| |||
| Что такое галактика? |
|
Что такое Галактика?
В далекой древности люди замечали на ночном небе протянувшуюся через весь небосвод бледную светящуюся полосу. Она напоминала им пролитое молоко. По легенде, в этом заслуга Геры, спускавшейся на Землю. Светящуюся полосу назвали Млечным Путем. Потом, много позже, благодаря наблюдениям Галилея, стало известно, что Млечный Путь - это множество далеких и потому неярких звезд. Они и сливаются в одно тусклое свечение. Тогда возникла гипотеза о том, что Солнце, все видимые звезды, в том числе и звезды Млечного Пути, принадлежат к одной огромной системе. Такую систему назвали Галактикой (пишется с большой буквы). Название было дано именно в честь Млечного Пути: слово "Галактика" произошло от древнегреческого словосочетания, означавшего "молочая дорога". Имя нашей Галактики тоже тривиальное - Млечный Путь. Но не всегда легко судить о здании, внутри которого находишься. Так и с нашей Галактикой: очень долгими были споры об ее размерах, массе, структуре размещения звезд. Только относительно недавно, в двадцатом веке, всевозможные исследования позволили человеку судить обо всем этом. Во многом помогло нам то обстоятельство, что наша Галактика не одинока. При изучении неба с телескопом кроме звезд себя обнаруживали еще неясные туманные пятна. Их так и назвали - "туманности". Со временем, выяснилось, что природа их отнюдь неодинакова. Некоторые из них оказались скоплениями газа и пыли, принадлежащими нашей Галактике. О них Вы можете прочитать в разделе о туманностях. Эти газопылевые облака также отличались друг от друга. Читайте о них в разделе, посвященном жизни звезд. Однако, отличие некоторых туманностей от остальных оказалось особенно разительным... |
| Сверхновые |
| Сверхновые как объекты для наблюдения далеко неодинаковы. Есть возможность наблюдать сами вспышки и их ближайшие последствия. C другой стороны, можно увидеть туманности, являющиеся остатками взрывов многолетней давности. Вспышки сверхновых в каждой галактике происходят, в среднем, с промежутком в 150-400 лет. Поэтому ясно, почему мы не видим на дневном небе сверхновых нашей звездной системы. А ведь именно так проявила бы себя катастрофа с звездой в ближайшем по космическим меркам окружении. Самая известная вспышка сверхновой, принадлежащей Млечному Пути, произошла в 1054-м году, она была отмечена и описана, в частности, китайскими астрономами. На ее месте сейчас наблюдается Крабовидная Туманность. Итак, нам остается только созерцать остатки взрыва - сорвавшиеся с поверхности звезды слои, разлетающиеся в пространстве, разогретые ударной волной и потому светящиеся. Как и любые другие туманности, остатки сверхновых при, возможно, высоком общем блеске, обладают низкой поверхностной яркостью. Детали рассмотреть бывает непросто. Однако, современные телескопы и фотографирование с большой выдержкой позволяют нам любоваться причудливыми и красочными узорами этих туманностей. Сверхновые в других галактиках замечают с помощью телескопов. Напомним, что энерговыделение вспышки сопоставимо с энерговыделением всей галактики, поэтому сверхновые видны нам издалека. Первое время звезда разгорается, а потом за несколько месяцев почти угасает. Зависимость яркости сверхновой от времени жестко связано с массой вспыхнувшей звезды. Замечательно, что в двойных системах вспышки проходят одинаково (о причинах читайте на соответствующей страничке): одинакова масса взрывающихся звезд. Следовательно при наблюдении такой вспышки, зная заранее светимость и измеряя яркость объекта, мы можем определить расстояние до него. На методе сверхновых основана целая ступень в измерении расстояний во Вселенной (звездный параллакс - цефеиды - сверхновые - красное смещение). Являясь яркими объектами, сверхновые доступны наблюдениям даже в далеких звездных системах. Вспышка сверхновой 1987-го года в Большом Магеллановом облаке произошла 23-го февраля. В максимуме блеск сверхновой достиг 2,9. Исследуя фотографии Облака до вспышки, удалось даже определить, какая именно звезда взорвалась: голубой сверхгигант с массой примерно 17 солнечных. Его возраст составлял 20 млн. лет. Все остальные данные исследований, в общем, укладывались в существующую теорию. На снимке видно расширяющееся кольцо взрыва. В центре - разогретые более близкие к звезде внешние ее слои. |
| Солнце |
|
Введение
Ближайшая к нам звезда - это Солнце. О нем подробно рассказано на отдельной странице. Здесь же мы поговорим о звездах вообще, то есть в том числе и о тех, что можно видеть ночью. Солнце мы тоже не станем исключать из повествования. Наоборот, мы всегда будем сравнивать с ним другие звезды, ведь до Солнца 150 000 000 километров, а это в 270 000 раз ближе, чем до самой близкой, исключая само Солнце, звезды. Ясно, почему очень многое, что известно о звездах, мы знаем благодаря нашему дневному светилу. От ближайших звезд даже свет идет несколько лет, а сами звезды даже в мощные телескопы видны как точки. Впрочем, это не совсем так: звезды видны в виде крохотных дисков, но это связано с искажениями в телескопах, а не с увеличением. Звезд бесчисленное множество. Никто не в силах точно сказать, сколько существует звезд. Задача с пересчетом звезд становится еще труднее с учетом того, что эти светила рождаются и умирают. Можно лишь осторожно заявить, что в нашей Галактике около 150 000 000 000 звезд. В то же время, во Вселенной неизвестное число миллиардов галактик... А вот сколько звезд можно увидеть на небе невооруженным глазом известно точнее: около 4,5 тысяч. Более того, задавшись определенным пределом яркости звезд, близким по доступности глазу, можно это число назвать точнее, чуть ли не до единиц. Яркие звезды давно посчитаны и занесены в каталоги. Яркость звезды (или, как говорят, ее блеск) характеризуется звездной величиной, которую астрономы давно умеют определять. Так что же такое звезды? Звезды - раскаленные газовые шары. При этом, температура поверхности у разных звезд не одинакова. У некоторых звезд она может достигать 30 000 К, а у других - лишь 3 000 К. Наше Солнце имеет поверхность с температурой около 6 000 К. Надо оговориться, что упоминая о поверхности, мы имеем в виду лишь видимую поверхность, так как никакой твердой поверхности у газового шара быть не может. Нормальные звезды гораздо больше планет, но главное - гораздо массивнее. Употребляя слова "нормальные звезды", мы имеем в виду, что есть во Вселенной необычные звезды, имеющие, к примеру, типичные для планет размеры, но во много раз превосходящие последние по массе. Солнце - нормальная звезда, оно в 750 раз массивнее всех остальных тел Солнечной системы и гораздо больше по размерам любой из планет. Подробнее о размерах планет, астероидов и комет и о них самих Вы сможете узнать на страницах, посвященных Солнечной Системе. Кстати, там же Вы сможете прочитать о том, чтов Солнечной системе есть тела, которые больше, чем Солнце. Но есть и звезды как в сотни раз превышающие по размеру Солнце, так и уступающие ему в этом показателево столько же раз. Однако, массы звезд меняются в гораздо более скромных пределах: от одной двенадцатой массы Солнца до 100 его масс. Может быть, есть и более тяжелые, но такие массивные звезды очень редки. Нетрудно догадаться, прочитав последние строки, что звезды очень сильно отличаются по плотности. Есть среди них такие, кубический сантиметр вещества которых перевешивает большой груженый океанский корабль. Вещество других звезд настолько разряжено, что его плотность меньше плотности того наилучшего вакуума, который достижим в земных лабораторных условиях. К разговору о размерах, массах и плотности звезд мы еще вернемся в дальнейшем. Как звезда светит, и из чего она сделана Итак, звезды очень массивны. Масса Солнца - 2 .1030кг. Такое огромное количество вещества сжимает само себя силами гравитационного притяжения. Однако никто не видел, чтоб Солнце хоть сколько-то заметно уменьшилось. Это ознчает, что существуют силы, коорые препятствуют гравитационному сжатию звезд. Чуть позднее мы с Вами эти силы найдем, когда разберемся с тем, что происходит внутри звезд. Оказывается, газом, из которого состоят звезды, в основном, является водород (обозначается латинской Н). В условиях больших температур на звездах, обычная для Земли двухатомная молекула водорода разделяется на два независимых атома, состоящих из одного протона и одного электрона. Но и атомы водорода не могут при высоких температурах оставаться целыми. Они теряют свои электроны, в результате чего получается особый газ, состоящий из протонов и электронов. Электроны в таком газе очень малое количество времени проводят, будучи связанными к протоноам. Этот газ называется плазмой. А атомы, лишенные своих электронов, называют ядрами соответствующих элементов (протон - ядро водорода). Эти ядра ведут себя необычным образом в недрах звезд. Как мы уже сказали, звезда сама пытается себя сжать силами гравитации, результатом чего является повышение температуры звезды в центральных ее слоях до миллионов и десятков миллионов градусов. В таких условиях в плазме начинают возникать отличные от химических реакций - ядерные. В результате сложных процессов, четыре ядра водорода и два электрона образуют ядро нового химического элемента - гелия (Не), которое состоит из двух протонов, а также двух нейтронов. Нейтроны - частицы, не имеющие заряда, возникающие в результате ядерной реакции слияния электрона и протона. Ход реакции образования тяжелых ядер из более легких называется ядерным синтезом, который замечателен тем, что в его процессе выделяется энергия. Четыре ядра водорода и два электрона прознь обладают меньшей энергией, чем они же, "собранные" в ядро гелия. Избыток этой энергии выделяется в виде фотонов (частиц, "несущих" свет) и еще одних частиц - нейтрино. Нейтрино почти беспрепятственно проходят сквозь вещество звезды, не взаимодействуя с ним. А вот фотоны, или свет, оказывают на вещество давление, причем, так как в недрах звезд происходит большое число превращений ядер водорода в ядра гелия, давление это очень велико. Свет "давит" из центра, где происходят ядерный синтез. Сила этого давления и уравновешивает гравитационное сжатие. Еще раз: звезды очень массивны, поэтому силы гравитации стремятся их сжать. В результате этого сжатия в центральных областях звезд температура поднимается до миллионов градусов, из-за чего становятся возможными ядерные реакции синтеза ядер гелия из ядер водорода. Как следствие этих реакций, выделяется энергия, излучение которой и создает давление, уравновешивающее силы, сжимающие звезду. Теперь мы разобрались с тем, почему звезды не сжимают себя сами из-за своей гигантской массы. Но ведь здесь же кроется загадка об источнике энергии, позволяющем звездам так долго светить. Энергии ядерных реакций хватает и на сдерживание сил гравитации, и на излучение звезд. При этом, чем больше масса звезды, тем больше излишек энергии, который излучается в пространство. Чем массивнее звезда, тем больше она себя стремиться сжать, тем сильнее разогревается ее центральная часть, тем быстрее и чаще проходят там ядерные реакции, тем больше энергии выделяется, тем более яркой кажется звезда. Температура, светимость и цвет звезды Как известно, нагреваемый металл при увеличении температуры сначала начинает светиться красным светом, потом желтым и, наконец, белым. Похожим образом светят и звезды. Красные - самые холодные, а белые (или даже голубые!) - самые горячие. Вновь вспыхнувшая звезда будет иметь цвет, соответствующий выделяемой в ее сердцевине энергии, а интенсивность этого выделения, в свою очередь, зависит от массы звезды. Следовательно, все нормальные звезды тем холоднее, чем они более красны, если так можно выразится. "Тяжелые" звезды - горячие и белые, а "легкие", немассивные - красные и относительно холодные. Температуры самых горячих и самых холодных звезд мы уже называли (см. выше). Теперь мы знаем, что самые высокие температуры соответствуют голубым звездам, самые низкие - красным. Уточним, что в этом абзаце шла речь о температурах видимых поверхностей звезд, ведь в центре звезд (в их ядрах) температура гораздо выше, но и она наиболее велика в массивных голубых звездах. Энергия, излучаемая звездами, настолько огромна, что мы можем их видеть на тех далеких расстояниях, на которые они от нас удалены: десятки, сотни, тысячи световых лет! Энергия Солнца управляет всеми основными передвижениями воды и воздуха на Земле. Все топливо, которое мы сжигаем - остатки растений, когда-то поглощавших излучение Солнца. По современным представлениям, излучение энергии звезд вызывает уменьшение их массы. В этом смысле, следует понимать, что энергия и масса - одно и то же. Излучаемая энергия связана с теряемой массой простым соотношением Е = m . c2, где с - скорость света. Солнце теряет ежесекундно миллионы тонн. Однако, за 5 миллиардов лет своего существования оно израсходовало лишь половину имеющегося в его недрах ядерного горючего. Такое же время, как полагают астрономы, остается до исчерпания Солнцем всех своих ресурсов, до своеобразной звездной смерти. И здесь возникает вопрос: а какие звезды дольше живут: те, что обладают большой массой и характеризуются большой скоростью протекания ядерных реакций, или те, что маломассивны, но излучают мало энергии? Оказывается, что скорость протекания ядерного синтеза пропорциональна массе звезды в четвертой степени. Следовательно, массивные звезды сгорают быстрее, чем немассивные. Самые "тяжелые" сжигают весь водород за несколько сотен тысяч лет, а "легкие" красные звезды могут светить, "не торопясь", несколько десятков миллиардов лет. Нашему Солнцу, повторимся, таких миллиардов осталось еще 5, значит, оно - звезда в среднем возрасте и свой водород сжигает без особого усердия. На наш век и век всех наших мыслимых потомков света вполне хватит, ведь 5 млрд. лет - это около десятки миллионов поколений рода человеческого... Человечество существует лишь ничтожные два миллиона лет, а в такую даль, в какую стремится наше лучезарное светило, нам добраться, может, и не суждено. Заключение Основным итогом этой части является вывод о том, что многие черты звезд зависят в значительной степени от их масс. Более массивные нормальные звезды имеют большие температуры поверхности и недр. Они же быстрее сжигают свое ядерное горючее - водород, из которого, в основном, состоят почти все звезды. О том, какая же из двух нормальных звезд массивнее можно судить по ее цвету: голубые тяжелее белых, белые - желтых, желтые - оранжевых, оранжевые - красных. |
| Познакомься с народом |
| Напишите мне |
Используются технологии uCoz