Самая близкая к Земле звезда (не считая Солнца) — Проксима Центавра. Он находится на расстоянии 4,2 секунды лет от нашей Солнечной системы (4,2 секунды лет = 39 пм = 39 триллионов километров = 3,9 × 10 13 километров). См. также список близлежащих звезд.
Что такое звезда
Здравствуйте, уважаемые читатели блога KtoNaNovenkogo.ru. Звездное небо — одно из самых красивых зрелищ. Мы можем смотреть на него часами.
Мы видим звезды как маленькие яркие точки на ночном небе. Некоторые из них кажутся нам более яркими, другие — менее яркими. На небе звезды расположены близко друг к другу.
Но насколько они действительно далеки друг от друга? А что такое звезда? Об этом и пойдет речь в данной статье.
Что такое звезда
Звезда — это большой шар газа, удерживаемый вместе в пространстве гравитацией и внутренним давлением.
Каждая звезда отличается от других, потому что внутри нее происходят или происходили термоядерные процессы. Каждое из этих небесных тел представляет собой светящуюся массу материи.
Свет, излучаемый этими объектами, делает их видимыми для человеческого глаза, даже если они находятся на большом расстоянии.
Виды звезд
Звезды классифицируются в зависимости от температуры их поверхности. У них есть форма:
- Температура поверхности этих звезд составляет 5-7 тысяч Кельвинов.
- Желтый Температура их поверхности составляет от 5 000 до 7 500 Кельвинов.
- Белый Температура их поверхности составляет от 7 500 до 30 000 К. Температура их поверхности составляет от 7 500 до 30 000 К.
- Синий Поверхность этих звезд нагрета до 80 000 Кельвинов.
Эта классификация довольно примитивна, поскольку астрономы также говорят о сине-белых и оранжевых звездах.
Интересно, что цвет звезды определяется температурой ее поверхности. Однако температура внутри звезды гораздо выше.
Масса звезд колеблется от 0,07 солнечных масс (красные звезды) до 50 солнечных масс (голубые гиганты).
Звездная величина
Звездная яркость или светимость определяет яркость объекта, его светимость, с точки зрения наблюдателя на Земле. Это концепция, описывающая поток энергии на единицу площади.
Чем меньше величина, тем ярче объект. Самые яркие звезды имеют звездную величину 1.
До сих пор считалось, что самые слабые звезды имеют величину шесть. Однако это лишь предел видимости для невооруженного глаза. Звезды 19-й величины можно наблюдать с помощью телескопов.
Звездные величины могут иметь и отрицательные значения. Например, в полнолуние Солнце имее т-26,7, а Лун а-12,74. Звезды Большой Медведицы имеют 2-ю величину.
LP 40-365 — первая звезда такого типа, которая четко подтверждает ранее предложенную теорию существования подобных явлений. Звезда имеет массу в 6,5 раз больше массы нашего Солнца и находится на расстоянии около 1 000 световых лет от нас.
Сколько звезд во Вселенной?
Самая яркая звезда на нашем небе — Сириус. Лучше всего наблюдать за ним зимой, когда он виден во всем своем великолепии и яркости.
В 2004 году ученые из Австралии попытались определить приблизительное количество звезд. Чтобы рассчитать это, они выбрали случайный квадрат на небе и измерили его яркость. Полученный результат делился на среднюю яркость звезды и определялось количество звезд в квадрате. Это намного больше, чем общее количество песчинок на нашей планете.
Рождение и жизнь звезды
Звезды рождаются, живут и умирают, как живые существа. Продолжительность их жизни настолько велика (до десяти миллиардов лет), что астрономы не могут проследить жизнь ни одного из них от начала до конца. С другой стороны, ученые могут наблюдать звезды на разных стадиях развития.
Звезды образуются из облаков газа и пыли. Они сжимаются, потому что частицы притягиваются друг к другу. Во время этого процесса температура и плотность материи значительно увеличиваются. На данном этапе это уже не облако, но еще и не звезда. Постепенно она достигает температуры в несколько миллионов градусов, и в этот момент начинается термоядерная реакция. Протозвезда становится звездой и излучает энергию в течение многих миллиардов лет.
Звезда будет светить до тех пор, пока ее внешние слои не остынут. Постепенно запасы водорода заканчиваются, и термоядерные реакции внутри звезды угасают. Остывшие внешние слои начинают светиться красным светом, и звезда становится красным гигантом. Красный гигант будет продолжать терять яркость, пока не погаснет. В зависимости от своего размера красные гиганты либо превращаются в красные карлики, либо взрываются и становятся белыми карликами, которые затем либо исчезают, либо превращаются в нейтронную звезду, либо сжимаются в черную дыру.
Когда жизнь звезд подходит к концу, термоядерные реакции гаснут. В результате звезда превратится в белого карлика из-за гравитационных сил, которые ее сжимают.
Какие бывают звезды?
Звезды различаются по температуре, возрасту, массе, размеру, плотности, светимости и химическому составу.
В зависимости от температуры различают красные, желтые, белые и голубые звезды. Красные — самые холодные, температура их поверхности менее 3000°C. Желтые звезды — к ним относится и наше Солнце — имеют температуру около 6 000°C, белые звезды «нагреваются» до 10 000-20 000°C, а голубые звезды — самые горячие — нагреваются до температуры более 30 000°C (иногда до 100 000°C). Но это температура поверхности звезд. Внутреннее пространство этих светил еще горячее — до 20 миллионов°C.
Белый карлик — это звезда с большой массой (примерно равной массе Солнца) и малым радиусом, близким к радиусу Земли. Однако плотность белого карлика огромна: 1 см3 имеет массу 29 тонн.
Белые карлики называются гигантами (самые большие) и карликами (самые маленькие) в зависимости от их размера. Диаметр так называемых белых карликов может быть более чем в 100 раз меньше диаметра Солнца, а масса этих звезд примерно такая же, как масса Солнца. В количественном выражении эти карлики составляют от 3 до 10 % звездного «населения» нашей галактики.
Чем крупнее звезды, тем реже они встречаются в космосе. Гиганты встречаются особенно редко. Самые крупные из них — красные гиганты. Бетельгейзе, красная звезда в созвездии Ориона, например, имеет диаметр, более чем в 300 раз превышающий диаметр Солнца. Но красная звезда Антарес в Скорпионе имеет диаметр в 450 раз больше нашего Солнца и даже больше, чем орбита Марса.
Одна из крупнейших звезд, известных сегодня, — красный сверхгигант Мю Цефея. В пределах этой звезды орбиты планет нашей Солнечной системы могут простираться до Юпитера. Му Цефея, также известная как Звезда Гершеля, — красный сверхгигант в созвездии Цефея.
Около половины звезд — простые (как Солнце), остальные образуют двойные (как Сириус), тройные и более сложные системы. Чем больше звезд в системе, тем реже она встречается. Известны звездные системы с семью членами, но более сложные системы еще предстоит открыть.
Минимальная температура для звезд главной последовательности составляет около 4000 К; температура коричневых карликов колеблется между 300 и 3000 К. Коричневые карлики непрерывно остывают в течение своей жизни; чем больше карлик, тем медленнее он остывает.
Физические характеристики
Подавляющее большинство современных звезд имеют массу от 0,071 солнечной массы (75 солнечных масс) до 100-150 солнечных масс, и вполне вероятно, что самые ранние звезды были еще массивнее. Температура в ядрах звезд достигает примерно 10-12 миллионов К.
Расстояние
Существует много способов определить расстояние до звезды. Однако самым точным и основой для всех остальных методов является измерение параллакса звезд. Русский астроном Василий Яковлевич Струве первым измерил расстояние до звезды Вега в 1837 году. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерять расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников типа Hipparcos — до 1000 пк. Если звезда является частью звездного скопления, то не будет большой ошибкой считать расстояние до звезды расстоянием до звездного скопления. Если звезда принадлежит к категории головного скопления, то расстояние можно определить по соотношению между длительностью импульса и абсолютной яркостью. Фотометрия в основном используется для определения расстояний до далеких звезд 2 3.
Масса
Массу звезды можно достоверно определить только в том случае, если она является частью двойной звезды. В этом случае массу можно рассчитать, используя обобщенный третий закон Кеплера. Тем не менее, предполагаемая ошибка составляет от 20 % до 60 %, что в значительной степени зависит от ошибки в определении расстояния до звезды. Во всех остальных случаях массу приходится определять по косвенным признакам, таким как зависимость светимости от массы звезды. 4 .
Химический состав
Чрезвычайно важной характеристикой является его химический состав, как с точки зрения звезды, так и с точки зрения наблюдателя. Хотя доля элементов тяжелее гелия составляет не более нескольких процентов, они играют важную роль в жизни звезды. Они могут замедлять или ускорять ядерные реакции, что отражается на яркости и цвете звезды, а также на сроке ее жизни. Чем более металлической является массивная звезда, тем меньше будет ее остаток при взрыве сверхновой. Наблюдатель, знающий химический состав звезды, может почти наверняка определить, когда она образовалась. Это объясняется тем, что все трагические изменения, происходящие в звезде в течение ее жизни, не затрагивают ее поверхность. Это всегда верно для звезд большой и промежуточной массы и почти всегда верно для звезд большой массы.
Строение звёзд
Звезда начинает свою жизнь как холодное, разреженное облако межзвездного газа, которое сжимается под действием собственной гравитации. При сжатии гравитационная энергия преобразуется в тепловую, и температура газового шара повышается. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Звезда остается в таком состоянии большую часть своей жизни, поскольку находится в главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела, пока не исчерпается топливо в ее ядре. Когда весь водород в центре звезды превращается в гелий, термоядерное горение водорода на периферии гелиевого ядра продолжается.
В это время структура звезды начинает заметно меняться. Его яркость увеличивается, внешние слои расширяются, а внутренние сжимаются. В настоящее время яркость звезды также уменьшается. Температура поверхности падает, и звезда становится красным гигантом. Звезда проводит гораздо меньше времени в гигантской ветви, чем в главной последовательности. Когда масса изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно больше не может удерживать свой вес и начинает сжиматься; повышение температуры стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжелые элементы.
Белые карлики и нейтронные звёзды
Вскоре после взрыва гелия «воспламеняются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает интенсивную перестройку звезды и ее быстрое движение по диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Атмосфера звезды увеличивается еще больше и начинает интенсивно терять газ в виде рассеянных потоков звездного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от ее начальной массы: Ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звезды), если его масса превышает предел Чандрасекара на более поздних стадиях эволюции, как нейтронная звезда (пульсар) или, если его масса превышает предел Оппенгеймера-Волкова, как черная дыра. В двух последних случаях завершение звездной эволюции сопровождается катаклизмическими событиями — взрывами сверхновых.
Подавляющее большинство звезд, включая Солнце, завершают свою эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В таком состоянии, когда звезда в сто раз меньше, а ее плотность в миллион раз больше плотности воды, она называется белым карликом. Он не имеет источника энергии и становится темным и невидимым по мере постепенного охлаждения.
В звездах, более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может остановить сжатие ядра, и этот процесс продолжается до тех пор, пока большая часть частиц не превратится в нейтроны, которые настолько плотно упакованы, что звезда измеряется километрами и в 280 триллионов раз плотнее воды. Такой объект называется нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденной нейтронной материи.
Чёрные дыры
В звездах, более массивных, чем предшественники нейтронных звезд, ядра полностью разрушаются под действием гравитации. Когда такой объект сжимается, сила гравитации на его поверхности увеличивается настолько, что никакие частицы или даже свет не могут покинуть объект — объект становится невидимым. В их окрестностях свойства пространства-времени существенно меняются; описать их может только общая относительность. Такие объекты называются черными дырами.
Схема эволюции одиночных звёзд
Горение водорода в атомном ядре
несгоревшее ядро He
Классификация звёзд
Звезды классифицируются в зависимости от светимости, массы, температуры поверхности, химического состава, спектральных характеристик (спектральный класс) и частоты.
Кратные звёзды
Звездные системы могут быть одиночными или множественными: бинарные, триплетные или более крупные кратные системы. Если система содержит более десяти звезд, она называется звездным скоплением. Двойные звезды (кратные звезды) встречаются очень часто. По некоторым оценкам, более 70% звезд в галактике кратны 5. Например, среди 32 ближайших к Земле звезд есть 12 кратных, 10 из которых — двойные звезды, включая самую яркую из визуально наблюдаемых звезд Сириус. В пределах 20 парсеков от Солнечной системы около половины из более чем 3000 звезд являются двойными звездами всех типов 6
Когда жизнь звезд подходит к концу, термоядерные реакции гаснут. В результате звезда превратится в белого карлика из-за гравитационных сил, которые ее сжимают.
SN 1987A
Сверхновая вспыхнула очень близко от Земли, на расстоянии около 168 000 световых лет. Свет от вспышки, произошедшей на краю туманности Тарантул, достиг нашей планеты только в 1987 году.
Примечательно, что извержение, пик которого пришелся на май 1987 года, можно было наблюдать невооруженным глазом.
Красота SN 1987A определяется двумя кольцами низкой светимости. Они симметрично расположены в космическом пространстве, на месте взрыва звезды-прародительницы, голубого сверхгиганта Сандулеака. По мере охлаждения атомы углерода, кремния и кислорода в кольцах соединяются, образуя молекулы и пыль. Астрономы внимательно наблюдают за местом взрыва. Но до сих пор ученые не обнаружили ни нейтронной звезды, ни черной дыры.
Процион A
Фото: Сравнение размеров Проциона А и Солнца.
Самая яркая звезда в созвездии Малого Пса, как видно с Земли, движется перед Сириусом, отсюда и название «перед Псом».
Эта прекрасная звезда находится относительно близко к нашей Солнечной системе, на расстоянии 3,5 парсеков. Процион А имеет слабый аналог, Процион В, с которым он образует бинарную систему.
Звезда в созвездии Малого Пса неуклонно увеличивается в размерах и в конечном итоге будет в 130-150 раз больше своего нынешнего размера.
Звезда Процион А известна человеку с древних времен. Древние шумеры, египтяне и жители древнего Вавилона поклонялись ему как божеству. Интересно, что енот также имеет научное название — Procyon, что означает «передняя собака».
Ригель
Изображение: Сравнение размеров Ригеля и Солнца.
Красивый бело-голубой сверхгигант расположен в прекрасном и очаровательном созвездии Ориона. Название этой яркой звезды, расположенной вблизи экватора, переводится как «нога».
Яркость Ригеля в 130 000 раз превышает яркость Солнца. По этой причине она является самой мощной звездой в списке самых ярких звезд огромной Вселенной. Ригель превосходит Солнце по массе в 18 раз, а по размеру — в 74 раза. Более того, Ригель — самая близкая к нам звезда с такой невероятно высокой светимостью.
В Млечном Пути, где расположен Ригель, это одно из самых красивых мест. Действительно, интенсивная яркость звезды освещает пылевые облака, находящиеся в непосредственной близости от сверхгиганта.
В египетской мифологии Ригель охранял мертвых и считался царем всех звезд. Позже эту звезду стали ассоциировать с Осирисом. Индейцы маори, напротив, праздновали Новый год с восходом Ригеля на небе.
Нейтронные звезды (НЗ) — это звездные образования с массой порядка 1,5 солнечных масс и гораздо меньшим размером, чем белые карлики; считается, что типичная нейтронная звезда имеет радиус около 10-20 км.
Из чего состоят звёзды?
Каждая звезда, которую мы видим на ночном небе, представляет собой светящийся шар газа. Эта огромная масса означает, что газ подвержен воздействию огромных гравитационных полей. Они вызывают его сокращение.
В центре звезды, так называемом ядре, сила давления запускает термоядерный процесс. При этом высвобождается огромное количество энергии. Но на поверхности температура составляет несколько тысяч или десять тысяч градусов Кельвина. Но внутри — миллионы градусов.
Кстати, газ, из которого состоят звезды, — это водород. В термоядерных реакциях он превращается в гелий и другие химические элементы. Молодые звезды, жизненный цикл которых начался относительно недавно, содержат очень мало гелия.
Кроме того, в газе и плазме могут присутствовать небольшие количества металлов. Это резко влияет на скорость синтеза в ядре. Чем старше звезда, тем больше химических элементов она содержит.
Для чего нужны звёзды?
Почему во Вселенной есть звезды?
Звезды являются доминирующими небесными телами во Вселенной. Они генерируют световую и тепловую энергию, которая распространяется через пространство в виде излучения. Центр нашей звездной системы, Солнце, является источником жизни и тепла для нашей Земли.
Вполне вероятно, что многие звезды в нашей галактике и в других галактиках также имеют планеты. Более того, на них могла развиться жизнь.
Если бы Солнце внезапно погасло или исчезло, все живое на Земле погибло бы от холода в течение двух-трех недель.
Сверхновая вспыхнула очень близко от Земли, на расстоянии около 168 000 световых лет. Свет от вспышки, произошедшей на краю туманности Тарантул, достиг нашей планеты только в 1987 году.
Классификация звезд
Типы звезд доминируют по спектру в системе Моргана-Кинана, которая выделяет 8 спектральных классов. Каждый из них соответствует диапазону температур поверхности: O, B, A, F, G, K, M и L (от самого теплого до самого холодного). Каждый из этих типов подразделяется еще на 10 типов (от 0 до 9).
Эта система также учитывает яркость. Самые крупные и яркие имеют наименьшие латинские номера: Ia — яркий сверхгигант, Ib — сверхгигант, II — яркий гигант, III — гигант, IV — сверхгигант и V — звезда главной последовательности или карлик.
Структура звезд Вселенной
Большую часть своей жизни звезда проводит на стадии главной последовательности. Она состоит из ядра, радиационной и конвективной областей, фотосферы, хромосферы и короны. Ядро — это область, где происходит ядерный синтез, обеспечивающий звезду энергией. Энергия этих реакций передается наружу из радиационного пояса. При конвекции энергия передается от горящих газов. Если звезда массивнее Солнца, она конвективна в ядре и излучает во внешние слои; если она менее массивна, она излучает в ядре и конвективна во внешних слоях. Объекты средней массы спектрального типа А способны излучать повсюду.
Следующей частью звездной структуры является фотосфера, которую часто называют поверхностью. За ней находится красноватая хромосфера, которая обусловлена наличием водорода. Внешняя сфера звезды — это корона. Она невероятно горячая, что может быть связано с конвекцией во внешних слоях. В следующем видеоролике показано движение звезд на небе.
Звезды — это небесные тела, огромные светящиеся шары из плазмы. Только в Млечном Пути их миллиарды, включая Солнце. Некоторое время назад мы узнали, что некоторые из них также имеют планеты.
Новая звезда
Звезды, яркость которых внезапно увеличивается в 10 000 раз. Новая звезда — это бинарная система, состоящая из белого карлика и звезды-компаньона на главной последовательности. В таких системах газ звезды постепенно течет к белому карлику и взрывается там через регулярные промежутки времени, вызывая всплеск яркости.
Сверхновая — это звезда, которая завершает свою эволюцию катаклизмическим взрывом. Светимость может быть на несколько порядков больше, чем у молодой звезды. Такой мощный взрыв является следствием процессов, происходящих в звезде на заключительном этапе ее эволюции.
Нейтронная звезда
Нейтронные звезды (НЗ) — это звездные образования с массой порядка 1,5 солнечных масс и гораздо меньшим размером, чем белые карлики; считается, что типичная нейтронная звезда имеет радиус около 10-20 км.
Они состоят в основном из нейтральных субатомных частиц — нейтронов, которые сильно сжимаются под действием гравитации. Плотность этих звезд чрезвычайно высока, сопоставима и, по некоторым оценкам, может в несколько раз превышать среднюю плотность атомного ядра. Кубический сантиметр вещества НЗ весил бы сотни миллионов тонн. Гравитация на поверхности нейтронной звезды примерно в 100 миллиардов раз больше, чем на Земле.
По оценкам ученых, в Млечном Пути может существовать от 100 миллионов до 1 миллиарда нейтронных звезд, или примерно одна из тысячи нормальных звезд.
Пульсары
Пульсары — это космические источники электромагнитного излучения, которые достигают Земли в виде периодических всплесков (импульсов).
Согласно преобладающей астрофизической модели, пульсары — это вращающиеся нейтронные звезды с магнитным полем, наклоненным к оси вращения. Когда Земля входит в конус, образованный этим излучением, можно зарегистрировать импульс излучения, который повторяется с интервалами, соответствующими периоду вращения звезды. Некоторые нейтронные звезды совершают до 600 оборотов в секунду.
