Реферат: Эволюция звезд

Южно-Уральский государственный университет

Факультет Сервиса и легкой промышленности

Кафедра «Физическая химия»

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Выполнила: студентка

группы С – 282

Бернштейн М.И.

Проверил: Тепляков Ю.Н.

Челябинск

2003г.

ОГЛАВЛЕНИЕ

Аннотация .....................................................................3

Введение ......................................................................4

1. Эволюция звезд ....................................................5

2. Типы звезд .......................................................14

2.1. Звезды-карлики ..............................................14

2.1.1. Белые карлики ................................................ 14

2.1.2. Красные карлики ......................................14

2.2. Звезды-гиганты ..............................................15

2.3. Звезды-сверхгиганты .........................................15

3. Небесные могильники ..............................................16

3.1. Сверхновые звезды ...........................................16

3.2. Нейтронные звезды и пульсары ................................17

3.3. Черные звезды ...............................................18

4. «Звездные соседи» (двойные звезды) ...............................21

5. Звездные скопления ...............................................23

6. Переменные звезды ................................................25

7. Облака среди звезд: туманности ...................................29

7.1. Эмиссионные (газовые) туманности ......................... 29

7.2. Отражающие (пылевые) туманности ........................ 30

7.3. Планетарные туманности ......................................30

7.4. Диффузные туманности ........................................31

7.4.1. Светлые эмиссионные туманности ........... 31

7.4.2. Светлые отражательные туманности ........ 31

7.4.3. Темные туманности ................................... 32

8. Млечный путь .....................................................33

9. Галактика ........................................................35

Вывод ........................................................................37

Приложение ...................................................................38

Список используемой литературы ........................................ 49

АННОТАЦИЯ

Прочитав данный реферат освещены следующие понятия:

- галактика

- галактическая концентрация

- двойные звезды

- звезды-гиганта

- звезды-карлики

- звезды-сверхгиганты

- звездные скопления

- коллапс

- Млечный Путь

- новые звезды

- переменные звезды

- протозвезда

- пульсары

- сверхновые звезды

- туманность

- цефеиды

- черная дыра

ВВЕДЕНИЕ

Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом

галактики. «Звезды – это огромные шары из гелия и водорода, а также других

газов. Гравитация тянет эти вещи внутрь, а давление раскаленного газа

выталкивает их наружу, создавая равновесие. Энергия звезды содержится в ее

ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом». (1)

«Жизненный путь звезд, представляет собой законченный цикл – рождение, рост,

период относительно спокойной актив­ности, агония, смерть, напоминающий

жизненный путь отдельного организма. В некоторых случаях можно говорить об

оставленном звездами «потомстве», о по­следовательных поколениях звезд. Путь

этот не гладок. Он естественным образом разбивается на стадии и подстадии,

часто не менее резко разграниченные, чем этапы, переживаемые животным или

человеком в течение жизни». (4)

Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа

и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены

поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности

Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд. На

снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трех звездоподобных

объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти

продолговатые образования распались на отдельные звезды ­– впервые в истории

человечества люди наблюдали рождение звезд. Буквально на глазах это

беспрецедентный случай показал астрономам, что звезды могут рождаться за

короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том,

что звезды обычно возникают в группах, или звездных скоплениях, оказались

справедливыми.

Каков же механизм их возникновения? На какие типы они делятся? Почему за

многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба

только сейчас впервые удалось увидеть «материализацию» звезд? На эти и другие

вопросы я и попытаюсь ответить в своем реферате.

1. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Звезды подобны

тайны.

Пагельс (1939-1988),

американский физик.

«Строение звезды и источник ее энергии казались в какой-то степени

выясненными, но возникли другие, не менее важные вопросы. Так, оказалось, что

Солнце, возраст которого оценивали в 5 млрд. лет, бедно водородом и богато

гелием, хотя за это время оно должно было истратить меньше водорода и

образовать меньше гелия. Можно, конечно, допустить, что раньше оно было

горячее, и процессы шли скорее, однако геологические данные свидетельствуют,

что все это время количество солнечной энергии практически не менялось.

Предположение о том, что часть водорода была израсходована еще на стадии

разреженной вращающейся туманности маловероятно. В разряженных туманностях

тяготение слабо настолько, что вызывает повышение температуры только в самом

центре, но этого недостаточно для начала ядерных реакций синтеза. Такая

туманность сжималась бы медленно и производила энергию только за счёт

тяготения, как предполагал Гельмгольц, и количество этой энергии не менялось.

По мере сжатия она концентрировалась бы все в меньшем объёме, и, достигнув

критической отметки, сжимающаяся туманность вспыхнула бы и превратилась в

звезду.

Если бы это было так, то в самом центре этой звезды могли начаться ядерные

реакции и стали рождаться более тяжёлые элементы. На Солнце много элементов

более сложных, чем гелий, кроме того, сложные элементы составляют сложную

семью– планет. Получается и они из самого центра Солнца?! Это противоречит

гипотезе происхождения их из туманности, стало быть, тяжёлые элементы должны

появиться как-то иначе.

Мир звёзд многообразен: Антарес имеет красный цвет, Капелла – жёлтый, Сириус

– белый, Вега – голубовато-белый. Звёзды отличаются по яркости, и еще древние

ввели звёздные величины. В 19 столетии звёзды рассортировали по расстояниям и

массам, а в конце века – по спектрам.

В 1900 году американский астроном Эдвард Чарльз Пикеринг ввел спектральные

классы, обозначив их буквами латинского алфавита. Границы между классами были

нечёткими, и в последствии каждый класс разбили на группы от 0 до 9, так что

наше Солнце по спектру попало в G2. Когда при истолковании спектров

стали учитывать ионизацию, стало возможным по спектральным сериям определять

температуру звёзд. Состав же звёзд не отличался разнообразием: как и Солнце,

большинство звёзд состояло преимущественно из водорода и гелия. Тогда

спектральные классы выстроили в порядке убывания температуры: О, В, А, F,

G, К, М. Имеется ещё 4 дополнительных класса: для холодных звёзд – R,

N, S, для горячих - W. Очевидно, что без классификации звёзд

нельзя говорить об их эволюции (рис. 1).

Герцшпрунг и Генри Ресселл составили диаграмму зависимости светимостей звёзд от

их спектральных классов (диаграмма носит имена обоих учёных): у оси абсцисс

откладываются спектральные классы звёзд (иногда соответствующие показатели

цвета или температуры), по оси ординат – светимости звёзд L (или

звездные величины M). Оказалось, что на диаграмме звёзды располагаются

не беспорядочно, а образуют несколько последовательностей (рис. 2,3).

Так, в окрестности Солнца большинство звёзд сконцентрированы вдоль сравнительно

узкой полосы, протянувшейся из верхнего левого угла вниз (Главная

последовательность).» (2) «Стационарное состояние звёзд, проходящих свой

путь на Главной последовательности, не означает, что в них прекращаются

направленные процессы развития. Горение водорода оставляет свои следы в

структуре светила, подводя время от времени систему к критическим состояниям,

за которыми следует более или менее радикальная трансформация программы

эволюции. По крайней мере две фазы развития проходит звезда солнечной массы в

течение периода Главной последовательности.» (4)

«В правом верхнем углу расположены сверх гиганты (наиболее крупные звёзды из

всех).

Группа звёзд-гигантов компактна и расположена вверху диаграммы между

Главной последовательностью и группы сверх гигантов. Параллельно Главной

последовательности, несколько ниже её, расположены звёзды, образующие

последовательность субкарликов, в левом нижнем углу диаграммы – группа

белых карликов. Звёзды по светимости разделены на семь классов, обозначенных

римскими цифрами. Класс светимости пишется после спектрального класса звезды,

например, Солнце: звезда класса G 2V.

На основе полученных закономерностей распределения звезд на диаграмме и

известных в начале века физических моделей, Ресселл построил

звезды. Так звезда скользит по Главной последовательности из верхнего

левого угла к нижнему правому. Эту гипотезу, просуществовавшую всего

десятилетие, назвали теорией скользящей эволюции звезд.

Когда были открыты источники энергии звезд, вопрос о массе звезды приобрел

важное значение. Практически наиболее верным способом определения массы

звезды являются исследования двойных звезд. Оказалось, что положение звезды

на

Главной последовательности определяется ее массой.

Соотношения светимостей звезд и их радиусов (L/L

С) = (R/RС)5,2, светимостей и масс

(L/LC) = (М/МC)3,9 сравнили со значением

количества энергии, излучаемой поверхностью звезды за единицу времени

L/4П R2, и получили соотношение между температурой

поверхности и ее массой (Т/ТC) = (М/МC)0,6

. Итак, чем меньше масса звезды, тем меньше ее поверхностная температура,

тем более поздним будет ее спектральный класс. Эта формула позволяет

оценить массу звезды и по ее светимости:

(М/МC)= (L/LС)0,256 = 3,04 . 10-0,102 M

Соотношения между параметрами звезд легли в основу моделей внутреннего

строения звезд, полученных Эддингтоном, исходя из условий равновесия плазмы

внутри звезд. Эддинггон также детально исследовал природу белых карликов.

К 1924 г. была составлена новая диаграмма соотношений «масса —

«жизнь» на Главной последовательности, где находится 0,99 всех видимых

звезд. Так, Солнце, по оценкам ученых, пробудет на ней еще 8 млрд. лет, т. е.

оно еще не достигло своего среднего возраста. Если бы Солнце принадлежало к

классу А, то его срок (5 млрд. лет) был бы на исходе. Для такой большой

и горячей звезды, как S Золотой Рыбы, этот срок был бы всего 2-3 млн.

лет. В теории Эддингтона все свойства звезды основывались на модели идеального

газа, поэтому, как и газ, звезды у него при сжатии обязательно нагревались, что

опровергало теорию скольжения.

Р. Трюмплер, доказавший в 1930г. существование межзвездной пыли, детально и

систематизирование исследовал звездные скопления. Сопоставление его

результатов с теорией привело к следующей схеме эволюции звезд.

Облако газа и пыли – газопылевой комплекс — сжимается и нагревается, возникающие

при этом неоднородности приводят его в состояние гравитационной неустойчивости,

и он распадается на части. Пока такой фрагмент прозрачен для инфракрасного

излучения, температура его внутренних слоев не повышается, и сжатие происходит

ускоренно. С некоторого момента изотермическое сжатие переходит в

адиабатическое, объект становится непрозрачным, давление и температура внутри

растут, замедляя сжатие. Так возникает протозвезда («это

обособившиеся из газовопылевого облака в результате его гравитационной

неустойчивости плотные конденсации вещества, в недрах которых еще не достигнуты

температуры, необходимые для начала термоядерных реакций – основного источника

энергии звезд» (11) ).

Внутренние слои разогреваются за счет гравитационной энергии падающего к

центру вещества, объект как бы закипает, что отражается бурными вспышками на

поверхности. Примером такой звезды является Т Тельца. Это состояние

продолжается до тех пор, пока разогрев не достигнет значений температуры,

достаточных для начала термоядерных реакций. Так протозвезда приобретает

статус звезды. В соответствии со своей массой звезда занимает определенное

место на Главной последовательности. Наше Солнце проделало такой путь

примерно за 2 млн. лет. Звезда, с массой примерно равной солнечной, «сядет» в

среднюю часть последовательности и останется там около 10 млрд. лет.

По мере выгорания водорода давление в оболочке повышается, внешние слои

расширяются, и звезда начинает покидать Главную последовательность (двинется

сначала чуть вправо и вниз), так как на расширение тратится некоторая

энергия, и светимость звезды уменьшается. Равновесие будет достигнуто за счет

формирования протяженной зоны конвекции, и звезда перейдет в группу красных

гигантов. Что будет дальше? Огромная атмосфера красного гиганта может не

обеспечить перенос энергии от внутренних слоев, тогда внутри звезды процессы

пойдут адиабатически.

Вблизи ядра температура может повыситься и достичь необходимого значения для

протекания термоядерных реакций, возможно, и с большим выходом энергии, чем у

протон-протонных. Тогда холодная огромная атмосфера будет отброшена растущим

давлением и превратится в расширяющуюся газовую туманность, которая может

рассеяться в пространстве за сотни тысяч лет. Вероятно, наблюдаемая в

созвездии Лиры туманность имеет такое же происхождение.

Соединения ядер гелия возможны, но они дают меньше энергии (до 9 %), чем при

соединении ядер водорода. Звезда может продлить свое существование, если из

углерода, получающегося при соединении трех атомов гелия, начнут возникать

более сложные ядра. Конец наступает при синтезировании железа, которое имеет

самые устойчивые ядра и уже не выделяет энергии.

По теории возможен переход в кратковременную стадию — на несколько миллионов лет

— пульсаций (стадия цефеиды), после чего звезда станет белым карликом.

Предполагают, что наше Солнце через миллиарды лет тоже начнет расширяться,

достигнет стадии красного гиганта, и, если к тому времени человечество не

покинет солнечную систему (или не уничтожит себя раньше этого срока), его

судьба будет предрешена. Красные гиганты типа Бетельгейзе (рис. 6) и Антареса

развились из звезд Главной последовательности и были массивнее Солнца.

Возможно, большие звезды станут инфракрасными гигантами. Таков

эволюционный путь звезды с массой, близкой к солнечной.

В отличие от звезд типа нашего Солнца, «жизнь» которых относительно стационарна,

существуют и переменные звезды, или звезды, блеск которых меняется

(беспорядочно или периодически). Затменно-переменными являются двойные

звезды. Отмеченное более тысячи лет назад арабскими астрономами изменение

блеска звезды бета Персея отражено в названии этой звезды — Эль-Гуль, или

«дьявол», что в Европе превратилось в Алголь. Причину колебаний ее блеска

разгадал английский астроном-любитель Джон Гудрайк (1764—1786), предположив

«существование большого тела, вращающегося вокруг Алголя». Он же обнаружил

(1784) пульсации звезды дельта Цефея с периодом меньше 0,2 суток.

Еще раньше Давид Фабрициус заметил новую яркую звезду в созвездии Кита, блеск

которой менялся с периодом в 348 дней, и назвал ее Миррой («это

красный гигант, находится в созвездии Кита; масса равна примерно массе Солнца.

На протяжении года эта звезда то становится достаточно яркой, чтобы ее можно

было заметить невооруженным глазом, то тускнеет до такой степени, что ее можно

разглядеть лишь в телескоп. Через несколько миллиардов лет наше Солнце,

возможно, станет мигать наподобие Миры»(1)). Такие долгопериодические

переменные звезды — преимущественно звезды-гиганты «холодного» спектрального

класса М.

Впоследствии были обнаружены и классифицированы более 14 тысяч переменных звезд.

Физически переменные звезды на диаграмме «спектр — светимость» занимают широкую

полосу в направлении от Главной последовательности в область гигантов и

сверхгигантов. При переходе слева направо период пульсаций звезды, обратно

пропорционален корню квадратному из средней плотности звезды. А ведь чем дальше

вправо к области сверхгигантов смещена звезда, тем больше ее радиус и меньше ее

плотность! Итак, период пульсаций связан со всей структурой звезды.

Важным типом физически переменных звезд являются цефеиды, названные по

звезде дельта Цефея. Существуют цефеиды с периодами от нескольких часов до

нескольких суток. Изучение спектров цефеид показывает, что вблизи максимального

блеска звезда приближается к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума —

удаляется (эффект Доплера). Значит, цефеиды периодически сжимаются и

расширяются, т. е. это нестационарные пульсирующие звезды.

Но не все звезды проходят такой, относительно спокойный эволюционный путь.

Сравнительно часто происходят вспышки Новых звезд (в нашей Галактике до

сотни за год), но видеть удается только одну-две из них.

Наиболее мощные взрывы стали называть уже по аналогии Сверхновыми звездами.

Вспышка Сверхновой наблюдалась китайскими астрономами еще в 1054г. в созвездии

Тельца, и сейчас остатки оболочки этой взорвавшейся звезды наблюдаются в виде

Крабовидной туманности. Со временем она рассеется в пространстве, но при

гелия, чем в старых.

В 1968 г. в английском журнале «Nature» появилась статья (авторы –

радиоастрономы А.Хьюиш, С.Белл, И.Пилкингтон, П.Скотт, Р.Коллинз), в которой

сообщалось об обнаружении на длине волны 3,68 м необычных радиосигналов

длительностью 0,3 с и повторяющихся через 1,337с. Впоследствии оказалось, что

эта периодичность поддерживается с точностью до стомиллионной доли секунды в

течение полугода, однако амплитуда сигнала меняется. Такой характер сигнала

напоминал передачи земных радиостанций, в которых настрого ритмичные

высокочастотные сигналы накладываются колебания звуковой частоты. Характер

излучения — пульсирующий — был не похож на известный ранее (типа цефеид), и

источники этого излучения назвали пульсарами.

Конечные судьбы звезд определяются их массами. Гипотезу о том, что

возможно существование звезд огромной плотности, состоящих только из нейтронов

, высказал Ландау еще в 1932 г. сразу же после открытия нейтрона. Через два года

эту идею развили Вальтер Бааде и Ф.Цвикки. Они показали, что

эволюции массивных звезд. Если в ядре звезды образовались атомы железа, то

оно будет продолжать сжиматься и разогреваться под действием сил гравитации, В

таких условиях железо начнет распадаться на протоны и нейтроны, затем протоны

при взаимодействии с электронами превратятся в нейтроны. Так получится

компактная звезда, состоящая из нейтронов. Снаружи нейтронное ядро будет

обрамлять железная кора, имеющая температуру до 1 млн. К. Размеры звезды

подчиняется принципу запрета Паули, препятствующему дальнейшему сжатию. В

центре нейтронной жидкости возможна примесь кваркового вещества.

Если же при вспышке сверхновой давление вырожденных нейтронов не сможет

предотвратить дальнейшее сжатие ядра, начнется гравитационный

коллапс. Когда скорость убегания станет равной скорости света,

такой коллапс неотвратим, и звезда превратится в черную дыру.» (2)

2. ТИПЫ ЗВЕЗД

«За исключением Луны и планет любой кажущийся неподвижным объект на небе

является звездой, и типы этих звезд варьируются от карликов до сверхгигантов».

(1)

2.1. ЗВЕЗДЫ – КАРЛИКИ

2.1.1.БЕЛЫЕ КАРЛИКИ

«Белые карлики – это звезды белого цвета, весьма малых размеров. Они обладают

крайне низкой светимостью, близкой к светимости красных карликов, и чрезвычайно

высокой плотностью. К числу белых карликов относится спутник Сириуса, плотность

которого близка к 40 000 г\см3; масса его составляет о,97 массы

Солнца, тогда как диаметр равен всего лишь 0,03 диаметра Солнца. Чрезвычайно

высокая плотность белого карлика обусловлена тем, что подавляющее большинство

их атомов полностью ионизовано. Эти атомы состоят из атомных ядер с

немногочисленными ближайшими к ним электронами и поэтому занимают гораздо

меньший объем» (6)

2.1.2.КРАСНЫЕ КАРЛИКИ

«Красные карлики – это наиболее распространенный тип звезд. Будучи меньше по

размеру, чем солнце, они экономно расходуют свои запасы топлива, чтобы

продлить время своего существования на десятки миллионов лет. Если можно было

бы увидеть все красные карлики, небо оказалось бы буквально усеяно ими, а на

диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство звезд оказалось бы

сконцентрировано в правом нижнем углу. Однако красные карлики настолько

тусклы, что мы в состоянии наблюдать лишь наименее удаленные от нас». (1)

2.2 ЗВЕЗДЫ – ГИГАНТЫ

«После звезд основного состояния наиболее распространенными являются красные

гиганты. У них такая же температура поверхности, как у красных карликов, но

они намного больше и ярче. Поэтому их помещают над звездами основного

состояния на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Масса этих монстров обычно

примерно равна солнечной, однако, если бы одно из них заняло место нашего

светила, его оболочка захватила бы внутренние планеты Солнечной системы.

В действительности большинство из них имеет оранжевый цвет, но звезда R

Зайца настолько красна, что некоторые сравнивают ее с каплей крови». (1)

2.3. ЗВЕЗДЫ – СВЕРХГИГАНТЫ

«Сверхгиганты – наибольшие по размерам звезды, радиус которых в 30 – 2500 раз

превышает радиус Солнца». (7)

«Сверхгиганты располагаются вдоль вершины диаграммы Герцшпрунга – Рассела.

Бетельгейзе в плече Ориона имеет в поперечнике почти 600 миллионов миль (1

000 млн. км). Другой наиболее яркий светоч Ориона – Ригель, голубой

сверхгигант, одна из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Будучи

чуть ли не в десять раз меньше Бетельгейза, Ригель все же почти в сто раз

превосходит Солнце своим размером». (1)

3. «НЕБЕСНЫЕ МОГИЛЬНИКИ»

«Продолжительность жизни звезды во многом зависит от ее массы, так же как и

судьба, которая ее ждет – белого карлика, нейтронной звезды или же черной

дыры». (1)

3.1. СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

«Сверхновые звезды – это переменные звезды, светимость которых внезапно

увеличивается в сотни миллионов раз, а затем медленно спадает. Во время вспышек

сверхновая звезда значительно ярче новых звезд, которых они напоминают

по характеру изменения блеска.

Вспышка сверхновой звезды наблюдается весьма редко: в отдельных галактиках в

среднем не чаще чем один раз в 200-300 лет. Вспышки сверхновых в нашей

Галактической системе после изобретения телескопа (начало 17 в.) не

наблюдались. Однако установлено, что ряд вспышек, отмеченных в древних

летописях, преимущественно китайских, принадлежит сверхновым звездам. В ряде

мест небесной сферы, где, согласно летописям, наблюдались вспышки в настоящее

время видны своеобразные светящиеся туманности, представляющие собой

несомненно продукт вспышек сверхновых звезд. Из таких объектов лучше всего

изучена Крабовидная туманность в созвездии Тельца, видимая в том месте, где,

согласно летописям, в 1054 наблюдалась вспышка звезды, являвшейся, как

установлено, сверхновой.

Крабовидная туманность представляет собой один из наиболее мощных источников

радиоизлучения. Источниками радиоизлучения являются и другие туманности,

видимые на месте сверхновых звезд, вспыхивавших в нашей Галактической

системе; интенсивность радиоизлучения, повидимому, тем больше, чем ярче была

сверхновая звезда в максимуме блеска. Причины вспышек сверхновых выяснены

недостаточно. Однако несомненно, что в процессе такой вспышки внутреннее

строение звезды претерпевает существенные изменения; при этом звезда теряет

огромную энергию». (7)

«Чтобы звезда могла взорваться в качестве сверхновой, ее масса должна, по

крайней мере, в десять раз превышать массу солнца. Она превращается в красного

сверхгиганта, образуя тяжелые элементы типа железа внутри своего ядерного

реактора, оставляя некоторую часть их в дальних слоях оболочки. С потерей

значительной части массы звезда постепенно утрачивает способность

сопротивляться безжалостной силе гравитации. Буквально за долю секунды ядро

взрывается, разрывая звезду на куски. Расширяющееся облако материи, которое

образует тело звезды соединяется с соседним межзвездным веществом, образуя

остатки сверхновой (рис. 4, 5)». (1)

3.2. НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ И ПУЛЬСАРЫ

«Остатки взорвавшегося ядра известны под названием нейтронной звезды.

Нейтронные звезды вращаются очень быстро, испуская световые и радиоволны,

которые, проходя мимо Земли, кажутся светом космического маяка.

Колебания яркости этих волн навело астрономов на мысль назвать такие звезды

пульсарами. Самые быстрые пульсары вращаются со скоростью, почти равной 1000

оборотов в секунду». (1)

«К настоящему времени их открыто уже более двухсот. Регистрируя излучение

пульсаров на различных, но близких частотах, удалось по запаздыванию сигнала

на большей длине волны (при предположении о некоторой плотности плазмы в

межзвездной среде) определить расстояние до них. Оказалось, что все пульсары

находятся на расстояниях от 100 до 25 000 световых лет, т. е. принадлежат

нашей Галактике, группируясь вблизи плоскости Млечного Пути (рис. 7)». (2)

3.3. ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ

«Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни звезда

может взорваться как сверхновая, но если масса вещества, оставшегося

после взрыва, всё еще превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в

плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое

сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент

катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению черной дыры.

Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может

находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды остаётся один

неизбежный путь: путь всеобщего и полного сжатия (коллапса),

превращающего её в невидимую чёрную дыру.

В 1939 году Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском университете

(Беркли) занимались выяснением окончательной судьбы большой массы холодного

вещества. Одним из наиболее впечатляющих следствий общей теории

относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса начинает

коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса сжимается в

чёрную дыру. Если, например, не вращающаяся симметричная звезда начинает

сжиматься до критического размера, известного как гравитационный радиус, или

радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла Шварцшильда, который первым указал

на его существование). Если звезда достигает этого радиуса, то уже не что не

может воспрепятствовать ей завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в

себе.

Каковы же физические свойства «чёрных дыр» и как учёные предполагают

обнаружить эти объекты? Многие учёные раздумывали над этими вопросами;

получены кое-какие ответы, которые способны помочь в поиска таких объектов.

Само название – чёрные дыры – говорит о том, что это класс объектов,

которые нельзя увидеть. Их гравитационное поле настолько сильно, что если бы

каким-то путём удалось оказаться вблизи чёрной дыры и направить в сторону от её

поверхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот прожектор было бы

нельзя даже с расстояния, не превышающее расстояние от Земли до Солнца.

Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать весь свет Солнца в этом

мощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как свет не смог бы преодолеть

воздействие на него гравитационного поля чёрной дыры и покинуть её поверхность.

Именно поэтому такая поверхность называется абсолютным горизонтом событий. Она

представляет собой границу чёрной дыры.

Учёные отмечают, что эти необычные объекты нелегко понять, оставаясь в рамках

закона тяготения Ньютона. Вблизи поверхности чёрной дыры гравитация столь

сильна, что привычные ньютоновские законы здесь перестают действовать. Их

следует заменить законами общей теории относительности Эйнштейна. Согласно

одному из трёх следствий теории Эйнштейна, покидая массивное тело, свет

должен испытывать красное смещение, так как он теряет энергию на преодоление

гравитационного поля звёзды. Излучение, приходящее от плотной звезды, подобной

белому карлику – спутнику Сириуса А, - лишь слегка смещается в красную область

спектра. Чем плотнее звезда, тем больше это смещение, так что от сверхплотной

звезды совсем не будет приходить излучения в видимой области спектра. Но если

гравитационное действие звезды увеличивается в результате её сжатия, то силы

тяготения оказываются настолько велики, что свет вообще не может покинуть

звезду. Таким образом, для любого наблюдателя возможность увидеть черную

дыру полностью исключена! Но тогда естественно возникает вопрос: если она

не видима, то, как же мы можем её обнаружить? Чтобы ответить на этот

вопрос учёные прибегают к искусным уловкам. Руффини и Уиллер досконально

изучили эту проблему и предложили несколько способов пусть не увидеть, но хотя

бы обнаружить чёрную дыру. Начнём с того, что, когда чёрная дыра рождается в

процессе гравитационного коллапса, она должна излучать гравитационные волны,

которые могли бы пересекать пространство со скорость света и на короткое время

искажать геометрию пространства вблизи Земли. Это искажение проявилось бы в

виде гравитационных волн, действующих одновременно на одинаковые инструменты,

установленные наземной поверхности на значительном расстоянии друг от друга.

Гравитационное излучение могло бы приходить от звёзд, испытывающих

гравитационный коллапс. Если в течение обычной жизни звезда вращалась, то,

сжимаясь и становясь всё меньше и меньше, она будет вращаться всё быстрее,

сохраняя свой момент количества движения. Наконец она может достигнуть такой

стадии, когда скорость движения на её экваторе приблизится к скорости света, то

есть к предельно возможной скорости. В этом случае звезда оказалась бы сильно

деформированной и могла бы выбросить часть вещества. При такой деформации

энергия могла бы уходить от звезды в виде гравитационных волн с частотой

порядка тысячи колебаний в секунду (1000 Гц).

Роджер Пенроуз, профессор математики Биркбекского колледжа Лондонского

университета, рассмотрел любопытный случай коллапса и образования чёрной дыры.

Он допускает, что чёрная дыра исчезает, а затем проявляется в другое время в

какой-то иной вселенной. Кроме того, он утверждает, что рождение чёрной дыры во

время гравитационного коллапса является важным указанием на то, что с

геометрией пространства-времени происходит нечто необычное. Исследования

Пенроуза показывают, что коллапс заканчивается образованием

сингулярности (от лат. singularius – отдельный, одиночный)

, то есть он должен продолжаться до нулевых размеров и бесконечной плотности

объекта. Последнее условие даёт возможность другой вселенной приблизиться к

нашей сингулярности, и не исключено, что сингулярность перейдёт в эту новую

вселенную. Она даже может появиться в каком либо другом месте нашей собственной

Вселенной.

Некоторые учёные рассматривают образование чёрной дыры как маленькую модель

того, что, согласно предсказаниям общей теории относительности, в конечном

счёте, может случиться с Вселенной. Общепризнано, что мы можем в неизменно

расширяющейся Вселенной, и один из наиболее важных и насущных вопросов науки

касается природы Вселенной, её прошлого и будущего. Без сомнения, все

современные результаты наблюдений указывают на расширение Вселенной. Однако

на сегодня один из самых каверзных вопросов таков: замедляется ли скорость

этого расширения, и если да, то не сожмётся ли Вселенная через десятки

миллиардов лет, образуя сингулярность. По-видимому, когда-нибудь мы сможем

выяснить, по какому пути следует Вселенная, но, быть может, много раньше,

изучая информацию, которая просачивается при рождении чёрных дыр, и те

физические законы, которые управляют их судьбой, мы сможем предсказать

окончательную судьбу Вселенной (рис. 8)». (1)

4. «ЗВЕЗДНЫЕ СОСЕДИ»

(двойные звезды)

Одинокие звезды типа нашего Солнца составляют меньшинство: более половины

звезд имеют, по крайней мере, одного соседа в космосе и носят название

двойных.

«Двойные звезды – это звезды, близкие одна к другой и составляющие физические

системы. Компоненты двойных звезд связаны силами взаимного тяготения,

обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс и совместно

движутся в просторах Галактики. Многие звезды, видимые невооруженным глазом или

при слабом увеличение в телескоп одинарными, при наблюдении с более мощным

инструментом раздваиваются, а в некоторых случаях оказываются состоящими из

трех или даже большего числа составляющих (компонентов). Такие звезды

называются визуально-двойными или кратными (тройными, четверными и т.

д.) звездами. Более яркая составляющая двойных звезд обычно называется

главной звездой, а более слабая – спутником.

Во второй половине 17 в., после открытия с помощью телескопа первых двойных

звезд, считали, что составляющие находятся на совершенно разных расстояниях

от нас и лишь случайно располагаются близ одного луча зрения. Такие

«оптические» двойные звезды действительно существуют, хотя и представляют

исключение. Двойные звезды с течением длительного времени разойдутся на

значительные угловые расстояния и перестанут составлять двойные звезды.

Помимо визуальных двойных звезд, существуют спектрально-двойные звезды,

обнаруживаемые только по периодическим смещениям или раздвоениям спектральных

линий; их не удается разделить на отдельные компоненты даже в самые большие

телескопы. Существует многочисленный класс двойных звезд, обнаруживаемых

только по периодическим изменениям блеска, – фотометрические или

затменно-двойные. Некоторые звезды обнаруживают небольшие периодические

изменения положения на небе относительно соседних звезд, что свидетельствует о

наличии у них спутников очень малой массы, недоступных непосредственным

наблюдениям из-за слабого блеска.

Наконец, двойственность звезды можно еще заподозрить по сложному характеру

спектра, получающемуся в результате наложения друг на друга спектров двух

различных звезд. Необходимо отметить, что нет принципиального различия

затменными звездами. Существуют тесные визуально-двойные звезды, которые

наблюдаются так же, как и спектрально-двойные звезды. Многие затменные

переменные звезды являются двойными или кратными. В 1889 г. была открыта первая

спектрально-двойная звезда Мицар (рис. 10).

Двойные и кратные звезды обнаруживают галактическую концентрацию

(«это отношение числа звезд, видимых на площади одного квадратного градуса у

галактического экватора к числу звезд, видимых на такой же площади у полюсов

Галактики. На основании подсчета среднего числа звезд, приходящегося на один

квадратный градус, для различных галактических широт, установлено, что

количество звезд всех звездных величин постепенно убывает при переходе от

галактического экватора к полюсам Галактики» (13)), большую, чем одиночные

звезды. По своим физическим характеристикам и особенностям движения в

пространстве двойные звезды не отличаются от одиночных звезд. Из этого

следует, что двойные звезды не отличаются от одиночных звезд. Из этого следует,

что двойные звезды не являются каким-то особым классом звезд, что они имеют

Вопрос о происхождении двойных и кратных звезд еще не решен окончательно.

В различное время для объяснения происхождения двойных звезд предлагались

разные гипотезы:

¡ гипотеза деления одиночных звезд на два компонента при нарушении

устойчивости звезды в результате быстрого вращения;

¡ гипотеза захвата одной звезды другой;

¡ гипотеза одновременного образования близких звезд из отдельных

областей конденсации в недрах той туманности, из которой, повидимому,

образовались звезды (рис. 9, 11)». (8)

5. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

Звезды образуют не только пары или тройки, но также и скопления числом от

сотен до тысячи звезд.

«Звездные скопления – это более или менее тесные группы звезд, видимые на

небольшом участке неба, обычно лишь с помощью телескопа или на фотографиях

звездного неба. Звездные скопления – физически связанные группы звезд,

находящихся в пространстве одна вблизи другой. Плотность распределения звезд

в пространстве возрастает к центру звездного скопления. Все звезды,

принадлежащие к звездным скоплениям, имеют общее происхождение.

Звездные скопления подразделяются на 2 группы, резко отличающиеся не только

по внешнему виду, но и по их распределению в галактической системе, по

составу и по происхождению.

¡ Шаровые звездные скопления

содержат много тысяч звезд и характеризуются шаровой формой». (5) «По небу

разбросано более 100 шаровых скоплений. Этим гигантским сборищам звезд

наверное, около 15 миллионов лет – они ровесники Млечного Пути. Шаровые

скопления изучаются практически с момента изобретения телескопа: Абрахам Ил

открыл большое скопление, носящее теперь имя М 22 в созвездии Стрельца уже в

1665г.

Большинство видимых нами шаровых скоплений относятся к нашей галактике, но к

внешним областям ее – они располагаются в гало, на окраинах. Южное полушарие

может похвастаться самым лучшим из этих гигантских «муравейников» из старых

звезд, один из которых, Омега Центавра – большое овальное скопление сотен

тысяч звезд – видимо невооруженным глазом. Им можно любоваться весенним

вечером из южных областей США. 47 Тукана (рис. 13), наверное, одно из

красивейших шаровых скоплений, бережет свои прелести исключительно для

наблюдателей южного полушария. Лучшим скоплением в Северном полушарии

является М 13 в созвездии Геркулеса.

А каково было бы жить внутри шарового скопления? небо оказалось бы заполнено

сотнями звезд, не уступающих яркостью Веге, а с приходом ночи вместо темноты

землю окутывали бы только сумерки. Но, наверное, самой главной

достопримечательностью было бы грандиозное зрелище Млечного Пути, спирали

которого покрывали бы половину неба». (1)

¡ Рассеянные звездные скопления

состоят из нескольких десятков или сотен звезд и не всегда характеризуются

строго шаровой формой. Их иногда называют также открытыми или галактическими

звездными скоплениями. К рассеянным звездным системам по существу относятся и

движущиеся звездные скопления. Звезды, принадлежащие к рассеянным звездным

скоплениям, постепенно покидают их. Невооруженным взглядом видны только

несколько звездных скоплений этой группы: Плеяда (в созвездии Тельца) (рис.

12), Гаиды (в том же созвездии), Ясли (в созвездии Рака) и некоторые другие.

Движущиеся звездные скопления представляют собой наиболее близкие

к нам звездные скопления, которые обнаруживаются по движениям звезд.

Направление собственных движений звезд скопления кажутся исходящими из одной

точки, что является следствием перспективы. В действительности же все звезды

скопления движутся в пространстве по параллельным путям одинаковыми

скоростями, то есть все звездное скопление движется поступательно. Примерами

движущихся звездных скоплений являются Гаиды (этому скоплению принадлежит около

140 звезд от 4-ой величины до 12-ой).

Скорости движения отдельных звезд скопления не совершенно одинаковы, так как

существует некоторое рассеяние скоростей, обыкновенно очень небольшое, –

около 0,5 км\сек. Время от времени отдельные звезды, приобретя под влиянием

сближений с соседними звездами скорости, значительно превышающее среднее

рассеяние скоростей, могут удаляться за пределы скопления. Подобный процесс

происходит медленно, но все же по истечении примерно 10 млрд. лет скопление

распадается полностью». (5)

6. ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

«Переменные звезды – звезды, видимый блеск которых, в отличие от блеска

большинства звезд, подвержен колебаниям. Переменные звезды встречаются в

самых разнообразных частях бесконечной Вселенной, причем их характерные

особенности обычно связаны со средой, в которой они находятся. Относительная

легкость и простота методов обнаружения и исследования переменных звезд,

наряду с наличием важных закономерностей, связывающих между собой их основные

характеристики, делают изучение этих объектов весьма важными при решении

вопросов строения и развития звезд и звездных систем.

Переменные звезды разделяются на два основных класса: затменные и физические.

¡ Затменные переменные звезды

Звезды этого класса являются тесными двойными системами. Изменение блеска

затменных переменных представляют собой регулярно повторяющиеся его ослабления,

вызванные затмением одной из звезд, входящих в систему, непрозрачным телом ее

спутника. Анализ изменения блеска затменной переменной звезды позволяет

определить элементы орбиты двойной системы, относительные радиусы, светимость,

массы, температуры внешних слоев компонентов двойной звезды и закон

распределения яркости по их дискам. Затменные переменные звезды – одни из

основных источников наших знаний о физических свойствах звезд вообще.

- Звезды типа Алголя, они обычно имеют практически

постоянный блеск;

- Звезды типа β Лиры и

- Звезды типа W Большой Медведицы, блеск таких звезд изменяется

непрерывно. Это вызвано тем, что формы этих звезд отличаются от шаровых.

вследствие взаимной близости звезд, входящих в двойную систему, возникают

значительные приливные силы, которые обуславливают вытянутость каждой из них по

направлению к другой.

Общее число известных в настоящее время затменных переменных звезд

превосходит две тысячи.

¡ Физические переменные звезды

Изменение блеска физических переменных звезд происходит в результате изменений

физических условий, существующих в их недрах и внешних слоях. Физические

переменные звезды разделяются на несколько основных групп: пульсирующие

звезды, взрывные звезды и прочие переменные.

Пульсирующие переменные звезды в свою очередь делятся на следующие

основные типы:

• Долгопериодические переменные звезды.

К этому типу относятся звезды типа Миры: «таких звезд насчитывается

несколько тысяч, они являются наиболее распространенными среди переменных. Это

пульсирующие с периодом в сотни дней красные гиганты, и их цикл гораздо менее

регулярен, чем у других переменных. Их яркость меняется на 6 или 8 звездных

величин – в несколько сотен раз – хотя размер звезд изменяется менее чем на

50%.

• Цефеиды.

«Переменные цефеиды получили такое имя в честь Дельта Цефея, первой открытой

звезды такого типа. Изменение яркости цефеиды связано с процессами,

происходящими внутри звезды, которые заставляют ее расширяться и сжиматься.

Увеличиваясь в размере в течение суток или дольше, цефеида тускнеет, а при

сжатии становится ярче. Это происходит с удивительной периодичностью.

Основная заслуга цефеид в том, что они позволили нам определить размеры нашей

галактики». (1)

• Короткопериодические цефеиды.

«К этому типу относятся звезды типа RR Лиры, которые имеют периоды от 79

минут до 1,2 суток. Иногда их называют анталголями, а также переменными типа

скоплений, так как они нередко в большом количестве встречаются в шаровых

звездных скоплениях.

• Переменные звезды типа β Цефея.

Звезды этого типа имеют изменяющие лучевые скорости с периодами порядка

нескольких часов с одновременным изменением в небольших пределах блеска.

У перечисленных типов (являющимися звездами-гигантами) изменение блеска

происходит периодически; их кривые изменения блеска в основном сходны друг с

другом.

• Полуправильные переменные звезды.

Переменные звезды этого типа вместо строгих периодических колебаний блеска

обладают циклическими колебаниями, не имеющими точного периода. Предсказывать

наступление максимумов или минимумов блеска таких звезд затруднительно».

(10)

Взрывные переменные звезды делятся на следующие основные типы:

• Новые звезды

«Это переменные звезды, светимость которых внезапно увеличивается в десятки и

сотни тысяч раз и более, а затем медленно спадает. Период повышенной

светимости продолжается от нескольких дней и даже часов до нескольких лет.

Название «Новые звезды» сложилось в древности, когда звезды, которые

становились видимыми на небе вследствие увеличения блеска, считались

возникающими вновь. Исследования с помощью фотографии опровергли это мнение:

к началу 20 века было доказано, что такие звезды существуют и до вспышки, но

имеют значительно более слабый блеск; примерно к этому же блеску они

возвращаются после вспышки. По статистическим расчетам во всей Галактике

ежегодно вспыхивает свыше 100 новых звезд. в максимуме блеска новая звезда,

имеющая до вспышки диаметр, сравнимый с диаметром Солнца, становится в ряд

наиболее ярких и крупных звезд». (14)

• Сверхновые звезды

«Переменные звезды прочих типов.

К этой группе переменных звезд, природа которых пока еще не вполне выяснена,

относятся:

• Неправильные переменные звезды, меняющие свой блеск

без какой-либо периодичности;

• Красные неправильные гиганты, в действительности

являющиеся, повидимому, плохо изученными полуправильными.

• Переменные звезды типа RW Возничего,

многие из этих звезд являются карликами, с неправильными, иногда быстрыми

изменениями блеска, сменяемыми периодами его постоянства». (10)

7. ОБЛАКА СРЕДИ ЗВЕЗД:

ТУМАННОСТИ

Из всех зрелищ, которые дарит нам небо, наиболее захватывающее – это изящные

облака газа и пыли, называемые туманностями – места рождения и смерти звезд.

«Существующие в Галактической системе туманности разделяются по своему виду

на планетарные и диффузные, а по физической природе – на газовые и газово-

пылевые». (12)

7.1. ЭМИССИОННЫЕ (ГАЗОВЫЕ) ТУМАННОСТИ

«Газовые туманности являются наиболее цветными, сияя, подобно неоновым

вывескам, благодаря энергии, излучаемой звездами внутри них. При хорошей

погоде большой телескоп покажет сияющий газ и позволит рассмотреть оттенки

красного и зеленого в некоторых туманностях. Однако лишь фотографии с долгой

экспозицией откроют истинную гамму цветов – особенно поразительные оттенки

красного водорода.

Легче всего разглядеть туманность в середине меча созвездия Ориона – великую

туманность (М42). Если небо темное, для невооруженного глаза она покажется

мутным пятном. Однако даже в городском небе в бинокль Вы увидите неправильной

формы облако. Чем мощнее телескоп, тем более красивым видом вы насладитесь».

(1)

«Все планетарные туманности и часть диффузных являются газовыми». (12)

7.2. ОТРАЖАЮЩИЕ (ПЫЛЕВЫЕ) ТУМАННОСТИ

«Как следует из названия, эти туманности светят отраженным светом близлежащих

звезд.

Меропа, одна из Плеяд, окружена классическим голубоватым сиянием пылевой

туманности. Ее можно увидеть только в телескоп, но в темную ясную ночь даже

самый маленький телескоп покажет вам тусклую туманность в окрестностях

Меропы». (1)

«Пылевые туманности наблюдаются как светлые, так и темные». (12)

7.3. ПЛАНЕТАРНЫЕ ТУМАННОСТИ

«Эти туманности имеют вид правильно очерченных дисков с различным

распределением яркости. Форма их круглая или эллиптическая. За некоторое

внешнее сходство с видом далеких планет (Урана и Нептуна) эти туманности и

были названы планетарными. В центре планетарной туманности всегда находится

ядро – звезда, являющаяся источником свечения туманности, представляющей

собой крайне разреженную обширную газовую оболочку ядра. Туманности, у

которых не обнаруживается увеличение яркости к центру, вблизи ядра имеют

плотность меньшую, чем на периферии, и представляют собой нечто вроде

шарового слоя газа, концентрического с ядром. Некоторые ядра имеют две

концентрические оболочки.

Всего в нашей Галактике существует, повидимому, не менее нескольких десятков

тысяч планетарных туманностей. Они образуют систему средней сплющенности и

сильно концентрируются к ядру Галактики. В ближайших к нам Галактиках

обнаружены объекты, которые, возможно, также являются планетарными

туманностями.

Происхождение планетарных туманностей неизвестно. Несомненно лишь, что их

оболочки раньше были частью их ядер и отделились от них, вероятно, не более,

чем несколько тысяч лет назад. Через несколько тысячелетий, а может быть и

скорее, они настолько разредятся, что перестанут быть видимыми (рис. 15).

7.4. ДИФФУЗНЫЕ ТУМАННОСТИ

Диффузные туманности – это туманности неправильной формы. Они разбиваются на

три класса: светлые эмиссионные туманности; светлые отражательные

туманности; темные туманности (представлены на небе в виде пятен или полосок,

лишенных или почти лишенных звезд).

7.4.1.СВЕТЛЫЕ ЭМИССИОННЫЕ ТУМАННОСТИ

Они представляют собой образования, состоящие из газа с небольшой примесью

пыли. Блеск диффузных эмиссионных туманностей очень разнообразен, а спектр в

основном состоит из линий излучения.

7.4.2. СВЕТЛЫЕ ОТРАЖАТЕЛЬНЫЕ ТУМАННОСТИ

Спектр туманностей такого типа в значительной степени похож на спектр

освещающих звезд и поэтому их называют отражательными туманностями. Примером

отражательной туманности является туманность вокруг звёздного скопления

Плеяд. Отражательные туманности много слабее, чем эмиссионные, и, кроме того,

большей частью имеют небольшие размеры, определяющиеся блеском освещающей

туманность звезды.

Резкой границы между эмиссионными и отражательными туманностями не

существует. По-видимому, имеет место весьма сложная и разнообразная картина

взаимоотношения между газом и пылью в различных эмиссионных и отражательных

туманностях: полное перемешивание газа и пыли, внедрения тёмной материи в

эмиссионные туманности, расположение рядом больших масс газовой и пылевой

материи и даже, возможно, существование отдельных чисто газовых и чисто

пылевых туманностей.

7.4.3. ТЕМНЫЕ ТУМАННОСТИ

Во многих местах Млечного Пути обнаруживаются многочисленные небольшие площади,

большей частью неправильной формы, очень бедные звёздами, а иногда и вовсе не

содержащие их. Таковы, например, темные туманности (рис.18) созвездия Тельца и

Змееносца, а также «угольные мешки» в созвездиях Лебедя и Креста. Тёмные

туманности состоят из маленьких частиц различных размеров, сильно поглощающих

и, таким образом, ослабляющих свет, идущий от звёзд, находящихся позади

туманности. Иногда туманность ослабляет проходящий через неё свет звёзд в 10 и

больше раз. Особый интерес представляют очень маленькие плотные туманности, так

называемые «глобулы»». (12)

8. МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ

«Почти все звёзды, звёздные скопления и туманности, видимые в телескоп,

являются частью Галактики и Млечного Пути (рис.14)

Много тысяч лет Землю считали центром вселенной, пока Коперник и Галилей не

доказали нам, что Солнце заправляет движение планет. К 18 веку астрономы

стали задавать себе вопрос, находится ли Солнце поблизости от центра системы

звёзд, известной как Галактика Млечного Пути. (галактика по-гречески значит

«молочный»). И была ли эта галактика единственной? В 1917 году Харлоу Шепли

использовал расстояния до переменных звёзд в отдалённых шаровых скоплениях и

показал, что Солнце на самом деле находится примерно в 50000 световых годах

от центра (теперь это расстояние считается равным 30000 световых лет). В 1924

году Эдвин Хаббл доказал, что Галактика Млечного Пути является лишь одной из

многих.

Спиральная структура

С тех пор учёные старались представить, как выглядит Млечный Путь снаружи.

Это всё равно, что пытаться описать внешнюю отделку дома, если вам видно

только внутренне убранство комнаты. Но изучение стоящих по соседству зданий

может натолкнуть вас на мысль о том, как выглядит ваш собственный дом. После

того, как Шепли установил, что Земля находится далеко от центра Млечного

Пути, астрономы заинтересовались, может ли форма нашей галактики походит на

соседние «волчки». Теперь мы знаем, что Млечный Путь – это спиральная

галактика, плоская, за исключением центра, где имеется выпуклость. В нее

входит около 200 млрд. звезд, но большинство из них, не видимо для нас, так

как огромное количество газа и пыли заслоняет поле обзора.

Диск Млечного Пути имеет в толщину около 1500 световых лет, а его спирали

раскинулись на расстояние в 150000 световых лет. Каждая звезда или туманность

в этой гигантской системе вращается вокруг галактического центра более –

менее независимо. Наше Солнце совершает оборот примерно за 240 млн. лет.

Окружающий галактику диск – это гало из более старых звезд, которые тянутся,

наверное, еще на 150 000 световых лет.

Что в центре?

Млечный Путь хорошо умеет скрывать свои секреты, самый главный из которых

состоит в том, что же находится в центре. Некоторое время астрономы полагали,

что в центре располагается мощный источник радиоизлучения Стрелец А. Теперь в

этой области обнаружен еще меньший источник интенсивного излучения,

получивший имя Стрелец А*. Это может быть огромная черная дыра с массой,

равной массе миллионов звезд. Материя, затягиваемая ею, может высвобождать те

невероятные количества энергии, которые регистрируют наши приборы». (1)

9. ГАЛАКТИКА

За пределами Млечного пути космос наполнен и другими галактиками, многие из

которых составляют скопления из сотен и даже тысяч членов.

ТИПЫ ГАЛАКТИК:

Спиральные галактики, к которым относится и наш Млечный Путь, простирают

голубые «руки» из ярких молодых звезд, окружая центральное ядро. Полосатые

спиральные галактики похожи на них, однако, отличаются полосой на области

ядра, от которого отходят спирали.

Эллиптические галактики имеют совсем другую структуру, и их формы варьируются

от сплющенных сигарообразных до сферических, и, наконец, существуют еще

«неправильные» галактики, которые не имеют явно упорядоченной структуры; есть

и особенные галактики, которые трудно классифицировать, потому что, возможно

они пострадали в результате какого-то возмущения. Хотя спиральные галактики

могут показаться самыми распространенными – возможно, потому, что огромные

спирали типа Млечного Пути, легко заметить – большинство галактик в

действительности составляют тусклые «неправильные» и карликовые

эллиптические.

Спиральные галактики

Ближайшая из огромных спиралей – Галактика Андромеды (М31) – самый далекий

объект, который можно увидеть с Земли невооруженным глазом. Так как мы

наблюдаем ее под острым углом, она кажется продолговатым туманным пятном, а

не спиралью. Однако Галактика Водоворот (М51) в созвездии Гончих Псов по

форме напоминает волчок (рис.16).

Полосатые спиральные галактики гораздо малочисленнее, чем

традиционные спирали и до сих пор не ясно происхождение черной полосы.

Эллиптические галактики

Разнообразные по форме и могут иметь карликовые или гигантские размеры. Они

являются самыми большими из видимых нами галактик, часто занимают главное

положение в центре скопления и, наверное, растут от столкновений со

спиральными галактиками. Они проходят через среднюю фазу объединения и

достигают спокойного состояния в качестве гигантской эллиптической галактики,

типа Девы.

«Неправильные галактики»

В большинстве своем тусклые аморфные группы звезд, намного меньшие, чем

спиральные галактики.

Особые галактики

Любая галактика, которая выглядит поврежденной, называется особой. Такой вид

может быть обусловлен невероятным по силе взрывом, образовавшим звезды.

Галактики Сейферта и квазары

Галактики Сейферта (наиболее известной из которых является М77 в созвездии

Кита) представляет из себя огромные спиральные системы с яркими центрами.

Названные в честь Карла Сейферта, который в 1942г. первым обратил на них

внимание, эти галактики относятся к типу «активных» галактик с необычной,

часто интенсивной активностью ядра. Квазар, или QSO (квазизвездный объект),

похоже, является высокоэнергетичным центром активной галактики (рис.17). Они

в тысячи раз ярче, чем другие области галактики, в которой расположена,

поэтому их можно различить с огромного расстояния». (1)

ВЫВОД:

Звезды эволюционируют, и их эволюция необратима, так как все в природе

находится в состоянии беспрерывного изменения. Внешние характеристики звезды

меняются в течение всей ее жизни. Грандиозные неравновесные процессы

происходят в пульсирующих звездах — цефеидах. В недрах звезд происходят

мощные термоядерные процессы, обеспечивающие выделение огромного количества

энергии. В конечные этапы жизни звезд в них возникают некие упорядоченные

состояния, которые не могут быть описаны классической физикой. В нейтронных

звездах и белых карликах вещество переходит в новые квантовые состояния,

которые ограничивают энергетические потери.

Обнаружить эти изменения – вот основная задача теории звездной эволюции.

ПРИЛОЖЕНИЕ

Эволюция звезд (2)

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела (1)

«Представляет основную группу звезд с обозначением их цвета и относительных

размеров. Относительные количества звезд в каждой части диаграммы не совсем

соответствуют действительности. Большинство звезд находятся в области

основного состояния, протянувшись из верхнего левого угла в правый нижний,

увеличиваясь в количестве по мере приближения к тусклому красному окончанию.

Над основным состоянием находятся многие гиганты, например Альдебаран и

несколько сверхгигантов; крошечные, тусклые белые карлики расположены

внизу».(1)

рис. 3

Герцшпрунга – Рассела (4)

«lg (L\L0) – спектральный состав излучения, lg TEf –

интенсивность свечения. Жирная линия – главная последовательность, пунктирная

линия – путь звезды, стрелками указаны кризисные точки». (4)

рис. 4

Сверхновая 1987А (1)

«Сфотографированная в разгар своего взрыва в начале 1987г. Черные точки – это

изображения, полученные до взрыва. Они показывают вспышку в центре ранее

зарегистрированного голубого сверхгиганта двенадцатой величины. Фотографии

сверхновых звезд до взрыва чрезвычайно редки». (1)

рис. 5

Сверхновая 1987А (1)

«Снимок 1987г». (1)

рис. 6

Бетельгейзе (1)

«Это единственная звезда, не считая нашего Солнца, фотографию поверхности

которой удалось получить при помощи заимствованной у радиоастрономов

технологии». (1)

рис. 7

Пульсар

«Пульсар в Крабовидной туманности в созвездии Тельца заснят здесь во время

пульсации с частотой 30 раз в секунду». (1)

рис. 8

Черная дыра (1)

«Считается излучателем энергии из окружающего аккреционного диска». (1)

рис. 9

Обмен масс (1)

«Может происходить во многих тесных двойных системах. На этом снимке голубая

звезда медленно отдает вещество аккреционному диску вокруг черной дыры». (1)

рис. 10

Алькор и Мицар (1)

«Возможно, они являются самой известной парой звезд для наблюдения северных

широт». (1)

рис. 11

Красный гигант отдает собственную массу (1)

«Красный гигант отдает собственную массу своему компаньону белому карлику.

Набор массы может вызвать периодические взрывы белого карлика». (1)

рис. 12

Плеяды (1)

«Плеяды, наверное, одно из самых известных открытых скоплений, ясно видимое

невооруженным глазом в созвездии Тельца». (1)

рис. 13

Шаровое скопление 47 Тукана (1)

«Одно из красивейших в южном небе. В нем выделяется центральное ядро из

звезд». (1)

рис. 14

Галактика млечного пути (1)

«Она кажется мерцающим водоворотом почти из 200 биллионом солнц,

раскинувшихся на 150 000 световых лет. Наше солнце всего лишь крохотное

пятнышко на одной из огромных спиралей галактики». (1)

рис. 15

Планетарная туманность (1)

«Туманность Гантель в созвездии Лисички, представляет собой «лебединую

песню» большинства звезд. Центральное ядро тускнеет практически до полного

исчезновения из вида, превращаясь в белого карлика». (1)

рис. 16

Спиральная галактика (1)

«М 100 из скопления Девы – пример спиральной галактики, «руки» которой

составляют бело-голубые звезды, окружающие ядро более старых звезд. Спирали

расположены в границах тусклого диска. Аналогичное образование в Млечном Пути

включает себя звезды типа Солнца». (1)

рис. 17

Квазар (1)

«Этот квазар расположен в 2000 миллионах световых лет, ЗС273 является одним

из ближайших ослепительных источников энергии». (1)

рис. 18

Темная туманность (1)

«Темная туманность гасит и блокирует свет далекого звездного занавеса

Млечного Пути одной темной заплатой». (1)

СПИСОК ИСПОЛЬЗУЕМОЙ ЛИТЕРАТУРЫ

1. Леви Д., «Звезды и планеты: энциклопедия окружающего», М.:

Издательство «Белый город», 1998. – 288с.

2. Дубинцева Т.Я., «Концепции современного естествознания»,

Новосибирск: ООО Издательство «ЮКЭА», 1997. – 832с.

3. Хабер Х., «Звезды», М.: «Слово», 1998. – 127с.

4. Котляков В.М., «Анатомия кризисов», М.: «Наука», 1999. – 238с.

5. Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1952. –

том 16, 679с.

6. Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1950. –

том 4, 672с.

7. Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1955. –

том 38, 679с.

8. Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1952. –

том 13, 672с.

9. Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1955. –

том 35, 672с.

10. Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1955. –

том 32, 648с.

11. Прохорова А.М., «Советский Энциклопедия Словарь», М.:

«Советская Энциклопедия», 1983. – 1560с.

12. Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1956. –

том 43, 620с.

13. Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1952. –

том 10, 678с.

14. Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1954. –

том 30, 672с.