Информация о звездах

Звезды - раскаленные газовые шары. Температура поверхности звезд различна. У некоторых звезд она может достигать 30 000 К, а у других - лишь 3 000К. Наше Солнце имеет поверхность с температурой около 6 000 К. Говоря о поверхности, имеется в виду лишь видимую поверхность, так как никакой твердой поверхности у газового шара быть не может. Нормальные звезды гораздо больше планет, но главное - гораздо массивнее. Во Вселенной есть странные звезды, имеющие типичные для планет размеры, но во много раз превосходящие последние по массе. Солнце в 750 раз массивнее всех остальных тел Солнечной системы. Есть звезды, в сотни раз превышающие по размеру Солнце и во столько же раз уступающие ему в этом показателе. Однако, массы звезд меняются в гораздо более скромных пределах - от одной двенадцатой массы Солнца до 100 его масс. Может быть, есть и более тяжелые, но такие массивные звезды очень редки. Нетрудно догадаться, прочитав последние строки, что звезды очень сильно отличаются по плотности. Есть среди них такие, кубический сантиметр вещества которых перевешивает большой груженый океанский корабль. Вещество других звезд настолько разряжено, что его плотность меньше плотности того наилучшего вакуума, который достижим в земных лабораторных условиях.
Даже свет от ближайших звезд идет несколько лет, а сами звезды в самые мощные телескопы видны как точки. Впрочем, это не совсем так: звезды видны в виде крохотных дисков, но это связано с искажениями в телескопах, а не с увеличением. Звезд бесчисленное множество. Никто не в силах точно сказать, сколько существует звезд, тем более звезды рождаются и умирают. Можно лишь приближенно заявить, что в нашей Галактике около 150 000 000 000 звезд, а во Вселенной неизвестное число миллиардов галактик... А вот сколько звезд можно увидеть на небе невооруженным глазом известно точнее: около 4,5 тысяч. Более того, задавшись определенным пределом яркости звезд, близким по доступности глазу, можно это число назвать точнее, чуть ли не до единиц. Яркие звезды давно посчитаны и занесены в каталоги. Яркость звезды (или, как говорят, ее блеск) характеризуется звездной величиной, которую астрономы давно умеют определять.
***

Солнце
Масса = 1,989o1030 кг
Температура поверхности = 6 058°
Температура в центре = 15 600 000° С
Диаметр = 1 392 000 км
Солнце - ближайшая к нам звезда Вселенной, относящаяся к разряду желтых карликов. Это раскаленный светящийся с поверхности газовый шар, образованный на 70% водородом и на 27% гелием. Масса Солнца составляет 2,25o1027 т, что в 329400 раз больше массы Земли (6,2o1021 т), а его объем приблизительно в 1300 тыс. раз больше объема Земли. Плотность Солнца в 4 раза меньше плотности нашей планеты, давление в его центре достигает 300 млрд. атм., а температура 10-15 млн. градусов. Сочетание сверхвысоких давлений и температур в центральной области Солнца обусловливает течение ядерных реакций, направление которых выражается в превращении водорода в гелий. Расстояние от Земли до Солнца составляет почти 150 млн. км. Легко написать это число, но представить себе такое большое расстояние трудно. Быстрее всего в природе распространяется свет. Он идет со скоростью 300 тыс. км/сек. В течение одной секунды свет может почти восемь раз обойти вокруг Земли. При такой громадной скорости свету все же требуется больше 8 минут, чтобы дойти к нам от Солнца.> На небе мы наблюдаем Солнце в виде диска сравнительно небольшого размера. Зная же расстояние от нас до Солнца и угол, под которым виден диск Солнца, можно вычислить действительный его диаметр. Солнечный диаметр оказывается в 109 раз больше диаметра земного шара. Чтобы составить шар, равный по объему Солнцу, нужно взять 1 301 000 таких шаров, как наша Земля. Представьте себе большой арбуз и зернышко пшена - это и даст вам понятие о сравнительных размерах Солнца и нашей планеты. Изучая движение планет под действием притяжения Солнца, астрономы определили массу Солнца. Она оказалась почти в 333 400 раз больше массы Земли. Сопоставьте это число с числом 1 301 000, которое представляет объем Солнца сравнительно с объемом земного шара. Это показывает, что Солнце состоит из вещества, почти в 4 раза менее плотного, чем Земля. Средняя плотность Земли по отношению к воде 5,5, а Солнца - 1,4, и тем не менее масса Солнца чрезвычайно велика. Если даже взять все планеты вместе с их спутниками, то окажется, что общая их масса почти в 750 раз меньше массы одного Солнца. От Солнца мы получаем очень много тепла и света. А зная, на каком громадном расстоянии оно находится от нас, можно заключить, каким же горячим оно должно быть. При помощи особых приборов ученым удалось определить, что температура на поверхности Солнца достигает 6000°. Вследствие такой высокой температуры Солнце не может быть ни в твердом, ни в жидком состоянии.
Солнце - это колоссальный шар, состоящий из раскаленных газов, в центре которого температура достигает 20 млн. градусов. Раскаленные солнечные газы находятся в постоянном движении.
***

Двойные Звезды
Приблизительно половина всех "звезд" на самом деле - двойные или кратные системы, хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдаться не могут. Присутствие второй звезды (или нескольких других звезд) можно обнаружить по появлению комбинированного спектра. Два компонента двойной системы вращаются по эллиптической орбите вокруг общего центра масс. Чем дальше они друг от друга, тем медленнее движутся. Пары, в которых угловое расстояние достаточно велико для того, чтобы звезды можно было разрешить при наблюдении в телескоп, часто имеют период обращения 50 -100 лет. Такие пары называются визуально-двойными.
Если одна звезда намного слабее другой, ее присутствие можно обнаружить только по видимому движению более яркого компаньона. Пары такого типа называются астрометрическими двойными.
Двойные звезды, распознаваемые только спектроскопическими методами, называются спектрально-двойными. Их периоды обычно составляют от нескольких дней до нескольких недель.
Иногда компоненты двойных систем расположены так близко, что гравитация искажает сферическую форму звезд. Они могут обмениваться веществом и могут быть окружены общей газовой оболочкой.
Если орбиты двойной системы сориентированы в пространстве так, что при наблюдении с Земли одна звезда проходит перед другой, система называется затменной двойной. Такая система имеет переменную яркость, так как одна звезда периодически заслоняет свет другой. Самая известная затменная двойная - Алголь.
***

Белые карлики
Белые карлики - необычные, очень маленькие и очень плотные звезды с высокими поверхностными температурами. Радиус их в среднем равен земному, а масса соответствует массе Солнца. Светимость белых карликов в несколько тысяч раз меньше светимости Солнца. Первым был открыт белый карлик Сириус В - спутник звезды Сириус. Он был обнаружен в середине XIX в., когда астрономы заметили искажения в движении главной звезды - Сириуса, вызванные притяжением маленького, но тяжелого спутника. Сириус В имел белый цвет, и это впоследствии определило название всех звезд такого типа, хотя есть белые карлики и с меньшей температурой поверхности. Они имеют желтый или красноватый цвет. Главная отличительная черта внутреннего строения белых карликов - гигантские по сравнению с нормальными звездами плотности: средняя плотность их примерно в 1 млн. раз превышает плотность воды. Из-за громадной плотности газ в недрах белых карликов находится в необычном состоянии - вырожденном. Свойства такого вырожденного газа совсем не похожи на свойства обычных газов. Его давление, например, практически не зависит от температуры. Устойчивость белого карлика поддерживается тем, что сжимающей его громадной силе тяготения противостоит давление вырожденного газа в его недрах.
Белые карлики находятся на конечной стадии эволюции звезд не очень больших масс. Ядерных источников энергии в звезде уже нет, и она еще очень долго светит, медленно остывая. Белые карлики устойчивы, если их масса не превышает примерно 1,2 массы Солнца.
***

Красные карлики
Красные карлики - наиболее многочисленные звезды в нашей и большинстве других галактик. Так, считается, что в нашей Галактике содержится 300 млрд. красных карликов. Время гравитационного сжатия красных карликов и выхода их на главную последовательность (интервал времени от рождения до формирования в их недрах термоядерного источника энергии) из - за малой массы и низкой светимости велико и достигает миллиарда лет. Красные карлики, достигшие главной последовательности с массой, большей 0,3 массы Солнца, состоят из ядра, в котором горит водород, внутренней области с лучистым переносом энергии и конвективной оболочки. В красных карликах меньших масс перенос энергии из недр к поверхности осуществляется полностью конвекцией.
В связи с тем, что красные карлики имеют низкую светимость, на нашем ночном небе невооруженным глазом можно наблюдать лишь очень ограниченное количество таких звезд, несмотря на их широкую распространенность в Галактике. Так, наиболее ярким красным карликом является одна из звезд системы альфа Цетавра, несмотря на то, что это одна из самых близких звезд (расстояние до нее немногим более 4 световых лет), ее звездная величина равна +1,33. Второй по яркости является звезда 70Змееносца, имеющая 4ую звездную величину и расположенная на расстоянии 16 световых лет от Солнца. Кроме того, эта звезда, в отличии от альфа Центавра, видна в северном полушарии. "Коричневые карлики".
Коричневыми карликами называют особый класс звезд, промежуточный между обычными звездами и планетами. Из-за малой массы в недрах этих звезд невозможно протекание устойчивых ядерных реакций, а слабое свечение коричневых карликов вызвано выделением гравитационной энергии при медленном сжатии звезды.
***

Звездные скопления
Звездные скопления - это гравитационно-связанные крупные системы звёзд, содержащие от нескольких десятков до миллионов звёзд, имеющих общее происхождение. Звездные скопления движутся в поле тяготения Галактики как единое целое.
Звездные скопления принято делить на два типа: шаровые звёздные скопления, принадлежащие сферической составляющей Галактики и значительно более многочисленные рассеянные звёздные скопления, а также движущиеся скопления и ассоциации.
Рождение звезд
Космос часто называют безвоздушным пространством, полагая его пустым. Однако, это не так. В межзвездном пространстве есть пыль и газ (в основном, гелий и водород, причем последнего значительно больше). Во Вселенной существуют целые облака пыли и газа. Благодаря этим облакам нам не виден центр нашей Галактики. Облака эти могут иметь размеры в сотни световых лет, а их части могут сжиматься под действием сил гравитации.
В процессе сжатия часть облака будет уплотняться, уменьшаясь в размерах и одновременно нагреваясь. Если масса сжимающегося вещества достаточна для того, чтобы в процессе сжатия внутри него начали происходить ядерные реакции, то из такого облака получается звезда.
Обычно из одного облака рождается целая группа звезд, которую принято называть звездным скоплением. В этом облаке образуются отдельные уплотнения, каждое из которых может породить звезду. Самые легкие звезды имеют массу в 12 раз меньшую, чем Солнце. Если сжимающееся облако менее массивно, но не уступает Солнцу в массе больше, чем в сто раз, такие облака образуют так называемые коричневые карлики. Коричневые карлики еще холоднее красных звезд. Эти объекты довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают много тепла (инфракрасное излучение), а светятся едва-едва. Но ядерные реакции в коричневых карликах не начинаются. В конце концов, гравитационное сжатие останавливается давлением газа изнутри, перестают выделяться новые порции энергии, и коричневые карлики за сравнительно небольшие сроки остывают. Одним из последних открытым коричневым карликом является карлик в созвездии Гидры, его блеск составляет лишь 22,3, хотя он удален от Солнца всего на 33 световых года. Уникальность этого ближайшего коричневого карлика состоит в том, что все ранее открытые подобные объекты входили в двойные системы, а этот - одиночный. Замечен он только благодаря своей близости к Земле. Планета Юпитер, самая большая в Солнечной системе, в 80 раз легче самой маломассивной звезды и лишь в 8-10 раз легче коричневых карликов.
Если достаточно массивное для образования звезды облако настолько прогревается, что начинает активно излучать тепло и, может быть, слабо светиться темно-красным цветом (еще до начала ядерного синтеза), такое облако принято уже называть протозвездой (до-звездой). Как только температура в центре протозвезды достигнет 10 000 000 К, начинается ядерный синтез. Сжатие протозвезды останавливается световым давлением, она становится звездой. Опять-таки, от массы зависит, насколько быстро протозвезда превратится в звезду. Звезды типа Солнца тратят на эту стадию своего рождения 30 000 000 лет, звезды в три раза массивнее - 100 000 лет, а в десятеро менее массивные - 100 000 000 лет. Итак, немассивные звезды все делают медленнее, и рождаются и живут. Как мы помним, к таким легким звездам относятся красные звезды, которые имеют небольшие размеры и называются красными карликами. Красные карлики в десять раз меньше Солнца по размерам. Звезда типа Солнца носит название желтого карлика, такие звезды также относительно невелики. Самые тяжелые и большие нормальные звезды называются голубыми гигантами.
***

Полярная звезда
Полярная звезда относится к классу цефеид. Цефеиды - это переменные звезды-гиганты, изменяющие блеск с периодом от 1 до 50 суток (в других галактиках - до 218 суток). Одновременно с изменениями блеска изменяются эффективная температура звезды (в максимуме блеска цефеиды имеют максимальную температуру), показатель цвета, а также лучевая скорость (в максимуме блеска поверхностные слои звезды удаляются от нас с наибольшей скоростью - звезда сжимается). Диаметр Поляиной звезды превосходит диаметр Солнца в 46 раз.
Расстояние от Земли до Полярной звезды - 472 световых года.
Полярная звезда входит в состав созвездия Малая Медведица. В свою очередь Малая Медведица является околополюсным созвездием и в любое время видна над горизонтом. Почти целиком она окружена созвездием Дракона. Только к северу от нее находится созвездие Жираф. Невооруженным глазом в Малой Медведице можно разглядеть 20 звезд. В основном это слабые звезды. Только Полярная звезда имеет вторую звездную величину. Наиболее яркие звезды созвездия напоминают фигуру Большой Медведицы, только меньших размеров и перевернутую.
В наше время Полярная звезда является самой близкой к Северному полюсу мира звездой, и поэтому невооруженным глазом нельзя заметить ее суточного вращения. Из-за прецессии Северный полюс мира в течение 25800 лет описывает около Северного полюса эклиптики окружность с угловым радиусом, равным наклону эклиптики (23° 27') к плоскости небесного экватора. За этот период разные звезды, лежащие на этой окружности или около нее, становятся по очереди полярными. Так, например, 2500 лет назад полярной звездой была ? Малой Медведицы, и поэтому арабы дали ей имя Кохаб (Звезда Севера).
***

Черные карлики
Черными карликами называют звезды, заканчивающие свой жизненный цикл и находящиeся на последней стадии развития. Стадии черного карлика достигают звезды, имеющие массу, меньшую 1,2 масс Солнца. Таким образом, черный карлик - это просто остывший, неспособный самостоятельно излучать, белый карлик. В процессе остывания белый карлик неудержимо теряет свою светимость, и, в конце концов перестает излучать вовсе. Найдена связь между светимостями белых карликов и их возрастом, так, например, при светимости в 1 000 светимостей Солнца возраст карлика составляет миллиард лет. При падении светимости до 10-4 светимостей Солнца в недрах звезды начинается кристаллизация. Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре менее 15 000 Кельвинов образуют кристаллическую решетку. Со временем уменьшается температура и, соответственно, энергия колебательных движении ионов.
***

Желтые карлики
Солнце вполне типичный желтый карлик, а потому модель Солнца можно рассматривать как модель желтых карликов. Естесственно, что внутреннее строение Солнца представляет особый интерес. Было рассчитано несколько моделей внутреннего строения Солнца, отличающиеся численными значениями некоторых параметров. Особенно в этом плане важен химический состав недр звезды. Дело в том, что типичный красный карлик имеет более менее постоянный химический состав во всем объеме, так как из - за малой светимости за время существования галактики его состав мало изменился. Совсем другое дело Солнце.
Возраст Солнца известен - около 5 миллиардов лет. За такой огромный срок уже можно ожидать некоторого уменьшения содержания водорода в центральной части нашего светила, так как заметная часть первоначального запаса водородного горючего Солнца уже израсходована - все-таки Солнце светит очень долго... Любопытно, что центральная температура Солнца получается почти не зависящей от конкретных особенностей различных моделей. Она близка к 14 миллионам Кельвинов. Это означает, что основной термоядерной реакцией в недрах Солнца является протон-протонная реакция, хотя небольшой вклад дает также углеродно-азотный цикл.
***

Пульсары
На протяжении веков единственным источником сведений о звездах и Вселенной был для астрономов видимый свет. Наблюдая невооруженным глазом или с помощью телескопов, они использовали только очень небольшой интервал волн из всего многообразия электромагнитного излучения, испускаемого небесными телами.
Астрономия преобразилась с середины нашего века, когда прогресс физики и техники предоставил ей новые приборы и инструменты, позволяющие вести наблюдения в самом широком диапазоне волн - от метровых радиоволн до гамма-лучей, где длины волн составляют миллиардные доли миллиметра. Это вызвало нарастающий поток астрономических данных. Фактически все крупнейшие открытия последних лет - результат современного развития новейших областей астрономии, которая стала сейчас всеволновой.
Еще с начала 30-х годов, как только возникли теоретические представления о нейтронных звездах, ожидалось, что они должны проявить себя как космические источники рентгеновского излучения. Эти ожидания оправдались через 40 лет, когда были обнаружены барстеры и удалось доказать, что их излучение рождается на поверхности горячих нейтронных звезд. Но первыми открытыми нейтронными звездами оказались все же не барстеры, а пульсары, проявившие себя - совершенно неожиданно - как источники коротких импульсов радиоизлучения, следующих друг за другом с поразительно строгой периодичностью.
Летом 1967 г. в Кембриджском университете (Англия) вошел в строй новый радиотелескоп, специально построенный Э. Хьюишем и его сотрудниками для одной наблюдательной задачи - изучения мерцаний космических радиоисточников. Это явление подобно известному всем мерцанию звезд возникает из-за случайных неоднородностей плотности в среде, сквозь которую проходят электромагнитные волны по пути к нам от источника. Новый радиотелескоп позволял производить наблюдения больших участков неба, а аппаратура для обработки сигналов была способна регистрировать уровень радио-потока через каждые несколько десятых долей секунды. Эти две особенности их инструмента и позволили кембриджским радиоастрономам открыть нечто совершенно новое - пульсары.
Первая публикация кембриджской группы появилась в феврале 1968 г., и уже в ней в качестве вероятных кандидатов на роль источников пульсирующего излучения упоминаются нейтронные звезды. Периодичность радиосигнала связывается с быстрым вращением нейтронной звезды. Источник вращается как фонарь маяка, и это создает прерывистость видимого излучения, приходящего к нам отдельными импульсами. Открытие пульсаров отмечено Нобелевской премией по физике в 1978 г.
***

Шаровые скопления
Шаровые скопления - массивные сферические или эллипсоидальные системы с числом звёзд порядка более 100 000, они относятся к старому населению Галактики Возраст шаровых скоплений велик, ок. 15 млрд. лет.
Рассеянные скопления - типичные представители плоской составляющей диска Обычно они содержат 1000 - 10 000 звёзд, т.е. много меньше, чем шаровые скопления, и моложе их. Возраст рассеянных звездных скоплений составляет менее половины возраста шаровых. Поэтому существует гигантский разрыв (5-10 млрд. лет) между возрастом шаровых и рассеянных звездных скоплений.
Движущиеся скопления - это близкие группировки звёзд, обладающие сравнительно большим собственным движением. По главным свойствам (составу звёзд и др.) движущиеся скопления не отличаются от рассеянных.
Ассоциации - это группировки звёзд определённых типов, в которых нет или мало звёзд других типов, и поэтому плотность их меньше необходимой для гравитационной устойчивости группировки. В области типичных ассоциаций плотность вещества (газопылевого и звёздного) выше средней в диске Галактики