Доклад масса и размеры звезд

Обновлено: 07.07.2024

Посмотрев на безоблачное ночное небо, мы обязательно увидим большое количество звезд. Удивительно, но среди них есть гиганты и карлики. Они различаются температурой, цветом, возрастом, составом. Масса звезд также разная. Даже умирая, эти объекты не исчезают без следа. Они превращаются в другие тела, которые имеют очень интересные и необычные свойства.

План урока:

Основные характеристики звезд

Звезды представляют собой огромные шары из раскаленного сжиженного газа. Эти тела образуются благодаря гравитационному сжатию газопылевых облаков. Со временем ядро таких образований уплотняется и разогревается. Наконец, когда температура ядра достигает 10 миллионов градусов, в нем запускаются термоядерные реакции, а сам газовый шар начинает излучать свет и тепло.

Светимость

Основным источником энергии большинства светил (в том числе и Солнца) является так называемый водородный цикл. Это цепочка термоядерных реакций превращения водорода в гелий без участия катализаторов.

Еще задолго до нашей эры было замечено, что звезды различаются по своей яркости. По этому принципу Гиппарх, астроном из древней Греции, во 2 веке до н.э., используя уже накопленные знания, составил каталог, куда вошли около 850 звезд. Он достаточно точно определил их координаты, а также впервые поделил небесные светила на категории. Исследователь ввел понятие звездной величины.

Звездная величина – это степень блеска небесного светила. Она измеряется в условных единицах, причем чем меньше будет ее показатель, тем ярче сам объект. При ее изменении на одну единицу блеск меняется в 2,5 раза.

Каждая группа включает звезды, которые имеют примерно одинаковую силу блеска. Самые яркие из них получили название - звезды первой величины. Объекты, имеющие несколько меньший блеск, были отнесены к звездам второй величины и т.д.

Ученый был уверен в том, что все небесные тела расположены на одинаковом расстоянии от Земли, и поэтому разница в блеске зависит исключительно от размера звезды. Со временем было установлено, что объекты находятся от нас на разном расстоянии. Поэтому даже гигантское тело, которое сильно удалено от Солнечной системы, земному наблюдателю будет казаться маленьким и тусклым по сравнению с близко расположенным ярким карликом. Несмотря на это заключение, современные астрономы сохранили, и активно используют, гиппарховую классификацию и по сей день. Только теперь звездная величина означает видимый блеск звезды, а к ее физическому размеру не имеет никакого отношения.

Сам же видимый блеск зависит не только от расстояния, на которое от нас удалено то или иное тело, но и от светимости звезды, которую обуславливают размер поверхности и температура звезд. Уровень светимости обозначается относительно силы света Солнца. В настоящее время для точного обозначения яркости той или иной звезды ученым приходиться использовать дроби. Например, тела, которые по уровню светимости находятся между звездами первой и второй величины, считаются принадлежащими к 1,5 звездной величине. Есть тела, имеющие звездные величины 1,8; 2,4; 3,7; 5,6 и т.д. Кроме того, на небе видно несколько ярких светил, которые по своему блеску превышают блеск звезд первой величины. Для этих звезд специально были выделены нулевая и отрицательная звездные величины.

Современные телескопы позволяют увидеть на небе звезды с еще более слабым свечением. Таким аппаратам доступно исследование звезд до 25 и более величины. Во Вселенной достаточно много невероятно ярких звезд. По сравнению с ними наше Солнце выглядит достаточно блекло. Их относят к звездам наибольшей светимости.

Температура

Ученые научились определять температуру любой звезды. Для этого берут во внимание ее цвет. Если быть более точным – спектр излучения, которое испускает объект. Было установлено, что самыми горячими считаются голубые (синие) звезды. Температура их поверхности в среднем колеблется от 10 000 0 С до 40 000 0 С. Поверхность таких тел накапливает огромное количество энергии, поэтому их можно смело назвать ультрафиолетовыми. Затем идут белые – 7500-10 000 0 С. Желтые и оранжевые - 5 000-7 500 0 С. Красные – холоднее всех - 2 500-5 000 0 С.

Как известно, самая горячая часть любой звезды – это ее ядро. В нем происходят все термоядерные реакции, которые в свою очередь являются источником энергии светила. Из центральной части звезды тепло поднимается к поверхности, а затем излучается в космос. Поэтому температурные показатели ядра и верхней части звезды могут сильно отличаться. Например, температура ядра Солнца достигает +15 млн. 0 С, а на поверхности +6 тыс. 0 С. У каждого светила есть звездная корона - самая верхняя часть атмосферы. Температура в ней намного выше, чем на поверхности звезды. У Солнца она достигает +900 000-1000000 0 С. Ученые до сих пор не могут объяснить причину такого резкого скачка, но, скорей всего, это связано с магнитными полями.

Таких звезд как Солнце во Вселенной очень много. Его температурные показатели характерны для многих видимых светил. Но также в космическом пространстве есть звезды намного горячее Солнце. Это голубые сверхгиганты. Температура некоторых из них может достигать +200 тыс. 0 С. И это только на поверхности. Сложно представить, до скольких градусов может разогреваться звездное ядро. По мнению ученых, его температура достигает сотни миллионов 0 С.

Химический состав

Если анализировать химический состав звезд, то он очень похож на состав Солнца и Земного шара. У большей части звезд в составе преобладает гелий и водород. На их долю приходится 99% всей звездной массы. И только 1% - это кислород, углерод, железо, азот, кремний, магний. По мере снижения температуры, в составе звезды обнаружили простые соединения – оксиды титана, циркония, радикалы.

Иногда во Вселенной находят звезды, в составе которых преобладает определенный элемент. Например, кремний, железо, марганец, углерод. Учеными также были обнаружены звезды с аномальным химическим составом. Так в некоторых молодых светилах, которые относят к красным гигантам, выявили высокое содержание различных тяжелых элементов. У одной из таких звезд завышено количество молибдена.

На химический состав звезд очень сильно влияет местонахождения объекта в галактике. Старые звезды, расположившиеся в сферической части галактического пространства, имеют незначительное количество атомов тяжелых металлов. В то время как у звезд в спиральных рукавах тяжелых элементов гораздо больше. Как раз в этой части галактики чаще всего происходит образование новых светил. Исходя из этого, ученые сделали вывод, что наличие тяжелых элементов в химическом составе звезды, говорит о начале ее жизни.

Рассмотрим, как изменяется химический состав звезд на примере Солнца. Со временем количество гелия в центральной части нашего Светила будет расти, что приведет к увеличению объема ядра. Следовательно, будет расти и площадь термоядерных реакций. Как результат увеличатся температурные показатели и свечение. Спустя 1 млрд. лет (возраст Солнца на тот момент составит 5,6 млрд. лет) рост энергии составит 10%. Когда возраст Светила достигнет 8 млрд. лет его излучение будет 140% по отношению к современному. В этот период земные условия изменятся настолько сильно, что наша планета станет похожей на Венеру.

Чем быстрее будут протекать протон-протонные реакции, тем активней начнет меняться состав звезды. Скорость сгорания водорода вырастит, это нарушит баланс между солнечной оболочкой и его ядром. Водородная оболочка будет становиться все шире и шире, в то время как ядро из гелия начнет терять свои размеры.

Первые существенные изменения в химическом составе Солнца будут происходить примерно через 1 млрд. лет. Сильнейший рост температуры и сжатия ядра активируют очередную стадию термоядерной реакции, в ходе которой начнется горение гелия. Солнце станет вспыхивать в 5,2 тыс. раз сильнее, чем сегодня.

Все это время центральная часть звезды продолжит накаляться, а ее оболочка достигнет земной орбиты и при этом сильно остынет. Также начнет уменьшаться масса Светила. Звездный ветер будет уносить частички водорода, гелия и других элементов в космическое пространство. Солнце станет красным гигантом. Конец развития нашего Светила наступит после полного истощения оболочки. На его месте останется плотное небольшое ядро – белый карлик. В течение миллиардов лет оно будет постепенно остывать.

Масса и размеры звезд

Размеры звезд, как и температура поверхности, имеют свои отличия. Ученые используют различные методы для определения размера того или иного тела. Науке известны звезды-гиганты и звезды-карлики. Каждый объект имеет свою массу, от которой напрямую зависит продолжительность его жизни. Те тела, которые обладают большой массой, непредсказуемы. По космическим меркам их жизненный цикл достаточно мал – несколько миллионов лет, после чего они могут внезапно взорваться безо всяких видимых причин и образовать сверхновые звезды. Подобные изменения становятся причиной космических катастроф.

Зная массу звезды, ученые прослеживают и эволюцию ее развития. Масса также влияет и на температуру тела.

Для определения звездной массы, ученые изучают движения звезд, которые входят в группы или образуют пары. В таких парах или группах объекты притягиваются друг к другу и вращаются вокруг общего центра масс. Для определения массы той или иной звезды используют закон всемирного тяготения. Измеряют ее в единицах массы Солнца, которая составляет около 2*10 30 кг. Масса остальных звезд варьируется в пределах 0,1 до 60 солнечных масс.

Сравнительная характеристика звезд

Для определения размера звезд ученые используют, как оптические приборы, так и расчеты. Так удалось определить, что размеры объектов могут составлять сотни тысяч или даже миллионов км. К примеру, солнечный диаметр равен 1392000 км, а ведь наше Светило далеко не самая большая звезда во Вселенной. Конечно, есть и совсем маленькие звезды – нейтронные. Их диаметр всего 10-20 км. Одними из крупнейших гигантов являются Бетельгейзе, Арктур, Антарес.

По размерам многие звезды будут отличаться сильнее, чем по массе. Чем больше светило, тем меньше плотность его вещества и наоборот. Плотность вещества у звезд-гигантов может быть на порядок меньше чем плотность воздуха в земных условиях. На Солнце плотность вещества в 1,4 раза выше воды. Белые карлики будут гораздо плотнее нашего светила. Например, масса 1 см 3 вещества звезды Сириус составляет 50 кг. И это далеко не самые высокие показатели. Самыми плотными считаются нейтронные звезды. Показатель их плотности 10 14 г/см 3 . Чтобы получить такое значение, нужно Земной шар сжать до диаметра в полкилометра.

Количество звезд и расстояние между ними

До сих пор точного количества звезд на небосводе не назовет ни один исследователь. Сведенья об этом весьма приблизительны. Для наблюдения невооруженным взглядом доступно достаточно большое количество звезд – около 6000 светил. Стоит учесть, что определенную часть из них можно видеть только в Северном полушарии, а другую часть – лишь Южном полушарии. А вот используя современные мощные телескопы, подобных тел можно насчитать миллиарды и триллионы.

Так что пока ученые подсчитали лишь те звезды, которые доступны наблюдателю без специальных технических средств, либо в телескоп. Эти светила были занесены в специальные звездные каталоги. В них есть название, координаты, описание особенностей движения, температура звезды. Здесь же можно найти следующие характеристики звезд: класс, звездная величина, размер, плотность, уровень светимости, удаленность от Солнечной системы. Первые такие каталоги появились еще около 5000 -6000 лет назад. Одним из самых древних считается каталог, составленный древнегреческим астрономом Гиппархом. Это произошло в 136 году до н.э. В нем ученый перечислил 850 звезд, которые видны невооруженным глазом. Через 200 лет каталог Гиппарха дополнил Клавдий Птолемей. В нем уже значилось 1022 звезды. Причем координаты указывались с довольно высокой точностью. Интересно, что труд Птолемея ученые активно использовали на протяжении почти полутора тысячи лет.

Звездный атлас Яна Гевелия (1611 - 1687), изданный в 1690 году, насчитывал уже 1564 звезды. Часть объектов этот ученый открывал уже с помощью телескопа. Именно их открытие позволило специалистам заглянуть в глубины космического пространства.

Современные звездные каталоги включают в себя не только огромное количество обычных звезд. В них есть и другие космические объекты – переменные, двойные, новые и сверхновые звезды, кометы, астероиды, черные дыры. Их списки изменяются и уточняются едва ли не ежегодно в соответствии с новыми данными.

Расстояние между звездами настолько огромные, что свет от звезды к звезде идет многие десятки лет. В астрономии для измерения величины расстояния используют такую единицу, как световой год. Он равен приблизительно 9460 млн. км. Звезды, которые на небе якобы находятся рядом друг с другом, в действительности отдалены одна от другой на несколько световых лет. А расстояние между двумя звездами, которые существенно отдаленные между собой, может исчисляться от десятков до миллионов световых лет.

Звездные скопления и туманности

Как известно, звезды распределены по небу неравномерно. На одних участках Вселенной они расположились очень тесно, и эти районы, благодаря своей высокой светимости, очень хорошо видны с больших расстояний. В других же местах светила находятся друг от друга более отдаленно, и поэтому на фоне ночного неба выглядят одинокими искрами. То, что мы воспринимаем как густую россыпь сияющих светил, носит название звездных скоплений. Другими словами, это группы звезд, связанных между собой силами тяготения. Все объекты такого космического сообщества имеют общее происхождение и похожи друг на друга по своему химическому составу.

Ученые выделяют два вида звездных скоплений:

Шаровые звездные скопления насчитывают обычно десятки и сотни тысяч звезд. Эти образования отличаются почти правильной шарообразной формой, звезды в них упорядочены, как будто в соответствии с четким планом.

Шаровые звездные скопления являются самыми древними объектами в галактике. Звезд-гигантов, которые считаются самыми молодыми из существующих светил, там не обнаружено вообще. А это указывает на то, что шаровые скопления образовались вскоре после Большого Взрыва. Интересно, что концентрация таких объектов увеличивается по направлению к центру галактики.

Существует еще одна пока необъяснимая особенность. Все без исключения шаровые звездные скопления относительно галактического центра расположены практически симметрично. Большинство из них находятся по направлению к созвездию Стрельца. Ведь именно там расположен центр нашей Галактики.

В составе рассеянных звездных скоплений светил насчитывается намного меньше – в среднем всего несколько десятков или сотен. Причем звезды, входящие в скопления, далеко не всегда хорошо заметны. Очень часто они почти неприметны либо туманны, как будто размыты. Четкая форма им так же не свойственна.

Звездное скопление Плеяды (народное название – Стожары) – одно из самых известных рассеянных звездных скоплений. Оно находится в созвездии Тельца. Невооруженным глазом там можно различить 7 – 8 звезд, которые расположены друг к другу очень близко. В телескоп же видно более полутора сотен светил, находящихся на небольшой площади. Самая яркая звезда Плеяд – Альциона. Это и есть одно из скоплений, в котором звезды образуют более-менее обособленную систему, связанную общим движением в пространстве. Диаметр скопления Плеяды составляет около 50 световых лет.

В созвездии Тельца, окружая его главную и самую яркую красноватую звезду-гигант Альдебаран, расположилось еще одно звездное скопление – Гиады. Оно более размытое.

Сейчас самыми интересными космическими объектами для астрономов являются так называемые звездные ассоциации. Так ученые называют самые молодые образования в Галактике, скопления молодых звезд, чей возраст не превышает 10-20 миллионов лет. Обычно в звездные ассоциации входят группы определенных типов светил, имеющих единое происхождение.

Обычно такие пятна Вселенной объединяют в один вид – галактические туманности. Так называются внутригалактические облака разреженных газов и пыли. Те из них, которые содержат в своем составе преимущественно газы, делятся на два вида:

сфероидальные планетарные туманности;
диффузные туманности.

Сфероидальные планетарные образования имеют более-менее четкие очертания. При наблюдении в телескоп они похожи на круглые или овальные диски, напоминающих диски планет (или их колец). Их диаметр в среднем составляет около 10 000 астрономических единиц.

Часть туманностей определенной формы не имеют. Они похожи на клочья густого тумана, лениво растекающегося струями в разные стороны. Это, так называемые диффузные образования. Такие объекты также состоят из разреженных газов, которые светятся под действием света горячих звезд в их центре. Вообще, все газовые туманности светятся за счет переработки в видимый свет коротковолнового (ультрафиолетового) излучения очень горячих звезд, расположенных либо в самой туманности, либо поблизости от нее.

Кроме газовых, во Вселенной есть множество и других туманных пятен. Образованы они не газовыми частичками, а облаком пылинок, которые по своим размерам вполне сравнимы с частицами обычного дыма. Такие образования, соответственно, называются пылевыми галактическими туманностями. Они относятся к диффузным объектам и могут быть как светлыми, так и темными.

Периодически такое облако встречается со звездой и на некоторое время скрывается от глаз удаленного наблюдателя. Частички космической пыли довольно быстро нагреваются и тогда все облако начинает тускло светиться. Такие светлые туманности, отражающие свет ближайших звезд, относятся к очень красивым, однако не столь частым явлениям.

Далеко не всегда пылевое облако проходит вблизи звезды. Чаще всего подобные объекты относятся к темному типу. Если рядом нет космического тела, способного осветить пыль, она образует темные пылевые облака, часто с четко очерченными краями. Больше всего их в светлых областях Млечного Пути или на фоне светящихся галактических туманностей.

Классическим образцом темной пылевой туманности является туманность Конская Голова. Она находится в созвездии Ориона. Она эффектно смотрится благодаря подсвечиванию близлежащей светлой диффузной туманности и действительно похожа на голову лошади. Самое интересное, что это образование является лишь частью большого темного пылевого облака.

Примером планетарной туманности является Улитка, которая образовалась около 10 000 лет назад из вещества внешних слоев вспыхнувшей новой звезды.

Достаточно известной и наиболее изученной учеными считается туманность Андромеды. Это единственная галактика, которую с трудом, но можно увидеть невооруженным глазом.

Исследование звезд продолжается из года в год. Ученые открывают новые космические объекты, уточняют имеющиеся данные, делают новые расчеты. Не так давно было установлено, что около некоторых звезд есть планеты, на которых возможно в дальнейшем обнаружат признаки жизни.

Из курса физики 11 класса известно, что наше Солнце — это рядовая звезда, одна из более чем 100 миллиардов звёзд галактики Млечный Путь. Чем другие звёзды похожи на наше Солнце? В чём состоит отличие? Какие физико-химические параметры звёзд играют важнейшую роль? Рассмотрим кратко основные характеристики звезд, к которым относятся размеры, масса, состав.

Размеры и масса звёзд

Даже наблюдая ближайшие звёзды с Земли, можно заметить, что их размер неодинаков. К сожалению, большинство звёзд слишком удалены от нас, чтобы видеть их угловой размер, поэтому основные характеристики звезд устанавливаются косвенными методами.

Но расчёты показывают, что самые маленькие звёзды (белые карлики) имеют диаметры порядка тысячи километров, а наибольшие (красные гиганты) — миллиарда километров (диаметр орбиты Юпитера).

Существуют также остатки звёзд — нейтронные звезды и чёрные дыры, размер которых составляет единицы и десятки километров, но они не излучают свет.

Массы звёзд также в основном приходится оценивать косвенными методами. Прямо массы звёзд можно оценить лишь для двойных систем, поскольку от массы зависят параметры их орбит.

Рис. 1. Сравнительные размеры звёзд.

Химический состав звёзд

Наиболее распространённый элемент во Вселенной — это водород, к нему относится более 90 % атомов. Звёзды — это огромные водородные шары, в ядрах которых водород превращается в гелий. Атомы гелия составляют около 8 % атомов Вселенной.

В ядрах наиболее массивных звёзд гелий превращается в литий, углерод и дальше, вплоть до железа, но эти элементы суммарно составляют менее процента атомов Вселенной.

Термоядерные реакции образования атомов тяжелее железа требуют поглощения энергии, поэтому они не могут являться источником энергии звёзд. И атомы тяжелее железа образуются в очень небольших количествах.

Рис. 2. Звёздный нуклеосинтез

Спектральный класс звёзд

Наиболее информативным источником, говорящим о составе и температуре звёзд, является спектральный анализ. Каждый химический элемент обладает своим особым спектром. Поэтому, разлагая свет звезды в спектр, можно надёжно определить её химический состав.

По характерным особенностям спектров звёзды были разделены на ряд классов, обозначаемых буквами латинского алфавита. Основной характеристикой, влияющей на спектр, является температура звёзд, поэтому спектральные классы разделяются в первую очередь по температуре. За буквой класса обычно ставят цифру подкласса (от 0 до 9). Последний элемент класса — римская цифра (от I до VII) обозначающая размер звезды (от гиганта до карлика).

Спектральный класс Солнца обозначается индексом G2V, то есть Солнце — это жёлтый карлик с температурой порядка 5200 К.

Некоторые обозначения классов опираются и на состав звезды (например, класс S — звёзды с повышенным содержанием таких элементов, как цирконий, титан, иттрий или технеций). Кроме того, нередко в спектрах звёзд присутствуют важные особенности, которые обозначаются добавочными строчными буквами-индексами. Основные спектральные классы представлены в таблице:

Рис. 3. Таблица спектральных классов звёзд

Что мы узнали?

Звёзды имеют диаметры от тысячи до миллиарда километров, и массы — от долей до сотен солнечной массы. Химически они представляют собой шары из водорода, который в ядрах превращается в гелий. Также имеется небольшое число и других элементов. Температура и состав звёзд отражаются на их спектре, поэтому звезды делятся по спектральным классам.

Наше Солнце имеет массу 1.99 × 10 27 тонн — в 330 тысяч раз тяжелее Земли. Но это далеко не предел. Самая тяжелая среди обнаруженных звезд, R136a1, весит как 256 Солнц. А Проксима Центавры, ближайшая к нам звезда, едва перевалила за десятую часть кряжести нашего светила. Масса звезды может быть удивительно разной — но есть ли ей границы? И почему она так важна астрономам?

Масса — главная звездная характеристика

Снимок квазара радиотелескопом

И в то же время ученые едва могут вычислить массу звезды — единственным светилом, чья масса известна точно, является наше Солнце. Такую ясность помогла внести наша Земля. Зная массу планеты и скорость ее движения вокруг Солнца, можно вычислить и массу самой звезды на основании Третьего закона Кеплера, доработанного известным физиком Исааком Ньютоном. Иоганн Кеплер выявил связь между расстоянием от планеты до звезды и скоростью полного оборота планеты вокруг светила, а Ньютон дополнил его формулу массами звезды и планеты. Модифицированная версия Третьего закона Кеплера часто используется астрономами — причем не только для определения массы звезд, но и других космических объектов, составляющих вместе гравитационную систему.

Система из двух близлежащих звезд в представлении художника

В случае измерения массы одиночных звезд, возле которых нет видимых объектов, чью орбиту можно использовать для вычислений, астрономы идут на компромисс. Сегодня читается, что масса звезд одного спектрального класса одинакова. Также ученым помогает связь массы со светимостью или температурой звезды, поскольку обе эти характеристики зависимы от силы ядерных реакций и размеров звезды — непосредственных индикаторов массы.

Значение массы звезды

Секрет массивности звезд кроется не в качестве, а в количестве. Наше Солнце, как и большинство звезд Главной последовательности, на 98% состоит из двух самых легких элементов в природе — водорода и гелия. Но при этом в нем собрано 98% массы всей Солнечной системы!

Как такие легкие вещества могут собраться вместе в громадные горящие шары? Для этого нужно свободное от крупных космических тел пространство, много материала и начальный толчок — чтобы первые килограммы гелия и водорода начали притягиваться друг к другу. В туманностях и молекулярных облаках, где рождаются звезды, водороду и гелию ничто не мешает скапливаться. Их собирается так много, что гравитация начинает насильно сталкивать ядра атомов водорода. Это начинает термоядерную реакцию, в ходе которой водород превращается в гелий.

Материалы по теме

Интересный факт: когда масса звезды превышает массу Солнца в 30 раз, прожить она сможет не больше 3 миллионов лет — вне зависимости от того, насколько ее масса больше 30-кратной солнечной. Это связано с превышением предела излучения Эддингтона. Энергия запредельной звезды становится настолько мощной, что вырывает вещество светила потоками звездного ветра — и чем массивнее звезда, тем сильнее становится потеря массы.

Туманность в Большом Магеллановом Облаке, созданная из звездного ветра

Пределы массы звезды

Несмотря на то, что Вселенная бесконечна, тела в ней имеют пределы, прописанные физическими законами. Особенно это касается сложных космических объектов вроде звезд, которые не просто собирают материю, но и излучают энергию.

Почему? Дело в том, что звезды существуют за счет баланса между силами гравитации, стремящимися свернуть звезду в сверхплотный шар, и излучения, которое противостоит давлению. Сила энерговыделения, как мы уже знаем, растет вместе с массой. И когда звезда достигает массы в 150 солнечных (3 × 10 29 кг), ее излучение станет сильнее гравитационного давления. От этого вещество светила просто разнесет по космосу.

Интересный факт — преобладание гравитационного сжатия над излучением тоже закончится печально для звезды. Это происходит под конец жизни звезды, когда в ней заканчиваются термоядерные реакции. Тогда она сжимается в белый карлик, или же взрывается сверхновой, оставив по себе нейтронную звезду или даже черную дыру.

Значит ли это, что 10 солнечных масс — это все, на что может рассчитывать среднестатистическая звезда? И является ли пределом массы планка в 150 Солнц? Ответ на оба вопроса — нет. Но превышение этих пределов требует особенных условий.

Особые условия для особо тяжелых звезд

Первые звезды, которые возникли в молодой Вселенной, были гигантских размеров — их масса в сотни тысяч раз превышала солнечную. Просуществовали они считанные тысячи лет и взрывались в конце жизни настолько сильно, что создали современные тяжелые элементы наподобие золота. Но как им удалось собрать такую массу и не растерять ее под давлением излучения?

Металличность

Материалы по теме

Низкая металличность свойственна в первую очередь звездам населения II — старым светилам, возникшим вскоре после Большого взрыва, около 10 миллиардов лет назад. Звезды-ровесники Солнца, причисляемые к населению III, обладают куда более высокой металличностью — они формируются из остатков предыдущих звезд, богатых на тяжелые вещества. Поэтому звезда, состав которой сходный солнечному, не может быть массивнее Солнца больше чем в 100 раз — их материя обладает повышенной сопротивляемостью излучению.

Дисковая и конкурентная аккреции

Как видно, состав звезды определяется исторически. Однако есть звезды, которые набрали массу равную или даже большую 150 солнечных. Как у них это получилось?

Для этого нужно особое стечение обстоятельств. Молекулярные облака и туманности не представляют собой однородную среду с одинаковой плотностью и линейными измерениями: попадаются участки разной формы и консистенции. Часто туманность простирается подобно плоскости — часть поверхности протозвезды, которая формируется в ней, может выходить в открытое пространство.

Протозвезда с дисковым типом аккреции

Слияние и взаимопоглощение звезд

Последней идет главная изюминка звездообразования — секрет того, как звезды набирают массу, большую естественного предела. Все мы знаем, что орбиты космических объектов часто пересекаются. Живим доказательством того является любое тело без атмосферы, вроде нашей Луны — она испещрена следами от тысяч метеоритов.

Звезды, в силу своей отдаленности, пересекаются намного реже. Но среди звезд в одном скоплении — особенно на стадии формирования — столкновения случаются относительно часто. Обычный ударный контакт звезд заканчивается катаклизмом — куски звездной плазмы разлетаются на миллиарды километров. Но если светила подходят друг к другу на подходящей траектории, они могут слиться воедино. Именно так возникла звезда-рекордсменка R136a1, которая слишком большая даже для своего экстремального класса — сверхгорячих и очень ярких звезд Вольфа – Райе.

R136a1 в представлении художника

Слияние является самым результативным способом набора массы для звезды. Недаром все самые массивные светила находятся в тесных звездных скоплениях, где столкновения наиболее вероятны. В теории, взаимопоглощение звезд способно порождать невероятно большие объекты — их масса может превышать десятки тысяч Солнц. Но есть ли предел звезде-монстру, вырастающей из родительских светил?

ВВЕДЕНИЕ
В течение тысячелетий звезды были непостижимы для человеческого сознания, но они очаровали его. Поэтому наука о звездах - астрономия - одна из самых старых. Потребовались тысячи лет, чтобы люди избавились от наивного представления о том, что звезды - яркие пятна, прикрепленные к огромному куполу. Однако величайшие мыслители древности понимали, что звездное небо с Солнцем и Луной - это больше, чем просто видимость увеличения планетария. Они догадались, что планеты и звезды - отдельные тела и свободно парят во Вселенной. С началом космической эры звезды приблизились к нам. Мы учимся все больше и больше. Но самая старая наука о звездах, астрономия, не только не исчерпала себя, но стала, наоборот, еще более интересной.

ГЛАВА 1. ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ
Одной из важнейших особенностей является величина. Когда-то считалось, что расстояние до звезд было одинаковым, и чем больше она светила, тем больше она была. Самые яркие звезды были отмечены звездами первой величины (1 m , magnitido - величина) и едва различимы невооруженным глазом до шестого (6 м). Теперь мы знаем, что величина не характеризует размер звезды, а ее яркость, то есть освещение, которое звезда создает на Земле.

Но масштаб звездных величин сохранился и уточнен. Блеск звезды на 1 m больше, чем блеск звезды 6 m ровно 100 раз. Светильники, чья яркость превышает яркость звезд 1 m , имеют нулевую величину и отрицательную величину. Масштаб продолжается к звездам, не видимым невооруженным глазом. Есть звезды 7 m , 8 m и так далее. Для более точной оценки дробные звездные величины 2,3 m , 7,1 m и т.д.

Если абсолютная величина известна, яркость любой звезды может быть рассчитана по формуле
lg L = 0,4 (M_a-M), где
L - яркость звезды,

M - его абсолютная величина,

М_а - абсолютная величина Солнца.
ГЛАВА 3. МАССА ЗВЕЗД
Другой важной характеристикой звезды является ее масса. Массы звезд разные, но, в отличие от светимостей и размеров, они отличаются относительно узкими границами. Основным методом определения звездных масс является изучение двойных звезд. На основе закона мира и законов Кеплера, обобщенного Ньютоном, была получена формула
, где
M₁ и M₂ - массы основной звезды и ее спутника,

P - орбитальный период спутника,

a - полуосновная ось земной орбиты.
Мы также нашли связь между яркостью и массой звезды: яркость увеличивается пропорционально кубу массы. Используя эту зависимость, из светимости можно определить массы простых звезд, для которых невозможно вычислить массу непосредственно из наблюдений.

ГЛАВА 4. СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ
Спектры звезд - это их паспорта с описанием всех их физических свойств. В спектре звезды мы можем распознавать ее яркость (и, следовательно, ее расстояние), ее температуру, ее размер, химический состав ее атмосферы, как качественный, так и количественный, скорость в пространстве, ее скорость вокруг неба, и даже, что это еще одна невидимая звезда поблизости, с которой она вращается вокруг своего общего центра тяжести.

Существует подробная классификация звездных классов (Гарвард). Классы обозначаются буквами, подклассы нумеруются от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе O подклассы начинаются с O5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд, которые позже и позже переходят к спектральным классам. Это выглядит так:
O - B - A - F - G - K - M
Среди холодных красных звезд, за исключением класса M, есть еще два разновидности. В спектре одного вместо полос молекулярного поглощения оксида титана присутствуют характерные полосы окиси углерода и голубого (в спектре, обозначаемом буквами R и N), и между другие, полосы оксида циркония (класс S).

Подавляющее большинство звезд принадлежит последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна. Цвета звезд разных классов различны: O и B - голубые звезды, A - белый, F и G - желтый, K - оранжевый, M - красный.

Вышеприведенная классификация является одномерной, поскольку главной характеристикой является температура звезды. Но среди звезд класса есть гигантские звезды и карликовые звезды. Они различаются по плотности газа в атмосфере, поверхности, яркости. Эти различия отражены в спектре звезд. Существует новая двумерная классификация звезд. Согласно этой классификации каждая звезда, за исключением спектрального класса, также указывает класс яркости. Это отмечено в римских цифрах от I до V. I - супергигантов, II-III - гигантов, IV - субгигантов, V-карликов. Например, спектральный класс звезды Вега напоминает A0V, Бетельгейзе - M2I, Сириус - A1V.

Но есть много карликовых звезд. Это в основном красные карлики с диаметром, равным половине и даже одной пятой нашего диаметра Солнца. Размер солнца - средняя звезда, в нашей галактике - миллиарды.

Белые карлики занимают особое место среди звезд. Но они будут описаны позже как последний этап эволюции обычной звезды.
ГЛАВА 6. ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
Переменные звезды - это звезды, яркость которых меняется. В некоторых переменных звездах яркость изменяется периодически, в то время как другие наблюдают случайное изменение яркости. Для обозначения переменных звезд используются латинские буквы с указанием созвездия. В пределах одного и того же созвездия латинская буква, комбинация из двух букв или буква V с номером, присваивается переменным звездам. Например, S Car, RT Per, V₅₅₇ Sgr.

Переменные звезды делятся на три широких класса: импульсные, эруптивные (взрывоопасные) и затмеваются.

Пульсирующие звезды имеют гладкие вариации блеска. Они вызваны периодическими изменениями в радиусе и температуре поверхности. Пульсирующие звездные периоды варьируются от фракции дня (звезды RR Лиры) до десятков (цефеид) и сотен дней (Мириды – звезды типа Мира Кита). Пульсирующие звезды открываются примерно в 14 милях.

Второй класс переменных звезд - взрывоопасные звезды или, как их называют, эруптивные звезды. Это включает, прежде всего, сверхновые, новые, повторяющиеся звезды, звезды типа И Близнецов, симбиотические звезды. Эруптивные звезды - это молодые быстро движущиеся звезды, такие как ИV Кита и ряд связанных объектов. Количество открытых эруптивных переменных превышает 2000.

Пульсирующие и эруптивные звезды называются физическими переменными звездами, потому что изменение их кажущейся светимости обусловлено физическими процессами, которые происходят там. Это изменяет температуру, цвет и иногда размер звезды.

Давайте более подробно рассмотрим наиболее интересные типы звезд с физическими переменными. Например, цефеиды. Это очень распространенный и очень важный тип физических переменных звезд. У них есть особенности звезды Цефея. Его блеск постоянно меняется. Изменения повторяются каждые 5 дней и каждые 8 часов. Блеск увеличивается быстрее, чем ослабляется после максимума. d Цефея - периодическая переменная звезда. Спектральные наблюдения показывают изменения в радиальной скорости и спектральном классе. Также меняется цвет звезды. Это означает, что в звезде происходят глубокие изменения общего характера, причиной которых является пульсация внешних слоев звезды. Цефеиды - нестационарные звезды. Существует чередующееся сжатие и расширение под действием двух противоположных сил: сила притяжения к центру звезды и сила давления газов, выталкивающих вещество наружу. Это очень важная особенность цефеид. Для каждой данной звезды она является постоянной с большой точностью. Цефеиды - гигантские звезды и сверхгиганты большой яркости.

Существенно, что существует связь между светимостью и периодом цефеид: чем дольше период светимости цефеид, тем выше ее светимость. Таким образом, к периоду, известному наблюдениям, можно определить светимость или абсолютную звездную величину, затем расстояние до цефеида. Многие звезды на протяжении всей их жизни, вероятно, цефеиды. Поэтому их изучение очень важно для понимания эволюции звезд. Кроме того, они помогают определить расстояние до других галактик, где они видны из-за высокой яркости. Цефеиды также помогают определить размер и форму нашей галактики.

Мириды, долгосрочные переменные звезды по имени Миры (o Кита), являются еще одним типом регулярной переменной. Огромный объем, превышающий объем Солнца в миллионы и десятки миллионов раз, этот красный гигантский спектральный класс M пульсирует очень медленно, периоды от 80 до 1000 дней. Изменение яркости в визуальных лучах различных представителей этого типа звезды происходит от 10 до 2500 раз. Однако общая излучаемая энергия изменяется только в 2-2,5 раза. Лучи звезд изменяются в среднем от 5 до 10%, а кривые блеска аналогичны лучам цефеидов.

Как уже упоминалось, не все физические переменные звезды подвергаются периодическим изменениям. Многие звезды принадлежат полуправильным или неправильным переменным. В таких звездах трудно, если не невозможно, заметить тенденции изменения яркости.

Теперь рассмотрим третий класс переменных звезд - затменных переменных. Это двоичные системы, орбитальная плоскость которых параллельна прямой видимости. Когда звезды движутся вокруг общего центра тяжести, они попеременно покрывают друг друга, вызывая колебания яркости. Вне затмений свет от обоих компонентов достигает наблюдателя, и во время затмения свет ослабляется компонентом затмения. В близких системах общие изменения блеска также могут быть вызваны деформациями формы звезды. Период звезд затмения варьируется от нескольких часов до нескольких десятилетий.

Существует три основных типа переменных звезд затмения. Первый состоит из переменных звезд типа Алголя (b Персей). Компоненты этих звезд имеют сферическую форму, а размер звезды спутника больше, а яркость ниже, чем у главной звезды. Оба компонента либо белые, либо основная звезда белого цвета, а спутник желтый. Хотя нет затмения, яркость звезды почти постоянна. Во время затмения главной звезды яркость резко уменьшается (главный минимум), и когда спутник приближается к главной звезде, уменьшение светимости незначительно (вторичный минимум) или вообще не уменьшается. Анализ кривой блеска позволяет рассчитать лучи и светимости компонентов.

Второй тип затменных переменных звезд имеет тип b Лиры. Их яркость изменяется непрерывно и плавно примерно в двух звездных размерах. Между основными углублениями, вероятно, должен произойти более слабый вторичный минимум. Периоды изменчивости - от получаса до нескольких дней. Компонентами этих звезд являются гигантские белые и синие белые гиганты спектральных классов B и A. Из-за их большой массы и их относительной близости оба компонента подвержены сильным приливным эффектам, что позволяет им приобретают эллипсоидальную форму. В парах таких узких атмосфер звезды проникают друг в друга, и происходит непрерывный обмен веществ, некоторые из которых проникают в межзвездное пространство.

Третьим типом двойных звезд затмения является тип W Большой Медведицы, после названия этой звезды, период изменчивости (и кровообращения) составляет всего 8 часов. Трудно представить, как быстро крутятся огромные компоненты этой звезды. Спектральными классами этих звезд являются F и G.

Существует еще небольшой отдельный класс переменных звезд - магнитных звезд. В дополнение к большому магнитному полю они проявляют высокую неравномерность характеристик поверхности. Такие неоднородности во время вращения звезды вызывают изменение яркости.

Для около 20 000 звезд класс изменчивости не определен.

Изучение переменных звезд имеет большое значение. Переменные звезды помогают определить возраст звездных систем, их местоположение и тип их звездной популяции; расстояния до отдаленных частей нашей галактики, а также других галактик. Современные наблюдения показали, что некоторые переменные двоичные звезды являются источником рентгеновских лучей.
ГЛАВА 7. ЗВЕЗДЫ, ИСТЕКАЮЩИЕ ГАЗОМ
В коллекции звездных спектров непрерывный переход от спектров с отдельным тонким линиям может быть проведен в спектры, содержащие необычно большие отдельные полосы, а также темные линии и даже без них.

Звезды, которые напоминают спектры их можно было бы отнести к звездам спектрального класса O, но имеют большие светлые полосы в спектре называются звезды Вольфа-Райе названы два французских ученых, которые обнаружили их и описанные в прошлом веке. Только сейчас можно было решить природу этих звезд.

Звезды этого класса - самые горячие из всех известных. Их температура составляет 40-100 тысяч градусов.

Эти огромные температуры сопровождаются излучением, как мощный поток ультрафиолетовых лучей, что водород и гелий свет, и при очень высоких температурах, атомы других элементов, по-видимому, не способные выдержать давление свет, скорость взлета. Скорость их движения под давлением света настолько велика, что притяжение звезды не может удерживать их. В непрерывном потоке они отрываются от поверхности звезды и почти безудержно бросаются в мировое пространство, образуя атомный дождь, но направленные не вниз, а вверх. Под этим дождем горит вся жизнь на планетах, если те, кто окружен этими звездами.

Постоянный дождь атомов, отделенных от поверхности звезды, образует вокруг него сплошную, но постоянно рассеянную атмосферу в пространстве.

Большинство звезд типа Вольфа-Райе имеют очень близкие спектральные двойные звезды. Их партнер в паре по-прежнему остается массивной, классной звездой класса O или B. Многие из этих звезд затмевают удвоение. Звезды, стирание газа, хотя и редко встречались, но обогащали идею звезд в целом.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Наше солнце - самая обычная звезда среди миллионов других звезд. В центре всех звезд частицы газа и водорода сталкиваются и испускают огромные количества ядерной энергии. Из-за этого звезды сияют так ярко. Звезды бросаются в космос с невероятной скоростью, но они кажутся неподвижными - это также следствие их невероятного расстояния.

Звезды постоянно растут. Сначала они просто облака газа и пыли в космосе. Как только эти сгустки материи начинают собираться, полученная сила притяжения улучшает этот процесс. В центре этого образования газ становится более горячим и плотным, и в конечном итоге его температура и давление настолько возрастают, что начинается процесс ядерного синтеза. Его начало знаменует рождение новой звезды. Часто многие звезды появляются близко друг к другу, в гигантском облаке.

И все же звезды не живут вечно. В конце концов, водород в их ядрах исчерпан. Когда это происходит, звезда меняется и постепенно умирает. Старые звезды становятся красными гигантами. Они могут рассеивать часть своего газа в пространстве в виде большого туманного кольца. Звезды намного массивнее Солнца, заканчивая их существование грандиозным взрывом сверхновой. Когда появляется такая звезда, она излучает через несколько дней в миллион раз больше света, чем солнце. За последние 1000 лет в нашей галактике надежно зафиксированы только три сверхновых.

Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы смогли исследовать не только излучение звезд, но и тот, который глаз не видит. Мы теперь много знаем об их структуре и их эволюции, даже если многое остается непонятным.

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННОЙ ЛИТЕРАТУРЫ
Астрофизика, под ред. Дагаева М.М и Чаругина В.М.

Читайте также: