100kitov.ru

Интересные факты — события, биографии людей, психология
0 просмотров
Рейтинг статьи
1 звезда2 звезды3 звезды4 звезды5 звезд
Загрузка...

Результаты наблюдений астрономов за диском из пыли около звезды 49 Кита изменят модели эволюции звезд

Тест «Звезды»

1. Массивные звезды ранних спектральных классов, в сотни тысяч раз превышающие светимость Солнца называются:

А) голубые сверхгиганты;

Б) красные сверхгиганты;

Г) красными гигантами.

2. Наше звезда Солнце является:

А) звездой главной последовательности, спектрального класса G 2;

Б) красным гигантом спектрального класса М 2;

В) красным карликом спектрального класса М 2;

Г) белым карликом.

3. Наиболее распространенный тип звезд среди ближайших к нашей звезде:

А) голубые сверхгиганты;

Б) красные сверхгиганты;

В) красные карлики;

Г) белые карлики.

4. Звезды поздних спектральных классов с низкой светимостью называются:

А) красные гиганты;

Б) красные карлики;

В) белые карлики;

5. Самые горячие звезды главной последовательности имеют температуру:

А) 1000 000 000 К;

6. Давление и температура в центре звезды определяется прежде всего:

Б) температурой атмосферы;

В) химическим составом;

7. Скорость эволюции звезды зависит прежде всего от:

В) температуры поверхности;

Г) химического состава.

8. В чем коренное отличие звезд от планет?

9. Распределение энергии в спектре и наличие линий поглощения различных элементов используют для определения:

А) массы космического объекта;

Б) времени эволюции;

10. Диаграмма Герцшпрунга–Рессела представляет зависимость между:

А) массой и спектральным классом звезды;

Б) спектральным классом и радиусом;

В) массой и радиусом;

Г) светимостью и эффективной температурой.

11. Если звезды нанести на диаграмму спектр–светимость (Герцшпрунга–Рессела), то большинство из них будут находиться на главной последовательности. Из этого вытекает, что:

А) на главной последовательности концентрируются самые молодые звезды;

Б) продолжительность пребывания на стадии главной последовательности превышает время эволюции на других стадиях;

В) это является чистой случайностью и не объясняется теорией эволюцией звезд;

Г) на главной последовательности концентрируются самые старые звезды;

12. Огромное сжимающееся холодное газопылевое облако, из которого образуются звезды, называется:

В) планетарной туманностью;

Г) рассеянным скоплением.

13. Звезда на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, после превращения водорода в гелий, перемещается по направлению:

А) вверх по главной последовательности, к голубым гигантам;

Б) звезда в процессе эволюции однажды попав на главную последовательность от нее не отходит;

В) в сторону низких светимостей;

Г) в сторону ранних спектральных классов;

Д) от главной последовательности к красным гигантам и сверхгигантам.

14. Красные гиганты – это звезды:

А) больших светимостей и малых радиусов;

Б) больших светимостей и низких температур поверхности;

В) больших температур поверхности и малых светимостей;

Г) больших светимостей и высоких температур.

15. Область белых карликов на диаграмме Герцшпрунга-Рессела расположена:

А) в верхней левой части диаграммы;

Б) в верхней правой части диаграммы;

В) в нижней левой части диаграммы;

Г) в нижней правой части диаграммы.

16. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры являются:

А) типичными звездами главной последовательности;

Б) последовательными стадиями эволюции массивных звезд;

В) начальными стадиями образования звезд различной массы;

Г) конечными стадиями звезд различной массы.

17. Эволюция звезд это:

А) процесс превращения из протозвезды и последующее постоянное излучение без изменения светимости;

Б) изменение светимости звезды со временем вследствие сильнейших потоков вещества типа «солнечного ветра»;

В) изменение химического состава и внутреннего строения с изменением светимости в результате реакций термоядерного синтеза;

Г) изменение светимости звезды со временем из-за увеличения массы звезды в результате поглощения межзвездного газа и пыли.

18. Из теории эволюции звезд следует, что:

А) положение звезды на диаграмме спектр-светимость не зависит от эволюции звезды;

Ученые предлагают новое понимание жизни массивных звезд. Рассказываем главное

Массивные звезды — это те, которые примерно в 10 раз больше массы Солнца. Они рождаются гораздо реже, чем их маломассивные аналоги. Однако именно массивные звезды вносят наибольший вклад в эволюцию звездных скоплений и галактик. Рассказываем, почему их очень важно, но тяжело исследовать, как ученые решили эту проблему и через что проходит звезда от своего рождения до смерти.

Читайте «Хайтек» в

Как образуются звезды?

Звезды рождаются в облаках пыли и разбросаны по большинству галактик. Знакомый пример пылевого облака — туманность Ориона. Турбулентность глубоко внутри этих облаков порождает узлы с массой, достаточной для того, чтобы газ и пыль могли начать схлопываться под действием собственного гравитационного притяжения. Когда облако схлопывается, материал в центре начинает нагреваться. Известное как протозвезда, именно это горячее ядро ​​в центре коллапсирующего облака однажды станет звездой. Не весь этот материал оказывается частью звезды — оставшаяся пыль может стать планетами, астероидами или кометами либо остаться в виде пыли.

Сколько живут звезды?

В целом чем крупнее звезда, тем короче ее жизнь, хотя все, кроме самых массивных звезд, живут миллиарды лет. Когда звезда расплавляет весь водород в своем ядре, ядерные реакции прекращаются. Лишенное выработки энергии, необходимой для его поддержания, ядро ​​начинает схлопываться само в себя и становится намного горячее. Водород все еще доступен вне ядра, поэтому синтез водорода продолжается в оболочке, окружающей ядро. Все более горячее ядро ​​также выталкивает наружу внешние слои звезды, заставляя их расширяться и охлаждаться, превращая звезду в красного гиганта.

Если звезда достаточно массивна, коллапсирующее ядро ​​может стать достаточно горячим, чтобы поддерживать более экзотические ядерные реакции, которые потребляют гелий и производят множество более тяжелых элементов, вплоть до железа. Однако такие реакции предлагают лишь временную отсрочку. Постепенно внутренние ядерные огни звезды становятся все более нестабильными — иногда яростно горят, а иногда затухают. Эти изменения заставляют звезду пульсировать и сбрасывать свои внешние слои, окутывая себя коконом из газа и пыли. Что будет дальше, зависит от размера ядра.

Читайте так же:
Почему высоковольтные провода не изолируют? Причины, фото и видео

Жизненный цикл звезд

    Обычные звезды становятся белыми карликами
    Для средних звезд, таких как Солнце, процесс выброса внешних слоев продолжается до тех пор, пока не обнажится ядро ​​звезды. Этот мертвый, но все еще свирепо раскаленный звездный пепел называется Белым карликом. Белые карлики размером примерно с нашу Землю, и, несмотря на массу звезды, когда-то озадачивали астрономов — почему они не разрушались дальше? Какая сила поддерживала массу ядра? Квантовая механика дала объяснение. Давление быстро движущихся электронов удерживает эти звезды от коллапса. Чем массивнее ядро, тем плотнее образуется белый карлик. Таким образом, чем меньше диаметр белого карлика, тем больше его масса. Эти парадоксальные звезды очень распространены — наше собственное Солнце станет белым карликом через миллиарды лет. Белые карлики по своей природе очень тусклые, потому что они такие маленькие и, не имея источника энергии, уходят в небытие по мере того, как постепенно остывают.

Что особенного в массивных звездах?

Гипергигант, или массивная звезда — это космический огромной массы и размеров, имеющий на диаграмме Герцшпрунга — Рассела класс светимости 0. Гипергиганты определяются как самые мощные, самые тяжелые, самые яркие и одновременно самые редкие и короткоживущие сверхгиганты.

Массивные звезды вносят наибольший вклад в эволюцию звездных скоплений и галактик. Они являются предшественниками многих ярких и полных энергии явлений во Вселенной.

Если звезда будет настолько массивной, то ее ждет настоящий космический фейерверк. В отличие от солнцеподобных звезд, срывающих свои верхние слои, из которых формируется планетарная туманность, и сжимающихся до белого карлика, богатого углеродом и кислородом, или до красного карлика, который никогда не достигнет этапа сжигания гелия и просто сожмется до богатого гелием белого карлика, наиболее массивных звезд настоящий катаклизм. Чаще всего, особенно у звезд с не самой большой массой (≈ 20 солнечных масс и меньше), температура ядра продолжает повышаться, пока процесс синтеза переходит на более тяжелые элементы: от углерода к кислороду и/или неону, и затем далее, по периодической таблице, к магнию, кремнию, сере, приходя в итоге к железу, кобальту и никелю. Синтез дальнейших элементов потребовал бы больше энергии, чем выделяется при реакции, поэтому ядро схлопывается и появляется сверхновая.

Массивные звезды очень редки, но весьма важны для космоса — все потому, что массивные звезды могут закончить свое существование не только в виде сверхновой. Также они могут превратиться в гиперновые — они гораздо более энергетическая и яркие, чем сверхновые, и не оставляют за собой остатков ядра. Кроме того, они могут превратиться в сверхмассивную черную дыру. Все эти три события важны для изучения Вселенной.

Почему их сложно изучать?

Для изучения массивных звезд требуются подробные коды звездной эволюции: компьютерные программы, которые рассчитывают как внутреннюю структуру, так и эволюцию этих звезд. К сожалению, подробные коды требуют больших вычислительных ресурсов — вычисление эволюции только одной звезды может занять несколько часов. Поэтому неразумно использовать эти коды для моделирования звезд в сложных системах, таких как шаровые звездные скопления, которые могут содержать миллионы взаимодействующих звезд.

Как ученые решили проблему?

Чтобы решить эту проблему, группа ученых под руководством Центра передового опыта ARC по открытию гравитационных волн (OzGrav) разработала код звездной эволюции под названием METhod of Interpolation for Single Star Evolution (METISSE).

Интерполяция — это метод оценки количества на основе близких значений, например, оценка размера звезды на основе звезд с аналогичными массами. С помощью интерполяции METISSE быстро вычисляет свойства звезды в любой момент, используя выбранные звездные модели, рассчитанные с помощью подробных кодов звездной эволюции.

Чрезвычайно быстро METISSE может развить 10 000 звезд всего за три минуты. Прежде всего он может использовать наборы звездных моделей для предсказания свойств звезд — это чрезвычайно важно именно для массивных звезд. Массивные звезды встречаются редко, и их удивительная и короткая жизнь затрудняет определение их свойств.

Следовательно, подробные коды звездной эволюции часто должны делать предположения при вычислении эволюции этих звезд. Различия в представлениях, используемых различными кодами звездной эволюции, могут существенно повлиять на их прогнозы о жизни и свойствах массивных звезд.

В новом исследовании ученые использовали METISSE с двумя наборами современных звездных моделей: один был рассчитан Модулями для экспериментов в звездной астрофизике (MESA), а другой — эволюционным кодом Бонна (BEC).

MESA — это открытые коды для расчета звездной эволюции и строения звезд. Созданы международной группой астрофизиков.

Пуджан Агравал, исследователь OzGrav и ведущий автор исследования объясняет: «Мы интерполировали звезды, масса которых в 9–100 раз превышала массу Солнца, и сравнили предсказания относительно их окончательной судьбы. Для большинства массивных звезд в нашем наборе мы обнаружили, что массы звездных остатков (нейтронные звезды или черные дыры) могут отличаться до 20-кратной массы Солнца».

«Результаты этого исследования окажут огромное влияние на будущие прогнозы гравитационно-волновой астрономии».

«METISSE — это только первый шаг в раскрытии роли массивных звезд в звездных системах, таких как звездные скопления, и уже результаты впечатляют».

Откуда астрономы это знают… (Часть 1). Да полно, уж не водят ли они меня за нос?

Как могут астрономы с уверенностью утверждать, например: «В двойной системе, удаленной от нас на 6 тыс. световых лет, вещество срывается с красной звезды, закручивается в тонкий диск и накапливается на поверхности белого карлика», предъявляя в качестве доказательства снимок, на котором не видны ни красная звезда, ни карлик, ни тем более диск, а наличествует лишь яркая точка в окружении еще нескольких таких же? Эта уверенность — не следствие завышенной самооценки. Она проистекает из умения связать мириады разрозненных наблюдательных фактов в единую, взаимосвязанную, внутренне непротиворечивую картину мироздания, при этом успешно предсказывая открытие новых явлений.
Основу основ наших познаний о Вселенной составляет убежденность в том, что вся она (или, по крайней мере, вся ее видимая часть) управляется теми же физическими законами, которые работают на Земле. Это представление возникло не на пустом месте. Физики никогда не рассматривали нашу планету в отрыве от остальной Вселенной. Закон всемирного тяготения был выведен Ньютоном по наблюдениям Луны, а первым его «триумфом» стал расчет орбиты кометы Галлея. Гелий был обнаружен сначала на Солнце и лишь потом на Земле.
Процессы, которые мы не можем наблюдать непосредственно, мы можем вывести логически, наблюдая производимый ими результат.

Читайте так же:
Страх совершить ошибку: раскладываем по полочкам

Откуда астрономы это знают… (Часть 1). Да полно, уж не водят ли они меня за нос?

Оболочка, сброшенная во время вспышки повторной новой Т Компаса. Яркая точка в центре оболочки — двойная звезда, состоящая из обычной звезды и белого карлика. Вещество звезды перетекает на белый карлик, постепенно накапливаясь на его поверхности. Когда масса накопленного вещества превышает некий критический предел, в системе происходит взрыв. По каким-то причинам (возможно, в результате взаимодействия с остатками предыдущих взрывов) сброшенная оболочка распадается на тысячи крохотных светящихся узелков. Помимо спектроскопического исследования этих узелков, наблюдая за ними на протяжении нескольких лет можно непосредственно видеть, как они разлетаются прочь от системы.

В спектре звезды, подобной Солнцу, количество спектральных линий измеряется многими тысячами, поэтому можно без преувеличения сказать, что о звездных атмосферах (где образуются линии) мы знаем почти всё. Почти — потому что сама теория образования спектров неидеальна, но продолжает непрерывно совершенствоваться. В любом случае, излучение звезд несет в себе огромное количество информации, которую нужно только уметь расшифровать. Недаром в популярных текстах спектры любят сравнивать с отпечатками пальцев.
Заглянуть в недра звезды можно только теоретически, вооружившись физическими законами. Впрочем, сейчас астрономы активно осваивают методы сейсмологии, по «дрожанию» спектральных линий изучая особенности распространения звуковых волн в недрах звезд и так устанавливая их внутреннее строение. Зная температуру и плотность на поверхности звезды, а также предположив, что ее собственная гравитация уравновешивается тепловым и световым давлением (иначе бы звезда расширялась или сжималась), можно просчитать изменение температуры и плотности с глубиной, добравшись до самого центра светила, и заодно попытаться ответить на вопрос, что именно заставляет Солнце и другие звезды светиться.
Изучение истории Земли показало, что энерговыделение Солнца на протяжении нескольких миллиардов лет оставалось почти неизменным. Это означает, что предполагаемый источник солнечной (звездной) энергии должен быть очень «долгоиграющим». В настоящее время известен только один подходящий вариант — это цепочка термоядерных реакций, начинающаяся реакцией превращения водорода в гелий. Предположив, что именно она составляет основу звездной энергетики, можно построить теоретические модели эволюции звезд различных масс — эволюционные треки, которые позволяют описать изменение светимости и температуры звезды в зависимости от процессов, происходящих в ее недрах. Конечно, мы лишены возможности наблюдать за звездой на протяжении всей ее жизни. Зато в звездных скоплениях мы можем наблюдать, как выглядят звёзды различных масс, но примерно одного возраста.
Теперь поговорим о расстояниях в астрономии. Определение расстояний – многоступенчатая процедура, поэтому систему астрономических «эталонов длины» иногда образно называют «лестницей расстояний». Начинается она с определения расстояний в Солнечной системе, точность которых благодаря радиолокационным методам достигла уже миллиметровых значений. Из этих измерений выводится величина главного астрономического эталона длины — астрономической единицы. Одна астрономическая единица представляет собою среднее расстояние от Земли до Солнца и равна примерно 149,6 млн км.
Следующая ступенька «лестницы расстояний» — метод тригонометрических параллаксов. Орбитальное движение Земли приводит к тому, что в течение года мы оказываемся то по одну сторону Солнца, то по другую и в результате смотрим на звезды под немного разными углами. На земном небосводе это выглядит как колебания звезды вокруг некоторого среднего положения — так называемый годичный параллакс. Чем дальше звезда, тем меньше размах этих колебаний. Определив, насколько сильно меняется видимое положение звезды из-за годичного движения, можно определить расстояние до нее с помощью обычных геометрических формул.
С методом параллаксов связана еще одна единица измерения астрономических расстояний: парсек. Один парсек — это расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну секунду. Но даже для ближайших звезд параллактический угол очень мал. Например, для α Центавра он равен всего лишь трем четвертям угловой секунды. Поэтому с помощью даже самых современных угломерных инструментов удается определить расстояния до звезд, удаленных от нас не более чем на несколько сотен парсек.
На следующей ступеньке лестницы находятся «фотометрические» расстояния, то есть расстояния, основанные на измерении количества света, поступающего от источника излучения. Чем дальше от нас он находится, тем тусклее становится. Поэтому, если нам каким-то образом удастся определить его истинную яркость, то мы, сравнив ее с видимой яркостью, оценим расстояние до объекта. Здесь вне конкуренции с начала XX века остаются цефеиды — особый род переменных звезд, у которых истинная яркость связана простым соотношением с их периодом изменения блеска. На еще более значительных расстояниях в качестве «стандартных свечей» применяются сверхновые типа Ia. Наблюдения свидетельствуют, что в максимуме блеска их истинная яркость всегда примерно одна и та же.
Наконец, на самых больших удалениях единственным указанием на расстояние до объекта служит пока закон Хаббла — обнаруженная американским астрономом прямая пропорциональность между расстоянием и смещением линий в красную область спектра.
Важно отметить, что вне Солнечной системы единственным прямым методом определения расстояний является метод параллаксов. Все остальные методы в той или иной степени опираются на различные предположения.
С возрастами ситуация гораздо менее определенная. Настолько менее, что не всегда бывает понятно даже, что именно называть возрастом. В пределах Солнечной системы помимо обычных геологических методов для оценки возраста поверхностей небесных тел используется, например, степень их покрытия метеоритными кратерами (при условии, что известна средняя частота падения метеоритов). Цвет поверхности астероидов постепенно меняется под воздействием космических лучей (это явление называется «космической эрозией»), поэтому ее возраст можно примерно оценить по цвету.
Возраст остывающих космических объектов, лишенных источников энергии, — коричневых и белых карликов — оценивают по их температуре. Оценки возрастов пульсаров опираются на скорости замедления их периодов. Примерно определить возраст разлетающейся оболочки сверхновой можно, если удается измерить ее размер и скорость расширения.
С возрастами звезд дело обстоит получше. Правда, большую часть времени жизни звезды она проводит на стадии центрального горения водорода, когда внешне с ней происходит очень мало изменений. Поэтому, глядя, например, на звезду, подобную Солнцу, трудно сказать, образовалась она 1 млрд лет назад или 5 млрд лет назад. Ситуация упрощается, если нам удается наблюдать группу звезд примерно одного возраста, но различных масс.
Такую возможность нам предоставляют звездные скопления. Теория звездной эволюции предсказывает, что звезды различных масс эволюционируют по-разному — чем массивнее звезда, тем быстрее она заканчивает свой «звездный путь». Поэтому чем старше скопление, тем ниже опускается планка максимальной массы населяющих его звезд. Например, в очень молодом звездном скоплении Arches (Арки), расположенном вблизи центра Галактики, есть звезды с массой в десятки солнечных масс. Такие звезды живут не более нескольких миллионов лет, стало быть, именно таков максимальный возраст этого скопления. А вот в шаровых скоплениях наиболее тяжелые звезды имеют массу не более 2 масс Солнца. Это говорит о том, что возрасты шаровых скоплений измеряются миллиардами лет.
Можно возразить, что мы используем для подтверждения теории звездной эволюции возрасты звездных скоплений, определенные с помощью этой самой теории. Но правильность определения возрастов скоплений подтверждается и другими фактами. Например, скопления, которые с точки зрения теории звездной эволюции кажутся самыми молодыми, практически всегда окружены остатками молекулярного облака, из которого они образовались. Самые же старые скопления — шаровые — стары не только с точки зрения теории звездной эволюции, они еще и очень бедны тяжелыми элементами (по сравнению с тем же Солнцем), потому что когда они родились, тяжелые элементы в Галактике еще не успели синтезироваться в достаточных количествах.
Правда, синтез тяжелых элементов — это тоже предсказание теории звездной эволюции! Но и оно подтверждается независимыми наблюдениями: с помощью спектроскопии мы накопили множество данных о химическом составе звезд, и теория звездной эволюции прекрасно объясняет эти данные не только с позиции содержания конкретных элементов, но и с позиции их изотопного состава.
Таким образом, мы имеем в своем распоряжении сложную теоретическую картину жизни звезд различных масс и химического состава, начиная от ранних эволюционных стадий, когда термоядерные реакции в звезде только загорелись, до последних этапов эволюции, когда массивные звезды взрываются как сверхновые, а маломассивные сбрасывают оболочки, оголяя компактные горячие ядра. Она позволила сделать неисчислимые теоретические предсказания, которые находятся в прекрасном согласии с весьма сложной наблюдательной картиной, заключающей в себе данные о температурах, массах, светимостях, химическом составе, пространственном распределении миллиардов звезд самых различных типов.
Звезды ярки, компактны, многочисленны, поэтому их легко наблюдать. Но картина мироздания становится существенно более расплывчатой и фрагментарной, когда мы переходим, например, от звезд к межзвездной среде — газу и пыли, заполняющим большую часть пространства в дисковых галактиках, подобных Млечному Пути. Излучение межзвездного вещества очень слабо, потому что вещество это либо очень разрежено, либо очень холодно. Наблюдать его гораздо сложнее, чем излучение звезд, но, тем не менее, оно тоже очень информативно. Просто инструменты, позволяющие в деталях исследовать межзвездную среду, появились в распоряжении астрономов лишь недавно, буквально в последние 10-20 лет, поэтому неудивительно, что в этой области остается пока много «белых пятен».

Читайте так же:
Разработано несколько доступных способов опреснения воды

(по материалам лекции Дмитрия Вибе,
доктора физ.-мат. н., ведущего научного сотрудника Института астрономии РАН)
источник http://elementy.ru/lib/430399

Понравилась статья? Подпишитесь на канал, чтобы быть в курсе самых интересных материалов

Переменные и нестационарные звёзды

В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам

Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобрев в каталоге.

Получите невероятные возможности

Конспект урока «Переменные и нестационарные звёзды»

На одном из прошлых уроков мы с вами говорили о том, что во Вселенной существует огромное количество звёздных систем, состоящих из двух и более звёзд, связанных между собой силами тяготения и обращающихся вокруг общего центра масс. Их изучение позволило оценить массы и, соответственно, размеры звёзд различных типов.

Наряду с исследованиями двойных звёзд важную роль в развитии представлений о физической природе звёзд сыграли исследования физических переменных или нестационарных звёзд. В отличие от затменно-переменных звёзд, они меняют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самих звёздах. И кстати, не следует путать переменность звёзд с их мерцанием, которое происходит из-за колебаний воздуха земной атмосферы. При наблюдении из космоса звёзды не мерцают.

В зависимости от характера процессов физические переменные звёзды принято подразделять на пульсирующие и эруптивные.

Пульсирующие переменные звёзды — это физические переменные звёзды, у которых происходят периодические колебания блеска.

Самая первая пульсирующая звезда была открыта в далёком 1596 году немецким астрономом Давидом Фабрициусом в созвездии Кита. А Ян Гевелий дал ей имя — Мира, то есть «удивительная».

Период изменения блеска этой звезды составляет около 332 дней, в течение которых видимая звёздная величина изменяется от 2 m (в максимуме блеска) до 10,1 m — в минимуме.

Читайте так же:
Может ли космонавт сам надеть скафандр?

Долгопериодические звёзды (типа Миры Кита) с периодами от нескольких недель до года и более называют миридами. Практически все они являются красными гигантами огромных размеров и большой светимости, находящимися на конечных этапах своей эволюции.

Предполагается, что изменение блеска мирид связано с их периодическим сжатием и расширением, вызванным нарушениями равновесия между силами гравитационного притяжения и лучевого давления. Такие периодические колебания переменных звёзд называются пульсационными.

19 октября 1784 года молодой английский астроном-любитель Джон Гудрайк, наблюдая за звездой Дельта Цефея, обнаружил, что её блеск меняется со строгой периодичностью (период составляет 5 дней и 9 часов), а амплитуда изменения светимости составляет примерно одну звёздную величину.

Причём рост блеска происходил гораздо быстрее, чем спад. Так был открыт новый очень обширный класс ярких переменных звёзд-сверхгигантов и гигантов классов F и G — класс цефеид.

В настоящее время цефеидами называют пульсирующие переменные звёзды, блеск которых плавно и периодически меняется от 0,5 до 2 звёздных величин с периодом изменения блеска от 1,5 до 70 суток.

Изучение спектров цефеид показало, что изменение их светимости сопровождается изменениями их лучевой скорости и температуры (в среднем на 1500 о С). Причиной этому является пульсация наружных слоёв звёзды — они периодически то расширяются, то сжимаются.

В начале ХХ века было замечено, что период пульсации цефеид зависит от их светимости: чем она больше, тем больший период пульсации. То есть цефеиды обладают очень важной зависимостью «период — светимость»:

В записанной формуле Р — это период изменения блеска (то есть период пульсации) в сутках, а М — средняя абсолютная звёздная величина.

Таким образом, получается, что по известному из наблюдений периоду можно определить абсолютную звёздную величину или светимость звезды. А далее, сравнивая абсолютную звёздную величину цефеида с его видимой звёздной величиной, можно легко определить расстояние до него:

M = m + 5 5lg D;

lg D = 0,2(Mm) + 1.

Как мы уже говорили, цефеиды — это звёзды-сверхгиганты, которые обладают очень высокой светимостью. Она, наряду с переменностью блеска, позволяет обнаруживать цефеиды в других звёздных системах, находящихся от нас на расстоянии до 20 Мпк. Их наблюдают в ближайших галактиках, определяя таким образом расстояния до этих звёздных систем. Поэтому не зря цефеиды часто называют «маяками Вселенной».

Ещё одной разновидностью пульсирующих переменных звёзд являются звёзды типа RR Лиры. Все они являются гигантами спектрального класса А с периодами от 0,2 до 1,2 дня.

Иногда в звёздном небе появляются звёзды, видимые невооружённым глазом в тех местах, где их раньше никогда не наблюдали. Это новые звёзды. Как правило, их блеск внезапно увеличивается в тысячи и миллионы раз в течении нескольких суток. А затем в течение года и более блеск звезды ослабевает до своего первоначального значения.

Обращаем ваше внимание на то, что термин «новая звезда» не подразумевает, что звезда родилась. Так называют звёзды, у которых внезапно увеличивается блеск. Так, например, в июне 1918 года в созвездии Орла вспыхнула самая яркая новая звезда, зарегистрированная за последние 300 лет — V603 Орла. Изначально на месте новой была маленькая звёздочка одиннадцатой звёздной величины. Но 9 июня (в максимуме блеска) её звёздная величина достигла –1,4 m . После этого звезда стала постепенно угасать, пока в марте следующего года она стала не видна невооружённым глазом.

Интересно, что первые описания новых звёзд были найдены в китайских и японских летописях 532 г. до н. э. Однако механизм образования новых звёзд был не ясен вплоть до середины XIX века. Современные наблюдения за новыми звёздами показали, что все они являются компонентами тесных двойных систем, состоящих из белого карлика и звезды-компаньона (чаще красного гиганта). Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы компаньона.

Аккрецируемый газ накапливается на поверхности белого карлика, образуя обогащённый водородом слой, температура и плотность которого постоянно увеличивается — создаются условия для начала протекания термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Но эти реакции протекают настолько быстро, что приобретают взрывной характер. Во время взрыва внешние слои расширяются и выбрасываются в космическое пространство. Их свечение мы-то и наблюдаем как вспышку новой звезды.

Читайте так же:
Как сделать SUP своими руками

Кстати, за время вспышки новая звезда излучает столько энергии (10 38 Дж), сколько наше Солнце излучает примерно за сто тысяч лет!

Вскоре после вспышки начинается новый цикл накопления водородного слоя. И через некоторое время вспышка повторяется. Интервал между вспышками составляет от десятков лет у повторных новых до тысяч лет у классических новых звёзд.

Однако в некоторых случаях взрывной процесс может приобрести характер катастрофы. Так, если при перетекании вещества масса белого карлика превысит 1,4M, то возникает взрыв, который может полностью разрушить звезду. Происходит вспышка сверхновой первого класса.

Сверхновые звёзды — это одно из самых грандиозных и захватывающих космических явлений. Отдельные сверхновые звёзды в максимуме блеска превышают светимость Солнца в десятки миллиардов раз, достигая при этом –20 т …–21 т . Во время вспышки выделяется такое количество энергии, которое наше Солнце может излучить за всё время своего существования (10 45 Дж).

Сверхновые второго класса представляют собой звёзды на заключительном этапе своей эволюции и наблюдается у массивных звёзд, масса которых в десятки раз превосходит массу Солнца. Звезда вспыхивает вследствие коллапса (схлопывания) своего массивного ядра. Объясняется такой феномен следующим образом. Вы знаете, что на разных этапах жизни массивной звезды в её ядре протекают термоядерные реакции, при которых сначала водород превращается в гелий, затем гелий — в углерод и так далее до образования ядер железа, никеля и кобальта. Последующие реакции с образованием более тяжёлых элементов должны идти уже с поглощением энергии.

Поэтому лишённое энергии железное ядро буквально за несколько миллисекунд коллапсирует (то есть катастрофически сжимается). Внутренние слои буквально обрушиваются к центру звёзды и происходит термоядерный взрыв огромной мощности. В итоге наружные слои звезды выбрасываются с огромной скоростью и наблюдается вспышка сверхновой. От огромной звезды остаются лишь расширяющаяся с огромной скоростью газовая оболочка и нейтронная звезда или чёрная дыра.

Нейтронная звезда образуется в том случае, когда масса звезды до взрыва была в 8 раз больше массы Солнца. Она представляет собой космическое тело, состоящее в основном из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1—2 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. При массе, сравнимой с массой Солнца, нейтронная звезда обладает очень маленьким радиусом — около 10—20 км. Поэтому средняя плотность вещества такого объекта в несколько раз превышает плотность атомного ядра.

Если нейтронная звезда обладает очень быстрым вращением и мощным магнитным полем, то её называют пульсаром. Он представляет собой источник строго периодических радиоимпульсов с периодом от 0,0014 до 11,8 с.

Интересно, что первый пульсар был открыт в июле 1967 года. Но результаты открытия несколько месяцев хранились в тайне, а первому открытому пульсару присвоили имя LGM-1 (от английского Little Green Men)— «маленькие зелёные человечки»). Такое название было связано с предположением, что эти строго периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение.

Наиболее замечательный пульсар в точности совпадает с одной из звёздочек в центре Крабовидной туманности в созвездии Тельца. Интересна она тем, что Крабовидная туманность является остатками сверхновой звезды, вспыхнувшей в 1054 году.

Её наблюдали китайские и японские астрономы в виде внезапно появившейся «звезды-гостьи», которая казалась ярче Венеры и была видна даже днём.

Иногда взрываются и очень массивные звёзды с массой более 80 масс Солнца. Сила их взрыва в 10 раз превышает мощность взрыва обычной сверхновой звезды. Такие звёзды стали называть гиперновыми.

Если после взрыва масса оставшегося вещества превосходит 2—3М солнечные массы, то звезда сжимается в крошечное плотное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению чёрной дыры. Это область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что даже свет не может его преодолеть.

Критический радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда. Для массивных звёзд гравитационный радиус может быть определён как

Как правило, для массивных звёзд он составляет всего несколько десятков километров.

Из-за того, что чёрные дыры непосредственно наблюдать нельзя, их поиски во Вселенной сопряжены с очень большими трудностями. Поэтому обнаружить такой объект пока возможно лишь двумя способами. Проще всего найти чёрную дыру можно тогда, когда она является одним из компонентов тесной двойной звёздной пары. В этом случае наблюдается обращение второго компонента вокруг массивного «пустого места».

Второй способ предполагает, что в тесных двойных системах мощное гравитационное поле чёрной дыры вызывает падение на неё газа из атмосферы звезды-спутника. В этом случае из-за сильного нагрева должно возникать мощное рентгеновское излучение. Примером может служить звезда Лебедь Х-1. Она представляет собой массивную двойную систему, одним из компонентов которой является чёрная дыра массой около 14,8 масс Солнца, а второй компонент — это голубой сверхгигант.

голоса
Рейтинг статьи
Ссылка на основную публикацию