14 470
Темная, ясная, безлунная ночь. Вы смотрите в небо. Вы видите тысячи звезд, расположенных в виде созвездий. Свет от этих звезд прошел большие расстояния, чтобы достичь Земли. Но что такое звезды? Как далеко они? Они все одинаковые? Есть ли вокруг них другие планеты? В этой статье мы рассмотрим увлекательный мир звезд. Мы рассмотрим природу звезд, их типы, как они образуются и как умирают.
Звезды и их свойства
Звезды – это массивные светящиеся шары горячих газов, в основном водорода и гелия. Некоторые звезды находятся относительно близко (ближайшие 30 звезд находятся в пределах 40 парсек), а другие – далеко-далеко. Астрономы могут измерять расстояние с помощью метода, называемого параллаксом, при котором изменение положения звезды на небе измеряется в разное время в течение года.
Некоторые звезды одни на небе, у других есть спутники (двойные звезды), а некоторые являются частью больших скоплений, содержащих тысячи или миллионы звезд.
Не все звезды одинаковы. Они бывают разных размеров, яркости, температуры и цвета. И имеют много особенностей, которые можно измерить, изучая свет, который они излучают:
-
- температура
- спектр или длина волны испускаемый свет
- яркость
- светимость
- размер (радиус)
- масса
- движение (к нам или от нас, скорость вращения)
Туманность Пламя и Лошадиная голова в поясе Ориона
И если вы изучаете звезды, вы захотите включить эти термины в свой звездный словарь:
-
- абсолютная величина — кажущаяся величина звезды, если она находилась в 10 парсеках от Земли
- видимая величина — яркость звезды, наблюдаемая с Земли
светимость — общее количество энергии, излучаемой звездой в секунду - парсек — измерение расстояния (3,3 световых года, 33 триллиона километров)
световой год — измерение расстояния (10 триллионов километров) - спектр — свет различной длины волны, излучаемый звездой
- масса Солнца — масса Солнца; 1,99 x 10 30 кг (330 000 масс Земли)
- солнечный радиус — радиус Солнца; 418 000 миль (696 000 километров)
Температура и спектр
Некоторые звезды очень горячие, другие – менее. Вы можете определить это по цвету света, который они испускают. Если вы посмотрите на угли в угольном гриле, то поймете, что красные светящиеся угли холоднее, чем белые. То же самое относится и к звездам. Синяя или белая звезда горячее, чем желтая звезда, которая горячее, чем красная звезда. Итак, если вы посмотрите на самый сильный цвет или длину волны света, излучаемого звездой, то вы можете рассчитать ее температуру (температура в градусах Кельвина = 3 x 106/ длина волны в нанометрах).
Спектр звезды может также показать химические элементы, которые находятся в ней, потому что различные элементы (например, водород, гелий, углерод, кальций) поглощают свет на разных длинах волн.
Яркость, светимость и радиус
Созвездие Орион
Когда вы смотрите на ночное небо, вы видите, что некоторые звезды ярче других, как показано на этом изображении Ориона.
Два фактора определяют яркость звезды:
-
- светимость — сколько энергии он выделяет в данный момент времени
- расстояние — насколько далеко от нас
Прожектор излучает больше света, чем фонарик. То есть прожектор светится ярче. Однако если этот прожектор находится на расстоянии 8 километров от вас, он не будет таким ярким, поскольку интенсивность света уменьшается с увеличением квадрата расстояния. Прожектор в 8 километров от вас может выглядеть таким же ярким, как фонарик в 15 сантиметрах от вас. То же самое относится и к звездам.
Кроме того, направление доплеровского сдвига может сказать нам направление движения звезды. Если спектр звезды смещен в синий конец, то звезда движется к нам; если спектр смещен в красный конец, то она удаляется от нас. Аналогично, если звезда вращается вокруг своей оси, доплеровский сдвиг ее спектра может быть использован для измерения скорости ее вращения.
Итак, вы можете видеть, что мы можем довольно много рассказать о звезде по свету, который она излучает. Кроме того, сегодня астрономы-любители имеют такие устройства, как большие телескопы, ПЗС-матрицы и спектроскопы, доступные по относительно низкой цене.
Таким образом, любители могут проводить такие же измерения и звездные исследования, которые раньше делали только профессионалы.
Сравнение тройной звёздной системы Альфа Центавра и Солнца
Классификация звезд: объединение свойств
В начале 1900-х годов два астронома, Энни Джамп Кэннон и Сесилия Пейн, классифицировали спектры звезд в соответствии с их температурой. Кэннон действительно выполнил классификацию, а Пейн позже объяснил, что спектральный класс звезды действительно определяется температурой.
В 1912 году датский астроном Эйнар Герцспрунг и американский астроном Генри Норрис Рассел независимо друг от друга изобразили зависимость светимости от температуры для тысяч звезд и обнаружили удивительное соотношение: большинство звезд лежат вдоль гладкой диагональной кривой, называемой главной последовательностью, с горячими светящимися звездами в верхнем левом углу и прохладными тусклыми звездами в нижнем правом. Вне главной последовательности есть прохладные, яркие звезды в верхнем правом углу и горячие, тусклые звезды в левом нижнем углу.
Радиус звезд увеличивается по мере того, как вы продвигаетесь вниз по левой диагонали к верхнему правому углу:
-
- Сириус B = 0,01 солнечного радиуса
- Солнце = 1 солнечный радиус
- Спика = 10 солнечных радиусов
- Ригель = 100 солнечных радиусов
- Бетельгейзе = 1000 солнечных радиусов
Звезды вдоль главной последовательности изменяются от самой высокой (приблизительно 30 солнечных масс) в верхнем левом углу до самой низкой (приблизительно 0,1 солнечной массы) в нижней правой части. Наше солнце — средняя звезда.
Белые карлики не классифицируются, потому что их звездные спектры отличаются от большинства других звезд.
Жизнь звезды
Как мы уже упоминали ранее, звезды – это большие газовые шары. Новые звезды образуются из больших, холодных (10 градусов Кельвина) облаков пыли и газа (в основном, водорода), которые лежат между существующими звездами в галактике.
Обычно с облаком происходит гравитационное возмущение определенного типа, такое как прохождение ближайшей звезды или ударная волна от взрывающейся сверхновой. В результате нарушения внутри облака образуются сгустки.
Сгустки рушатся внутрь, притягивая газ внутрь под действием силы тяжести. Сгусток сжимается и нагревается.
Сгусток начинает вращаться и расплющиваться в диск.
Диск продолжает вращаться быстрее, втягивать больше газа и пыли внутрь и нагреваться.
Примерно через миллион лет в центре диска образуется небольшое горячее ядро (1500 градусов Кельвина), которое называется протозвездой.
Поскольку газ и пыль продолжают падать внутрь диска, они отдают энергию протозвезде, которая нагревается все сильнее.
Когда температура протозвезды достигает около 7 миллионов градусов Кельвина, водород начинает плавиться, превращаясь в гелий и выделяя энергию.
Материал продолжает падать в молодую звезду в течение миллионов лет, потому что коллапс под действием силы тяжести больше, чем внешнее давление, оказываемое ядерным синтезом. Поэтому внутренняя температура протозвезды увеличивается.
Если достаточная масса (0,1 солнечной массы или больше) падает в протозвезду и температура становится достаточно горячей для устойчивого синтеза, то протозвезда имеет массивный выброс газа в виде струи, называемой биполярным потоком. Если массы недостаточно, звезда не сформируется, а вместо этого станет коричневым карликом.
Коричневый карлик
Биполярный поток счищает газ и пыль от молодой звезды. Некоторое количество этого газа и пыли может позже накапливаться с образованием планет.
Молодая звезда теперь стабильна в том, что внешнее давление от синтеза водорода уравновешивает внутреннее притяжение гравитации. Звезда входит в главную последовательность; где она лежит на главной последовательности, зависит от её массы.
Теперь, когда звезда стабильна, она имеет те же части, что и наше Солнце:
-
- ядро — где происходят реакции ядерного синтеза
- излучательная зона — где фотоны отводят энергию от ядра
- конвективная зона — где конвекционные потоки несут энергию к поверхности
Тем не менее, внутренность может варьироваться в зависимости от расположения слоев. Звезды, подобные Солнцу, и те, которые менее массивны, чем Солнце, имеют слои в порядке, описанном выше. Звезды, которые в несколько раз массивнее Солнца, имеют глубокие конвективные слои в своих ядрах и излучающие внешние слои. Напротив, звезды, которые являются промежуточными между солнцем и самыми массивными звездами, могут иметь только излучающий слой.
Жизнь на главной последовательности
Звезды на главной последовательности горят, сливая водород в гелий. Большие имеют более высокую температуру ядра, чем маленькие звезды. Поэтому они сжигают водородное топливо в ядре быстрее, тогда как маленькие сжигают его медленнее. Время, которое звезды проводят на главной последовательности, зависит от того, насколько быстро водород расходуется. Поэтому у массивных звезд время жизни короче (солнце будет гореть в течение примерно 10 миллиардов лет). Что произойдет, когда водород в ядре исчезнет, зависит от массы звезды.
Смерть звезды
Протопланетарная туманность «Тухлое яйцо»
Через несколько миллиардов лет после начала жизни звезда умрет. Однако то, как звезда умирает, зависит от типа звезды.
Звезды, как Солнце
Когда в ядре заканчивается водородное топливо, оно сжимается под действием силы тяжести. Однако некоторое слияние водорода произойдет в верхних слоях. Когда ядро сжимается, оно нагревается. Это нагревает верхние слои, заставляя их расширяться. По мере расширения внешних слоев радиус звезды будет увеличиваться, и она станет красным гигантом.
Радиус красного гигантского солнца будет чуть выше орбиты Земли. В какой-то момент после этого ядро станет достаточно горячим, чтобы заставить гелий плавиться в углерод. Когда закончится гелиевое топливо, ядро расширится и охладится. Верхние слои будут расширяться и выбрасывать материал, который будет собираться вокруг умирающей звезды, образуя планетарную туманность. Наконец, ядро превратится в белого карлика, а затем в конечном итоге в черного карлика. Весь этот процесс займет несколько миллиардов лет.
Звезды, массивнее Солнца
Когда в ядре заканчивается водород, эти звезды превращают гелий в углерод так же, как Солнце. Однако после того, как гелий исчезнет, его массы достаточно, чтобы сжечь углерод в более тяжелые элементы, такие как кислород, неон, кремний, магний, сера и железо.
Как только ядро превратилось в железо, оно больше не может гореть. Звезда разрушается под действием собственной силы тяжести, и железное ядро нагревается. Ядро становится настолько плотным, что протоны и электроны сливаются, образуя нейтроны. Менее чем за секунду железное ядро размером с Землю сжимается до нейтронного ядра с радиусом около 10 километров. Внешние слои звезды падают внутрь на нейтронное ядро, тем самым разрушая его дальше.
Сверхновая звезда
Ядро нагревается до миллиардов градусов и взрывается (сверхновая), тем самым выпуская большое количество энергии и материала в космос. Ударная волна от сверхновой может инициировать образование звезд в других межзвездных облаках. Остатки ядра могут образовывать нейтронную звезду или черную дыру в зависимости от массы исходной звезды.