• Выгорание ядерного топлива звезды

    Наибольший интерес для учёных представляет процесс, в ходе которого шаг за шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Для расчёта этого процесса используется информация, полученная из лабораторных опытов; огромную роль при этом играют современные быстродействующие вычислительные машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения в звезде и проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60 раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.

  • Взрыв сверхновой

    Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказывается накануне драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в железном ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При этом испускаются потоки нейтрино, уносящие с собой в космическое пространство значительное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды велика, то эти энергетические потери могут иметь серьёзные последствия, так как они приводят к снижению давления излучения, необходимого для поддержания устойчивости звезды.

  •                  

  • Типы двойных звезд

    Для начала выясним, какие звезды так называют. Давайте отбросим тот тип двойных, который носит название "оптически двойные звезды". Это - пары звезд, случайно оказавшиеся рядом на небе, то есть в одном направлении, а в пространстве, на самом деле, их разделяют большие расстояния. Этот тип двойных мы рассматривать не станем. Нас будет интересовать класс физически двойных, то есть действительно связанных гравитационным взаимодействием звезд. Физически двойные звезды по эллипсам вращаются вокруг общего центра масс. Однако, если отсчитывать координаты одной звезды относительно другой, то получится, что звезды движутся друг относительно друга тоже по эллипсам.

  • Спектрально-двойные звезды

    В спектрах некоторых звезд наблюдается периодическое раздвоение или колебание положения спектральных линий. Если эти звезды являются затменными переменными, то колебания линий происходят с тем же периодом, что и изменение блеска. При этом в моменты соединений, когда обе звезды движутся перпендикулярно к лучу зрения, отклонение спектральных линий от среднего положения равно нулю. В остальные моменты времени наблюдается раздвоение спектральных линий, общих для спектров обеих звезд. Наибольшей величины раздвоение линий достигает при наибольшей лучевой скорости компонентов, одного - в направлении к наблюдателю, а другого - от него. Если наблюдаемый спектр принадлежит только одной звезде (а спектр второй не виден из-за ее слабости), то вместо раздвоений линий наблюдается их смещение то в красную, то в синюю часть спектра. Зависимость от времени лучевой скорости, определенной по смещениям линий, называется кривой лучевых скоростей. Форма кривой лучевых скоростей определяется только двумя параметрами: эксцентриситетом орбиты е и долготой периастра w.

    Таким образом, комбинацию этих двух параметров, или оба их в отдельности, можно определить, если известна кривая лучевых скоростей.

  • Пульсирующие переменные - Цефеиды

    Цефеидами называются физические переменные звезды, характеризующиеся особой формой кривой блеска.

    Видимая звездная величина плавно и периодически меняется со временем и соответствует изменению светимости звезды в несколько раз (обычно от 2 до 6). Этот класс звезд назван по имени одной из типичных его представительниц - звезды d Цефея.

    Цефеиды относятся к гигантам и сверхгигантам классов F и G. Это обстоятельство позволяет наблюдать их с огромных расстояний, в том числе и далеко за пределами нашей звездной системы - Галактики. 

  • Красные гиганты и белые карлики

    Астрономы располагают все звезды на особой диаграмме, называемой Цвет-Светимость. По оси абсцисс этой диаграммы откладывается температура звезд (по ряду исторических причин, в нуле абсцисс располагаются самые высокие температуры, дальше вдоль оси они уменьшаются).

    Мы видели, что цвет звезд и их температура - это почти одно и то же, поэтому на оси абсцисс иногда еще изображают обыкновенную полосу спектра - от голубого до красного. По оси ординат откладывается светимость. Именно поэтому такая диаграмма и называется Цвет-Светимость (иногда - Спектр-Светимость). Давайте посмотрим, как будут располагаться те звезды, о которых мы до сих пор говорили, на этой диаграмме (а мы говорили о нормальных звездах, источником энергии которых является синтез гелия из водорода).

  • Затменные переменные звезды

    Затменными переменными называются такие неразрешимые в телескопы тесные пары звезд, видимая звездная величина которых меняется вследствие периодически наступающих для земного наблюдателя затмений одного компонента системы другим. В этом случае звезда с большей светимостью называется главной, а с меньшей - спутником. Типичными примерами звезд этого типа являются звезды Алголь b Персея) и b Лиры. Вследствие регулярно происходящих затмений главной звезды спутником, а также спутника главной звездой суммарная видимая звездная величина затменных переменных звезд меняется периодически.

  • Визуально-двойные звезды

    Двойные звезды, двойственность которых обнаруживается при непосредственных наблюдениях в телескоп, называются визуально-двойными. Видимую орбиту звезды-спутника относительно главной звезды находят по длительным рядам наблюдений, выполненным в различные эпохи. С точностью до ошибок наблюдений эти орбиты всегда оказываются эллипсами. В некоторых случаях на основании сложного собственного движения одиночной звезды относительно звезд фона можно судить о наличии у нее спутника, который невидим либо из-за близости к главной звезде, либо из-за своей значительно меньшей светимости (темный спутник). Именно таким путем были открыты первые белые карлики - спутники Сириуса и Проциона, впоследствии обнаруженные визуально.

  • Происхождение Вселенной

    Вопрос о происхождении Вселенной со всеми ее известными и пока неведомыми свойствами испокон веков волнует человека. Но только в XX веке, после обнаружения космологического расширения, вопрос об эволюции Вселенной стал понемногу проясняться. Последние научные данные позволили сделать вывод, что наша Вселенная родилась 15 миллиардов лет назад в результате Большого взрыва. Но что именно взорвалось в тот момент и что, собственно, существовало до Большого взрыва, по-прежнему оставалось загадкой. Созданная в конце XX века инфляционная теория появления нашего мира позволила существенно продвинуться в разрешении этих вопросов, и общая картина первых мгновений Вселенной сегодня уже неплохо прорисована, хотя многие проблемы еще ждут своего часа. 

  • Эволюция галактик: новые версии

    Ученые из Оксфордского университета и обсерватории Gemini обнаружили, что химический состав галактик, расположенных в центре больших галактических скоплений, изменяется со временем, сообщает USAToday.

    Ранее считалось, что эти галактики, образовавшиеся на ранней стадии развития Вселенной, подвержены так называемой «пассивной эволюции», т. е. стареют, не подвергаясь каким-либо структурным изменениям. Если бы это было верно, то количество легких элементов, содержащихся в центральных галактиках, не изменилось бы со времени их формирования.

  • У двойных звезд рождаются планеты-гиганты

    Фантасты прошлого века, изображавшие в своих произведениях планеты, освещаемые двумя и более звездами, оказались не так далеки от реальности.

    Долгое время считалось, что планетарные системы могут формироваться только вокруг единичных звезд, подобных Солнцу. Но в своей новой теоретической работе доктор Алан Босс (Alan Boss) из Отделения земного магнетизма (DTM) института Карнеги показал, что планеты могут быть и у множества других звезд — от пульсаров до белых карликов. В том числе и у двойных и даже тройных звездных систем, которые составляют две трети всех звездных систем в нашей Галактике.

  • Рождение звезд сопровождается ударными волнами

    Астрономы воспользовались снимками высокого разрешения, сделанными космическим телескопом Хаббла, и впервые получили фильмы процесса рождения молодой звезды, на которых видны ударные волны от струй.

    Доктор Патрик Хартиган (Patrick Hartigan) из университета Райса в сотрудничестве со специалистами обсерватории Сьерра-Тололо в Чили, университетов штатов Аризона, Гавайи и Колорадо в рамках финансировавшегося НАСА проекта создали анимацию из разновременных снимков формирующейся звезды HH 47 в созвездии Паруса, полученных в 1994 и 1999 годах. Фильмы дают возможность по-новому «взглянуть» на процесс рождения новых звезд. «Вы можете смотреть на снимок и делать какие угодно предположения, но когда вы смотрите фильм, все оказывается по-другому», — комментирует д-р Патрик Хартиган.

  • Рождение звезд

    Космос часто называют безвоздушным пространством, полагая его пустым. Однако, это не так. В межзвездном пространстве есть пыль и газ (в основном, гелий и водород, причем последнего значительно больше). Во Вселенной существуют целые облака пыли и газа. Благодаря этим облакам нам не виден центр нашей Галактики. Облака эти могут иметь размеры в сотни световых лет, а их части могут сжиматься под действием сил гравитации. В процессе сжатия часть облака будет уплотняться, уменьшаясь в размерах и одновременно нагреваясь.

  • Конец жизни немассивных звезд

    Чем массивнее была звезда, тем большее гелиевое ядро в ней образуется. Тем больше силы, стремящиеся его сжать. Тем больше давление в ядре и его температура. В большинстве звезд эта температура достаточна, чтобы начались ядерные реакции синтеза углерода из гелия.

    При большем повышении температуры могут проходить и реакции синтеза более тяжелых элементов. В самом общем случае, когда в ядре заканчивается все ядерное горючее, оно, не в силах больше сдерживать гравитационные силы, сжимается до размеров Земли. Оболочка звезды (верхние ее слои) отрываются от ядра, образуя таким образом так называемые планетарные туманностивнешние слои старых звезд. Ядро, достигнув весьма типичных для умирающих звезд размеров Земли, больше не может сжаться. Электроны, ранее принадлежавшие отдельным атомам, в такой плотной "упаковке" уже нельзя отнести к тому или иному конкретному ядру атома, они как бы становятся общими, свободно перемещаясь, как в металле.

  • Гибель массивных звезд

    Звезды большей массы заканчивают свою жизнь иначе. Гелиевое ядро в таких звездах, сжимаясь, нагревается. В нем начинается синтез углерода, образуется углеродное ядро. Оно тоже сжимается, начинается, в результате большего нагрева, синтез кислорода и т.д. В итоге, звезда начинает напоминать луковицу, в середине которой, на последней стадии цепи реакций вызревает железоникелевое ядро, в котором никакие реакции идти уже не могут, то есть образуется белый карлик.

    Но этот белый карлик увеличивается в массе, так как реакции в вышележащих слоях продолжаются. Когда этот карлик вырастает до массы в 1,4 солнечной, давление электронного газа не может в карлике удержать сил гравитации. Электроны как бы вдавливаются в протоны, образуя нейтроны, которые беспрепятственно сближаются (протонам не давала сближаться сила электростатического отталкивания, а нейтроны, напомним, заряда не имеют). В секунду карлик уменьшается от размеров Земли до 10(!)км.

  • Угасание звезды

    Основным продуктом ядерных реакций является гелий. По мере того как перерабатывается всё больше и больше водорода, растёт гелиевое ядро звезды. Водород исчезает, следовательно, энерговыделение за счёт этого источника также прекращается. Но при температуре около 200 млн. К открывается ещё один путь, следуя которому гелий порождает более тяжёлые элементы, и в этом процессе выделяется энергия. Два атома гелия соединяются, образуя атом бериллия, который обычно вновь распадается на атомы гелия. Однако температуры и скорости реакций столь высоки, что, прежде чем происходит распад бериллия, к нему присоединяется третий атом гелия и образуется атом углерода.

  • Сжатие звезды

    Когда звезда сжимается, за счёт работы сил тяготения выделяется огромная энергия, которая раздувает звезду. Казалось бы, это должно привести к падению температуры в ядре. Но это не так. Против ожидания температура в ядре звезды резко возрастает. В относительно тонком слое вокруг ядра всё ещё происходит обычное ядерное выгорание водорода, что приводит к увеличению содержания гелия в ядре. Когда в ядре концентрируется около половины массы звезды, последняя расширяется до своего максимального размера и её цвет из белого становится жёлтым, а затем красным, так как температура поверхности звезды уменьшается. Теперь звезда вступает в новую фазу.

  • Закат звезды

    Температура ядра звезды определяет скорость процессов. Астрономы считают, что при температуре около 13 млн. К углеродный цикл относительно несущественен. Следовательно, при такой температуре преобладает протон-протонный цикл. При увеличении температуры до 16 млн. К, вероятно, оба цикла дают равный вклад в процесс генерации энергии. Когда же температура ядра поднимается выше 20 млн. К, преобладающим становится углеродный цикл.


    Как только энергия звезды начинает обеспечиваться за счёт ядерных реакций, гравитационное сжатие, с которого начался весь процесс, прекращается. Теперь самоподдерживающаяся реакция может продолжаться в течение времени, длительность которого зависит от начальной массы звезды и составляет примерно от 1 млн. лет до 100 млрд. лет и больше. Именно в этот период звезда достигает главной последовательности и начинает свою долгую жизнь, протекающую почти без изменений. Целую вечность проводит звезда в этой стадии. Ничего особенного с ней не происходит, она не привлекает к себе пристального внимания. Теперь это всего-навсего полноценный член звёздной колонии, затерянный среди множества собратьев.

  • Процессы при рождении звезды

    Обратимся к рассмотрению процессов, происходящих при рождении звезды: она продолжает сжиматься, сжатие сопровождается возрастанием температуры. Температура ползёт вверх, и вот огромный газовый шар начинает светиться, его уже можно наблюдать на фоне тёмного ночного неба как тусклый красноватый диск. Значительная доля энергии его излучения по-прежнему приходится на инфракрасную область спектра. Но это ещё не звезда. По мере того как вещество протозвезды уплотняется, оно всё быстрее падает к центру, разогревая ядро звезды до всё более высоких температур. Наконец температура достигает 10 млн. К, и тогда начинают протекать термоядерные реакции - источник энергии всех звёзд во Вселенной.

    Как только термоядерные процессы включаются в действие, космическое тело превращается в полноценную звезду.

  • Продолжительность жизни звезды

    Нужно тщательно рассмотреть некоторые детали, связанные с рождением звезды, и оценить их воздействие на её дальнейшую судьбу. Звёзды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладать самым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю её судьбу. Чтобы лучше в этом разобраться, выйдем из дома и взглянем на ночное небо.

    С вершины горы, вдали от мешающего нам городского света, мы увидим на небе по крайней мере 3000 звёзд. Наблюдатель с очень острым зрением при идеальных атмосферных условиях увидит в полтора раза больше звёзд.