Звезды находятся так далеко от нас, что кажутся очень маленькими. Но на самом деле большинство звезд, видимых на небе, гораздо больше по массе и количеству, чем наше Солнце (которое также является желтым карликом).
Что такое звезды?
Одна из самых прекрасных вещей, которые может предложить наш мир, — это вид звездного неба в темную безлунную ночь. Тысячи звезд усеивают небо, яркие и тусклые, красные, белые, желтые… Но что такое звезды? Мы будем информировать вас очень просто, чтобы все могли понять.
Звезды — это огромные пули, разбросанные по всей Вселенной. Их дело держится на взаимном притяжении. Эти пули очень горячие и могут излучать свет, поэтому мы можем их видеть. На самом деле, концентрация звезд настолько велика, что даже самые прочные металлы находятся в веществе в виде электрически заряженного газа. Этот газ называется креатином.
Почему звезды светятся?
Температура внутри звезды намного выше, чем на поверхности. В звездном ядре они могут достигать более 10 миллионов очков. При таких температурах происходят тепловые реакции, в результате которых одни химические вещества превращаются в другие. Например, водород, который является составной частью почти всех звезд, превращается в Солнце в звездах.
Точные термоядерные реакции являются основным источником энергии для звезд. Они позволяют звездам светить в течение миллионов лет.
Звезды и галактики
Во Вселенной насчитывается более миллиарда звезд. Согласно законам природы, они собрались в огромные острова звезд, которые астрономы назвали галактиками. Мы живем в одной из таких галактик, называемой галактикой.
Наша галактика — это та, частью которой является Солнце и все звезды, видимые на небе. Фото Хуана Карлоса Касадо (Тван, Земля, Звезды).
Все звезды или маленькие телескопы, видимые невооруженным глазом на небе, принадлежат нашей галактике. Другие галактики также можно наблюдать на небе в телескопы, но все они выглядят как тусклые огоньки.
Солнце — самая близкая к нам звезда. Она не выделяется на фоне миллионов других звезд, которые можно увидеть в телескопы. Он не самый яркий, не самый светлый, не самый уменьшенный, не самый теплый, не самый холодный, не самый громоздкий, а самый легкий. Можно сказать, что Солнце является умеренной звездой. Мы считаем, что солнце играет очень важную роль. Ведь именно эта звезда несет нам тепло и свет. Только благодаря Солнцу мы можем жить на Земле.
Ближе всего к звезде Солнца мы можем подойти в созвездии Центавра. Это созвездие находится в южном полушарии. Самая яркая звезда в созвездии характеризуется как «Альфа».
Содержание
Большинство звездных характеристик обычно выражается в СИ, но также используется СГС (например, яркость выражается в ERG в секунду). Масса, яркость и радиус обычно приводятся по отношению к нашему Солнцу.
| солнечная масса: | кг |
| солнечная светимость: | Вт |
| солнечный радиус: | м |
Для выражения расстояния до звезды используются такие единицы, как световой год и директриса.
Более длинные расстояния, такие как радиус звезды-гиганта или полуось бинарной звездной системы, часто выражаются в астрономических единицах (АЕ) — среднем расстоянии между Землей и Солнцем (150 миллионов километров).
Физические характеристики
Подавляющее большинство современных звезд имеют массу от 0,071 солнечной массы (75 солнечных масс) до 100-150 солнечных масс, хотя первые звезды, вероятно, были еще более объемными. Температура внутри звезды может достигать 10-12 миллионов К.
Расстояние
Существует много способов определить расстояние до звезды. Однако самым точным и основой для всех остальных методов является метод измерения звезды. Русский астроном Василий Яковлевич Струве первым измерил расстояние до звезды Вега в 1837 году. Измеряя варианты от поверхности Земли, можно измерять расстояния до 100 PARSC и до 1000 PC со специальных звездных спутников, таких как Hipparcos. Если звезда является частью звездного роя, не будет большой ошибкой предположить, что расстояние от астры равно расстоянию от роя. Если звезда относится к категории головных, расстояние можно найти по соотношению пульса и живота. Фотометрия в основном используется для определения расстояния до далеких звезд2 3 .
Масса
Массу звезды можно надежно определить только в том случае, если она является компонентом двойной звезды. В этом случае масса может быть рассчитана с помощью обобщенного третьего закона Кеплера. Тем не менее, оценки ошибок варьируются между 20% и 60%. Это в значительной степени зависит от ошибки в определении расстояния до звезды. Во всех остальных случаях масса должна определяться по косвенным признакам. Это зависит от звездной яркости звезды. 4.
Химический состав
Очень важной характеристикой является его химический состав, как с точки зрения астероида, так и с точки зрения наблюдателя. Доля элементов тяжелее Солнца не превышает нескольких процентов, но они играют важную роль в жизни звезды. Через них ядерные реакции могут замедляться или ускоряться, что отражается как на яркости и цвете звезды, так и на ее жизни. Таким образом, чем более металлической является гигантская звезда, тем меньше будет остаток сверхновой. Наблюдатель, знающий химический состав звезды, может с достаточной уверенностью определить время образования звезды. Поскольку все эти трагические изменения, происходящие в звезде в течение его жизни, не связаны с поверхностью звезды. Это всегда относится к звездам большой массы и почти всегда относится к звездам большой массы.
Строение звёзд
Звезда сжимается под действием собственной гравитации и начинает свою жизнь в виде холодного разбавленного облака межзвездного газа. При сжатии гравитационная энергия преобразуется в тепло, и температура газовой сферы повышается. Когда температура ядра достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинается тепловая реакция, и сжатие прекращается. Звезда остается в таком состоянии большую часть своей жизни, поскольку находится в главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела, пока топливо не израсходуется в ядре. После того как весь водород в центре звезды превратился в солнечный, водородное тепло продолжается по всей окружности ядра Солнца.
В это время структура звезды начинает существенно меняться. Его яркость увеличивается, внешние слои расширяются, а внутренние сжимаются. Для начала, яркость звезды также уменьшается. Температура поверхности уменьшается, и звезда становится красным гигантом. Звезда проводит гораздо меньше времени в гигантской ветви, чем в главной последовательности. Когда масса изотермического ядра становится значительной, оно не может поддерживать свой вес и начинает сжиматься.
Белые карлики и нейтронные звёзды
Сразу же после взрыва Солнца углерод и кислород «воспламеняются». Каждое из этих событий вызывает интенсивную перестановку звезд и быстрое движение по диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Размер атмосферы звезды еще больше увеличивается, и она начинает терять свой мощный газ в виде рассеянного звездного ветра. Судьба звезд в Астере зависит исключительно от исходной массы. Звезда может закончить свою эволюцию как белая звезда d (звезда с низкой массой), если ее масса на поздних стадиях эволюции превысит предел Чандрасекхара как звездного нейтрона (пульсар), или если его масса превышает предел Оппенгеймера-Болкоффа, как черная дыра. В двух последних случаях завершение звездной эволюции сопровождается катастрофическим событием — взрывом сверхновой.
Подавляющее большинство звезд, включая Солнце, завершают свою эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит их гравитацию. В этой ситуации, когда звезда в 100 раз меньше, а ее плотность в миллион раз больше плотности воды, звезда называется белым карликом. Он не имеет источника энергии и постепенно становится более холодным, а значит, темным и менее заметным.
В звездах больше Солнца давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра и продолжается до тех пор, пока большинство частиц не станут нейтронами, а звезда не будет упакована настолько плотно, что ее размер в 280 триллионов раз превышает плотность. чем вода. Такие объекты называются нейтронными звездами — их равновесие поддерживается давлением вырожденных нейтронов.
Чёрные дыры
В звездах большей массы, чем их предки нейтронные звезды, ядро претерпевает полный гравитационный коллапс. Когда такой объект сжимается, сила тяжести на его поверхности увеличивается настолько, что даже частицы и свет не могут покинуть его — объект становится невидимым. В его окрестностях свойства пространства-времени существенно меняются — описать это может только общая теория относительности. Такие объекты называются черными дырами.
Схема эволюции одиночных звёзд
Тихое горение солнца в сердцевине.
Сжигание углерода в ядре. c в o, ne, si, fe, ni …
Невооруженным глазом на небе видно около 6000 звезд, по 3000 в каждом полушарии. Все звезды, видимые с Земли (включая те, которые видны в самые мощные телескопы), принадлежат к местной группе галактик.
Что такое звезда?
Звезды.
Когда наука говорит о звездах как о небесных телах, она имеет в виду раскаленные обильные и эни протяженные скопления массивных масс, в которых происходят активные тепловые процессы. Кстати, эти процессы можно наблюдать ночью, поскольку они поддерживают излучение тепла и света от звезды.
Звезды находятся так далеко от нас, что кажутся очень маленькими. Но на самом деле большинство звезд, видимых на небе, гораздо больше по массе и количеству, чем наше Солнце (которое также является желтым карликом).
Кстати, человек с хорошим зрением может увидеть на небе около 3 000 звезд, а общее количество в космосе, вероятно, меньше опытного. Звезды во Вселенной группируются в огромные рои — галактики, представляющие собой спирали из двух или более рукавов.
Какие виды звёзд бывают?
Исполнители.
Когда единственным инструментом в распоряжении астрономов был оптический телескоп, критерием классификации звезд была их яркость.
Как только стало возможным получать спектры звезд, была разработана классификация. Это основано на спектральном анализе. Это гораздо лучший способ охарактеризовать звезды, поскольку он дает информацию об их химическом составе, массе и стадии развития.
В соответствии со спектральным составом все звезды делятся на категории по температуре. Каждый класс соответствует букве латинского алфавита. Высший класс, O, предназначен для самых горячих звезд с температурой от 30 до 60000 Кельвинов. Более низкие температуры соответствуют категориям B, A, F и G. Буквы от M до T обозначают лампы с температурой ниже 2 — 3,5 тысяч Кельвинов.
Астрономы также различают следующие типы звезд
- коричневый карлик – звезда, в которой ядерные процессы недостаточно интенсивны для того, чтобы компенсировать потери энергии от излучения;
- белый карлик – звезда в фазе перестройки структуры. В результате перестройки осуществляется переход в состояние нейтронной звезды либо черной дыры;
- красный гигант – звезда с невысокой плотностью и огромным объемом и светимостью, наиболее интенсивно излучающая в инфракрасной части спектра;
- переменная звезда – светило с переменной интенсивностью излучения;
- двойная звезда – светило, состоящее из двух шаров раскаленного газа, сходных по массе. Кстати, они вращаются по сложной траектории друг относительно друга и составляют единое целое;
- новая или сверхновая звезда – светило, цикл развития которого подошел к концу. Он заканчивается взрывом с резким, но кратковременным многократным увеличением яркости;
- нейтронная звезда – светило на поздней стадии эволюции, находящееся на стадии сжатия ядра. Поэтому она излучает не световые волны, а излучение в нейтронном, рентгеновском или радиодиапазоне;
- черная дыра – звезда, процесс сжатия ядра которой достиг стадии, в которой ее гравитационное поле у поверхности настолько сильно, что не выпускает наружу даже излучение.
Из чего состоят звёзды?
Все звезды, видимые на ночном небе, представляют собой светящиеся шары из газа. Из-за своей невероятной массы газы находятся под воздействием огромного гравитационного поля. Они вызывают его сокращение.
В центре звезды, называемом ядром, сжимающие силы вызывают термоядерный процесс. В результате высвобождается большое количество энергии. На первый взгляд, однако, температура составляет тысячи или десятки тысяч Кельвинов. Внутри страны она исчисляется миллионами пунктов.
Кстати, газ, из которого состоит звезда, — это водород. В термоядерных реакциях он превращается в гелий и другие химические элементы. Молодые звезды, жизненный цикл которых начался относительно недавно, содержат очень мало Солнца.
Кроме того, в газе и плазме могут присутствовать небольшие количества металлов. Как следствие, они оказывают значительное влияние на скорость слияния. Чем старше звезда, тем больше химических элементов она содержит.
Наша галактика спиральная и похожа на вращающуюся звезду. Как планеты вращаются вокруг звезд, так и звезды в нашей галактике вращаются вокруг своих центров.
Формирование звезды
Диаграмма звездообразования
В момент образования звезды молекулы водорода и гелия объединяются в единое облако. Облако начинает вращаться. Действует внутренняя гравитационная сила. Это ускоряет вращение.
Постепенно внешнее пространство облака начинает выглядеть как диск, а внутреннее пространство становится сферическим роем. При повышении температуры материала увеличивается и его плотность. Это приводит к образованию сферических протозвезд.
Со временем давление и тепло увеличиваются до 1 млн. оС. Это приводит к объединению ядер. В этот момент рождается новая звезда. В этом случае объект окружен плотным облаком газа и пыли и поэтому едва заметен для наблюдателя.
Постепенно определенное количество атомной массы преобразуется в энергию в результате ядерного синтеза.
В этот период звезда движется под действием различных сил. В основном он вращается вокруг галактик и космических объектов в сильном гравитационном поле.
Интересный факт: Время не делится на день и ночь, поэтому звезды во Вселенной можно увидеть в любое время суток.
Звездная эволюция
Каждое космическое тело имеет определенный цикл развития, называемый эволюцией. Масса звезды оказывает значительное влияние на этот процесс. Чем больше вес объекта, тем короче его жизненный цикл.
Тела средней массы, в 1,5-8 раз превышающие массу Солнца, возникают из облаков, диаметр которых может достигать 100 000 световых лет. Когда внутренняя температура достигает 3725oC, из туманности формируются протозвезды. Когда водород начинает плавиться, он превращается в объект с переменными колебаниями яркости. Процесс расширения уравновешивается гравитационным сжатием. Звезда начинает получать энергию от слияния водорода, происходящего в ее ядре. Для формирования объекта требуется около 10 миллионов лет.
Как только весь водород превращается в гелий, под действием гравитации материал образует ядро, которое начинает быстро нагреваться. Внешние слои расширяются и быстро охлаждаются под действием внешней среды. Так формируются звезды красного гиганта. Затем химический процесс начинается с Солнца. После полного превращения в другую материю ядро расширяет свою оболочку из-за повышения температуры. В результате образуется звезда-белый карлик, температура которой может достигать 100 000 °C. Продукты, необходимые для разогрева, наконец-то готовы. Таким образом, объект постепенно начинает охлаждаться. Спустя миллиарды лет он превращается в черного карлика и заканчивает свою жизнь.
Звезды большой массы эволюционируют быстрее. С момента образования объекта до окончания его жизненного цикла проходит от 10 000 до 100 000 лет. В начале жизни они горячее, ярче и больше по размеру. Звезда отличается темно-синим цветом. Постепенно она превращается в красную сверхгигантскую звезду, где активный углерод переплавляется в тяжелые элементы. В результате образуется железное ядро. Его ширина может достигать 6000 километров. Его ядерное излучение не может противостоять гравитации.
Интересный факт: Первые карты звездного неба были составлены около 3 000 лет назад.
