Что такое звезда: как рождаются и угасают звезды?

Какие бывают звезды?

Звезды различаются по температуре, возрасту, массе, размерам, плотности, светимости и химическому составу.

По температуре различают красные, желтые, белые, голубые. Среди них самые холодные красные: температура на поверхности такой звезды составляет не более 3000°С. Желтые звезды — к ним относится и наше Солнце — имеют температуру около 6000°С; белые «разогреты» от 10 000 до 20 000°С; голубоватые же звезды — самые горячие — раскалены более чем до 30 000°С (иногда до 100 000°С). Но это температура поверхности звезд. Внутри этих светил еще жарче — до 20 млн °С.

Белый карлик — звезда, имеющая большую массу (порядка солнечной) и малый радиус, близкий к радиусу Земли. Зато плотность белого карлика огромна: масса 1 см3 его вещества равняется 29 т

В зависимости от размеров звезды величают гигантами (самые большие) и карликами (наименьшие). Диаметр так называемых белых карликов может быть в 100 с лишним раз меньше диаметра Солнца, при этом масса таких звезд примерно равна солнечной. По численности такие карлики составляют от 3 до 10% звездного «населения» нашей галактики.

Чем больше звезды, тем реже они встречаются в пространстве. Особенно редки гиганты. Самыми крупными являются красные гиганты. К примеру, диаметр красной звезды Бетельгейзе из созвездия Ориона более чем в 300 раз превосходит диаметр Солнца. А красный Антарес в созвездии Скорпиона по диаметру в 450 раз больше нашего светила и даже превышает орбиту Марса.

Сравнение размеров звезд и планет

Одной из самых больших ныне известных звезд является красный сверхгигант Мю Цефея. Внутри этой звезды могли бы уместиться орбиты планет Солнечной системы вплоть до Юпитера. Мю Цефея, также известная как «гранатовая звезда Гершеля», является красным сверхгигантом и находится в созвездии Цефея.

Около половины звезд являются одиночными (как Солнце), остальные образуют двойные (например, Сириус), тройные и более сложные системы. Чем больше звезд в системе, тем реже она встречается. Известны звездные системы из семи членов, но более сложные пока не обнаружены.

6.4.1. Протозвезды window.top.document.title = «6.4.1. Протозвезды»;

Звезды образуются в результате гравитационной неустойчивости в холодных и плотных молекулярных облаках. Поэтому звезды всегда рождаются группами (скоплениями, комплексами). Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 M (их известно более 6 000), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Если бы гигантские молекулярные облака в Галактике свободно сжимались из-за гравитационной неустойчивости, то за 50 миллионов лет из них образовались бы звезды. Сжатию способствуют ударные волны при расширении остатков вспышек сверхновых, спиральные волны плотности и звездный ветер от горячих ОВ-звезд. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз.

Стадия развития звезды, характеризующаяся сжатием и не имеющая еще термоядерных источников энергии, называется протозвездой (греч. протос «первый»). Эволюцию протозвезды массой 1 M можно разделить на три стадии:

Характеристика	Фаза 1Формирование	Фаза 2Быстрое сжатие	Фаза 3Медленное сжатие
Размер	1018–1015 м1000–1 а. е.	1015–1010 м1 а. е. – десятки R	1010–109 м10–1 R
Плотность ?, кг/м3	10–19–10–16	10–16–1	1–103
Температура в центре, К	10	10–106	106–107
Длительность, лет	107	105	5•107
Наблюдение	Радиодиапазон	Инфракрасный диапазон	Оптический диапазон
Характеристика	Начало гравитационной неустойчивости	Быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака	Протозвезда становится непрозрачной для собственного теплового излучения; температура и давление растут, сжатие замедляется

Таблица 6.4.1.1

По достижению температуры в несколько миллионов градусов в центре начинаются термоядерные реакции. Минимальная масса, которая необходима для этого, составляет около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то реакции нуклеосинтеза никогда не начнутся. Объекты, массы которых лежат в промежутке 0,01–0,08 M, называются коричневыми карликами. Поскольку излучают они очень слабо, обнаружить их чрезвычайно сложно.

Что такое звезда: как образуются и угасают звезды?

Модель 6.2.
Эволюция звезды

В 60-е годы ХХ века Ч. Хаяши и Т. Накано впервые подробно рассмотрели динамику сжатия протозвезды. Они показали, что в процессе сжатия температура фотосферы молодой звезды возрастает до 3 000 К, светимость звезды – до 300 L. На диаграмме Герцшпрунга–Рассела расчеты для звезд разной массы образуют треки протозвезд Хаяши и характеризуют процесс образования звезд до главной последовательности.

Заключительные стадии формирования звезды могут быть весьма бурными. Помимо так называемого протозвездного ветра многие звезды выбрасывают с огромной скоростью в пространство гигантские струи горячего вещества – джеты. Причины образования джетов пока неизвестны.

Метки

Адсорбция
Библия
Броуновское движение
Вращение Земли
Гравитационная постоянная
Гравитация
Граница Мохоровичича (Мохо)
Давление света
ЗЭТ
Закон Всемирного Тяготения
Землетрясение
Землетрясения
Земля
Ломоносов
Магнитные полюса
Масса
Планеты
Почему не падают облака
Смена магнитных полюсов
Солнце
Тепловой терминатор
Трансформатор Тесла
Тунгусский метеорит
Фотонно-квантовая гравитация
Эффект Мёссбаура
гравитон
детонация
зона электрических токов
крафон
магнитное поле Земли
молекулярно-кинетическая теория
постоянная гравитации
притяжение
серебристые облака
температура
теплота
теплота трение
термон
тяготение
фотон
электромагнитные волны
эффект гравитационного смещения

Межзвездные расстояния

Выражать расстояния между космическими телами в километрах неудобно. Это слишком мелкая единица измерения. Например, между Солнцем и ближайшей к нему звездой Проксима Центавра — 40 700 000 000 000 км.

Мы видим звезды лучистыми не потому, что они на самом деле такие, а из-за строения нашего глаза. Хрусталик имеет неоднородную волокнистую структуру и преломляет свет в виде лучей

Внутри Солнечной системы для измерения расстояний часто используют астрономическую единицу (а. е.). Одна астрономическая единица равна длине большой полуоси орбиты Земли. Это около 150 000 000 км. Расстояние до ближайшей звезды тогда можно записать как 270 000 а. е.

Но астрономическая единица тоже неудобна, поскольку расстояния между звездами обычно гораздо больше, чем между Солнцем и звездой Проксима Центавра. Для таких масштабов используют другие единицы: световой год и парсек. Световой год — это не время, а расстояние, проходимое светом за один земной год. В этом случае 270 000 а. е. записываются как 4,3 светового года.

Путь короче не стал, но звезда кажется как-то поближе. Большинство звезд, хорошо заметных невооруженным глазом, удалено на десятки и сотни световых лет.

Еще меньше это расстояние выглядит в парсеках (пк) — 1,32 пк (1 пк=3,26 светового года).

Что такое звездное скопление?

Звезды обычно объединяют в группы, которые называют скоплениями. Существуют шаровые и рассеянные скопления. Шаровое скопление состоит из большого количества звезд. В рассеянном их меньше, а само скопление имеет неправильную форму.

Если между звездами провести воображаемые линии, при наличии некоторой фантазии можно увидеть различные объекты: разнообразные предметы, людей, животных, например рака, дракона, медведя и т. д. Эти небесные рисунки называются созвездиями. Астрономы различают 88 созвездий. Самые известные из них это Большая Медведица, Малая Медведица и Орион, а также зодиакальные созвездия. Раньше созвездия называли в честь мифических персонажей

Архивы

АрхивыВыберите месяц Август 2019 Июль 2019 Февраль 2019 Январь 2019 Декабрь 2018 Ноябрь 2018 Сентябрь 2018 Август 2018 Июль 2018 Июнь 2018 Май 2018 Апрель 2018 Март 2018 Февраль 2018 Декабрь 2017 Октябрь 2017 Сентябрь 2017 Август 2017 Июль 2017 Июнь 2017 Апрель 2017 Март 2017 Январь 2017 Декабрь 2016 Ноябрь 2016 Октябрь 2016 Сентябрь 2016 Август 2016 Июль 2016 Март 2016 Февраль 2016 Январь 2016 Декабрь 2015 Ноябрь 2015 Октябрь 2015 Август 2015 Июль 2015 Июнь 2015 Май 2015 Апрель 2015 Март 2015 Январь 2015 Декабрь 2014 Ноябрь 2014 Октябрь 2014 Сентябрь 2014 Август 2014 Июль 2014 Июнь 2014 Май 2014 Апрель 2014 Март 2014 Февраль 2014 Январь 2014 Декабрь 2013 Ноябрь 2013 Октябрь 2013 Август 2013 Май 2013 Апрель 2013 Март 2013 Февраль 2013 Январь 2013 Декабрь 2012 Ноябрь 2012 Октябрь 2012 Сентябрь 2012

Термоядерные реакции

Звезду можно представить как гигантский ядерный очаг. Термоядерная реакция внутри нее превращает водород в гелий в ходе слияния (синтеза) ядер водорода, благодаря чему рождается столь необходимая для звезды энергия. Атомные ядра водорода — протоны — объединяются в ядра атомов гелия с двумя нейтронами. Однако протоны — электрически заряженные элементарные частицы, которые при приближении отталкиваются друг от друга. Так что из двух протонов новое ядро не построишь. Нужен какой-то элемент, причем более крепкий, чем силы электрического отталкивания. Эту роль в атомных ядрах играет другая ядерная частица — нейтрон.

Ядро обычного атома водорода имеет всего один протон. Но у его разновидностей — дейтерия и трития — в ядрах кроме одного протона имеется и нейтрон: у дейтерия один, а у трития два. Оба они также присутствуют в недрах звезд.

Атом дейтерия соединяется с атомом трития, образуя атом гелия и свободный нейтрон. Именно из гелия и формируется ядро звезды. В нем также содержатся более тяжелые химические элементы (например, железо), которые были захвачены из «материнской» туманности или же образуются во время термоядерных реакций. В результате этого процесса высвобождается огромное количество энергии.

Скорость протекания ядерного синтеза пропорциональна массе звезды в четвертой степени. Это значит, что если масса одной звезды больше массы второй в два раза, то на первой ядерное топливо горит в 16 раз (2 в четвертой степени) раз быстрее.

Следовательно, массивные звезды сгорают быстрее. Самые тяжелые сжигают весь водород за несколько сотен тысяч лет, а легкие красные звезды могут «тлеть» несколько миллиардов лет.

Если говорить о возрасте, то молодыми считаются звезды очень большой массы и очень высокой светимости, то есть те, которые излучают энергии во много раз больше, чем Солнце. Они гораздо моложе нашего светила, потому что столь интенсивно теряют энергию, что в состоянии существовать только сравнительно короткое по астрономическим масштабам время. Недавно возникшие звезды — это, прежде всего, гигантские горячие звезды голубоватого цвета, так называемые голубые сверхгиганты.