Реферат: Типы Звезд

Типы звезд.

3везды бывают новорожденными, молодыми, среднеговозраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянноумирают.

 Самые молодые, которые называются звездамитипа Т Тельца (по одной из звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, ногораздо моложе его. Фактически они все еще находятся в процессе формирования иявляются примерами протозвезд (первичных звезд).

 Это переменные звезды, их светимость меняется,поскольку они еще не вышли на стационарный режим существования. Вокруг многихзвезд типа Тельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходятмощные ветры. Энергия вещества, которое падает на протозвезду под действиемсилы тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутри протозвезды все время повышается. Когда центральная еечасть становится настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как тольконачинаются ядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, способныйподдерживать ее существование в течение очень долгого времени. Насколькодолгого — это зависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звездыразмером с наше Солнце топлива хватит па стабильное существование в течениепримерно 10 миллиардов лет.

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

Нормальные звезды.

 Все звезды воснове своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень горячегосветящегося газа, в самой глубине которых вырабатывается ядерная энергия. Но невсе звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие — это цвет. Естьзвезды красноватые или голубоватые, а не желтые.

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

 Почему же звезды так сильно различаются посвоей яркости? Оказывается, тут не зависит от массы звезды.

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

Гиганты и карлики.

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

 В противоположность им звезды, обладающиенебольшой массой, всегда неярки, а цвет их — красноватый. Они могут существоватьв течение долгих миллиардов лет.

 Однако среди очень ярких звезд в нашем небеесть красные и оранжевые. К ним относятся и Альдебаран — глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в Скорпионе. Как же могут эти холодные звезды со слабо светящимися поверхностямисоперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и Веги?

Ответсостоит в том, что эти звезды очень сильно расширились и теперь по размерунамного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называютгигантами, или даже сверхгигантами.

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

 Солнца. По контрасту с гигантами их называют«карликами». Гигантами и карликами звезды бывают на разных стадияхсвоей жизни, и гигант может в конце концов превратиться в карлика, достигнув«пожилого возраста».

Жизненный цикл звезды.

 Солнце содержит огромное количество водорода,однако запасы его не бесконечны. За последние 5 миллиардов лет Солнце уже израсходовало половину во дородноготоплива и сможет поддерживать свое существование в течение еще 5 миллиардовлет, прежде чем за пасы водорода в его ядре иссякнут. А  что потом? 

 После того как звезда израсходует водород,содержащийся в центральной ее части, внутри звезды происходят крупные перемены.Водород начинает перерастать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается вразмере, разбухает. В результате размер самой звезды резко возрастает, атемпература ее поверхности падает. Именно этот процесс и рождает красныхгигантов и сверхгигантов. Он является частью той последовательности изменений,которая называется звездной эволюцией и которую проходят все звезды. В конечномитоге все звезды стареют и умирают, по продолжительность каждой отдельнойзвезды определяется ее массой. Массивные звезды проносятся через свой жизненныйцикл, заканчивая его эффектным взрывом.

 Звезды более скромных размеров, включая иСолнце, наоборот, в конце жизни сжимаются, превращаясь в  белые карлики.  После чего они просто угасают.

 В процессе превращения из красного гиганта вбелый карлик звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится поддействием мощного излучения звезды, температура которой на поверхности можетдостигать 100 000 С. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервыеобнаружены, они были названы планетарными туманностями, поскольку они частовыглядят как круги типа планетного диска, если пользоваться маленькимтелескопом. На самом же деле они, конечно, ничего  общего с планетами не имеют!

Звездные скопления.

 По-видимому, почти все звезды рождаютсягруппами, а не по отдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, чтозвездные скопления — вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучатьзвездные скопления, потому что им известно, что все звезды, входящие вскопление, образовались примерно в одно и то же время и приблизительно наодинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия в блеске между такимизвездами являются истинными различиями. Какие бы  колоссальные изменения ни претерпели этизвезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно изучениезвездных скоплений  с точки зрениязависимости их свойств от массы — ведь возраст этих звезд и их расстояние отЗемли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от друга только своеймассой.

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

Открытые звездные скопления.

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

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

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

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

 Некоторые звездные группы на столько слабоудерживаются вместе,  что их называют нескоплениями, а  звездными ассоциациями.Они существуют не очень долго и обычно состоят из очень молодых звезд вблизимеж  звездных облаков, из которых онивозникли. В звездную ассоциацию входит от 10 до 100 звезд, разбросанных в области размером в несколько сотенсветовых лет. 

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

Возможно,их общее количество достигает 100 000.

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

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

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

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

 Шаровые звездные скопления наблюдаются нетолько вокруг нашей Галактики, но и вокруг других галактик любого сорта, Самоеяркое шаровое скопление, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кентаврав южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет отСолнца и является самым обширным из всех известных скоплений: его диаметр — 620световых лет.

В1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус(1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта постепенностала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду. Фабрициус былпервым, кто описал наблюдение переменной звезды.

 Существуют различные причины, по которымзвезды меняют свой блеск. Причем блеск иногда изменяется на много световыхвеличин, а иногда так незначительно, что это изменение можно обнаружить лишь спомощью очень чувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным.

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

Графикиблеска переменных звезд показывают, что некоторые: звезды меняются регулярным(правильным) образом — участок их графика на отрезке времени определенной длины(периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо.К правильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойные звезды.Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облакавещества. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными(бинарными). Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд, это означает, чтопроизошло одно из нескольких возможных явлений. Обе звезды могут оказаться налинии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, они могут проходитьпрямо одна перед другой. Подобные системы называются затменно-двойнымизвездами.

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

 Мира, первая из описанных переменных звезд, идругие подобные ей звезды обязаны своей переменностью пульсациям.

Вспыхивающие звезды.

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

Двойные звезды.

  Примерно половина всех звезд нашей Галактикипринадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитамодна вокруг другой, явление весьма распространенное.

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

 Двойные звезды удерживаются вместе взаимнымтяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитамвокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этихзвезд. Это можно представить себе как точка опоры, если вообразить звездысидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно.Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам.  Большинство двойных звезд слишком близки другк другу, чтобы их можно было различить по отдельности даже в самые мощныетелескопы. Если расстояние между партнерами достаточно велико, орбитальныйпериод может измеряться годами, а иногда целым столетием.

Тесные двойные звезды.

 В системе близко расположенных двойных звездвзаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей формугруши. Если тяготение достаточно сильно, наступает критический момент, когдавещество начинает утекать с одной звезды и падать на другую. Вокруг этих двухзвезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхностькоторой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры,каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша.Если одна из звезд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в тойточке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямона звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились,что заполнили свои полости Роша, то возникаетконтактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается вшар вокруг двух звездных ядер. Поскольку в конечном счете все звезды разбухают,превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействующиедвойные системы — явление нередкое.

Нейтронные звезды.

 Если масса сжимающейся звезды превосходитмассу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белогокарлика, на атом не остановится. Гравитационные силы в этом случае стольвелики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате протоныпревращаются в нейтроны, способные прилегать друг к другу без всякихпромежутков. Плотность нейтронных звезд превосходит даже плотность белыхкарликов; но если масса материала не превосходит 3 солнечных масс, нейтроны,как и электроны, способны сами предотвратить дальнейшее сжатие. Типичнаянейтронная звезда имеет в поперечнике всего лишь от 10 до 15 км, а одинкубический сантиметр ее вещества весит около миллиарда тонн.  Помимо неслыханно громадной плотности,нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют ихобнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильноемагнитное поле. В общем, вращаются все звезды, но когда звезда сжимается,скорость ее вращения возрастает — точно так же, как фигурист на льду вращаетсягораздо быстрее, когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершаетнесколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением,нейтронные звезды имеют магнитное поле, в миллионы раз более сильнее, чем уЗемли.

Пульсары.

 Первые пульсары были открыты в 1968 г., когдарадиоастрономы обнаружили регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точекГалактики. Ученые были поражены тем фактом, что какие-то природные объектымогут излучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. Вначале(правда, ненадолго) астрономы заподозрили участие неких мыслящих существ,обитающих в глубинах Галактики. Но вскоре было найдено естественное объяснение.В мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали электроныгенерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора.Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения, словномаяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые,рентгеновские и гамма лучи. Период самых медленных пульсаров около четырехсекунд, а самых быстрых — тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звездбыло по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойныесистемы. 

Рентгеновские двойныезвезды.

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

Возможно,рентгеновские источники представляют собой двойные звезды, одна из которыхочень маленькая, но  другая массивная;это может быть нейтронная звезда, белый карлик или черная дыра.Звезда-компаньон может быть либо массивной звездой, масса которой превосходитсолнечную в 10 — 20 раз, либо иметь массу, превосходящую массу Солнца не болеечем вдвое. Промежуточные варианты представляются крайне маловероятными. К такимситуациям приводит сложная история эволюции и обмен массами в двойных системах,Финальный результат зависит от начальных масс и начального расстояния междузвездами.

 В двойных системах с небольшими массами вокругнейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с большимимассами материал устремляется прямо в нейтронную звезду — ее магнитное полезасасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываютсярентгеновскими пульсарами.

Сверхновые звезды.

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

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

Такиеграндиозные звездные взрывы называются сверхновыми. Сверхновые — довольноредкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от 20 до 30сверхновых, главным образом в результате систематического поиска. За столетие вкаждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственнойГалактике сверхновых не наблюдали с 1604г. Может быть, они и были, но осталисьневидимыми из-за большого количества пыли в Млечном Пути. Радиоастрономыобнаружили кольцо газа, остающегося от сверхновой в созвездии Кассиопеи, и вычислили дату взрыва — 1658 г. В то времяникто не зарегистрировал необычно яркой звезды, хотя довольно скромнаязвездочка, которую впоследствии уже не видели, была отмечена в этом же месте назвездной карте 1680 г.