Общие черты астрономии. ЛЕКЦИИ ПО АСТРОНОМИИ. Астрономию, с древнегреческого наука о законах, которым подчиняются звезды ( звезда закон). Если расширить понятие и не ограничиваться звездами, это наука о движении и взаимодействии внеземных объектов
 Скачать 1.55 Mb.
|
|
Красные гиганты и сверхгиганты Красные гиганты – это звезды с радиусами, в десятки раз большими солнечного, и со светимостью, большей светимости Солнца в десятки и сотни раз. Они светят красным светом, т. е. обычно имеют температуру поверхности менее 5000 K. Светимость сверхгигантов в  раз больше светимости Солнца, а размеры больше в сотни раз. Пример сверхгиганта – звезда Бетельгейзе. Масса этой звезды в 15 раз больше солнечной, а радиус превышает радиус Солнца в 1000 раз, поэтому средняя плотность Бетельгейзе всего  , т. е. в миллион раз меньше плотности воздуха.Особенностью этих огромных звезд является слоистое устройство центральной ее части, где идут ядерные реакции. В самом центре, несмотря на высокую температуру, ядерные реакции не идут, они протекают в окружающих центральное ядро слоях.  Строение красного гиганта В самых внешних слоях при температуре около 15 млн K из водорода образуется гелий. Глубже, где температура выше, из гелия образуется углерод, далее из углерода – кремний. В самых глубоких слоях образуется железо. Таким образом, в центральной части красных гигантов и сверхгигантов наряду с производством энергии образуются химические элементы вплоть до железа. Элементы тяжелее железа образуются по-другому, их образование требует затрат энергии. Белые карлики По свои размерам (в тысячи и десятки тысяч км) белые карлики сравнимы с Землей, но их массы ближе к массе Солнца. При такой плотности нарушена атомная структура вещества: электроны не связаны с ядрами. Примером белого карлика является Сириус B (звезда, образующая двойную звезду с Сириусом). Температура поверхности Сириуса B – 25 000 K, диаметр немного больше земного, масса равна солнечной, а плотность больше 100 кг/см3. Попробуйте представить, сколько весит чайная ложка такого вещества. В белых карликах термоядерные реакции не протекают, они светят за счет запасов тепловой энергии. Через миллиарды лет эти запасы иссякнут, белые карлики остынут и перестанут светиться. Двойные звезды, нейтронные звезды, черные дыры. Новые и сверхновые звезды Рассмотрим еще некоторые объекты, которые не подходят под классификацию звезд по диаграмме Герцшпрунга – Рассела но которые обнаружены и до некоторой степени изучены. Следующую группу звезд выделили не по их строению и характеристикам излучения, а по механике движения и взаимодействия. Большой интерес у астрономов вызывают двойные звезды, т. е. системы, состоящие из двух звезд, вращающихся вокруг общего центра тяжести. Наблюдения за такими системами позволяют определить эллиптические орбиты, по которым они вращаются, а по параметрам орбит найти массы обеих звезд. На сегодняшний день это единственный прямой, то есть соответствующий законам механики, метод определения масс звезд. Существуют системы, состоящие из большего числа звезд. Так, тройными являются Полярная звезда и ближайшая к Земле Проксима Центавра. Нейтронные звезды В 1967 году с помощью радиотелескопов были обнаружены странные объекты (их назвали пульсары), которые испускали строго периодические импульсы радиоволн. Периоды этих импульсов заключены в пределах от нескольких секунд до 1 мс. Вскоре было доказано, что периодическое радиоизлучение пульсаров создают нейтронные звезды с сильным магнитным полем. Период импульсов равен периоду собственного вращения нейтронной звезды. Так быстро может вращаться только небольшой объект, и действительно, размеры нейтронных звезд около 10 км. Массы нейтронных звезд сравнимы с массой Солнца, следовательно, их плотности колоссальны. Нейтронными такие звезды называют потому, что они состоят из плотно упакованных нейтронов. Черные дыры Преодолеть притяжение небесного тела массой М и радиусом R может только объект, обладающий скоростью не меньше второй космической  . Оказывается, существуют объекты с такими массами и радиусами, что даже скорость света меньше их второй космической скорости.Получается, если тело массой M имеет радиус  , где c – скорость света, то ни один сигнал не покинет это тело и мы его не сможем увидеть. Такие тела назвали черными дырами, а указанный радиус – гравитационным радиусом.В настоящее время обнаружены черные дыры в составе двойных звездных систем. В такой системе по размеру орбиты и периоду вращения мы можем определить массу, даже не видя объект. Так в созвездии Лебедя наблюдается двойная система: одна звезда – обычная излучающая видимый свет звезда, а другая невидимая звезда, излучающая рентгеновский свет, является черной дырой с массой десяти Солнц и размером 30 км. Рентгеновское излучение испускает не сама черная дыра (!), а нагретый до миллионов K газовый диск, вращающийся вокруг черной дыры. Этот диск состоит из вещества светящейся звезды, которое черная дыра своим притяжением вытягивает из нее. Мы до этого говорили о характеристиках звезд как бы в статике. Многие звезды можно так рассматривать. Например, то, что мы сказали о строении Солнца, о его размерах, характеристиках излучения, актуально на протяжении тысяч и миллионов лет. Но есть звезды, параметры которых изменяются сравнительно быстро, и как раз это изменение интересно. Такие объекты называют новыми и сверхновыми звездами. Давайте разбираться в определениях. Новые звезды на самом деле не новые, а такие, которые за несколько дней увеличивают свою светимость в несколько тысяч раз. Вспышки на небе новых звезд – редкое событие (раз в несколько лет). Например, в августе 1975 г. в созвездии Лебедя вспыхнула очень яркая новая, несколько дней она была в числе ярчайших в созвездии, а затем ее светимость постепенно уменьшилась во много тысяч раз. Изучение новых звезд до и после вспышки установило, что они являются двойными звездами, одна из которых большая с малой плотностью (гигант), а другая – маленькая с большой плотностью (белый карлик). Причина вспышки – перетекание вещества звезды-гиганта на белый карлик (рис. 18). По мере накопления вещества в оболочке белого карлика происходит нагревание звезды до такой температуры, при которой происходит термоядерный взрыв. Этот взрыв наблюдается как вспышка новой. При взрыве часть вещества (оболочка белого карлика) навсегда покидает звезду. Через много лет весь процесс может повториться с новой порцией вещества гиганта. Очень редко (раз в несколько сотен лет) в нашей Галактике наблюдаются взрывы звезд значительно большей мощности, чем вспышки новых звезд. При таких взрывах появляется необычайно яркая звезда там, где никаких звезд ранее не наблюдали, и высокая яркость сохраняется в течения ряда ночей, иногда эту звезду можно видеть и днем. Такие явления назвали вспышками сверхновых звезд (или просто сверхновых). За последнюю тысячу лет известно пять вспышек сверхновых (последняя была в 1667 г.). Сверхновую, вспыхнувшую в 1572 году в созвездии Кассиопеи, наблюдал Тихо Браге. Эта сверхновая была яркой, как Венера, и светила 16 месяцев. Сверхновую в 1604 г. наблюдали Галилей и Кеплер. С помощью телескопов за год обнаруживается несколько десятков вспышек сверхновых, но не в нашей галактике. При этом даже в огромных галактиках, содержащих сотни миллиардов звезд, сверхновые вспыхивают лишь раз в несколько десятилетий. При взрыве сверхновой в течение нескольких недель может выделиться такая энергия, какую Солнце излучает за миллиарды лет! Одна сверхновая звезда в максимуме своей светимости излучает больше света, чем вся остальная галактика. Существует два основных типа сверхновых звезд, образующихся по-разному. В одном случае это термоядерный взрыв белого карлика, но более мощный, чем при вспышке новой. Во втором случае взрыв происходит в результате затухания звезды-гиганта. При истощении запасов ядерного топлива и снижении температуры внутри звезды давления в центре оказывается недостаточно для того, чтобы удержать массу вышележащих слоев. Звезда резко сжимается (коллапсирует), а затем взрывается. После взрыва может остаться компактный объект (нейтронная звезда или черная дыра). Сброшенное при взрыве вещество сверхновой образует быстро расширяющуюся газовую оболочку. Это газовое облако, являющееся следом взрыва сверхновой, обычно наблюдается как туманность Например, Крабовидная туманность, находящаяся в созвездии Тельца, образовалась в результате взрыва сверхновой, который наблюдался в 1054 г. и о котором сохранились записи в китайских и японских летописях. Эту звезду можно было видеть даже днем, за несколько недель ее свечение ослабело, и она исчезла. Сейчас на месте этой сверхновой наблюдается только газовое облако, в центре которого слабенькая звездочка – нейтронная звезда (пульсар). Эволюция звезд За все время существования цивилизации на небе не исчезло и не появилось ни одной видимой звезды, если не считать кратковременных вспышек новых и сверхновых звезд. Но это не означает, что звезды неизменны. В них происходят необратимые процессы, такие как выгорание термоядерного топлива. Меняется температура, светимость, химический состав звезда, она постепенно «стареет». Процесс этот медленный, старение может длиться миллиарды лет. Поэтому мы не в состоянии проследить старение конкретной звезды. Но поскольку звезды имеют разные возрасты, массы, светимости, т.е. находятся на разных стадиях своего существования, астрономы по наблюдениям берутся рассчитывать и предсказывать эволюцию звезд. Разумеется, говоря об эволюции звезд, мы имеем в виду нечто отличное от биологической эволюции, в которой возникают новые виды. В астрономии под эволюцией звезды понимают ее жизненный цикл, в течение которого звезда последовательно переходит от одной стадии к другой, качественно отличной от предыдущей. В настоящее время относительно эволюции звезд известны следующие факты. Процесс старения звезды происходит неравномерно. 90 % своей жизни звезды остаются практически неизменными, находясь на главной последовательности. Все это время в недрах звезд энергия выделяется за счет превращения водорода в гелий. Чем больше масса звезды, тем быстрее происходит ее эволюция и тем короче время ее существования на главной последовательности, которое зависит от запаса энергии и скорости ее расходования. Для звезд, похожих на Солнце, начальное содержание водорода пропорционально массе звезды M, а скорость его расхода пропорциональна светимости L, тогда время существования звезды  . Для большинства этих звезд светимость пропорциональна M4, а время существования  . Из-за этого звезды размером с Солнце живут 10–13 млрд лет, а самые массивные – всего несколько миллионов лет.Когда запасы энергии в центре звезды подходят к концу, ее размеры и светимость начинают расти, а температура атмосферы уменьшается. Звезда начинает превращаться в огромную красноватую звезду высокой светимости и очень низкой плотности (красный гигант или сверхгигант). В недрах такой звезды образуется небольшое по размеру плотное гелиевое ядро. Когда температура в нем повышается до ста миллионов кельвинов, начинается реакция слияния ядер гелия и образования углерода. Этот процесс сопровождается выделением большого количества энергии. При этом в слое газа вокруг гелиевого ядра температура несколько ниже, но достаточна для того, чтобы там продолжалась реакция превращения водорода в гелий. По мере выгорания гелия, в ядре начинаются реакции синтеза углерода и т. д. В звездах малой массы (менее 0,08 массы Солнца) вообще термоядерные реакции не возникают. Они медленно остывают и становятся похожими скорее на планеты-гиганты Солнечной системы, а не на звезды. Их называют коричневыми карликами. Обнаружить их очень трудно из-за слабой светимости. Более массивные звезды (но меньшие Солнца) после исчерпания главного ядерного топлива проходят стадию красного гиганта и сбрасывают часть своей массы. Оболочка звезды постепенно рассеивается в пространстве, а ядро продолжает существовать. Его дальнейшая судьба зависит от массы. Звезды примерно такой же массы, как Солнце, после стадии красного гиганта и сброса небольшой части вещества сжимаются до размеров планет. Они таким образом превращаются в вырожденные звезды – белые карлики, которые медленно остывают и через миллиарды лет превращаются в очень плотные и холодные шары. Если звезда обладает начальной массой, в несколько раз большей массы Солнца, то она в итоге тоже превращается в белого карлика, но быстрее, чем Солнце (так как в больших звездах быстрее выгорает топливо). В звездах наибольших масс (не менее 10 солнечных) после сброса вещества остается очень массивное ядро. После исчерпания термоядерного топлива оно сжимается под действием собственного веса и взрывается как сверхновая звезда. Остаток звезды, если он имеет массу менее трех солнечных, превращается в нейтронную звезду. Если же масса остатка была больше, то он превращается в черную дыру. Мы рассмотрели разные варианты эволюции звезд и увидели среди них тот, который, возможно, ожидает наше Солнце. Это стадия красного гиганта и вырождение до белого карлика. Произойдет это, по расчетам, примерно через 8 млрд лет. Этого времени достаточно, чтобы человечество тысячи раз проделало свой эволюционный путь, который оно прошло к сегодняшнему моменту. Так что для нас эти прогнозы представляют теоретический интерес, близкий к научному любопытству. Наша галактика Млечный путь Ускорение свободного падения отдельно взятой синей ручки равно  . Эта информация полезна только для одного частного случая. Если взять ручку другого цвета, другую синюю ручку или вообще поменять ручку на другой предмет – что-то изменится? В утверждении, с которого мы начали, ответа нет. А вот утверждение «ускорение любого тела вблизи поверхности Земли в отсутствие сопротивления равно » уже более информативно. Оно описывает универсальную закономерность, применимую ко многим частным случаям. Задача науки – выявить универсальные закономерности, которые позволят решать не одну, а целый класс задач.Мы описали движение планет Солнечной системы и попытались объяснить, почему оно такое. Мы связали структуру Солнечной системы с ее происхождением. Тела Солнечной системы вращаются вокруг Солнца приблизительно в одной плоскости, в одном направлении, и мы связали это с тем, как Солнечная система формировалась из облака пыли в процессе вращения вещества, гравитационного коллапса и других процессов. Везде в мире действуют одни и те же законы гравитации. Так почему бы не существовать другим системам с похожим строением среди звезд? Серебристую полосу, которая тянется по небесной сфере и образует кольцо, назвали Млечным Путем. Наблюдая Млечный Путь в телескоп, Галилей установил, что он состоит из колоссального множества не очень ярких звезд. В начале ХХ века было установлено, что те звезды, которые наблюдаются невооруженным глазом или в небольшой телескоп, образуют в пространстве огромный сплюснутый звездный диск. Толщина этого диска составляет несколько тысяч световых лет, а диаметр превышает толщину более чем в десять раз. Этот диск является главным компонентом нашей звездной системы – Галактики (от греческого слова γᾰλαξίας – «молочный»). Наше Солнце (и мы) находимся внутри звездного диска и поэтому вблизи его плоскости видим много далеких звезд, которые сливаются для нас в светящуюся полосу Млечного Пути. В направлении, перпендикулярном плоскости галактического диска, звезды расположены менее плотно. Полоса Млечного Пути имеет очень неровные очертания, и внутри светлой полосы есть и более яркие, и темные участки. Это объясняется наличием в Галактике скоплений межзвездной пыли, которые могут поглощать видимый свет. Наблюдения, проводимые в менее поглощаемых пылью инфракрасных лучах, позволили увидеть плотное центральное ядро Галактики и понять ее структуру. В структуре Млечного Пути выделяют три основные части: диск диаметром около 30 килопарсеков (около 100 000 св. лет), центральное сферическое вздутие балдж (англ. bulge) и гало, которое простирается на большое расстояние. Большая часть газовых и пылевых облаков вместе с множеством ярких молодых звезд лежат в плоскости диска, собираясь в спиральные рукава, отходящие от центра. Наша Солнечная система располагается в средней части спирального рукава в 8 килопарсеках от центра Галактики. Плоскость орбит планет Солнечной системы образует угол приблизительно 60° с плоскостью галактического диска, поэтому полоса Млечного Пути на небосводе наклонена к плоскости эклиптики  Структура Млечного Пути Балдж имеет форму огромного немного уплощенного мяча для регби, в нем велика плотность звезд. Гало имеет форму, близкую к сферической, и содержит ряд шаровых звездных скоплений, отдельные звезды и горячий газ. Плотность вещества в гало ниже, чем в диске и балдже, а простирается оно дальше диаметра диска. Солнце движется вокруг центра Галактики со скоростью около 220 км/с. Но ввиду огромных размеров Галактики полный оборот Солнце совершает за 220 миллионов лет, т. е. за время, прошедшее с гибели динозавров (65 миллионов лет назад), Солнце прошло только около четверти своей орбиты. Галактика выглядит (с учетом разницы в размерах) как Солнечная система в процессе ее формирования. В частности, подобно тому как дальние от Солнца планеты совершают оборот за большее время, чем ближние, внутренние части Галактики обращаются быстрее внешних. Это приводит к образованию спиральных рукавов и объясняет их изогнутую форму. Полное число звезд различных масс, возрастов и светимостей в Галактике оценивается в несколько сотен миллиардов, лишь небольшая их часть доступна наблюдению даже в крупные телескопы. Расстояния между соседними звездами в диске Галактики велики (световые года): например, от Солнца до ближайшей соседней звезды расстояние 4,2 световых года. Вблизи ядра Галактики плотность звезд значительно больше, чем в диске, и расстояния между звездами меньше в 1500 раз. В центре Галактики в кубе со стороной 1 световой год может быть более 10 млн звезд, на краю диска звезды встречаются значительно реже. Но явной внешней границы у Галактики нет. Кроме звезд, в Млечном Пути есть много межзвездного вещества в виде облаков газа и пыли (около 15 % массы звезд). Газ и пыль распределены в Галактике неоднородно, нередко в ней наблюдаются темные облака пыли, которые заслоняют находящиеся за ними звезды. Но если эти плотные облака освещены яркими звездами, то они отражают этот свет и становятся видимыми. Если вблизи или внутри газопылевого облака имеется горячая звезда, то она возбуждает свечение газа, и мы видим светящуюся туманность. Мы уже говорили о том, что в газопылевых туманностях возникают молодые звезды. Кроме газа и пыли, наша Галактика заполнена космическими лучами – релятивистскими частицами: протонами, электронами и ядрами атомов других химических элементов, которые двигаются со скоростями, близкими к скорости света. Под действием магнитного поля, которое тоже пронизывает всю Галактику, космические лучи двигаются по запутанным траекториям, не покидая Галактику. |