызывая драматические последствия. 

 

пульсирующие переменные

 звезды

 

 Некоторые из наиболее правильных переменныхзвезд пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь — как бы вибрируют сопределенной частотой, пример  но так,как это происходит со струной музыкального инструмента. Наиболее известный типподобных звезд — цефеиды, названные так но звезде Дельта Цефея, представляющейсобой типичный пример. Это звеэды сверхгиганты, их масса превосходит массуСолнца в 3 — 10 раз, а светимость их в сотни и даже тысячи раз выше, чем уСолнца. Период пульсации цефеид измеряется днями. В процессе пульсации цефеидыкак площадь, так и температура ее поверхности изменяются, что вызывает общееизменение ее блеска.

 Мира, первая из описанных переменных звезд, идругие подобные ей звезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холод ныекрасные гиган ты в последней ста дии своего существо вания, они вот-вотполностыо сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетар нуютуманность. Большинство красных сверхгигантов, подобных Бетельгейзе в Орионе,изменяются лишь в некоторых пределах.

 Используя для наблюдений специальную технику,астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна.

 Звезды типа RR Лиры представляют другую важнуюгруппу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, какСолнце. Многие из них находятся в шаровых звездных скоплениях. Как правило, онименяют свой блеск на одну звездную величину приблизительно за сутки, Ихсвойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономическихрасстояний.  Неправильные переменные

 звезды

 

 R Северной Короны и звезды, подобные ей, ведутсебя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядетьневооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмойзвездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к ирежнему уровню.Повидимому, причина тут в том, что эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себяоблака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи.Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, онозаслоняет свет звезды, пока облако ие рассеется в пространстве.

 Звезды этого типа производят густую пыль, чтоимеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды. 

 Вспыхивающие звезды

  Магнитные явления на Солнце являются причинойсолнечных пятен и солнечных вспышек, но они не могут существепно повлиять наяркость Солнца. Для некоторых звезд — красных карликов — это не так: на нихподобные вспышки достигают громадных масштабов, и в результате световоеизлучение может возрастать на целую звездную величину, а то и больше. Ближайшаяк Солпцу звезда, Проксима Кентавра, является одной из таких вспыхивающих звезд.Эти световые выбросы нельзя предсказать заранее, а продолжаются они всегонесколько минут.

Двойные звезды

 

 Примерно половина всех звезд нашей Галактикипринадлежит к двойным сис- темам, так что двойные звезды, вращающиеся поорбитам одна вокруг дру гой, явление весьма распространенное.

 Принадлежность к двойной системе очень сильновлияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находят- ся близко друг кдругу. Потоки вещества, устремляющиеся от одной звезды на другую, приводят кдраматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и р сверхновых звезд.

 Двойные звезды удерживаются вместе взаимнымтяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокругнекоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд.Это можно представить себе как ТОЧК~ опоры, если вообразить звезды сидящими надетских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальшезвезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам.  Большинство двойных звезд (или просто — двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить поотдельности даже в самые мощные телескопы. Если расстояние между партнерамидостаточно велико, орбитальный период может измеряться годами, а иногда целымстолетием или даже болыие. Двойные звезды, которые ты можешь увидеть раздельно,называются видимыми двойными.

Открытие двойных звезд

  Чаще всего двойные звезды определяются либопо необычному движению более яркой из двух, либо по их совместиому спектру.Если какая-нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает,что у нее есть невидимый партнер. Тогда говорят, что это астрометрическаядвойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ее положеп ия.  Сиектроскопические двойные звездыобнаруживают по изменениям и особым характеристикам их спектров, Спектробыкновенной звезды, вроде Сопнца, подобеп непрерывной радуге, пересечепноймногочисленными узкими н~елями — так называемыми линиями иоглощепия. Точныецвета, на которых расположены эти линии, изменяются, если звезда движегся к намили от пас. Это явление нжзивается эффектом Допплера.  Когда эвезды двойной системы движутся иосвоим орбитам, они поперемеппо то приближаются к нам, то удаляются. Врезультате лииии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такиеподвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойпая. Если оба участникадвойной системы имеют примерио одинаковый блеск, в спектре можно увидеть дванабора линий. Если одна из звезд гораздо ярче другой, ее свет будетдоминирова'гь, но регулярное смещение спектральных лииий всс равно выдаст ееистинную двойную природу.

Измеренне скоростей звезддвойной системы и лрименение зак нного тяготения представляют собой важныйметод определения масс звезд. зучение двойных звезд — это единственный прямойспособ вычислени я з вездных масс. Тем не менее в каждом конкретном случае нетак просто получить точный ответ.

 

 Теспые двойные звезды

 

 В системе близко расположенных двойных звездвзаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей формугруши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когдавещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двухзвезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхностькоторой представляет собой ыритическую границу. Эти две грушеобразные фигуры,каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звездвырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нееустремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Частозвездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручиваетсявихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились,что эаполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда.Материал обеих звезд перемешивается и сливается в шар вокруг двух звездныхядер. Поскольку в конечном счете все звеэды разбухмот, превращаясь в гиганты, амногие эвезды являются двойными, то взаимодействуюшие двойные систем ы — -явление нередкое.

Звезда переливается через

 край

  Одним из поразительных результатов переносамассы в двойных звездах является так называемая вспышка новой.

 Одна звезда расширяется так, что заполняетсвою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до тогомомента, когда ее материал начнет захватываться другой звездой, подчиняясь еетяготению. Эта вторая звезда — белый карлик. Внезапно блеск увеличиваетсяпримерно на десять звездных величин — вспыхивает новая. Происходит не что иное,как гигантский выброс энергии за очень короткое время, мощный ядерный взрыв наповерхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется ккарлику, давление в низвергающемся потоке материи реэко возрастает, атемпературд под новым слоем увеличивается до миллиона градусов. Наблюдалисьслучаи, когда через десятки или сотни лет вспышки новых повторялись. Другиевзрывы наблюдались лишь однжкды, но они могут повториться через тысячи лет. Назвездах иного типа происходят менее драматические вспышки — карликовые новые, — повторяющиеся через дни и месяцы.

К огда ядерное топливозвезды оказывается израсходованным и в ее глубинах прекращается выработкаэнергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила тяготения, направленнаявнутрь, больше не уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.

 Дальнейшее развитие событий зависит от массысжимающегося материала. Если эта масса не превосходит солнечную более чем в 1,4раза, звезда стабилизируется, становясь белым карликом. Катастрофическогосжатия не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такаястепень сжатия, при которой они начинают отгалкиваться, хотя никакого источникатепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны иатомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю.

Белый каплик с массой Солнцапо объему приблизительно равен Земле.

 Всего лишь чашка вещества белого карликавесила бы на Земле сотню тонн. Любопытно, что чем массивнее белые карлики, темменьше их объем. Что представляет собой внутренность белого карлика, вообразитьочень трудно. Скорее всего это нечто вроде единого гигантского кристалла,который постепенно остывает, становясь все более тусклым и красным. Вдействительности, хотя астрономы белыми карликами пазывают целую группу звезд,лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самомделе белые. В конечном итоге каждый белый карлик превратится в темный шаррадиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды.  Белые карлики настолько малы, что даженаиболее горячие из них испускают совсем немного света, и обнаружить их бываетнелегко. Тем не менее иоличество известных белых карликов сейчас исчисляетсясотнями; по оценкам асгрономов, не менее лесятой части вссх звезд Галактики — белые карлики. Сириус, самая яркая звезда нашего пеба, является членом двойнойсистемы, и сго иапарник — белый карлик под пазванием Сириус В.

 

 Нейтронные звезды

 

 Если масса сжимающейся звезды превосходитмассу Солпиа более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии бслогокарлика, на атом ие остановится. Гранитациоишые силы в этом случае стсиьвелики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результатс иротопылревращаются в нейтроны (см. с. 20 — 21), способные прилега'гь друг к другу безвсяких промежуткпв. Плотность иейтронных звезд превосходит даже плотпость белыхкарликов; ио если масса материала не превосходит 3 солпечпых масс, нейтроны,как и электроны, способиы сами предотвратить далынейшее сжатие. Типичнаяиисйтроиная звезда имеет в поперечникс всего лишь от 10 до 15 км, а одинкубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн.  Помимо исслыханно громадной плотиости, псйтроиныезвезды обладают сще двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить,невзирая на столь малые размеры: это быстрос 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 быстрес,когда лрижимает к себе руки. Нейтропная звезда совершает несколы<о оборотовв секунду. Наряду с атим исключитепьно быстрьтм вращеиием, нейтроппые звездыимеют магнитиос полс, в миллионы раз более сильиое, чем у Земли.

 

 Иульсары

 

 Первыс пульсары были открыты в 1968 г., когдарадиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точекГалактики. Ученые были поражсиы тем фактом, что какие-то природные объектымогут иэлучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале(правда, пенадолго) астрономы дике заподоэрили участие неких мыслящих сущесгв,обитаюших в глубинах Галак'гики. Но вскоре было иайдено естественнсэсобъясиепие. В мощном магнитпом иоле пейтронной звезды движущиеся по сииралиэлектроиы генерируют рщиоволиы, которые излучаются узким пучком, как лучпрожектора. Звезда быстро вра~цается, и радиолуч пересекает лииию нашегонаблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но исветовые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров околочетырех секунд, а самых быстрых — тысячные доли секунды. Вращение этихнейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, онивходят в двойные системы. 

 

 Рентгеновские двойные

 звезды

  В Галактике найдено, по крайней мере, 100мощных источников рентгеновского излучения. Рентгеновские лучи обладаютнастолько большой энергией, что для возникновения их источника должно произойтинечто из ряда вон выходящее. По мнению астрономов, причиной рентгеновскогоизлучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькойнейтронной звезды.

Возможно, рсптгеновскиеислйчники представляют собой двойные звезды, одла из которых очень малснькая,но массив~ия; это может быть нейтроцная звезда, белый карлик или черная дыра.Звезда-компаньон может быть либо массивиой звездой, масса которой превосходитсолнечиую в 10 — 20 раз, либо иметь массу, превосходящу~о массу Солица не болеечем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К такимситуациям приводит сложпая история эволюции и обмен массами в двойных системах,Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояпия междузвездами.

 В д~зойпых системах с небольшими массамивокруг пейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с болыыимимассами материал устремллется примо ~и нейтронную з.везду — ее магнитпое полезасасывает его, как в воронку. Имен~ш такие системы часто оказываготсярентгеновскими пульсарами.

Черные дыры

бы бттть лмке нейтроннымизвездами В одной из рентгеновских двойных систем, пазываемой А0620-00 удалос очень точно измерить массу компактной звезды (для этого испоз! ъзовились данныеразных видов наблюдений). Она оказалась равной 16 массам Солнца, что намногопревышает возможн'ости нейтронных звезд. В другом двойном рентгеновскомисточнике, У404 Лебедя, есть черная дыра с массой не менее б, З солнечной. Кромечерных дыр с массами, типичными для звезд, почти наверняка существуют исверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падениевещества в черную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящей изядер активных галактик.

 

 Сверхновые

  Звезды, массы которых не достигают 1,4солнечной, умирают тихо и безмятежно. А что происходит с более массивнымизвездами? Как возникают нейтронные звезды и черные дыры? Катастрофическийвзрыв, которым заканчивается жизнь массивной звезды, — это воистинувпечатляющее событие. Это самое мощное из природных явлений, совершающихся взвездах. В мгновение ока высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше

 Солнце за 10 миллиардов лет. Сыетовой поток,посылаемый одной гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимыйсвет составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звездыразлетаются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду.

Такие грандиозные звездныевзрьгвы называются сверхновыми. Сверхновые — довольно редкое явление. Каждыйгод и других галактиках обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом врезультате систематического поиска. За столетие в кюкдой галактике их можетбыть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике сверхиовых ненаблюдали с 1604 ~. Может быть, они и были, но остались невидимыми из-забольшого количсства пьши в Млечном Пути. Радиоастрономы обнаружили кольцо газа,остав~ыегося ог сверхновой в созвездии Кассиопеи, и вычислили дату взрыва — 1658 г. В то время никто не зарегистрировы! необычно яркой звезды, хотя од~-идовольио скромная звездочка, которую впоследствии уже не видели, была отмсченав этом же месте на звездной карте 1680 г.

 

 Сверхновая — гмертъ звезды

 

 Чтобы разобраться в том, что приводит к взрывусверхновой, нам придется рассмотреть последние стадии эволюции массивнойзвезды. Когда весь водород в центральиом ядре превращается в гелий, начинаютсяновые ядерные процессы, преобразуюшие гелий в углерод. Но дальше от центра, воболочке, водород все еще соединяется, обрюуя гслий. Когда гелий использован,горючим стаиовится углерод. В слоях, расположенных вокруг ядра, протекает весьряд последовательных ядсрных реакций, так что звезда приобрстает структуру,напоминающую луковицу. 

 В последпей стадии ядро звезды состоит уже изжслеза и пикеля, а в слоях вок г нег  руго идет ядерное горение 

 кремния, неона, кислорода углеро даи это ведетк образованию в центре звезды белого карлика, пока б, солнечной. А за этимпреде е превышает критического  РУ  бежа в 14  лом наступает катастрофическое сжатие — коллапс ядра, Менее чем засекунду ядро уменьшается от раэмеров Земли до 100 км в поперечнике. Егоплотность становится такой к ак у атомного а (примерно в 100 миллион миллионмиллионов раз больше, чем плотность воды). Вещество сливается в нечто подобноегигантскому атомному ядру — образуется нейтронная звезда. В тот момент, когданейтроны во вн утреннеи части ядра оказываются способными предотвратить дальней шее сжатие п роцесс внезапноостанавливается. Немедленно на еще падающий к центру материал обрушиваютсявстречные ударные волны, и в звезду вливастся оп<ргия огромного количествячягтиц, называемых нейтрино. В результате звезда сбрасывает свои наружные слои,открывая взгляду скрывавшееся под ними нейтронное ядро. По мнению астрономов,большая часть нейтронных звезд, если не все они, родились во взрывахсверхновых. При определенных условиях ядро может оказаться достаточномассивным, чтобы вместо нейтронной звезды образовалась черная дыра.  У нас есть ясная картина того, как массивныезвезды заканчивают свое существование взрывами свеухновых. Но это неединственный способ запуска подобных взрывов. Лишь около четверти всехсверхновых появляется таким путем. Оии отличаются своими спектрами испецифической картиной возгорания и затухания. Как действуют другие сверхновые,пока не вполне ясно. Наиболее достоверная теория предполагает, что они начинаютсяс белых карликов в двойных сис; емах. Вешество перетекает на белый карлик с егопартнера до тех пор, иока масса карлика не превысит 1,4 солнечной. Затемследует взрыв сверхновой, и вся звезда, повидимому, навсегда разрушается.Сверхновая сохраняет свою макси-   ~~~~~~ядкость лишь около месяца, а затем непрерывно угасает. В это время источникомсветовой энергии является р~иоагл~вный распад вещества, образовавшегося привзрыве. Еше долгое время после взрыва можно наблюдать вещество сброшеннойоболочки, постепенно расходящееся в окружающем пространстве. Такие туманностиназывают остатками сверхновых. В созвездии Тельца имеется Крабовиднаятуманность, представляющая собой остаток сверхновой, вспыхнувшей в 1054 г.Обширное тонкое кольцо вещества в Лебеде, так называемая Пе

еще рефераты
Еще работы по астрономии