Среди звёзд, которые видны на небе рядом, различают оптические двойные и физические двойные звёзды. В первом случае такие две звезды хотя и видны вблизи, но находятся в пространстве далеко друг от друга. Если же в результате наблюдений выясняется, что они образуют единую систему и обращаются вокруг общего центра масс под действием взаимного тяготения, то они называются физическими двойными звёздами.
Первым, кто доказал, что такие звёзды действительно существуют, был известный английский астроном Вильям Гершель (1738—1822). Множество двойных звёзд открыл и исследовал В. Я. Струве. В настоящее время известно уже более 70 тыс. этих объектов. Когда число звёзд в системе, связанной взаимным тяготением, оказывается более двух, то их называют кратными. В настоящее время считается, что большинство звёзд (более 70%) образуют системы большей или меньшей кратности. В зависимости от того, каким способом можно обнаружить двойственность звезды, их называют по-разному. Если она заметна при непосредственных наблюдениях в телескоп, то это визуально-двойная звезда. Если же об этом можно судить только по спектру, то это спектрально-двойная звезда.
Редким примером двойной звезды, оба компонента которой различимы даже невооружённым глазом, являются Мицар и Алькор в созвездии Большой Медведицы. Среди ярчайших звёзд также были обнаружены двойные: Сириус, Капелла, Кастор и др. Более того, оказалось, что во многих случаях каждая из звёзд такой пары сама состоит из нескольких звёзд. Так, Мицар и Капелла имеют в своём составе четыре компонента, а Кастор — шесть. Выяснилось, что α Центавра является тройной звездой, одна из которых расположена ближе всего к нам и получила название Проксима (в переводе с греческого «ближайшая»).
У двойных звёзд, каждый компонент которых можно наблюдать в отдельности, периоды обращения вокруг общего центра масс обычно бывают от нескольких лет до нескольких сотен или даже тысяч лет. Их орбиты сравнимы по размерам с орбитами планет-гигантов. Большинство спектрально-двойных звёзд имеют периоды обращения порядка нескольких суток, располагаясь друг от друга на расстоянии 5—7 млн км. Самый короткий из известных периодов составляет всего 2,6 ч.
Несмотря на многочисленность двойных звёзд, достаточно надёжно определены орбиты лишь примерно для сотни из них. При известном расстоянии до этих систем использование третьего закона Кеплера позволяет определить их массу. Сравнивая движение спутника звезды с движением Земли вокруг Солнца, можно написать:
= 
,
где m1 и m2 — массы компонентов звёздной пары; M1 и M2 — массы Солнца и Земли; T1 — период обращения звёзд; T2 — период обращения Земли; A — большая полуось орбиты двойной звезды; a — большая полуось земной орбиты. Выражая период обращения в двойной системе T в годах (периодах обращения Земли), большую полуось орбиты A в а. е. (расстояниях между Солнцем и Землёй), получаем суммарную массу системы в массах Солнца:
m1 + m2 = A3 : 
.
Чтобы определить массу каждой звезды, надо изучить движение каждой из них и вычислить их расстояния A1 и A2 (A = A1 + A2) от общего центра масс. Тогда мы получим второе уравнение:
m1 : m2 = A2 : A1.
Решая систему двух уравнений, можно вычислить массу каждой звезды.
У спектрально-двойных звёзд наблюдается смещение (или раздвоение) линий в спектре, которое происходит вследствие эффекта Доплера Напомним, что, согласно этому эффекту, при увеличении расстояния между звездой и наблюдателем длина волны принимаемого излучения увеличивается, поэтому спектральные линии смещаются к красному концу спектра. При уменьшении расстояния длина волны уменьшается, а линии смещаются к фиолетовому концу спектра. . Оно меняется с периодом, равным периоду обращения пары. Если яркости и спектры звёзд, составляющих пару, сходны, то в спектре наблюдается периодическое раздвоение линий (рис. 5.16, а). Пусть компоненты A и B занимают положения A2 или B2, когда один движется по направлению к наблюдателю, а другой — от него. Спектральные линии приближающейся звезды сместятся к фиолетовому концу спектра, а удаляющейся — к красному. Линии в спектре будут раздвоены. В положениях A1 и B1 оба компонента движутся перпендикулярно лучу зрения, и раздвоения линий не наблюдается. Если одна из звёзд настолько слаба, что её линии не видны, то будет наблюдаться периодическое смещение линий более яркой звезды (рис. 5.16, б).
Рис. 5.16. Раздвоение линий в спектре двойной звезды
Для наблюдателя, который находится в плоскости орбиты спектрально-двойной звезды, её компоненты будут поочерёдно загораживать, «затмевать» друг друга. Такие звёзды называют затменно-двойными или алголями — по названию наиболее известной звезды этого типа β Персея. Её арабское название «эль гуль» (дьявол) постепенно превратилось в Алголь. Возможно, что ещё древние арабы заметили странное поведение этой звезды: в течение 2 суток 11 часов её яркость остаётся постоянной, но затем за 5 часов она ослабевает от 2,3 до 3,5 звёздной величины, а за следующие 5 часов её прежняя яркость восстанавливается (рис. 5.17).
Рис. 5.17. Схема затмений и кривая блеска Алголя
В настоящее время известно более 5 тыс. затменно-двойных звёзд. Их изучение позволяет определить не только характеристики орбиты, но также получить некоторые сведения о самих звёздах. Продолжительность затмения даёт возможность судить о размерах звезды. Рекордсменом здесь является ε Возничего, в системе которой при периоде 27 лет затмение продолжается 2 года. Когда во время затмения свет одной звезды проходит через атмосферу другой, можно детально исследовать строение и состав этой атмосферы. Форма кривой блеска некоторых звёзд свидетельствует о том, что их форма существенно отличается от сферической (рис. 5.18). Близкое расположение компонентов приводит к тому, что газы из атмосферы одной звезды перетекают на другую. Иногда эти процессы принимают катастрофический характер, и наблюдается вспышка новой звезды.
Рис. 5.18. Кривая блеска несферической двойной звезды
Определение масс звёзд на основе исследований двойных звёзд показало, что они заключены в пределах от 0,03 до 60 масс Солнца. При этом большинство из них имеют массу от 0,3 до 3 масс Солнца. Очень большие массы встречаются крайне редко.
Методы изучения спектрально-двойных и затменно-переменных звёзд в настоящее время используются также для поиска планет, обращающихся вокруг других звёзд (экзопланет). К концу 2009 г. было подтверждено открытие около 400 экзопланет, которые составили 340 планетных систем. В их числе было 42 системы, содержавшие не менее двух планет, а одна — не менее 5. Большинство этих планет оказались газовыми гигантами типа Юпитера и Сатурна.
Теперь усилия учёных направлены на поиски планет, которые по своим размерам и массе похожи на Землю и находятся недалеко от звёзд, что обеспечило бы на поверхности планеты условия, необходимые для существования жизни. С этой целью был запущен КА «Кеплер», на котором установлен фотометр, чувствительность которого составляет 10–5. Он позволяет заметить ослабление потока света от звезды, вызванное прохождением планет по её диску, всего лишь на одну стотысячную его долю. «Кеплер» исследовал свыше 52 тыс. звёзд в небольшой области неба между созвездиями Лебедя и Лиры. За 2 года работы было найдено более 2300 звёзд, у которых подозревается наличие планет. В 246 случаях это могут быть планеты, которые по размерам сравнимы с Землёй. Ещё не для всех заподозренных случаев получено окончательное подтверждение наличия планет. Однако даже эти предварительные результаты позволяют надеяться, что число экзопланет в нашей Галактике окажется больше, чем считалось ранее. Об этом говорит и открытие 2016 г.: планета с массой всего в 1,3 массы Земли была открыта у ближайшей к Солнцу звезды — Проксимы Центавра.
Рис. 5.19. Пятна на диске Бетельгейзе
К сожалению, звёзды расположены так далеко от нас, что за редким исключением они даже в самые мощные телескопы видны как точки. Лишь в последние годы для некоторых самых крупных из них удалось получить изображение в виде диска, на котором обнаруживаются пятна (рис. 5.19).
В большинстве случаев размеры звёзд приходится рассчитывать на основе данных об их светимости и температуре. Светимость звезды рассчитывается по той же формуле, что и светимость Солнца:
L = 4πR2σT 4.
Отношение светимостей звезды и Солнца будет равно:
= 
.
Приняв, что R☉ = 1 и L☉ = 1, получаем выражение для вычисления радиуса звезды (в радиусах Солнца):
R = 
.
Результаты этих вычислений достаточно хорошо согласуются с данными непосредственных измерений с помощью интерферометра размеров наиболее крупных звёзд, расстояния до которых невелики.
Рис. 5.20. Солнце в сравнении с гигантами и сверхгигантами
Рис. 5.21. Размеры звёзд-карликов
Звёзды самой большой светимости (сверхгиганты) действительно оказались очень большими. Красные сверхгиганты Антарес и Бетельгейзе в сотни раз больше Солнца по диаметру (рис. 5.20). Зато диаметр красных карликов, относящихся к главной последовательности, в несколько раз меньше солнечного. Самыми маленькими звёздами являются белые карлики, диаметр которых составляет несколько тысяч километров (рис. 5.21).
Расчёты средней плотности звёзд различных типов, проведённые на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться от средней плотности Солнца. Так, средняя плотность некоторых сверхгигантов составляет всего 10–3 кг/м3, что в 1000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях. Другой крайностью является плотность белых карликов — около 109 кг/м3.
В зависимости от массы и размеров звёзды различаются по внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95—98% их массы составляют водород и гелий).
Звёзды главной последовательности, температура которых такая же, как у Солнца, или ниже, похожи на него по внутреннему строению. Среди множества звёзд этого типа есть и такие, которые по многим своим характеристикам являются «двойниками» Солнца. Наиболее яркой из них является β Гончих Псов. У более горячих звёзд главной последовательности внешняя конвективная зона отсутствует. В этих звёздах конвекция происходит в ядре протяжённостью до 1/4 их радиуса, окружённом лучистой оболочкой (рис. 5.22).
Рис. 5.22. Внутреннее строение звёзд различных классов
Гиганты и сверхгиганты имеют очень маленькое ядро (его радиус около 0,001 доли радиуса звезды). Термоядерные реакции происходят в окружающем его тонком слое; далее на протяжении около 0,1 радиуса звезды происходит передача энергии излучением. Практически весь остальной объём (9/10 радиуса) составляет протяжённая конвективная зона. Белые карлики состоят из вырожденного газа, давление которого определяется лишь его плотностью и не зависит от температуры. Равновесие такой «экзотической» звезды, масса которой равна солнечной, наступает лишь тогда, когда она сожмётся до размеров, примерно равных размерам Земли. Внутри белого карлика температура достигает 10 млн К и практически не меняется; только в тонкой оболочке из «обычного» вещества она резко падает до 10 000 К.
В 1996 г. были открыты космические тела, которые являются промежуточным звеном между звёздами и планетами. Они получили название «коричневые карлики», поскольку излучают слабо и только в инфракрасном диапазоне. Именно это излучение было обнаружено приборами, установленными на борту искусственных спутников. Коричневые карлики обладают слишком малой массой, что не обеспечивает температуры, необходимой для протекания термоядерной реакции превращения водорода в гелий. Гравитационное сжатие их массы достаточно лишь для того, чтобы достигнутая температура обеспечила в течение короткого (по космическим меркам) времени превращение дейтерия (тяжёлого изотопа водорода) в гелий. Масса коричневых карликов составляет всего лишь 0,01—0,07 массы Солнца. Про них можно сказать, что они ещё не звёзды, но уже не планеты.
Понять, как связаны между собой различные типы звёзд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звёзд, образующих огромные звёздные системы — галактики.
Вопросы 1. Чем объясняется изменение яркости некоторых двойных звёзд? 2. Во сколько раз отличаются размеры и плотности звёзд-сверхгигантов и карликов? 3. Каковы размеры самых маленьких звёзд?
Упражнение 19 1. Определите сумму масс двойной звезды Капелла, если большая полуось её орбиты равна 0,85 а. е., а период обращения 0,285 года. 2. Во сколько раз светимость Ригеля больше светимости Солнца, если его параллакс равен 0,003ʺ, а видимая звёздная величина 0,34? 3. Какова средняя плотность красного сверхгиганта, если его диаметр в 300 раз больше солнечного, а масса в 30 раз больше массы Солнца?
К физическим характеристикам небесных тел относятся масса, радиус, плотность, объём, ускорение силы тяжести, температура. В земных условиях массу, радиус и температуру можно измерить весами, линейкой и термометром соответственно, а плотность, объём и ускорение силы тяжести рассчитать по формулам.
А как быть с далёкими небесными телами: звёздами, планетами? Ведь добраться до них с приборами проблематично.
В 1935 году в созвездии Кассиопеи была открыта звезда, названная белым карликом Койпера. В ходе наблюдений и расчётов выяснили, что радиус её равен 3330 км, а масса в 2,8 раза превышает массу Солнца (Солнце – единственная звезда нашей солнечной системы). Рассчитайте какова плотность вещества звезды? Каково ускорение свободного падения на её поверхности?
Плотность этой звезды можем посчитать сразу, используя формулу известную нам из курса физики 7 класса:
ρ = M/V = 2,8 mC / (4/3)∏R3 = 3 · 2,8 mC / 4∏R3 =
= 3 · 2,8 · 1,989 · 1030 кг / 4 · 3.14 · (3,33 · 106 м)3 =
= 16,7076 · 1030 кг / 463,7910 · 1018 м3 = 3,6 · 1010 кг/м3.
Звезда обладает огромной плотностью. Для сравнения вспомним, что плотность самой близкой к нам звезды – Солнца 1409 кг/м3, а плотность иридия – металла, обладающего наибольшей плотностью среди всех земных металлов (ρ = 2,265 · 103 кг/м3). Но высокая плотность характерна для всех звёзд-карликов.
Теперь перейдём к расчёту ускорения свободного падения на поверхности этой звезды, понимая, что на тело, массой m, находящегося на поверхности звезды со стороны этой звезды действует сила тяжести mg, а также между этими двумя телами (телом, массой m и звездой) действует закон всемирного притяжения:
mg = GmM/R2
Сократив левую и правую часть на m, получаем:
g = GM/R2 = 6,67 · 10-11 Нм2/кг2 · 16,7076 · 1030 кг / (3,33 · 106 м)2 = 10,0497 · 107 Н/кг = 10,0497 · 107 м/с2.
Очень большая величина получилась.
Для сравнения, среднее ускорение свободного падения на Солнце 274 м/с2, а на Земле 9,8 м/с2.
Как видим, и про далёкие небесные объекты мы можем много узнать, применяя наблюдения и используя законы физики.
© blog.tutoronline.ru,
при полном или частичном копировании материала ссылка на первоисточник обязательна.
Остались вопросы?
Задайте свой вопрос и получите ответ от профессионального преподавателя.
-
Размеры, массы, плотность звезд.
Звёзды
так далеки, что даже в самый большой
телескоп они выглядят всего лишь точками.
Как же узнать размер звезды?
На
помощь астрономам приходит Луна. Она
медленно движется на фоне звёзд, по
очереди перекрывая идущий от них свет.
Хотя угловой размер звезды чрезвычайно
мал, Луна заслоняет её не сразу, а за
время в несколько сотых или тысячных
долей секунды. По продолжительности
процесса уменьшения яркости звезды при
покрытии её Луной определяют угловой
размер звезды. А, зная расстояние до
звезды, из углового размера легко
получить её истинные размеры.
Но
лишь небольшая часть звёзд на небе
расположена так удачно, что может
покрываться Луной. Поэтому обычно
используют другие методы оценки звёздных
размеров. Угловой диаметр ярких и не
очень далёких светил может быть
непосредственно измерен специальным
прибором – оптическим интерферометром.
Но в большинстве случаев радиус звезды
(R) определяют теоретически, исходя из
оценок её полной светимости (L) и
температуры (T):
R2
=
L / (4πσT4)
Размеры
звезд бывают очень различны. Встречаются
звезды сверхгиганты, радиус которых в
тысячи раз больше солнечного. С другой
стороны известны звезды-карлики с
радиусом в десятки раз меньше, чем у
Солнца.
Важнейшей
характеристикой звезды является масса.
Чем больше вещества собралось в звезду,
тем выше давление и температура в её
центре, а это определяет практически
все остальные характеристики звезды,
а так же особенности её жизненного пути.
Прямые
оценки массы могут быть сделаны только
на основании закона всемирного тяготения.
Масса звезд колеблется в значительно
меньших пределах: примерно от 1028
до 1032
килограмм. Существует связь между массой
звезды и ее светимостью: чем больше
масса звезды, тем больше ее светимость.
Светимость пропорциональна примерно
четвертой степени массы звезды:
С
ильно
различаются плотности звезд. Например,
плотность красного гиганта Бетелгейзе
в полторы тысячи раз меньше плотности
комнатного воздуха (имеется в виду
средняя плотность; в центре звезды
плотность гораздо больше, чем на
поверхности). Кстати, диаметр этой звезды
в 300 раз больше диаметра Солнца, объем,
соответственно, в 27 миллионов раз больше,
а масса всего в 15 раз превышает солнечную.
А плотность белого карлика Сириус в
30000 раз больше плотности воды, то есть
в 1500 раз больше плотности золота. 1 литр
такого вещества весит 30 тонн.
-
Многообразие звезд. Гарвардская классификация звездных спектров.
Основной
метод изучения звезд – исследование
их спектров. Специальный аппарат,
устанавливаемый на телескопе, при помощи
дифракционной решётки раскладывает
свет звезды по длинам волн в радужную
полоску спектра. Астрономы получают
множество сведений о звездах, расшифровывая
их спектры. Спектр звезды позволяет
определить, какая энергия приходит от
звезды на различных длинах волн, и
оценить её температуру точнее, чем по
цвету. Многочисленные тёмные линии,
пересекающие спектральную полоску,
связаны с поглощением света атомами
различных элементов в атмосфере звёзд.
Так как каждый химический элемент имеет
свой набор линий, спектр позволяет
определить, из каких веществ состоит
звезда. Спектры звезд можно разделить
на несколько основных классов.
Еще
в 70-х годах XIX
века один из пионеров астрофизики
директор Ватиканской обсерватории А.
Секки предложил первую классификацию
звездных спектров. Позже она была
расширенна и уточнена.
В
1924 году Гарвардская обсерватория
завершила публикацию каталога Г. Дрепера,
содержащего классификацию свыше 225
тысяч звезд. Современная классификация
является уточненной и дополненной
версией этой классификации, общепринятой
в современной астрономии.
По
Гарвардской классификации выделялось
семь спектральных классов, обозначенных
латинскими буквами O,
B,
A,
F,
G,
K,
M.
При движении по ряду слева направо
изменяется цвет звезды: O
– голубой, А – белый, G
– желтый, М – красный. В том же направлении
соответственно уменьшается температура
звезд.
П
озже
к Гарвардской классификации спектров
были добавлены два ответвления и еще
один главный классW.
В итоге классификация звездных спектров
ныне выглядит следующим образом:
Кроме
того, каждый основной класс делится еще
на десять подклассов, например О1, О2, О3
и так далее. Наше Солнце относится к
классу G2.
З
везды
имеют в основном примерно одинаковый
химический состав: основные компоненты
– водород и гелий с небольшими примесями
других веществ. Поэтому разнообразие
спектров объясняется различными
температурами звезд.
Самые
горячие звезды – звезды класса W.
Температура их поверхности достигает
100000 К. Их цвет – голубой. Голубые также
звезды класса O.
Их температура от 50000 К и ниже.
Голубовато-белые звезды класса B
имеют температуру 12000 – 25000 К; белые
звезды класса А – 11000 К. Желтые звезды
классов F
и G
и желтовато-оранжевые класса К имеют
температуру порядка 4500 К. И, наконец,
самые холодные звезды – красные звезды
класса М с температурой ниже 3600 К.
В
1905 году голландский астроном Э. Герцпрунг
попробовал сопоставить абсолютные
величины звезд и их спектральные классы.
В 1913 году его работу завершил американец
Г. Рассел. В результате получилась
знаменитая диаграмма, названная именами
ученых.
Как
видно из диаграммы, спектральный класс
звезды и ее светимость находятся в
некоторой зависимости: точки,
соответствующие различным звездам,
группируются в несколько скоплений.
Эти скопления называют последовательностями.
Основная
масса звезд принадлежит главной
последовательности. Чем горячее звезда
главной последовательности, тем большую
светимость она имеет. Кроме главной
последовательности выделяются также
белые карлики, гиганты и сверхгиганты.
Диаграмма
показывает, что звезды данного
спектрального класса не могут иметь
произвольную светимость, и наоборот,
звезды определенной светимости не могут
иметь произвольную температуру.
Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
- #
Рассмотрим на простом примере как можно сравнить размеры звезд одинаковой температуры, например Солнца и Капеллы. Эти звезды имеют одинаковые спектры, цвет и температуру, о светимость Капеллы в 120 раз превышает светимость Солнца. Так как при одинаковой температуре яркость единицы поверхности звезд тоже одинакова, то, значит, поверхность Капеллы больше, чем Солнца в 120 раз, а диаметр и радиус ее больше солнечных в корень квадратный из 120, что приближенно равно 11 раз. Определить размеры других звезд позволяет знание законов излучения.
Результаты таких вычислений полностью подтвердились, когда стало возможным измерять угловые диаметра звезд при помощи оптического прибора — звездного интерферометра. Звезды очень большой светимости называются сверхгигантами. Красные сверхгиганты называются такими и по размерам. Бетельгейзе и Антарес в сотни раз больше Солнца по диаметру. Более далекая от нас VV Цефея настолько велика, что в ней поместилась бы Солнечная система с орбитами планет до орбиты Юпитера включительно !!! Между тем массы сверхгигантов больше солнечной всего лишь в 30-40 раз. В результате даже средняя плотность сверхгигантов в тысячи раз меньше чем плотность комнатного воздуха. При одинаковой светимости размеры звезд тем меньше, чем эти звезды горячее. Самыми малыми среди обычных звезд являются красные карлики. Массы их и радиусы — десятые доли солнечных, а средние плотности в 10-100 раз выше плотности воды. Еще меньше красных белые карлики — но это уже необычные звезды. У близкого к нам и яркого Сириуса ( имеющего радиус вдвое больше солнечного ) есть спутник, обращающийся вокруг него с периодом 50 лет. Для этой двойной звезды расстояние, орбита и массы хорошо известны. Обе звезды белые, почти одинаково горячие.
Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же как Земля. Между тем масса у него почти такая же как и у Солнца. Следовательно белый карлик имеет огромную плотность — около 109 кг/м3. Существование газа такой плотности было объяснено таким образом : обычно предел плотности ставит размер атомов, являющихся системами, состоящими из ядра и электронной оболочки. При очень высокой температуре в недрах звезд и при полной ионизации атомов их ядра и электроны становятся независимыми друг от друга. При колоссальном давление вышележащих слоев это «крошево» из частиц может быть сжато гораздо сильнее, чем нейтральный газ. теоретически допускается возможность существования при некоторых условиях звезд с плотностью, равной плотности атомных ядер. На примере белых карликов мы видим как астрофизические исследования расширяют представление о строении вещества ; пока такие условия в лаборатории создать невозможно. Поэтому астрономические наблюдения помогают развитию важнейших физических представлений.
План урока:
Основные характеристики звезд
Количество звезд и расстояние между ними
Звездные скопления и туманности
Основные характеристики звезд
Звезды представляют собой огромные шары из раскаленного сжиженного газа. Эти тела образуются благодаря гравитационному сжатию газопылевых облаков. Со временем ядро таких образований уплотняется и разогревается. Наконец, когда температура ядра достигает 10 миллионов градусов, в нем запускаются термоядерные реакции, а сам газовый шар начинает излучать свет и тепло.
Светимость
Основным источником энергии большинства светил (в том числе и Солнца) является так называемый водородный цикл. Это цепочка термоядерных реакций превращения водорода в гелий без участия катализаторов.
Еще задолго до нашей эры было замечено, что звезды различаются по своей яркости. По этому принципу Гиппарх, астроном из древней Греции, во 2 веке до н.э., используя уже накопленные знания, составил каталог, куда вошли около 850 звезд. Он достаточно точно определил их координаты, а также впервые поделил небесные светила на категории. Исследователь ввел понятие звездной величины.
Звездная величина – это степень блеска небесного светила. Она измеряется в условных единицах, причем чем меньше будет ее показатель, тем ярче сам объект. При ее изменении на одну единицу блеск меняется в 2,5 раза.
Каждая группа включает звезды, которые имеют примерно одинаковую силу блеска. Самые яркие из них получили название — звезды первой величины. Объекты, имеющие несколько меньший блеск, были отнесены к звездам второй величины и т.д.
Ученый был уверен в том, что все небесные тела расположены на одинаковом расстоянии от Земли, и поэтому разница в блеске зависит исключительно от размера звезды. Со временем было установлено, что объекты находятся от нас на разном расстоянии. Поэтому даже гигантское тело, которое сильно удалено от Солнечной системы, земному наблюдателю будет казаться маленьким и тусклым по сравнению с близко расположенным ярким карликом. Несмотря на это заключение, современные астрономы сохранили, и активно используют, гиппарховую классификацию и по сей день. Только теперь звездная величина означает видимый блеск звезды, а к ее физическому размеру не имеет никакого отношения.
Сам же видимый блеск зависит не только от расстояния, на которое от нас удалено то или иное тело, но и от светимости звезды, которую обуславливают размер поверхности и температура звезд. Уровень светимости обозначается относительно силы света Солнца. В настоящее время для точного обозначения яркости той или иной звезды ученым приходиться использовать дроби. Например, тела, которые по уровню светимости находятся между звездами первой и второй величины, считаются принадлежащими к 1,5 звездной величине. Есть тела, имеющие звездные величины 1,8; 2,4; 3,7; 5,6 и т.д. Кроме того, на небе видно несколько ярких светил, которые по своему блеску превышают блеск звезд первой величины. Для этих звезд специально были выделены нулевая и отрицательная звездные величины.
Считается, что невооруженным взглядом человек способен рассмотреть на небе тела 1-6 величин. Хотя звезды 5-6 величины могут увидеть только те, кто обладает великолепным зрением, да и то при условии абсолютно чистого неба. Звезды 7 величины можно рассмотреть в обычный театральный бинокль, а вот для 8-9 величины нужен бинокль полевой.
Современные телескопы позволяют увидеть на небе звезды с еще более слабым свечением. Таким аппаратам доступно исследование звезд до 25 и более величины. Во Вселенной достаточно много невероятно ярких звезд. По сравнению с ними наше Солнце выглядит достаточно блекло. Их относят к звездам наибольшей светимости.
Температура
Ученые научились определять температуру любой звезды. Для этого берут во внимание ее цвет. Если быть более точным – спектр излучения, которое испускает объект. Было установлено, что самыми горячими считаются голубые (синие) звезды. Температура их поверхности в среднем колеблется от 10 000 0С до 40 000 0С. Поверхность таких тел накапливает огромное количество энергии, поэтому их можно смело назвать ультрафиолетовыми. Затем идут белые – 7500-10 000 0С. Желтые и оранжевые — 5 000-7 5000С. Красные – холоднее всех — 2 500-5 000 0С.
Как известно, самая горячая часть любой звезды – это ее ядро. В нем происходят все термоядерные реакции, которые в свою очередь являются источником энергии светила. Из центральной части звезды тепло поднимается к поверхности, а затем излучается в космос. Поэтому температурные показатели ядра и верхней части звезды могут сильно отличаться. Например, температура ядра Солнца достигает +15 млн. 0С, а на поверхности +6 тыс. 0С. У каждого светила есть звездная корона — самая верхняя часть атмосферы. Температура в ней намного выше, чем на поверхности звезды. У Солнца она достигает +900 000-1000000 0С. Ученые до сих пор не могут объяснить причину такого резкого скачка, но, скорей всего, это связано с магнитными полями.
Таких звезд как Солнце во Вселенной очень много. Его температурные показатели характерны для многих видимых светил. Но также в космическом пространстве есть звезды намного горячее Солнце. Это голубые сверхгиганты. Температура некоторых из них может достигать +200 тыс. 0С. И это только на поверхности. Сложно представить, до скольких градусов может разогреваться звездное ядро. По мнению ученых, его температура достигает сотни миллионов 0С.
Химический состав
Если анализировать химический состав звезд, то он очень похож на состав Солнца и Земного шара. У большей части звезд в составе преобладает гелий и водород. На их долю приходится 99% всей звездной массы. И только 1% — это кислород, углерод, железо, азот, кремний, магний. По мере снижения температуры, в составе звезды обнаружили простые соединения – оксиды титана, циркония, радикалы.
Источник
Иногда во Вселенной находят звезды, в составе которых преобладает определенный элемент. Например, кремний, железо, марганец, углерод. Учеными также были обнаружены звезды с аномальным химическим составом. Так в некоторых молодых светилах, которые относят к красным гигантам, выявили высокое содержание различных тяжелых элементов. У одной из таких звезд завышено количество молибдена.
Источник
На химический состав звезд очень сильно влияет местонахождения объекта в галактике. Старые звезды, расположившиеся в сферической части галактического пространства, имеют незначительное количество атомов тяжелых металлов. В то время как у звезд в спиральных рукавах тяжелых элементов гораздо больше. Как раз в этой части галактики чаще всего происходит образование новых светил. Исходя из этого, ученые сделали вывод, что наличие тяжелых элементов в химическом составе звезды, говорит о начале ее жизни.
Термоядерные реакции, происходящие в ядре каждой звезды, со времен меняют ее химический состав. Главнейшей реакцией синтеза в светилах является протон-протоновый цикл. Она заключается в слиянии 4 атомов водорода воедино, что приводит к образованию 1 атома гелия. Происходит огромный выход энергии – примерно 98% от всей энергии звезды. Данный процесс получил название «горение водорода». В нашем Солнце за 1 секунду сгорает около 4 млн. тонн этого вещества.
Рассмотрим, как изменяется химический состав звезд на примере Солнца. Со временем количество гелия в центральной части нашего Светила будет расти, что приведет к увеличению объема ядра. Следовательно, будет расти и площадь термоядерных реакций. Как результат увеличатся температурные показатели и свечение. Спустя 1 млрд. лет (возраст Солнца на тот момент составит 5,6 млрд. лет) рост энергии составит 10%. Когда возраст Светила достигнет 8 млрд. лет его излучение будет 140% по отношению к современному. В этот период земные условия изменятся настолько сильно, что наша планета станет похожей на Венеру.
Чем быстрее будут протекать протон-протонные реакции, тем активней начнет меняться состав звезды. Скорость сгорания водорода вырастит, это нарушит баланс между солнечной оболочкой и его ядром. Водородная оболочка будет становиться все шире и шире, в то время как ядро из гелия начнет терять свои размеры.
Первые существенные изменения в химическом составе Солнца будут происходить примерно через 1 млрд. лет. Сильнейший рост температуры и сжатия ядра активируют очередную стадию термоядерной реакции, в ходе которой начнется горение гелия. Солнце станет вспыхивать в 5,2 тыс. раз сильнее, чем сегодня.
Все это время центральная часть звезды продолжит накаляться, а ее оболочка достигнет земной орбиты и при этом сильно остынет. Также начнет уменьшаться масса Светила. Звездный ветер будет уносить частички водорода, гелия и других элементов в космическое пространство. Солнце станет красным гигантом. Конец развития нашего Светила наступит после полного истощения оболочки. На его месте останется плотное небольшое ядро – белый карлик. В течение миллиардов лет оно будет постепенно остывать.
Масса и размеры звезд
Размеры звезд, как и температура поверхности, имеют свои отличия. Ученые используют различные методы для определения размера того или иного тела. Науке известны звезды-гиганты и звезды-карлики. Каждый объект имеет свою массу, от которой напрямую зависит продолжительность его жизни. Те тела, которые обладают большой массой, непредсказуемы. По космическим меркам их жизненный цикл достаточно мал – несколько миллионов лет, после чего они могут внезапно взорваться безо всяких видимых причин и образовать сверхновые звезды. Подобные изменения становятся причиной космических катастроф.
Зная массу звезды, ученые прослеживают и эволюцию ее развития. Масса также влияет и на температуру тела.
Для определения звездной массы, ученые изучают движения звезд, которые входят в группы или образуют пары. В таких парах или группах объекты притягиваются друг к другу и вращаются вокруг общего центра масс. Для определения массы той или иной звезды используют закон всемирного тяготения. Измеряют ее в единицах массы Солнца, которая составляет около 2*1030 кг. Масса остальных звезд варьируется в пределах 0,1 до 60 солнечных масс.
Сравнительная характеристика звезд
Для определения размера звезд ученые используют, как оптические приборы, так и расчеты. Так удалось определить, что размеры объектов могут составлять сотни тысяч или даже миллионов км. К примеру, солнечный диаметр равен 1392000 км, а ведь наше Светило далеко не самая большая звезда во Вселенной. Конечно, есть и совсем маленькие звезды – нейтронные. Их диаметр всего 10-20 км. Одними из крупнейших гигантов являются Бетельгейзе, Арктур, Антарес.
Источник
По размерам многие звезды будут отличаться сильнее, чем по массе. Чем больше светило, тем меньше плотность его вещества и наоборот. Плотность вещества у звезд-гигантов может быть на порядок меньше чем плотность воздуха в земных условиях. На Солнце плотность вещества в 1,4 раза выше воды. Белые карлики будут гораздо плотнее нашего светила. Например, масса 1 см3 вещества звезды Сириус составляет 50 кг. И это далеко не самые высокие показатели. Самыми плотными считаются нейтронные звезды. Показатель их плотности 1014 г/см3. Чтобы получить такое значение, нужно Земной шар сжать до диаметра в полкилометра.
Количество звезд и расстояние между ними
До сих пор точного количества звезд на небосводе не назовет ни один исследователь. Сведенья об этом весьма приблизительны. Для наблюдения невооруженным взглядом доступно достаточно большое количество звезд – около 6000 светил. Стоит учесть, что определенную часть из них можно видеть только в Северном полушарии, а другую часть – лишь Южном полушарии. А вот используя современные мощные телескопы, подобных тел можно насчитать миллиарды и триллионы.
Так что пока ученые подсчитали лишь те звезды, которые доступны наблюдателю без специальных технических средств, либо в телескоп. Эти светила были занесены в специальные звездные каталоги. В них есть название, координаты, описание особенностей движения, температура звезды. Здесь же можно найти следующие характеристики звезд: класс, звездная величина, размер, плотность, уровень светимости, удаленность от Солнечной системы. Первые такие каталоги появились еще около 5000 -6000 лет назад. Одним из самых древних считается каталог, составленный древнегреческим астрономом Гиппархом. Это произошло в 136 году до н.э. В нем ученый перечислил 850 звезд, которые видны невооруженным глазом. Через 200 лет каталог Гиппарха дополнил Клавдий Птолемей. В нем уже значилось 1022 звезды. Причем координаты указывались с довольно высокой точностью. Интересно, что труд Птолемея ученые активно использовали на протяжении почти полутора тысячи лет.
Звездный атлас Яна Гевелия (1611 — 1687), изданный в 1690 году, насчитывал уже 1564 звезды. Часть объектов этот ученый открывал уже с помощью телескопа. Именно их открытие позволило специалистам заглянуть в глубины космического пространства.
Современные звездные каталоги включают в себя не только огромное количество обычных звезд. В них есть и другие космические объекты – переменные, двойные, новые и сверхновые звезды, кометы, астероиды, черные дыры. Их списки изменяются и уточняются едва ли не ежегодно в соответствии с новыми данными.
Расстояние между звездами настолько огромные, что свет от звезды к звезде идет многие десятки лет. В астрономии для измерения величины расстояния используют такую единицу, как световой год. Он равен приблизительно 9460 млн. км. Звезды, которые на небе якобы находятся рядом друг с другом, в действительности отдалены одна от другой на несколько световых лет. А расстояние между двумя звездами, которые существенно отдаленные между собой, может исчисляться от десятков до миллионов световых лет.
Звездные скопления и туманности
Как известно, звезды распределены по небу неравномерно. На одних участках Вселенной они расположились очень тесно, и эти районы, благодаря своей высокой светимости, очень хорошо видны с больших расстояний. В других же местах светила находятся друг от друга более отдаленно, и поэтому на фоне ночного неба выглядят одинокими искрами. То, что мы воспринимаем как густую россыпь сияющих светил, носит название звездных скоплений. Другими словами, это группы звезд, связанных между собой силами тяготения. Все объекты такого космического сообщества имеют общее происхождение и похожи друг на друга по своему химическому составу.
Ученые выделяют два вида звездных скоплений:
- шаровые;
- рассеянные.
Шаровые звездные скопления насчитывают обычно десятки и сотни тысяч звезд. Эти образования отличаются почти правильной шарообразной формой, звезды в них упорядочены, как будто в соответствии с четким планом.
Шаровые звездные скопления являются самыми древними объектами в галактике. Звезд-гигантов, которые считаются самыми молодыми из существующих светил, там не обнаружено вообще. А это указывает на то, что шаровые скопления образовались вскоре после Большого Взрыва. Интересно, что концентрация таких объектов увеличивается по направлению к центру галактики.
Существует еще одна пока необъяснимая особенность. Все без исключения шаровые звездные скопления относительно галактического центра расположены практически симметрично. Большинство из них находятся по направлению к созвездию Стрельца. Ведь именно там расположен центр нашей Галактики.
В составе рассеянных звездных скоплений светил насчитывается намного меньше – в среднем всего несколько десятков или сотен. Причем звезды, входящие в скопления, далеко не всегда хорошо заметны. Очень часто они почти неприметны либо туманны, как будто размыты. Четкая форма им так же не свойственна.
Звездное скопление Плеяды (народное название – Стожары) – одно из самых известных рассеянных звездных скоплений. Оно находится в созвездии Тельца. Невооруженным глазом там можно различить 7 – 8 звезд, которые расположены друг к другу очень близко. В телескоп же видно более полутора сотен светил, находящихся на небольшой площади. Самая яркая звезда Плеяд – Альциона. Это и есть одно из скоплений, в котором звезды образуют более-менее обособленную систему, связанную общим движением в пространстве. Диаметр скопления Плеяды составляет около 50 световых лет.
В созвездии Тельца, окружая его главную и самую яркую красноватую звезду-гигант Альдебаран, расположилось еще одно звездное скопление – Гиады. Оно более размытое.
Сейчас самыми интересными космическими объектами для астрономов являются так называемые звездные ассоциации. Так ученые называют самые молодые образования в Галактике, скопления молодых звезд, чей возраст не превышает 10-20 миллионов лет. Обычно в звездные ассоциации входят группы определенных типов светил, имеющих единое происхождение.
Туманности – это довольно большие, слабо светящиеся туманные пятна, которыми «украшена» чернота космоса.
Обычно такие пятна Вселенной объединяют в один вид – галактические туманности. Так называются внутригалактические облака разреженных газов и пыли. Те из них, которые содержат в своем составе преимущественно газы, делятся на два вида:
- сфероидальные планетарные туманности;
- диффузные туманности.
Сфероидальные планетарные образования имеют более-менее четкие очертания. При наблюдении в телескоп они похожи на круглые или овальные диски, напоминающих диски планет (или их колец). Их диаметр в среднем составляет около 10 000 астрономических единиц.
В центре каждого из таких объектов обязательно находится достаточно горячая звезда. Она – источник свечения туманности. Ее температура достигает обычно 70 000 – 150 000 0С. Разреженный газ, из которого и состоит такое «пятно», разлетается от звезды в разные стороны. Скорость движения его составляет десятки километров в секунду. Иногда планетарные туманности могут иметь вид не сферы, а кольца. Это происходит в том случае, когда газовая оболочка вокруг звезды имеет внутреннюю полость.
Часть туманностей определенной формы не имеют. Они похожи на клочья густого тумана, лениво растекающегося струями в разные стороны. Это, так называемые диффузные образования. Такие объекты также состоят из разреженных газов, которые светятся под действием света горячих звезд в их центре. Вообще, все газовые туманности светятся за счет переработки в видимый свет коротковолнового (ультрафиолетового) излучения очень горячих звезд, расположенных либо в самой туманности, либо поблизости от нее.
Кроме газовых, во Вселенной есть множество и других туманных пятен. Образованы они не газовыми частичками, а облаком пылинок, которые по своим размерам вполне сравнимы с частицами обычного дыма. Такие образования, соответственно, называются пылевыми галактическими туманностями. Они относятся к диффузным объектам и могут быть как светлыми, так и темными.
Периодически такое облако встречается со звездой и на некоторое время скрывается от глаз удаленного наблюдателя. Частички космической пыли довольно быстро нагреваются и тогда все облако начинает тускло светиться. Такие светлые туманности, отражающие свет ближайших звезд, относятся к очень красивым, однако не столь частым явлениям.
Далеко не всегда пылевое облако проходит вблизи звезды. Чаще всего подобные объекты относятся к темному типу. Если рядом нет космического тела, способного осветить пыль, она образует темные пылевые облака, часто с четко очерченными краями. Больше всего их в светлых областях Млечного Пути или на фоне светящихся галактических туманностей.
Классическим образцом темной пылевой туманности является туманность Конская Голова. Она находится в созвездии Ориона. Она эффектно смотрится благодаря подсвечиванию близлежащей светлой диффузной туманности и действительно похожа на голову лошади. Самое интересное, что это образование является лишь частью большого темного пылевого облака.
Примером планетарной туманности является Улитка, которая образовалась около 10 000 лет назад из вещества внешних слоев вспыхнувшей новой звезды.
Достаточно известной и наиболее изученной учеными считается туманность Андромеды. Это единственная галактика, которую с трудом, но можно увидеть невооруженным глазом.
Исследование звезд продолжается из года в год. Ученые открывают новые космические объекты, уточняют имеющиеся данные, делают новые расчеты. Не так давно было установлено, что около некоторых звезд есть планеты, на которых возможно в дальнейшем обнаружат признаки жизни.