Детям о космосе. Звезды и созвездия. Интересные факты о звездах — небесных телах Сообщение на тему звезды

Звёзды

Звёзды – это горячие светящиеся небесные тела той же природы, что и Солнце. По многим параметрам и Солнце является типичной звездой. Однако внешне оно кажется гораздо больше и ярче остальных, так как расположено ближе к Земле. Даже Проксима Центавра, ближайшая к Земле звезда в 272­000 раз дальше от Земли, чем Солнце. По этой причине звезды кажутся далекими светящимися точками, рассыпанными по небу. Увидеть их можно только ночью, а днем на фоне яркого солнечного света они не видны. Невооруженным взглядом видно около 6000 звезд на небе, по 3000 – в каждом полушарии. В целом, в нашей Галактике более 200 миллиардов звезд. Бессмысленно пытаться сосчитать их всех или давать им имена. Даже те, которые видны в крупные телескопы, не все изучены или обозначены. Самые яркие и известные звезды – это Альдебаран, Ригель, Денеб, Сириус, Антарес, Малая Медведица и некоторые другие.

Как только ученые начали получать спектры звезд, их стали классифицировать по типам. Так, например, существуют звезды главной последовательности . Это наиболее многочисленный класс звезд и именно к нему относится Солнце. Ученные выделяют также коричневых и белых карликов, красных гигантов, переменных и нейтронных, двойных и рассеянных, и некоторые другие типы звезд. Теория о коричневых карликах появилась в середине XX века. Это особый тип звезд, в которых ядерные реакции не компенсируются потерей энергии на излучение. Когда звезды сжимаются до тех пор пока давление не вырожденных электронов не уравновесит гравитацию, они превращаются в белых карликов . Размер звезды уменьшается в сотни раз, а плотность начинает в миллионы раз превышать плотность воды. Красные гиганты – это звезды с низкой эффективной температурой, но с большой совместимостью. У переменных звезд за всю историю наблюдения хотя бы раз менялся блеск. Нейтронные звезды появляются на поздней стадии эволюции, когда давление электронов не сдерживает сжатия ядра и большинство частиц превращается в нейтроны. Двойные звезды – это две гравитационно-связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс. Рассеянные звезды – это скопления звезд, расположенных довольно далеко друг от друга.

В центре всех звезд есть частицы газа и водорода, которые ударяясь друг об друга, выделяют огромное количество ядерной энергии. В результате у них появляется яркий блеск. Несмотря на то, что они кажутся нам неподвижными, звезды несутся в космическом пространстве с колоссальной скорость. И все же, звезды не живут вечно. Они постоянно возникают из облака газа и пыли, но их жизненный цикл ограничен. Звезда начинает изменяться и умирать, когда водородное топливо в её ядре заканчивается. Некоторые массивные звезды заканчивают свое существование грандиозным взрывом появляются сверхновые звезды. За последние 1000 лет в нашей Галактике было зафиксировано появление всего лишь трех таких звезд.

Благодаря развитию наблюдательной техники, астрономы могут исследовать не только видимое, но и невидимое глазу излучение звезд. На сегодняшний день, многое уже известно о строении и эволюции звезд, но многое остается неизведанным и непонятным.

Введение 3

Понятие звезды. Параметры звезд. Строение звезд 4

Рождение звезд 6

Старение и смерть звезд 8

Эволюция звезд 10

Двойные звезды 12

заключение 13

список литературы 14

Введение

В течение многих тысячелетий астрологи сверяли по звёздам жизни отдельных людей и целых государств, хотя и предупреждали при этом, что роль звёзд в предначертании судьбы велика, но не абсолютна. Звёзды советуют, а не приказывают, говорили они.

Но шло время, и люди стали всё чаще смотреть на звезды с другой, менее романтической точки зрения. Антуан де Сент-Экзюпери сказал об этом: «Вы проинтегрировали орбиту звезды, о жалкий род исследователей, и звезда перестала быть для вас живым светилом». Действительно, звёзды стали рассматриваться как физические объекты, для описания которых вполне достаточно известных законов природы.

Астрономы не в состоянии проследит жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Однако учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие. По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию.

Их можно увидеть темной, безоблачной ночью на небе тысячи. Звезды- это огромные раскаленные газовые шары, такие же, как наше Солнце, но светят они намного слабее Солнца, потому что расположены гораздо дальше от нас. Даже от ближайших к нам звезд свет идет целые годы. Мы смотрим на звезды сквозь слой воздуха, который все время находиться в движении, поэтому свет звезд непостоянен – нам кажется, что они мерцают.

Понятие звезды. Параметры звезд. Строение звезд.

Более девяти десятых вещества нашей Галактики сосредоточено в звездах; есть галактики, в которых на звезды приходится 99,9% массы. Мир звезд многообразен, но все же большинство из них подобно нашему Солнцу.

Солнце и любая другая подобная ему звезда - это сферическая масса горячего газа, удерживаемого его собственным тяготением. Тяготение стремится сжать газ, сблизить, насколько это возможно, все его частицы. Давление горячего газа действует, очевидно, в противоположном направлении, оно стремится расширить газ. Сила тяготения направлена к центру звезды, а сила давления наружу; в их противоборстве устанавливается и поддерживается равновесие, в котором звезда может пребывать миллионы и миллиарды лет. В недрах Солнца давление достигает десяти миллиардов атмосфер, а температура - четырнадцати миллионов градусов. Высокое давление и высокая температура поддерживаются в центральной области благодаря непрерывно идущим ядерным реакциям превращения водорода в гелий.

ПАРАМЕРТЫ

Основные параметры звёзд – масса, радиус, светимость, эффективная температура, спектральный класс, звёздная величина. Точные числовые значения некоторых параметров звёзд из-за их значительной удалённости определить крайне сложно, а порой даже невозможно, поэтому при их описании часто пользуются относительными значениями, например в сравнении с Солнцем, как типичной звёздой главной последовательности.

Масса – это основной параметр, который определяет всю эволюцию звезды, процессы, происходящие внутри неё, продолжительность жизни, а также другие параметры на всех этапах ее существования. Массы звёзд составляют приблизительно от 1/20 до 100 масс Солнца. Нижний предел – это фактически то минимальное значение массы, при котором благодаря гравитационной энергии ядро будущей звезды способно нагреться до той температуры, при которой возможно поддержание термоядерной реакции.

Радиусы звёзд варьируются в более широких пределах, нежели массы. Звёзды-карлики могут иметь радиусы в 10 раз меньше солнечного, в то время как звёзды-гиганты в 1000 раз больше. Как следствие, светимость может быть как в 10 тыс. раз меньше, так и в 100 тыс. раз больше, чем у Солнца. В зависимости от стадии эволюции размеры звезды могут существенно различаться.

Важной характеристикой звезды, как объекта на небе, является звёздная величина . Это мера яркости звезды, наблюдаемой с Земли. Невооруженным глазом при благоприятных условиях можно рассмотреть звёзды до 6-й величины, а самые яркие звёзды на небе имеют звездную величину равную 0 и –1. К примеру, звёзды всем известного ковша Большой Медведицы – это звёзды в среднем 2-й звёздной величины. Помимо этого параметра, существует ещё и абсолютная звёздная величина . Она отражает собственную светимость звезды и определяется как визуальная звёздная величина, которую эта звезда имела бы при наблюдении с расстояния 10 парсек (1 парсек = 3,2616 св. года).

СТРОЕНИЕ

Звёзды – раскаленные газовые шары, источником энергии и излучения в которых являются термоядерные реакции, главным образом превращение водорода в гелий. Этот процесс происходит в центре звезды, где температура достигает 15 млн. кельвинов (0,01 гр. Цельсия соответствует 273,16 кельвинам). Всё вещество при такой температуре и значительном давлении фактически находится в состоянии плазмы, ионизированного газа. Процесс протекания термоядерной реакции несколько отличается у звёзд массы Солнца и у более массивных (в нем принимают участие более тяжелые элементы, такие как углерод и азот), однако результом везде является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода при выделении энергии. Содержание водорода по массе в звёздах класса Солнца составляет примерно 70-75%, остальное – гелий и другие элементы, содержание которых обычно не превышает 1,5-2%.

Видимая поверхность звезды – фотосфера . Температура фотосферы связана с такой характеристикой звезды, как спектральный класс . Всего основных семь классов: O, B, A, F, G, K, M (плюс десять подклассов от 0 до 9). Также существует разделение на C0-C9 (углеродные), S-звезды (с полосами ZrO в спектре) и ещё несколько не часто встречающихся. O – самые горячие с эффективной температурой более 25000К и имеют бело-голубой цвет, M – самые холодные с эффективной температурой менее 3500К и имеют красный цвет. К примеру, Солнце имеет класс G2 с эффективной температурой около 5700К. Спектральный класс связан с классом светимости звезды, обозначается римскими цифрами от Ia и Ib (сверхгиганты) до VII (белые карлики). Связь эту можно проследить на диаграмме Герцшпрунга – Ресселла . Также эта диаграмма может показывать зависимость между цветом или температурой звезды и ее абсолютной звёздной величиной.

Рождение звезд

Солнце, Луна, планеты и звезды известны людям с древнейших времен. Но осознать тот факт, что звезды более или менее похожи на Солнце, только значительно дальше отстоят от Земли, удалось лишь благодаря тысячелетнему развитию науки. Теперь мы знаем: звезды - это плазменные шары, находящиеся в состоянии устойчивого равновесия, излучение которых поддерживается внутренним источником энергии. Но источник этот не вечен, и постепенно истощается. Чем это чревато для звезд? Какие изменения ждут их?

Век даже самой короткоживущей звезды многократно превышает эру существования человечества. Поэтому проследить путь какой-либо звезды от ее рождения до смерти просто невозможно. Астрономы собирают сведения о космических объектах и их судьбах по крупицам - с помощью телескопов, установленных на Земле и вынесенных на дальние орбиты. И все же рассказывают о себе звезды скупо. Многие из них ведут себя спокойно, однако есть и такие, чья жизнь полна неожиданностей: они то разгораются, то меркнут, то увеличиваются, то уменьшаются, случается, что и взрываются - тогда их яркость буквально на глазах возрастает в десятки, сотни раз. Не так давно были открыты пульсары, излучающие энергию короткими вспышками...

Чем объяснить такое разнообразие светил? Не каприз ли это природы - обилие совершенно не похожих друг на друга космических объектов? Или все это разные их формы, соответствующие разным стадиям жизни звезд?

Рождение звезды, как правило, скрыто завесой из космической пыли, поглощающей свет. Только с появлением инфракрасной (ИК) фотометрии и радиоастрономии стали доступны изучению явления в газопылевых комплексах, имеющих, по всей вероятности, отношение к рождению звезд. Исследователи выделили области, где большинство составляют молодые формирующиеся объекты - протозвезды. Основную часть своей жизни они скрыты медленно оседающей на них пылевой оболочкой. Она «гасит» излучение ядра, нагревается до сотен градусов и в соответствии с этой температурой излучает сама. Именно это излучение и удается наблюдать в ИК-диапазоне, и это едва ли не единственный способ обнаружения протозвезд.

В 1967 году в Туманности Ориона была обнаружена инфракрасная звезда (с температурой излучения 700 градусов Кельвина), примерно в тысячу раз превосходящая Солнце по светимости и диаметру. Это открытие положило начало изучению целого класса протозвездных объектов.

В дальнейшем выяснилось, что в областях Млечного Пути (это наша Галактика), где рождение звезд представляется наиболее вероятным, существуют компактные источники, излучающие не только в инфракрасном, но и в радиодиапазоне. Это обнадеживало, ведь радиосигналы, в отличие от других частот, не искажаются поглощающими массами пыли. Информация, собранная радиотелескопами, позволила астрономам утверждать: Туманность Ориона, насыщенная объектами, совершенно невидимыми в оптическом диапазоне, представляет собой одну из «фабрик по производству звезд».

Предполагается, что сложный процесс формирования звезд может происходить в любом газопылевом облаке достаточно большого размера. Спусковым механизмом для начала формирования звезды может служить, например, ударная волна - своеобразное эхо далекого взрыва сверхновой. Такая волна нарушает зыбкое равновесие - облако разделяется на фрагменты, каждый из которых начинает сжиматься. Скорость сжатия газа зависит от плотности материи и наличия магнитного поля. Это - самый первый отрезок на пути образования звезд.

Должны пройти миллионы лет, прежде чем в недрах формирующегося объекта создадутся условия, необходимые для запуска первых ядерных реакций. Именно тогда и наступит «день рождения» звезды. Однако потребуются еще миллионы лет на то, чтобы она накопила энергию и высвободилась из окружающего ее пылевого кокона. Подтверждением описанного процесса образования светил из межзвездной среды служат обширные скопления - ассоциации массивных горячих звезд высокой светимости.

Для 90% звезд, так же как и для Солнца, источником энергии являются термоядерные реакции, а именно превращение водорода в гелий. Солнце, которому уже 4,5 миллиарда лет, достаточно стабильно: размеры, масса и температура поверхности практически не меняются.

Астрономы, следящие за характеристиками нашего светила, приходят к выводу: энергии, производимой в недрах Солнца, хватит на то, чтобы еще очень долго поддерживать постоянное излучение. Но запасы водорода предельны, и когда они заканчиваются, в жизни звезд начинается другая фаза.

Старение и смерть звезд

В звездах разной массы процесс старения будет идти по-разному. В тех, чья масса равна одной-двум солнечным, образуется гелиевое ядро. На его поверхности в тонком сферическом слое продолжается горение водорода, обеспечивающее светимость звезды. Внешние ее области начинают расширяться, и поверхностная температура уменьшается. По мере выгорания водорода гелиевое ядро сжимается, плотность его растет, температура повышается, но массы звезды недостаточно, чтобы обеспечить в ядре температуру, достаточную для горения. И в какой-то момент, хотя водород еще есть, его горение прекращается. Ядро теряет способность удерживать расширяющуюся оболочку, и постепенно начинается их разделение.

Планетарная туманность представляет собой газовую оболочку, в центре которой располагается звезда с достаточно высокой температурой. Оболочка - это наружная часть атмосферы бывшего красного гиганта, а центральная звезда - его ядро, оставшееся после отделения атмосферы. Газ оболочки светится под воздействием ионизующего излучения звезды. В процессе эволюции оболочка расширяется со скоростью от 10 до 50 километров в секунду, звезда сжимается, а температура ее растет. Так, в конце концов, в центре каждой планетарной туманности образуется белый карлик - компактная звезда с температурой порядка 100 000 градусов Кельвина.

По предсказаниям теоретиков, судьба более массивных звезд может оказаться весьма драматичной. Так, в звездах, превосходящих по массе Солнце в десять раз, превращение водорода в гелий происходит очень быстро, затем наступает следующий этап - гелий превращается в углерод, а атомы углерода образуют более тяжелые элементы. Реакции идут непрерывно, но постепенно сходят на нет, когда образуется железо. На этой стадии ядро звезды состоит из ионов железа.

Устойчивость звезды определяется равновесием между силами гравитации и давления нагретого газа, которое обеспечивается электронами. Но ядра железа могут захватывать электроны из окружающего газа, давление уменьшается, и сила тяжести берет верх. Постепенно все вещество в центре звезды оказывается состоящим из нейтронов. При достижении критического значения наступает коллапс - необратимое, практически мгновенное сжатие. При этом выделяется огромное количество энергии, внешняя оболочка звезды взрывается, разлетаясь в пространстве и обнажая центральное ядро - нейтронную звезду. Происходит взрыв сверхновой. (Результатом такого взрыва, наблюдавшегося на Земле в 1054 году, стала так называемая Крабовидная туманность.)

В наше время существование нейтронных звезд и их связь со вспышками сверхновых не вызывают сомнений. А в 1932 году гипотеза советского физика Л.Д. Ландау об образования подобных космических объектов воспринималась как чисто теоретическая абстракция.

Говоря о смерти звезд, нельзя не упомянуть и о черных дырах. Теоретически представляется возможным, что к концу своего существования звезда имеет массу слишком большую, чтобы стать белым карликом или стабильной нейтронной звездой, а потому ее остатки коллапсируются в черную дыру - объект, обладающий мощным гравитационным полем и не дающий вырваться наружу никакому излучению.

Умирающие звезды превращаются в компактные объекты, выбрасывающие в пространство часть своей массы и обеспечивающие тем самым рождение следующих звездных поколений.

Эволюция звезд

Звёзды зарождаются в газопылевых облаках межзвездной среды благодаря сгусткам вещества, образующихся в результате внешних возмущений, например, после взрыва сверхновых. Вещество под действием гравитационных сил начинает уплотняться и нагреваться. При достижении определенной массы протозвезды температура достигает того значения, при котором начинаются ядерные реакции. Продолжительность этого процесса зависит от массы. У звёзд массы Солнца на это уходит до 30 млн. лет, тогда как у более массивных в сто раз меньше. Нужно заметить, что у звёзд с большей массой все процессы идут намного быстрее, чем у менее массивных. Последующий этап жизни звезды проходит без заметных внешних изменений довольно продолжительный срок (около 10 млрд. лет у таких звёзд как Солнце, и не более 0,5 млрд. лет у в несколько раз большей массой). В этот период идет процесс сжигания водорода в ядре звезды. При этом яркость и размер остаются постоянными, так как гравитационные силы уравновешиваются давлением газа внутри звезды. Параметры звезды в этот период определяются одной из точек так называемой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга – Ресселла.

По мере того как весь водород в ядре будет превращаться в гелий оно будет сжиматься, и нагреваться, вследствие увеличения молекулярного веса. Под действием увеличившейся температуры, окружающий ядро газ расширится, и звезда значительно увеличит свои размеры, прилегающий к внешним слоям газ остынет, звезда станет красным гигантом, светимость которого останется примерно такой же из-за значительных размеров. Большие размеры звезды приведут к большой потери энергии, в результате чего она со временем опять может уменьшиться. На этом этапе на диаграмме Герцшпрунга – Ресселла звезда перемещается по одному из так называемых эволюционных треков . При возникновении внутренней нестабильности во время расширения внешние слои звезды отделяются, образуется планетарная туманность , видимая в мощные телескопы похожей на диски планет.Оставшееся ядро становится белым карликом и будет постепенно остывать. Несмотря на значительную температуру, светимость белых карликов низкая из-за небольших размеров, сопоставимых с размером Земли. Максимально возможная масса таких звёзд не превышает 1,4 от солнечной массы.

Все вышесказанное справедливо для звёзд массы Солнца. Если же масса звезды превышает солнечную не менее чем в 8 раз, конечные этапы ее эволюции несколько отличаются. Так, после того как весь водород в ядре превратиться в гелий, ядро сожмется, а температура внутри него повысится до такой степени, что начнется не только сжигание водорода практически во всем объеме звезды, но и превращение гелия в более тяжелые элементы, такие как углерод и кислород, а потом и в кремний. Температура ядра при этом может достигать нескольких сотен млн. кельвинов. В какой-то момент времени все топливо будет израсходовано, ядро станет железным, система станет нестабильной и звезда в течение долей секунды сожмется. Сжатие будет происходить до тех пор, пока плотность не достигнет критического уровня, после чего произойдет отдача, сопровождаемая гигантским взрывом, наблюдаемым как взрыв сверхновой (лат. super nova).

Яркость вспышки при взрыве сверхновой может превосходить яркость целой галактики, а светимость в миллиарды раз выше солнечной. Выброс оболочки происходит со скоростью в несколько тысяч км/с. Наблюдаемая вспышка заметна в течение нескольких недель. Вообще же, взрыв сверхновой – крайне редкое явление, которое можно наблюдать без соответствующего оборудования всего несколько раз за тысячелетие. Пример - сверхновая 1987А, наблюдаемая с февраля 1987 года в галактике Большое Магелланово Облако в южном созвездии Золотой Рыбы на расстоянии 170 тысяч световых лет.

Оставшееся после взрыва ядро превращается в нейтронную звезду с массой от 1,5 до 3 масс Солнца и диаметром несколько км. Из-за сильного магнитного поля и быстрого вращения нейтронные звёзды наблюдаются как всплески радио- и рентгеновского излучения, их иногда называют еще пульсарами . Если масса оставшегося ядра превысила 3 солнечных массы, то звезда становится чёрной дырой . Гравитационные силы черной дыры столь значительны, что они поглощают любое световое излучение, и непосредственное наблюдение этих объектов с использованием оптических средств невозможно. Выпадение вещества на чёрные дыры сопровождается выделением огромной энергии, которое можно обнаружить в виде рентгеновского и гамма-излучения. В таких областях в условиях гравитации стремящейся к бесконечности все наши представления о пространстве и времени, очевидно, не смогут найти подтверждения, а сами области, возможно, могут представлять собой некие пространственные дыры, сквозь которые возможно проникновение в другие области Вселенной или Антивселенной, в которых составляющая силы гравитации по отношению к нашим представлениям будет иметь отрицательное значение. Но возможно, что чёрные дыры - это пространственно-энергетические ловушки, которые после достижения ими определённой критической массы и энергии вызовут грандиозный вселенский катаклизм при выделении накопленной энергии. Предполагается, что в центрах многих галактик имеются чёрные дыры, в том числе и в нашей.

Двойные звёзды

Во Вселенной примерно половина всех звёзд входит в состав двойных или кратных систем. В них звёзды вращаются вокруг общего центра масс. Визуально-двойные звезды расположены достаточно далеко друг от друга и могут наблюдаться отдельно, период их обращения составляет несколько десятков лет. Если одна звезда значительно меньше другой и не доступна для непосредственного наблюдения, то ее присутствие можно обнаружить по непрямолинейному движению более яркой. Обычно же двойные системы обнаруживаются по периодическому смещению спектральных линий. Большая часть двойных звёзд являются тесными парами. В таких системах возможно перетекание вещества из поверхностных слоев массивной звезды к компаньону. Вещество под действием гравитационных сил вращающейся малой звезды закручивается вокруг нее, и образуется так называемый аккреционный диск. Большая звезда при этом может потерять значительную массу и превратиться даже в белого карлика. Иногда такие процессы приводят к образованию новых (лат. nova), когда происходит значительный нагрев звезды и последующая вспышка, сопровождаемая выбросом оболочки со скоростью до 2 тысяч км/с и увеличением звёздной величины в несколько раз (до 10 - 15), но, конечно же, даже близко не сопоставимой со взрывом сверхновой. Этот процесс может происходить неоднократно с образованием повторных новых, а также новоподобных с менее значительным увеличением звёздной величины.

Также с двойными звёздами напрямую связано такое понятие как переменная звезда. Хотя нужно отметить, что и к одиночным звездам, преимущественно на поздних стадиях эволюции, в полной мере может подходить это определение (пример: цефеиды, по аналогии с Дельта Цефея, когда светимость увеличивается, а затем уменьшается почти на целую звездную величину в течение нескольких дней), всё же, чаще всего оно применимо к двойным или кратным системам. Выражается это в периодическом изменении светимости звезды, связанном в первую очередь с неоднородностью ее внутренней структуры и стадии эволюционного развития, а также влиянием на нее звезды-компаньона. Так в затменных двойных вращение пары происходит таким образом, что одна звезда периодически проходит перед другой относительно наблюдателя, что приводит к изменению видимой светимости. Наиболее яркий пример: Алголь – Бета Персея, расстояние 92,8 св. года, состоящая из гиганта класса B и карлика класса G, между которыми происходит передача вещества, а также третьей звезды. Видимая светимость в этой системе изменяется от 3,5 до 2,2 звёздной величины с периодом около трех суток. Вообще же периодичность изменений в двойных и кратных системах может наблюдаться от нескольких суток до нескольких месяцев, а изменение светимости до нескольких звёздных величин, хотя обычно светимость изменяется в гораздо более.

Заключение

Наше Солнце – самая обычная звезда среди миллионов других звезд. В центре всех звезд частицы газа и водорода ударяются друг о друга и выделяют огромное количество ядерной энергии. Благодаря этому звезды так ярко сияют. Звезды несутся сквозь космическое пространство с колоссальными скоростями, но нам они кажутся неподвижными – это тоже следствие их невероятной удаленности от нас.

Звезды возникают постоянно. Сначала это просто облака газа и пыли в космическом пространстве. Как только подобные сгустки вещества начинают собираться вместе, возникающая сила притяжения усиливает этот процесс. В центре такого образования газ становиться все горячее и плотнее, и, в конце концов, его температура и давление повышаются настолько сильно, что начинается процесс ядерного синтеза. Его начало знаменует собой рождение новой звезды. Нередко множество звезд возникает вблизи друг от друга, в гигантском облаке.

И все-таки звезды не живут вечно. В конце концов, водородное топливо в их ядрах исчерпывается. Когда это происходит, звезда изменяется и постепенно умирает. Старые звезды раздуваются, превращаясь в красные гиганты. Они могут развеять часть своего газа в пространстве в виде большого туманного кольца. Звезды значительно более массивные, чем Солнце, заканчивают свое существование грандиозным взрывом- сверхновой. Когда такая звезда появляется, она за несколько дней излучает света в миллион раз больше, чем Солнце. За последние 1000 лет в нашей Галактике было надежно зафиксировано появление всего лишь трех сверхновых.

Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы получили возможность исследовать не только видимое, но и не видимое глазу излучение звёзд. Сейчас уже многое известно об их строении и эволюции, хотя немало остаётся и непонятного.

Список литературы

Источников энергии и механизмов эволюции звезд , звездных... эмпирические зависимости между параметрами звезд (диаграмма Герцшпрунга-Рессела... уточнялись и усложнялись сами фундаментальные понятия , фигурирующие в космологии: ...

Человечество усиленно изучает все, что находится вокруг нас, особенно это касается космического пространства. Звезды на небе привлекают своей красотой и таинственностью, ведь до них так далеко. Ученые и исследователи уже собрали достаточно много информации о звездах, поэтому в этой статье хотелось бы выделить самые интересные факты о звездах.

1. Какая звезда самая ближайшая к земле? Это солнце. Оно расположено всего лишь в 150 млн. км от Земли, и по космическим меркам является средней звездой. Классифицируется как желтый карлик G2 главной последовательности. Оно преобразовывает водород в гелий вот уже 4,5 миллиарда лет, и, вероятно, продолжит это делать в течение еще 7 миллиарда лет. Когда у солнца закончится топливо, оно станет красной гигантской звездой, размеры звезды увеличатся во много раз. Когда оно расширится, то поглотит Меркурий, Венеру, и возможно даже Землю.

2. Все звезды имеют одинаковый состав. Рождение звезды начинается в облаке холодного молекулярного водорода, которое начинает гравитационно сжиматься. Когда облако молекулярного водорода сжимается фрагментировано, то множество из этих частей сформируются в отдельные звезды. Материал собирается в шар, который продолжает сжиматься под действием собственной гравитации, пока в центре не достигнет температура способная зажечь ядерный синтез. Исходный газ был сформирован еще во время Большого Взрыва и состоит из 74% водорода и 25% гелия. Со временем, она преобразуют часть водорода в гелий. Вот почему у нашего Солнца состав 70% водорода и 29% гелия. Но первоначально они состоят из 3/4 водорода и 1/4 гелия, с примесями других микроэлементов.

3. Звезды находятся в идеальном балансе. Любая звезда как бы находится в постоянном конфликте сама с собой. С одной стороны, вся масса звезды своей силой тяжести постоянно сжимает ее. Но раскаленный газ, оказывает изнутри огромное давление, нарушая ее гравитационный коллапс. Ядерный синтез в ядре, генерирует огромное количество энергии. Фотоны, прежде чем вырваться наружу, совершают путешествие из центра до поверхности, примерно за 100.000 лет. Когда звезда становится ярче, она расширяется и превращается в красного гиганта. Когда ядерный синтез в центре прекращается, то уже ничего не может сдержать нарастающее давление вышележащих слоев и она разрушается превращаясь в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Возможно, что звезды на небе, которые мы видим, уже не существуют, потому как они находятся очень далеко и их свету требуются миллиарды лет, чтобы долететь до земли.

4. Большинство звезд являются красными карликами. Сравнивая все известные звезды, можно утверждать, что больше всего красных карликов. Они имеют менее чем 50% от массы Солнца, а красные карлики могут весить даже 7,5%. Ниже этой массы, гравитационное давление не сможет сжать газ в центре, для начала ядерного синтеза. Их называются коричневыми карликами. Красные карлики выделяют менее чем 1/10, 000 энергии Солнца, и могут гореть десятки миллиардов лет.

5. Масса равна ее температуре и цвету. Цвет звезд может варьировать от красного до белого или голубого. Красный цвет соответствует самым холодным с температурой менее 3500 градусов Кельвина. Наше светило является желтовато-белыми, со средней температурой около 6000 Кельвин. Самые горячие - голубые, с температурой поверхности выше 12000 градусов Кельвина. Таким образом, температура и цвет связаны между собой. Масса определяет температуру. Чем больше масса, тем больше будет ядро и тем более активный ядерный синтез будет происходить. Это означает, что больше энергии достигает ее поверхности и повышает ее температуру. Но есть исключение, это красные гиганты. Типичный красный гигант может иметь массу нашего Солнца, и быть белой звездой на протяжении всей жизни. Но по мере приближения к концу своей жизни, она увеличивается и светимость возрастает в 1000 раз и кажется неестественно яркой. Голубые гиганты - это просто большие, массивные и горячие светила.

6. Большинство из звезд являются двойными. Многие звезды рождаются парами. Это двойные звезды, где два светила вращаются по орбите вокруг общего центра тяжести. Есть и другие системы с 3, 4 и даже большим количеством участников. Только подумайте, какие красивые восходы можно увидеть на планете в четырех-звездной системе.

7. Размер самых больших солнц, равен орбите Сатурна. Давайте поговорим о красных гигантах, или если быть точнее, о красных сверхгигантах, на фоне которых наше светило выглядит совсем небольшим. Красным сверхгигантом является Бетельгейзе, в созвездии Ориона. Она в 20 раз превышает массу Солнца и при этом в 1000 раз больше. Крупнейшая известная звезда это VY Большого Пса. Она в 1800 раз больше нашего Солнца и уместилась бы в орбиту Сатурна!

Впрочем, к нашему времени самая большая звезда во вселенной уже успела потерять больше половины своей массы. То есть звезда стареет и ее топливо из водорода уже на исходе. Внешняя часть VY стала больше из-за того, что гравитация уже не может предупредить потерю веса. Ученые говорят, что когда топливо звезды иссякнет, то она, скорее всего, взорвется сверхновой и превратиться в нейтронную звезду или черную дыру. Согласно наблюдениям, звезда теряет свою яркость, начиная с 1850 года.
В наше время, изучение Вселенной ученые не оставляют ни на минуту. Поэтому этот рекорд был побит. Астрономы нашли в просторах космоса еще большую звезду. Открытие сделала группа британских ученых во главе с Полом Кроутером в конце лета 2010 года. Исследователи изучали Большое Магелланово Облако и нашли звезду R136a1. Невероятное открытие помог сделать космический телескоп НАСА «Хаббл».

8. У наиболее массивных светил очень короткая жизнь. Как сказано выше, низкой массы красного карлика может хватить на десятки миллиардов лет горения, прежде чем, закончится топливо. Верно и обратное, для самых массивных, которые мы знаем. Гигантские светила могут в 150 раз превышать массу Солнца и выделять огромное количество энергии. Например, одна из самых массивных звезд, которую мы знаем, это Эта Киля, расположена примерно в 8000 световых годах от Земли. Она выделяет в 4 миллиона раз больше энергии чем Солнце. В то время, как наше Солнце может спокойно сжигать топливо на протяжении миллиардов лет, Эта Киля, может светить только несколько миллионов лет. И астрономы ожидают, что Эта Киля, может взорваться в любое время. Когда она погаснет, то станет самым ярким объектом на небе.

9. Количество звезд огромно. Сколько звезд есть в Млечном Пути? Вы можете удивиться узнав, что есть порядка 200-400 миллиардов штук в нашей галактике. Каждая, возможно имеет планеты, а на некоторых, возможна жизнь. Во Вселенной около 500 миллиардов галактик, каждая из которых может иметь столько же или даже больше, чем Млечный Путь. Умножьте эти два числа вместе, и вы увидите, сколько их приблизительно существует.

10. Они находятся очень, очень далеко. Ближайшая к Земле (исключая Солнце) это Проксима Центавра, расположена в 4,2 световых годах от Земли. Другими словами, он принимает сам свет более 4 лет, чтобы завершить путешествие от Земли. Если мы запустим самый быстрый космический корабль из когда-либо ранее запущенных с Земли, он будет лететь до нее более 70000 лет. На сегодняшний день путешествовать между звездами просто не возможно.

Солнце является единственной звездой в Солнечной системе, вокруг нее совершают свое движение все планеты системы, а также их спутники и другие объекты, вплоть до космической пыли. Если сравнить массу Солнца с массой всей Солнечной системы, то она составит порядка 99,866 процентов.

Солнце является одной из 100 000 000 000 звезд нашей Галактики и по величине стоит среди них на четвертом месте. Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра располагается на расстоянии четырех световых лет от Земли. От Солнца до планеты Земля 149,6 млн км, свет от звезды доходит за восемь минут. От центра Млечного пути звезда находится на расстоянии 26 тысяч световых лет, при этом она производит вращение вокруг него со скоростью 1 оборот в 200 миллионов лет.

Презентация: Солнце

По спектральной классификации звезда относится к типу «желтый карлик», по приблизительным расчетам ее возраст составляет чуть более 4,5 миллиардов лет, она находится в середине своего жизненного цикла.

Солнце, состоящее на 92% из водорода и на 7% из гелия, имеет очень сложное строение. В его центре находится ядро с радиусом примерно 150 000-175 000 км, что составляет до 25% от общего радиуса звезды, в его центре температура приближается к 14 000 000 К.

Ядро с большой скоростью производит вращение вокруг оси, причем эта скорость существенно превышает показатели внешних оболочек звезды. Здесь происходит реакция образования гелия из четырех протонов, вследствие чего получается большой объем энергии, проходящий через все слои и излучающийся с фотосферы в виде кинетической энергии и света. Над ядром находится зона лучистого переноса, где температуры находятся в диапазоне 2-7 миллионов К. Затем следует конвективная зона толщиной примерно 200 000 км, где наблюдается уже не переизлучение для переноса энергии, а перемешивание плазмы. На поверхности слоя температура составляет примерно 5800 К.

Атмосфера Солнца состоит из фотосферы, образующей видимую поверхность звезды, хромосферы толщиной порядка 2000 км и короны, последней внешней солнечной оболочки, температура которой находится в диапазоне 1 000 000-20 000 000 К. Из внешней части короны происходит выход ионизированных частиц, называемых солнечным ветром.

Когда Солнце достигнет возраста примерно в 7,5 - 8 миллиардов лет (то есть через 4-5 млрд лет) звезда превратится в «красного гиганта», ее внешние оболочки расширятся и достигнут орбиты Земли, возможно, отодвинув планету на более дальнее расстояние.

Под воздействием высоких температур жизнь в сегодняшнем понимании станет просто невозможна. Заключительный цикл своей жизни Солнце проведет в состоянии «белого карлика».

Солнце - источник жизни на Земле

Солнце самый главный источник тепла и энергии, благодаря которому при содействии других благоприятных факторов на Земле есть жизнь. Наша планета Земля вращается вокруг своей оси, поэтому каждые сутки, находясь на солнечной стороне планеты мы можем наблюдать рассвет и удивительное по красоте явление закат, а ночью, когда часть планеты попадает в теневую сторону, можно наблюдать за звездами на ночном небе.

Солнце оказывает огромное влияние на жизнедеятельность Земли, оно участвует в фотосинтезе, помогает в образовании витамина D в организме человека. Солнечный ветер вызывает геомагнитные бури и именно его проникновение в слои земной атмосферы вызывает такое красивейшее природное явление, как северное сияние, называемое еще полярным. Солнечная активность меняется в сторону уменьшения или усиления примерно раз в 11 лет.

С начала космической эры исследователей интересовало Солнце. Для профессионального наблюдения используются специальные телескопы с двумя зеркалами, разработаны международные программы, но самые точные данные можно получить вне слоев атмосферы Земли, поэтому чаще всего исследования проводятся со спутников, космических кораблей. Первые такие исследования были проведены еще в 1957 году в нескольких спектральных диапазонах.

Сегодня на орбиты выводятся спутники, представляющие собой обсерватории в миниатюре, позволяющие получить очень интересные материалы для изучения звезды. Еще в годы первого освоения космоса человеком были разработаны и запущены несколько космических аппаратов, направленных на изучение Солнца. Первыми из них была серия американских спутников, запуск которых стартовал в 1962 году. В 1976 году запущен западногерманский аппарат Гелиос-2, который впервые в истории приблизился к светилу на минимальное расстояние в 0,29 а.е. При этом были зафиксированы появление ядер легкого гелия при вспышках солнца, а также магнитные ударные волны, охватывающие диапазон 100 Гц-2,2 кГц.

Еще один интересный аппарат - солнечный зонд Ulysses, запущенный в 1990 году. Он выведен на околосолнечную орбиту и движется перпендикулярно полосе эклиптики. Через 8 лет после запуска аппарат завершил первый виток вокруг Солнца. Он зарегистрировал спиральную форму магнитного поля светила, а также постоянное его увеличение.

На 2018 год НАСА планирует запуск аппарата Solar Probe+, который приблизится к Солнцу на максимально приближенное расстояние - 6 млн. км (это в 7 раз меньше дистанции, достигнутой Гелиусом-2) и займет круговую орбиту. Для защиты от высочайшей температуры он оснащен щитом из углеродистого волокна.

Вряд ли найдется такой человек, который никогда не восхищался звездами, глядя в мерцающее ночное небо. Ими можно любоваться вечно, они загадочны и привлекательны. В этой теме вы познакомитесь с необычными фактами о звездах и узнаете много нового

Знаете ли вы, что большинство звезд, которые Вы рассматриваете ночью, являются двойными звездами? Две звезды кружатся друг вокруг друга, создавая точку гравитации, либо меньшая звезда ходит вокруг большой “главной звезды”. Иногда эти главные звезды тянут материю из меньших во время сближения друг с другом. Существует предел массы, который планета может выдерживать, не вызывая ядерную реакцию. Если бы Юпитер был большим, то, возможно, превратился бы в коричневого карлика, своего рода полузвезду, много лун назад

Такие процессы часто происходят в других солнечных системах, что подтверждается нехваткой в них планет. Большая часть материи, которая находится в поле тяготения главной звезды, собирается в одном месте, в итоге формируя новую звезду и двоичную систему. В одной системе может быть больше двух звезд, но все же двоичные системы счисления распространены шире

Белые Карлики, так называемые “мертвые звезды”. После красной гигантской фазы наша собственная звезда – Солнце – тоже станет белым карликом. Белые карлики имеют радиус планеты (как Земля, не как Юпитер), но плотность звезды. Такие удельные веса возможны благодаря электронам, отделяющимся от атомных ядер, которые они окружают. В результате увеличивается количество места, которое эти атомы занимают и создаётся большая масса при маленьком радиусе

Если бы Вы могли держать ядро атома в своей руке, то электрон кружился бы вокруг вас на расстоянии 100 метров или больше. В случае дегенерации электрона это пространство остается свободным. В итоге Белый карлик остывает и прекращает излучать свет. Эти массивные тела не могут быть замечены, и никто не знает, сколько их находится во вселенной.

Если звезда будет достаточно большой, чтобы избежать заключительной белой карликовой фазы, но слишком маленькой, чтобы избежать превращения в черную дыру, то будет образован экзотический тип звезды, известный как нейтронная звезда. Процесс образования нейтронных звезд несколько подобен Белым карликам, в котором они также постепенно деградируют - но по-другому. Нейтронные звезды формируются из ухудшающейся материи так называемого нейтрона, когда все электроны и положительно заряженные протоны отсеиваются, и только нейтроны формируют основу звезды. Плотность нейтронной звезды сопоставима плотности ядер атома.

У нейтронных звезд может быть масса, подобная нашему Солнцу или немного выше но их радиус составляет менее 50 километров: обычно 10-20. Чайная ложка этого нейтрона превышает в 900 раз массу Большой Пирамиды в Гизе. Если бы Вы наблюдали нейтронную звезду непосредственно, то увидели бы оба полюса, потому что нейтронная звезда работает как гравитационная линза, изгибая свет вокруг себя благодаря мощнейшей гравитации. Особый случай нейтронной звезды - пульсар. Пульсары могут вращаться со скоростью 700 оборотов в секунду, испуская мигающую радиацию – отсюда и их название

Eta Carinae - одна из самых больших звезд, обнаруженных на данный момент. Она в 100 раз тяжелее, чем наше Солнце и имеет приблизительно такой же радиус. Eta Carinae может сиять в в миллион раз ярче Солнца. Обычно эти гипермассивные звезды существуют весьма недолго, потому что они буквально сжигают себя, поэтому их называют Супернова. Ученые полагают, пределом является масса, в 120 раз превышающая массу Солнца – больше не может весить никакая звезда.

Звезда Pistol - гипергигант, подобный Eta Carinae, у которого нет возможности охлаждать себя. Звезда настолько горяча, что едва удерживается в целостном виде благодаря своей гравитации

В результате звезда Pistol испускает так называемый "солнечный ветер" (высокие частицы энергии, которые, например, создают Северное сияние). Она светит в 10 миллиардов раз сильнее нашего Солнца. Из-за массивных уровней радиации невозможно даже предположить, что в этой звездной системе когда-либо сможет существовать жизнь

В этой теме я изложил наиболее интересные факты о звездах, которые только смог найти. Надеюсь, вам было интересно