Главная » Клетка

Излучающие свет огромные газовые шары 6 букв. Звезда — это массивный газовый шар, излучающий свет и тепло в результате протекания термоядерного синтеза в его недрах

Звезда – это массивный газовый шар, излучающий свет и тепло в результате протекания термоядерного синтеза в его недрах. Например, на Солнце происходит серия реакций, которая называется циклом. Важной характеристикой любой звезды является такая величина как светимость (то есть мощность излучаемой энергии). Другие звезды тоже освещают Землю, но из-за огромного расстояния до них, это освещение ничтожно мало, по сравнению с освещением, предоставляемым Солнцем.

Например, согласно измерениям, Полярная звезда создает освещенность на поверхности Земли, равную 4,28Ч10–9 Вт/м2. Это примерно в 370 миллиардов раз меньше, чем освещенность, создаваемая Солнцем. Однако, следует заметить, что Полярная звезда находится примерно за 132 парсека от нас. Теперь вычислим светимость Полярной звезды уже известным способом:

Подобные измерения показали, что существуют звезды, светимость которых в десятки и сотни тысяч раз больше или меньше чем светимость Солнца. Также, было выяснено, что от температуры поверхности звезды зависит её видимый свет и наличие спектральных линий поглощения тех или иных химических элементов в её спектре. В связи с этим в 1910 году Эйнар Герцшпрунг и независимо от него Генри Рассел предложили классифицировать звезды с помощью специальной диаграммы.

Как видно, эта диаграмма разбивает звезды на несколько спектральных классов с соответствующими светимостями и температурами на поверхности. На этой диаграмме светимость звезд выражена в единицах светимости Солнца. Итак, на диаграмме видны, такие группы звезд, как белые карлики, главная последовательность, красные гиганты и сверхгиганты. Начнем с главной последовательности, поскольку именно к этой группе звезд относится Солнце. К звездам главной последовательности относятся те звезды, источником энергии в которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода. В связи с этим, их температура и светимость определяются массой. Светимость звезды главной последовательности можно вычислить, исходя из простой формулы


Красные гиганты – это звезды красного цвета, размеры которых в десятки раз превышают размеры Солнца, а светимости могут в сотни и даже тысячи раз превышать светимость Солнца.

Что касается сверхгигантов – то светимости этих звезд в сотни тысяч раз превышают светимость Солнца, а размеры сверхгигантов в сотни раз больше размеров Солнца.

Отличительной особенностью красных гигантов и сверхгигантов является то, что ядерные реакции протекают уже не в самом центре, а в тонких слоях вокруг очень плотного центрального ядра. В самых внешних слоях ядра, где температура сравнима с температурой в центре Солнца, протекает та же термоядерная реакция: из водорода синтезируется гелий. А вот в более глубоких слоях образуются все более тяжелые элементы. Сначала это углерод, затем кислород. В конце концов, в очень массивных звездах может образоваться железо.

Размеры белых карликов сравнимы с размерами Земли, аих светимость в сотни тысяч раз меньше светимости Солнца. Несмотря на это, белые карлики имеют довольно большую плотность (~ 108 кг/м3). На самом деле, название «белые карлики» не означает, что все звезды этой группы имеют белый цвет. Просто звезды именно этого цвета были открыты значительно раньше звезд других цветов, принадлежащих этой же группе.

Сведем в общую таблицу все то, что было сказано. Существуют семь основных спектральных классов – это O, B, A, F, G, K и M. В этой таблице приведены примеры звезд каждого класса.

Например, звезда Беллатрикс находится в созвездии Ориона и является одной из 26 самых ярких звезд на небе. В древности Беллатрикс входила в число навигационных звезд. Беллатрикс относится к классу O и имеет голубой цвет. А вот Бетельгейзе имеет красный цвет и относится к классу М. Эта звезда является сверхгигантом (она примерно в 1000 раз больше Солнца), а её светимость примерно в 90 тысяч раз превышает светимость Солнца.

Но помимо всех перечисленных классов и групп звезд есть и другие объекты, быть может, еще более интересные. Например, к таким объектам относятся нейтронные звезды. Нейтронная звезда, по современным представлениям, образуется, когда энергия внутри звезды заканчивается. Из-за гравитационного сжатия ядро нейтронной звезды становится сверхплотным.

При этом, некоторые нейтронные звезды вращаются вокруг своей оси с огромной скоростью. Такие нейтронные звезды называются пульсарами. Пульсары испускают высокочастотные импульсы радиоизлучения, которые так взволновали астрономов в конце 60 годов двадцатого века. Дело в том, что из-за огромной скорости вращения пульсаров (а на экваторе это порядка нескольких десятков километров в секунду) импульсы повторялись с высокой стабильностью, причем периоды этих импульсов измерялись в секундах, а иногда и в миллисекундах. Это заставило ученых думать, что они имеют дело с некими сигналами, которые посылают на Землю какие-то внеземные цивилизации с целью установления контакта. Однако, в конце концов, удалось доказать, что дело во вращении нейтронных звезд. Помимо этого, некоторые нейтронные звезды обладают колоссальным магнитным полем (порядка десяти или даже ста миллиардов тесла, в то время, как магнитное поле Земли составляет ~ 10мкТл). Такие нейтронные звезды получили название магнетаров. Магнетары ещё очень мало изучены, но известно, что именно они являются причиной многих мощных вспышек рентгеновского и g-излучения.

Все типы нейтронных звезд имеют радиус, который измеряется всего в нескольких десятках километров, но при этом они имеют колоссальную плотность – ~ 1017 кг/м3. Такие плотности характерны и для других довольно странных объектов во вселенной – черных дыр. Вторая космическая скорость черных дыр превышает скорость света. Таким образом, даже фотоны не могут вырваться из гравитационного влияния черной дыры, поэтому черные дыры остаются невидимыми. Любая черная дыра характеризуется такой величиной, как горизонт событий (иногда используется термин «гравитационный радиус» или «радиус Шварцильда»). Оказавшись на этом расстоянии от черной дыры, никакое тело уже не имеет возможности вырваться из её гравитационного влияния, а потому упадет в черную дыру.

Черные дыры, как и нейтронные звезды, имеют радиус, измеряющийся в десятках километров, но при этом их масса составляет не менее трех солнечных масс.

Однако, черные дыры могут разрастаться за счет многократного поглощения вещества. Такие черные дыры обладают массой в миллионы и даже миллиарды раз превосходящей массу Солнца. Эти объекты, как правило, находятся в центре галактик (а по одной из гипотез являются причиной образования галактик). Например, в центре нашей галактики Млечный путь находится сверхмассивная черная дыра, масса которой составляет порядка четырех миллиардов солнечных масс. По оценкам ученых, Солнце находится на расстоянии порядка 27000 световых лет от этой черной дыры.

Если говорить обобщенно, то те или иные классы или группы звезд, которые были рассмотрены, относятся к определенным этапам эволюции звезды.


Звезды: их рождение, жизнь и смерть [Издание третье, переработанное] Шкловский Иосиф Самуилович

Глава 6 Звезда - газовый шар, находящийся в состоянии равновесия

Глава 6 Звезда - газовый шар, находящийся в состоянии равновесия

Представляется почти очевидным тот факт, что подавляющее большинство звезд не меняет своих свойств в течение огромных промежутков времени. Это утверждение совершенно очевидно для интервала времени по крайней мере в 60 лет, в течение которых астрономы разных стран выполнили очень большую работу, по измерению блеска, цвета и спектра множества звезд. Заметим что хотя некоторые звезды меняют свои характеристики (такие звезды называются переменными; см. § 1), изменения носят либо строго периодический либо более или менее периодический характер. Систематические изменения блеска, спектра или цвета у звезд наблюдаются в очень редких случаях. Например, изменения периодов пульсирующих звезд-цефеид хотя и обнаружены, но они настолько малы, что требуется по крайней мере несколько миллионов лет для того, чтобы изменения периода пульсаций стали значительными. С другой стороны, мы знаем (см. § 1), что светимость цефеид меняется с изменением периода. Можно, следовательно, сделать вывод, что в течение по крайней мере нескольких миллионов лет у таких звезд их важнейшая характеристика - мощность излучаемой энергии - меняется мало. На этом примере мы видим, что хотя длительность наблюдений составляет всего лишь несколько десятков лет (срок совершенно ничтожный по космическим масштабам!), можно сделать вывод о постоянстве свойств цефеид в течение неизмеримо больших интервалов времени.

Но в нашем распоряжении есть еще одна возможность оценить время, в течение которого мощность излучения звезд почти не меняется. Из геологических данных следует, что на протяжении по крайней мере последних двух-трех миллиардов лет температура Земли если и менялась, то не больше, чем на несколько десятков градусов. Это следует из непрерывности эволюции жизни на Земле. А если так, то Солнце за этот огромный промежуток времени никогда не излучало ни в три раза сильнее, ни в три раза слабее, чем сейчас. Похоже на то, что в столь длительной истории нашего светила были периоды, когда его излучение значительно (но не очень сильно) отличалось от нынешнего уровня, но такие эпохи были сравнительно кратковременными. Мы имеем в виду ледниковые периоды, о которых речь будет идти в § 9. Но в среднем мощность излучения Солнца за последние несколько миллиардов лет отличалась удивительным постоянством.

В то же время Солнце - довольно типичная звезда. Как мы знаем (см. § 1), оно представляет собой желтый карлик спектрального класса G2. Таких звезд в нашей Галактике насчитывается по крайней мере несколько миллиардов. Вполне логично также сделать вывод, что и большинство других звезд главной последовательности, у которых спектральные классы отличны от солнечного, также должны быть весьма «долгоживущими» объектами.

Итак, подавляющее большинство звезд очень мало меняется со временем. Это, конечно, не означает, что они в «неизменном виде» могут существовать сколь угодно долго. Наоборот, ниже мы покажем, что возраст звезд хотя и очень велик, но конечен. Более того, этот возраст весьма различен для разных звезд и определяется в первую очередь их массой. Но даже самые «короткоживущие» звезды все-таки почти не меняют своих характеристик в течение миллиона лет. Какие же выводы отсюда следуют?

Уже из простейшего анализа спектров звезд вытекает, что их наружные слои должны находиться в газообразном состоянии. В противном случае, очевидно, в этих спектрах никогда не наблюдались бы резкие линии поглощения, характерные для вещества, находящегося в газообразном состоянии. Дальнейший анализ звездных спектров позволяет существенно уточнить свойства вещества наружных слоев звезд (т. е. «звездных атмосфер»), откуда к нам приходит их излучение.

Изучение спектров звезд позволяет с полной достоверностью сделать вывод, что звездные атмосферы представляют собой нагретый до температуры в тысячи и десятки тысяч градусов ионизованный газ, т. е. плазму. Спектральный анализ позволяет определить химический состав звездных атмосфер, который в большинстве случаев примерно такой же, как и у Солнца. Наконец, изучая звездные спектры, можно определить и плотность звездных атмосфер, которая для различных звезд меняется в очень широких пределах. Итак, наружные слои звезд - это газ.

Но в этих слоях заключена ничтожно малая доля массы всей звезды. Хотя непосредственно оптическими методами недра звезд из-за их огромной непрозрачности наблюдать нельзя, мы можем сейчас со всей определенностью утверждать, что и внутренние слои звезд также находятся в газообразном состоянии. Это утверждение отнюдь не является очевидным. Например, поделив массу Солнца, равную 2

10 33 г, на его объем, равный

10 33 см 3 , легко найти среднюю плотность (или удельный вес) солнечного вещества, которая будет около 1, 4 г/см 3 , т. е. больше плотности воды. Ясно, что в центральных областях Солнца плотность должна быть значительно выше средней. У большинства карликовых звезд средняя плотность превосходит солнечную. Естественно возникает вопрос: как согласовать наше утверждение, что недра Солнца и звезд находятся в газообразном состоянии со столь высокими плотностями вещества? Ответ на этот вопрос состоит в том, что температура звездных недр, как мы скоро убедимся, очень высока (значительно выше, чем в поверхностных слоях), что исключает возможность существования там твердой или жидкой фазы вещества.

Итак, звезды - это огромные газовые шары. Весьма существенно, что такой газовый шар «цементируется» силой всемирного тяготения, т. е. гравитацией . На каждый элемент объема звезды действует сила гравитационного притяжения от всех остальных элементов звезды. Именно эта сила препятствует разлету различных частей газа, образующего звезду, в окружающее пространство. Если бы не было этой силы, газ, образующий звезду, вначале расплылся бы, образовав нечто вроде плотной туманности, а потом окончательно рассеялся бы в огромном, окружающем звезду межзвездном пространстве. Сделаем очень грубую оценку, сколько бы потребовалось времени, чтобы при таком «расплывании» размер звезды увеличился бы, скажем, в 10 раз. Примем, что «расплывание» происходит с тепловой скоростью атомов водорода (из которого в основном состоит звезда) при температуре наружных слоев звезды, т. е. около 10 000 К. Эта скорость близка к 10 км/с, т. е. 10 6 см/с. Так как радиус звезды можно принять близким к миллиону километров (т. е. 10 11 см), то для интересующего нас «расплывания» с десятикратным увеличением размеров звезды потребуется ничтожно малое время t = 10

10 11 / 10 6 = 10 6 секунд

10 суток!

Это означает, что если бы не сила гравитационного притяжения, звезды рассеялись бы в окружающем пространстве за ничтожно малое (по астрономическим понятиям) время, исчисляемое сутками для звезд-карликов или годами для гигантов. Значит, без силы всемирного тяготения не было бы звезд. Действуя непрерывно, эта сила стремится сблизить между собой различные элементы звезды. Очень важно подчеркнуть, что сила гравитации по самой своей природе стремится неограниченно сблизить между собой все частицы звезды, т. е. в пределе как бы «собрать всю звезду в точку». Но если бы на частицы, образующие звезду, действовала только сила всемирного тяготения, то звезда стала бы катастрофически быстро сжиматься. Оценим сейчас время, в течение которого это сжатие станет существенным. Если бы никакая сила не противодействовала гравитации, вещество звезды падало бы по направлению к ее центру по законам свободного падения тел. Рассмотрим элемент вещества внутри звезды где-нибудь между ее поверхностью и центром на расстоянии R от последнего. На этот элемент действует ускорение силы тяготения g =

Где G - гравитационная постоянная (см. стр. 15), M - масса, лежащая внутри сферы радиуса R . По мере падения к центру как M , так и R будут меняться, следовательно, будет меняться и g . Мы, однако, не сделаем большой ошибки в нашей оценке, если предположим, что M и R остаются постоянными. Применив к решению нашей задачи элементарную формулу механики, связывающую пройденный при свободном падении путь R с величиной ускорения g , получим уже выведенную в § 3 первой части формулу (3.6)

где t - время падения, причем мы положили R

R

A M M

Таким образом, если бы никакая сила не противодействовала гравитации, наружные слои звезды буквально рухнули бы, а звезда катастрофически бы сжалась за какую-нибудь долю часа!

Какая же сила, непрерывно действующая во всем объеме звезды, противодействует силе гравитации? Заметим, что в каждом элементарном объеме звезды направление этой силы должно быть противоположно, а величина равна силе притяжения. В противном случае происходили бы локальные, местные нарушения равновесия, приводившие за очень короткое время, которое мы только что оценили, к большим изменениям в структуре звезды.

Силой, противодействующей гравитации, является давление газа[ 16 ]. Последнее непрерывно стремится расширить звезду, «рассеять» ее на возможно больший объем. Выше мы уже оценили, как быстро «рассеялась» бы звезда, если бы отдельные ее части не сдерживались силой гравитации. Итак, из того простого факта, что звезды - газовые шары в практически неизменном виде (т. е. не сжимаясь и не расширяясь) существуют по меньшей мере миллионы лет, следует, что каждый элемент вещества звезды находится в равновесии под действием противоположно направленных сил гравитации и газового давления. Такое равновесие называется «гидростатическим». Оно широко распространено в природе. В частности, земная атмосфера находится в гидростатическом равновесии под действием силы гравитационного притяжения Земли и давления находящихся в ней газов. Если бы не было давления, земная атмосфера очень быстро «упала» бы на поверхность нашей планеты. Следует подчеркнуть, что гидростатическое равновесие в звездных атмосферах осуществляется с огромной точностью. Малейшее его нарушение сразу же приводит к появлению сил, меняющих распределение вещества в звезде, после чего происходит такое его перераспределение, при котором равновесие восстанавливается. Здесь мы всегда говорим об обычных «нормальных» звездах. В исключительных случаях, о которых в этой книге будет идти речь, нарушение равновесия между силой гравитации и давлением газа приведет к весьма серьезным, даже катастрофическим последствиям в жизни звезды. А сейчас мы можем только сказать, что история существования любой звезды - это поистине титаническая борьба между силой гравитации, стремящейся ее неограниченно сжать, и силой газового давления, стремящейся ее «распылить», рассеять в окружающем межзвездном пространстве. Многие миллионы и миллиарды лет длится эта «борьба». В течение этих чудовищно больших сроков силы равны. Но в конце концов, как мы увидим дальше, победа будет за гравитацией. Такова драма эволюции любой звезды. Ниже мы будем довольно подробно останавливаться на отдельных этапах этой драмы, связанных с финальными стадиями эволюции звезд.

В центральной части «нормальной» звезды вес вещества, заключенного в столбе, площадь основания которого равна одному квадратному сантиметру, а высота - радиусу звезды, будет равен давлению газа у основания столба. С другой стороны, масса столба равна силе, с которой он притягивается к центру звезды.

Мы сейчас проведем весьма упрощенный расчет, который, тем не менее, вполне отражает существо вопроса. А именно, положим массу нашего столба M 1 =

R , где

(6.1)

Сделаем теперь оценку величины газового давления P в центральной части такой звезды, какой является наше Солнце. Подставив численное значение величин, стоящих в правой части этого уравнения, найдем, что P = 10 16 дин/см 2 , или 10 миллиардов атмосфер! Это неслыханно большая величина. Самое высокое «стационарное» давление, достигаемое в земных лабораториях, порядка нескольких миллионов атмосфер[ 17 ].

Из элементарного курса физики известно, что давление газа зависит от его плотности

и температуры T . Формула, связывающая все эти величины, носит название «формулы Клапейрона»: P = T . С другой стороны, плотность в центральных областях «нормальных» звезд, конечно, больше, чем средняя плотность, но не существенно больше. В таком случае, из формулы Клапейрона непосредственно следует, что одна лишь большая плотность звездных недр сама по себе не в состоянии обеспечить достаточно высокое давление газа, чтобы выполнялось условие гидростатического равновесия. Необходимо прежде всего, чтобы температура газа была достаточно высока.

В формулу Клапейрона входит также средняя молекулярная масса

Основным химическим элементом в атмосферах звезд является водород, и нет оснований полагать, что в недрах по крайней мере большинства звезд химический состав должен существенно отличаться от наблюдаемого в наружных слоях. В то же время, так как ожидаемая температура в центральных областях звезд должна быть достаточно велика, водород там должен быть почти полностью ионизован, т. е. «расщеплен» на протоны и электроны. Так как масса последних пренебрежимо мала по сравнению с протонами, а количество протонов равно количеству электронов, то средняя молекулярная масса этой смеси должна быть близка к 1/ 2. Тогда из уравнений (6.1) и формулы Клапейрона следует, что температура в центральных областях звезд по порядку величин равна

 (6.2)

Величина

/ c может быть порядка 1/ 10. Она зависит от структуры звездных недр (см. § 12). Из формулы (6.2) следует, что температура в центральных областях Солнца должна быть порядка десяти миллионов кельвинов. Более точные расчеты отличаются от полученной нами сейчас оценки всего лишь на 20-30%. Итак, температура в центральных областях звезд исключительно велика - примерно в тысячу раз больше, чем на их поверхности. Теперь обсудим, каковы должны быть свойства вещества, нагретого до такой высокой температуры. Прежде всего такое вещество, несмотря на свою большую плотность, должно находиться в газообразном состоянии. Об этом речь уже шла выше. Но мы можем теперь уточнить это утверждение. При такой высокой температуре свойства газа в недрах звезд, несмотря на его высокую плотность, будут почти неотличимы от свойств идеального газа , т. е. такого газа, в котором взаимодействия между составляющими его частицами (атомами, электронами, ионами) сводятся к столкновениям. Именно для идеального газа справедлив закон Клапейрона, которым мы воспользовались при оценке температуры в центральных областях звезд.

При температуре порядка десяти миллионов кельвинов и при плотностях, которые там существуют, все атомы должны быть ионизованы. В самом деле, средняя кинетическая энергия каждой частицы газа

= kT будет около 10 -9 эрг или

Это означает, что каждое столкновение электрона с атомом может привести к ионизации последнего, так как энергия связи электронов в атоме (так называемый «потенциал ионизации»), как правило, меньше тысячи электронвольт. Только самые «глубокие» электронные оболочки у тяжелых атомов останутся «нетронутыми», т. е. будут удержаны своими атомами. Состояние ионизации внутри-звездного вещества определяет его среднюю молекулярную массу, величина которой, как мы уже имели возможность убедиться, играет большую роль в недрах звезд. Если бы вещество звезды состояло только из полностью ионизованного водорода (как мы положили выше), то средняя молекулярная масса

Равнялась бы 1/ 2. Если бы там был только полностью ионизованный гелий, то

4/ 3 (так как при ионизации одного атома гелия с атомной массой 4 образуются три частицы - ядро гелия плюс два электрона). Наконец, если бы вещество недр звезды состояло только из тяжелых элементов (кислорода, углерода, железа и пр.), то средняя молекулярная масса его при полной ионизации всех атомов была бы близка к 2, так как для таких элементов атомная масса приблизительно вдвое больше, чем число электронов в атоме.

В действительности вещество звездных недр представляет собой некоторую смесь водорода, гелия и тяжелых элементов. Относительное содержание этих основных компонент звездного вещества (не по числу атомов, а по массе) обычно обозначается через буквы X , Y и Z , которые характеризуют химический состав звезды. У типичных звезд, более или менее сходных с Солнцем, X = 0, 73, Y = 0, 25, Z = 0, 02. Отношение Y/X

0, 3 означает, что на каждые 10 атомов водорода приходится приблизительно один атом гелия. Относительное количество тяжелых элементов весьма мало. Например, атомов кислорода примерно в тысячу раз меньше, чем водорода. Тем не менее роль тяжелых элементов в структуре внутренних областей звезд довольно значительна, так как они сильно влияют на непрозрачность звездного вещества. Среднюю молекулярную массу звезды мы можем теперь определить простой формулой:

 (6.3)

Роль Z в оценке

незначительна. Решающее значение для величины средней молекулярной массы имеют X и Y . Для звезд центральной части главной последовательности (в частности, для Солнца)

0, 6. Так как величина

для большинства звезд меняется в очень незначительных пределах, мы можем написать простую формулу для центральных температур различных звезд, выразив их массы и радиусы в долях солнечной массы M

И солнечного радиуса R :

 (6.4)

где T

Температура центральных областей Солнца. Выше, мы грубо оценили T

В 10 миллионов кельвинов. Точные вычисления дают значение T

14 миллионов кельвинов. Из формулы (6.4) следует, например, что температура недр массивных горячих (на поверхности!) звезд спектрального класса В раза в 2-3 выше температуры солнечных недр, в то время как у красных карликов центральные температуры раза в 2-3 ниже солнечных.

Существенно, что температура

10 7 К характерна не только для самых центральных областей звезд, но и для окружающего центр звезды большого объема. Учитывая, что плотность звездного вещества растет по направлению к центру, мы можем сделать вывод, что основная часть массы звезды имеет температуру, во всяком случае превышающую

5 миллионов кельвинов. Если мы еще вспомним, что большая часть массы Вселенной заключена в звездах, то напрашивается вывод, что вещество Вселенной, как правило, горячее и плотное. Следует, однако, к этому добавить, что речь идет о современной Вселенной: в далеком прошлом и будущем состояние вещества Вселенной было и будет совсем другим. Об этом речь шла во введении к этой книге.

Из книги Физическая химия: конспект лекций автора Березовчук А В

1. Понятие химического равновесия. Закон действующих масс При протекании химической реакции через некоторое время устанавливается химическое равновесие. Существует два признака химического равновесия: кинетический, термодинамический. В кинетическом – ?пр = ?обр, в

Из книги Занимательно о космогонии автора Томилин Анатолий Николаевич

5. Расчет равновесного состава химического равновесия Равновесный состав можно рассчитать только для газовой системы равновесная концентрация.Исходная концентрация всех компонентов Изменение каждого компонента по числу молей (или стехиометрическому

Из книги Принц из страны облаков автора Гальфар Кристоф

Рядовая звезда - Солнце «…Солнце является единственной звездой, у которой все явления могут быть детально изучены», - писал американский астроном Джордж Эллери Хейл, получивший золотую медаль Королевского астрономического общества за метод фотографирования

Из книги НИКОЛА ТЕСЛА. ЛЕКЦИИ. СТАТЬИ. автора Тесла Никола

Глава 6 Тюрьма, со слепыми, без единого окна, стенами, размещалась глубоко в недрах облака, на котором была построена Белая Столица. Оказавшись в камере, напуганные Тристам и Том какое-то время молча сидели на кровати, отведенной им на двоих, - в действительности это были

Из книги Как понять сложные законы физики. 100 простых и увлекательных опытов для детей и их родителей автора Дмитриев Александр Станиславович

Глава 7 Прошло несколько часов. Тристам и Том лежали на жестких нарах в темной камере без окон, непрестанно ворочаясь с боку на бок. Лишь только напев флейты смолк, старик сразу задремал, что-то неразборчиво бормоча во сне.Тома снова начало знобить; Тристама же разбирал

Из книги Механика от античности до наших дней автора Григорьян Ашот Тигранович

Глава 8 С прохладным и сыроватым рассветным воздухом смешивался густой дым, валивший из печных труб. На всех перекрестках в центре Белой Столицы были расставлены люди снегобоя. Они походили не столько на стражей порядка, сколько на оккупационные войска.Тристам и Том в

Из книги Интерстеллар: наука за кадром автора Торн Кип Стивен

Глава 9 Наступила ночь, за окнами стояла глубокая тишина. Тристам уснул. Рядом с ним, с раскрытой книгой на животе, спал, погруженный в грезы о будущем, Том.В глубине комнаты, растянувшись на матрасе, храпел один из полицейских. Второй сидел на лесенке, стоявшей теперь возле

Из книги автора

Глава 10 Тристам внимательно следил за тенью. Она двигалась прямо на военный патруль.«Там ему не проскочить!» - забеспокоился Тристам.Но человек с рюкзаком, наверное, и сам это знал: он вскарабкался по стене и, словно черная кошка, перепрыгивая с крыши на крышу, за считанные

Из книги автора

Глава 11 Наутро, как только мальчики проснулись, полицейские повели их вниз, в подземный ход. К счастью, в тесном тоннеле, по которому пришлось продвигаться гуськом, было чисто и сухо.- Долго еще? - спросил Тристам, когда они прошли метров десять.- Тс-с! - шепнул

Из книги автора

Глава 12 Тристам толкнул дверь и остановился у порога. Прямо перед ним была лестница, которая шла на второй этаж; несколько ступенек вели вниз, к запертой на засов двери подвала. Слева была кухня, справа - большая гостиная, залитая ярким утренним светом.- Входи, Тристам

Из книги автора

Глава 13 Когда в гостиную вошел Том, Тристам сидел на диване. Он повесил мамин кулон себе на шею, заправив кристалл под свитер, и смотрел на портрет Миртиль, лежавший перед ним на низеньком столике. Глаза Тристама блестели, как будто он только что плакал.- Ну и тип! -

Из книги автора

Глава 14 Густой туман, соединявший в себе, казалось, все оттенки серого цвета, окутывал Тристама, Тома, лейтенанта и его бойцов. Они гуськом бежали по дороге, вившейся в узкой долине между двумя колоссальными облаками.Порывы ветра окатывали их мириадами мельчайших брызг,

Из книги автора

ПОПЫТКИ ПОЛУЧИТЬ БОЛЬШЕ ЭНЕРГИИ ИЗ УГЛЯ - ЭЛЕКТРИЧЕСКИЙ ПРИВОД - ГАЗОВЫЙ ДВИГАТЕЛЬ - ХОЛОДНАЯ УГОЛЬНАЯ БАТАРЕЯ Я помню, что одно время считал производство электричества за счет сжигания угля в батарее величайшим достижением на пользу развития цивилизации, и я был

Из книги автора

84 Как отличить подделку, или О состоянии вещества Для опыта нам потребуются: кусочек янтаря или канифоли, кусочек пластмассы, иголка. Есть сложные способы отличить состав вещества, обычно это уже даже не физика, а химия. Определить, из чего состоит вещество, часто бывает

Из книги автора

ФИГУРЫ РАВНОВЕСИЯ ВРАЩАЮЩЕЙСЯ ЖИДКОСТИ Вкратце остановимся на проблеме фигур равновесия вращающейся жидкости, в разработку которой основной вклад внес А.М. Ляпунов.Ньютон показал, что под влиянием центробежных сил и взаимного притяжения своих частиц однородная

Из книги автора

Нейтронная звезда на орбите вокруг черной дыры Волны исходили от нейтронной звезды, вращающейся вокруг черной дыры. Звезда весила в 1,5 раза больше Солнца, а черная дыра – в 4,5 раза больше Солнца, при этом дыра быстро вращалась. Образованный этим вращением

небесное тело (раскаленный газовый шар)

Альтернативные описания

Основной объект вселенной

Знаменитость

Небесное тело

Геометрическая фигура

Офицерский знак различия

Городошная фигура

. "Гори, гори, моя..." (романс)

. "Космическое" название бляхи шерифа

. "Упавшая" с неба в море

. "гори, гори, моя..."

Вифлеемская...

Драма испанского драматурга Лопе де Вега "... Севильи"

Ж. одно из светящих (самосветных) небесных тел, видимых в безоблачную ночь. Вот и вызвездило, и звездочки показались. Подобие небесной звезды, лучистое изображенье, писанное или из чего сделанное. Пяти-, шести-, лучная или угольная звезда. Такое же украшение, жалуемое при орденах высших степеней. Белое пятнышко на лбу лошади, коровы. Мерин гнед, звездка на лбу. правое ухо порото. *Счастье или удача, та лан. Звезда моя закатилась, счастье погибло. Неподвижная звезда, не изменяющая положенья своего или места на небе, и принимаемая нами за солнце других миров; эти звезды образуют для нас постоянные созвездия. Блу(бро)дячая звезда, которая, не мерцая, обращается, как земля наша, около солнца; планета. Звезда хвостатая или с хвостом, с опахалом, комета. Утренняя, вечерняя звезда, зорница, одна и та же планета Венера. Полярная звезда, ближайшая, из крупных, к северному полюсу. Морская звезда или звездчатка, одно из различных морских животных, похожих на звезду, по очерку. Звезда девка, бойкая. Кавалерская звезда, растен. Passiflora. Не считай звезды, а гляди в ноги: ничего не найдешь, так хоть не упадешь. Прости (сокрылась), моя звезда, мое красно солнышко! По звездам корабли ходят. Решетом в воде звезд ловит. Звездистая ночь на Богоявленье, урожай на горох и ягоды. Частые звезды, мелки звезды, рассыпчаты. Под счастливой (или не счастливой) звездой (или планитой, планидой) родился. Звезда падает, к ветру. какой стороне в святки звезда упадет, с той стороны жених. Яркие крещенские звезды породят белых ярок. На Льва Катанского не глядеть на падающие звезды, февр. Кто в этот день заболеет, умрет. На Трифона февраля) звездисто поздняя весна. Теплый вечер на Иакова апреля) и звездная ночь, к урожаю. На Андроника октября) гадают по звездам о погоде, урожае. Рассыпался горох по всей Москве, по всей Вологде? звезды. Вся дорожка осыпана горошком? звезды на небе. Звезда с хвостом, к войне. Звездка, звездочка, звездушка, звездинка, -ночка, зап. звезданка, умалит. Звездный, к небесным звездамотносящийся. Звездное небо. Звездный блеск. Звездовой, ко звезде, в знач. ордена или изображенья, относящийся. Звездовой мастер. Звездовое колесо, в машинах, лобовое, у которого кулаки или зубья насажены по ребру, противопол. гребенчатое. Звездочный, звездковый, ко звездочкам, в разл. знач. относящийся. Звездочный мох, мшистое растение Mnium. Звездочная трава, Alchemilla, см. приворот. Звездчатый, со звездою или звездовидный, звездообразный, звездоподобный. Звездчатый занавес. Звездчатое украшение. Звездчатый конь. Звездистый или звездяный, многозвездный, усыпанный звездами. Звездистость ж. состояние, качество по прилаг. Звездник м. животное морская звезда, звездчатка. Звездовик или звездочник м. астра, растение и цветок Aster. Камень, из ценных, с металлическим отливом, в виде креста, звезды. Звездчатик м. названье окаменелой раковины Siderotes. Звездовщик м. звездослов, звездочет или звездарь м. астроном. Звездовщина ж. астрономия. Звездовник м. роспись, содержащая исчисление или именоване и описание звезд и созвездий. Звездач м. шуточн. звездоносец, на ком жалованая звезда. Кто носит звезду в день Рождества Христова по народному обычаю, при поздравлении. Звездун, звездуха, лошадь или корова со звездой на лбу. Звездыш м. кистень звездой, чекуша-гвоздевка. Звездовка ж. растение Astrantia. Звездочница ж. растение Stellaria. Звездчатка, растение звездочница. Вид полипов, Astrea; морская звезда. Звездянка, другой вид того же животного. Звездина ж. блестка, искра, рисунок в виде звездочки; звезда на лбу лошади. Звездить безличн. быть звездам на небе, о ясной ночи. На дворе так и звездит. кому, говорить резкую правду, без обиняков. он ему так и режет, так и звездит! Небо звездится; искра звездится впотьмах. Небо вызвездилось или на небе вызвездило. Дозвездило до утра, было ясно. ему вызвездила, напрямик. Потешные огни зазвездились. На небе зазвездило. Словами назвездит, а на деле ни с места. Ушибся, ино озвездило. Облака потянули, отзвездило. Позвездило было, да опять замолаживает. Прозвездил огонек и пропал. Узвездил Творец небо. Звездила м. драчун, который ударом кулака звезды кажет. Прямик, кто говорит резкую правду без обиняков в глаза. перв. знач. и звездить знач. бить; звездануть кого кулаком. Вино звездуха, от которого в глазах звездит, крепкое; остолбуха, удар. Звездоблюститель, звездонаблюдатель м. звездослов, звездовщик, звездарь, астроном. -ный, звездословный, к науке этой относящийся. Звездоблюстилище ср. обсерватория. Звездовожденье ср. мореходная астрономия. Звездовожатый, мореход, водящий судно по счислениям астрономии: штурман. 3вездоволхв, -волхователь, звездоворожка об. звездогадатель м. -ница ж. кто гадает, ворожит по звездам. Звездогляд м. шуточн. название астронома; верхогляд, человек, который глядит вверх, а под ногами не видит. Рыба Uranoscopus, у которой глаза обращены кверху. Звездозаконие ср. звездословие, звездовщина, астрономия. Звездозаконник, звездослов, астроном. Звездоносное небо, звездистое. 3вездопоясный, опоясанный звездною полосою: у кого звездный пояс. Звездорассыпчатый, усыпанный звездами, рассыпавшийся звездами. Звездорыл м. Rhinoster, американск. крот, со звездчатым наростом на рыле. Звездосоглядатай шуточн. астроном; астролог. -данье, астрология. Звездоубранный, -украшенный, убранный, украшенный звездами. Звездохват м. человек самонадеянный, заносчивого ума, всезнайка. Звездоцвет м. растение звездочник, астра. -ный, со звездчатыми цветками. Звездочет м. астролог; -ный, к астрологии относящийся. Звездочетство ср. астрология, звездогадательство

Желтый символ с бразильского флага

Знаменитость

И Солнце, И Сириус, и Вега

Иглокожее, имеющее вид правильного пятиугольника

Какой знак рисовали тимуровцы на воротах

Картина французского художника Э. Дега

Карточный пасьянс

Кинотеатр в Москве, Земляной вал

Космический статус Сириуса

Морская "боевая награда"

Морское пятиконечное животное

Московский кинотеатр

На груди героя Советского Союза

На небе и на эстраде

Название бляхи американского шерифа

Название периодического издания

Небесное тело

Одна из топологий компьютерных сетей

Опера композитора Д. Мейерера "Северная..."

Отличительный знак на погонах

Пентаграмма как фигура

При ее падении нужно загадывать желание

При падении чего принято загадывать желание

Прозвище планеты Венера "Вечерняя..."

Произведение Г. Уэллса

Произведение Э. Казакевич

Путеводная...

Рассказ российского писателя В. Вересаева

Регул, Антарес

Роман Г. Уэллса

Роман американской писательницы Даниэлы Стил

Роман российского писателя А. Р. Беляева "... КЭЦ"

Русский романс

Самосветящееся небесное тело

Самый крупный в мире бриллиант называется "Большая... Африки"

Светило

Светило пленительного счастья

Сириус, Вега

Солнце как небесное тело

Солнце как объект

Стихотворение Лермонтова

Стихотворение русского поэта А. Кольцова

Третья фигура в городках

Украинский футбольный клуб

Украшение Кремля и погон

Фигура в городках

Фигура с треугольными выступами на окружности

Фигура, а также предмет с треугольными выступами по окружности

Фильм Александра Иванова

Фильм Александра Митты "Гори, гори, моя..."

Фильм Боба Фосса "... "Плейбоя"

Фильм Владимира Грамматикова "... и смерть Хоакина Мурьеты"

Фильм Николая Лебедева

Футбольный клуб из Серпухова

Что сияло во лбу суженой пушкинского Гвидон

Эстрадное светило

Любая из мириад в ночном небе

. «упавшая» с неба в море

Прозвище планеты Венера «Вечерняя...»

Фильм Боба Фосса «... «Плейбоя»

Фильм Владимира Грамматикова «... и смерть Хоакина Мурьеты»

Фильм Александра Митты «Гори, гори, моя...»

Роман российского писателя А. Р. Беляева «... КЭЦ»

Опера композитора Д. Мейерера «Северная...»

Самый крупный в мире бриллиант называется «Большая... Африки»

Какой знак рисовали тимуровцы на воротах?

При падении чего принято загадывать желание?

Драма испанского драматурга Лопе де Вега «... Севильи»

. «гори, гори, моя...»

. «космическое» название бляхи шерифа

Морская «боевая награда»

. «гори, гори, моя...» (романс)

Киркоров - ... российской эстрады

Звезды

Звезды - далекие солнца. Звезды - это огромные раскаленные со­лнца, но столь удаленные от нас по сравнению с планетами Солнечной системы, что, хотя они сияют в миллионы раз ярче, их cвет кажется нам относительно тусклым.

При взгляде на ясное ночное небо вспоминаются строки М.В. Ломоносова:

Открылась бездна, звезд полна,

Звездам числа нет, бездне - дна.

В ночном небе невооруженным газом можно видеть около 6000 звезд. С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится затруднительным. «Поштучно» сосчитаны и занесены в астрономические каталоги все звезды ярче 11-й звездной величины. Их около миллиона. А всего нашему наблюдению доступно около двух миллиардов звезд. Общее количество звезд во Вселенной оценивается в 10 22 .

Различны размеры звезд, их строение, химический состав, масса, температура, светимость и др. Самые большие звезды (сверхгиганты) превосходят размер Солнца в десятки и сотни раз. Звезды-карлики имеют размеры Земли и меньше. Предельная масса звезд равна примерно 60 солнечным массам.

Весьма различны и расстояния до звезд. Свет звезд некоторых далеких звездных систем идет до нас сотни миллионов световых лет. Самой близкой к нам звездой можно считать звезду первой величины α- Центавра, не видимую с территории России. Она отстоит от Земли на расстоянии 4 световых лет. Курьерский поезд, идя без остановок со скоростью 100 км/ч, добрался бы до нее через 40 миллионов лет!

В звездах сосредоточена основная масса (98-99%) видимого ве­щества в известной нам части Вселенной. Звезды - мощные источни­ки энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существова­нием энергии излучения Солнца. Вещество звезд представляет собой плазму, т.е. находится в ином состоянии, чем вещество в привычных для нас земных условиях. (Плазма - это четвертое (наряду с твердым, жидким, газообразным) состояние вещества, представляющее собой ионизированный газ, в котором положительные (ионы) и отрица­тельные заряды (электроны) в среднем нейтрализуют друг друга.) Поэтому, строго говоря, звезда - это не просто газовый шар, а плаз­менный шар. На поздних стадиях развития звезды звездное вещество переходит в состояние вырожденного газа (в котором квантово-механическое влияние частиц друг на друга существенным образом сказывается на его физических свойствах - давлении, теплоемкости и др.), а иногда и нейтронного вещества (пульсары - нейтронные звезды, барстеры - источники рентгеновского излучения и др.).

Звезды в космическом пространстве распределены неравномер­но. Они образуют звездные системы: кратные звезды (двойные, тройные и т.д.); звездные скопления (от нескольких десятков звезд до миллионов); галактики - грандиозные звездные системы (наша Га­лактика, например, содержит около 150-200 млрд звезд).



В нашей Галактике звездная плотность также весьма неравномер­на. Выше всего она в области галактического ядра. Здесь она в 20 тыс. раз выше, чем средняя звездная плотность в окрестностях Солнца.

Большинство звезд находится в стационарном состоянии, т.е. не наблюдается изменений их физических характеристик. Это от­вечает состоянию равновесия. Однако существуют и такие звезды, свойства которых меняются видимым образом. Их называют пере­менными звездами и нестационарными звездами . Переменность и не­стационарность - проявления неустойчивости состояния равнове­сия звезды. Переменные звезды некоторых типов изменяют свое состояние регулярным или нерегулярным образом. Следует отме­тить также и новые звезды , в которых непрерывно или время от времени происходят вспышки. При вспышках (взрывах) сверхновых звезд вещество звезд в некоторых случаях может быть полностью рассеяно в пространстве.

Высокая светимость звезд, поддерживаемая в течение длительно­го времени, свидетельствует о выделении в них огромных количеств энергии. Современная физика указывает на два возможных источни­ка энергии - гравитационное сжатие , приводящее к выделению грави­тационной энергии, и термоядерные реакции , в результате которых из ядер легких элементов синтезируются ядра более тяжелых элементов и выделяется большое количество энергии.

Как показывают расчеты, энергии гравитационного сжатия было бы достаточно для поддержания светимости Солнца в течение всего лишь 30 млн лет. Но из геологических и других данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение мил­лиардов лет. Гравитационное сжатие может служить источником энергии лишь для очень молодых звезд. С другой стороны, термоядерные реакции протекают с достаточной скоростью лишь при тем­пературах, в тысячи раз превышающих температуру поверхности звезд. Так, для Солнца температура, при которой термоядерные ре­акции могут выделять необходимое количество энергии, составляет, по различным расчетам, от 12 до 15 млн К. Такая колоссальная тем­пература достигается в результате гравитационного сжатия, которое и «зажигает» термоядерную реакцию. Таким образом, в настоящее время наше Солнце является медленно горящей водородной бомбой.

Предполагается, что у некоторых (но вряд ли у большинства) звезд есть собственные планетные системы, аналогичные нашей Со­лнечной системе.

11.4.2. Эволюция звезд: звезды от их «рождения» до «смерти»

Процесс звездообразования . Эволюция звезд - это изменение со временем физических характеристик, внутреннего строения и хими­ческого состава звезд. Современная теория эволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд в удовлетворительном согласии с данными наблюдений.

Ход эволюции звезды зависит от ее массы и исходного химического состава, который, в свою очередь, зависит от времени, когда образовалась звезда и от ее положения в Галактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав которого определялся космологическими условиями (почти 70% водорода, 30% гелия и ничтожная примесь дейтерия и лития). В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы (следующие за гелием в таблице Менделеева), которые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались из вещества, содержавшего 3-4% тяжелых элементов.

«Рождение» звезды - это образование гидростатически равновес­ного объекта, излучение которого поддерживается за счет собственных источников энергии. «Смерть» звезды - это необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

Процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время . Звезды образуются в результате гравитационной конденсации вещества межзвездной среды. К молодым относятся звезды, которые еще находятся в стадии первоначального гравитаци­онного сжатия. Температура в центре таких звезд недостаточна для протекания ядерных реакций, и свечение происходит только за счет превращения гравитационной энергии в теплоту.

Гравитационное сжатие - первый этап эволюции звезд. Он при­водит к разогреву центральной зоны звезды до температуры «вклю­чения» термоядерной реакции (примерно 10-15 млн К) - превраще­ния водорода в гелий (ядра водорода, т.е. протоны, образуют ядра гелия). Это превращение сопровождается большим выделением энергии.

Звезда как саморегулирующаяся система . Источниками энер­гии у большинства звезд являются водородные термоядерные реак­ции в центральной зоне. Водород - главная составная часть космического вещества и важнейший вид ядерного горючего в звездах. Запасы его в звездах настолько велики, что ядерные реакции могут протекать в течение миллиардов лет. При этом, до тех пор пока в центральной зоне весь водород не выгорит, свойства звезды изменя­ются мало.

В недрах звезд, при температурах более 10 млн К и огромных плотностях, газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях звезда может находиться в стационарном состоянии лишь благодаря тому, что в каждом ее слое внутреннее давление газа урав­новешивается действием сил тяготения. Такое состояние называется гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная звезда представляет собой плазменный шар, находящийся в состоянии гидроста­тического равновесия . Если внутри звезды температура по какой-либо причине повысится, то звезда должна раздуться, так как возрастает давление в ее недрах.

Стационарное состояние звезды характеризуется еще и тепловым равновесием . Тепловое равновесие означает, что процессы выделения энергии в недрах звезд, процессы теплоотвода энергии из недр к поверхности и процессы излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то звезда начнет сжиматься и разогреваться. Это приведет к ускоре­нию ядерных реакций, и тепловой баланс будет вновь восстановлен. Звезда представляет собой тонко сбалансированный «организм», она оказы­вается саморегулирующейся системой . Причем чем звезда больше, тем быстрее она исчерпывает свой запас энергии.

После выгорания водорода в центральной зоне у звезды образует­ся гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Ядерные реакции перемещаются на периферию звезды. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка - расширяться. Звез­да принимает гетерогенную структуру. Оболочка разбухает до колос­сальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта . С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату.

Полагают, что звезда типа нашего Солнца может увеличиться настолько, что заполнит орбиту Меркурия. Правда, наше Солнце станет красным гигантом примерно через 8 млрд лет. Так что особых оснований для беспокойства у жителей Земли нет. Ведь сама Земля образовалась всего лишь 5 млрд лет назад.

От красного гиганта до белого и черного карликов . Для красно­го гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высо­кая внутренняя. С ее повышением в термоядерные реакции включа­ются все более тяжелые ядра. На этом этапе (при температуре свыше 150 млн К) в ходе ядерных реакций осуществляется синтез химических элементов . В результате роста давления, пульсаций и других процес­сов красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство. Когда внутренние термоядер­ные источники энергии полностью истощаются, дальнейшая судьба звезды зависит от ее массы.

При массе менее 1,4 массы Солнца звезда переходит в стационарное состояние с очень большой плотностью (сотни тонн на 1 см3). Такие звезды называются белыми карликами. Здесь электроны образуют вырожденный газ (вследствие сильного сжатия атомы оказываются настолько плотно упакованными, что электронные оболочки начинают проникать одна в другую), давление которого уравновешивает силы тяготения. Тепловые запасы звезды постепенно истощаются, и звезда медленно охлаждается, что сопровождается выбросами оболочки звезды. Молодые белые карлики, окруженные остатками оболочки, наблюдаются как планетарные туманности. Белый карлик как бы вызревает внутри красного гиганта и появляется на свет, когда красный гигант сбрасывает свои поверхностные слои, образовывая планетарную туманность.

Когда энергия звезды иссякнет, звезда изменяет свой цвет от белого к желтому, затем к красному; наконец, она перестанет излучать и начнет непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде маленького темного безжизненного объек­та. Так белый карлик медленно превращается в черный карлик - мертвую холодную звезду, размер которой обычно меньше размеров Земли, а масса сравнима с солнечной. Плотность такой звезды - в миллиарды раз выше плотности воды. Так заканчивают свое существование большинство звезд.

Сверхновые звезды . При массе более 1,4 массы Солнца стацио­нарное состояние звезды без внутренних источников энергии становится невозможным, так как давление не может уравновесить силу тяготения. Теоретически конечным результатом эволюции таких звезд должен быть гравитационный коллапс - неограниченное падение вещества к центру . В случае, когда отталкивание частиц и другие причины все же останавливают коллапс, происходит мощный взрыв - вспышка сверхновой с выбросом значительной части вещества звезды в окружающее пространство с образованием газовых туманностей .

Вспышки сверхновых были зафиксированы в 1054, 1572 , 1604 гг. Китайские летописцы следующим образом писали о событии 4 июля 1054 г.: «В первый год периода Чи-хо, в пятую Луну, в день Чи-Чу появилась звезда-гостья к юго-востоку от звезды Тиен -Куан и исчезла более чем через год». А другая летопись зафиксировала: «Она была видна днем, как Венера, лучи света исходили из нее во все стороны, и цвет ее был красновато-белый. Так была видна она 23 дня». Подобные скупые записи были сделаны арабскими и японскими очевидцами. Уже в наше время было выяснено, что эта сверхновая звезда оставила после себя Крабовидную туманность, являющуюся мощным источником радиоизлучения. Как мы уже отмечали (см. 6.1), вспышка сверхновой в 1572 г.. в созвездии Кассиопеи была отмечена в Европе, изучалась и широкий интерес к ней общественности сыграл важную роль в расширении астрономических исследований и последующем утверждении гелиоцентризма. В 1885 г. появление сверхновой звез­ды было отмечено в туманности Андромеды. Ее блеск превышал блеск всей Галактики и оказался в 4 млрд раз более интенсивным, чем блеск Солнца.

Систематические исследования позволили уже к 1980 г. открыть свыше 500 вспышек сверхновых. Со времени изобретения телескопа ни одна вспышка сверхновой звезды не наблюдалась в нашей звезд­ной системе - Галактике. Астрономы наблюдают пока их только в других неимоверно далеких звездных системах, столь далеких, что даже в мощнейший телескоп в них нельзя увидеть звезду, подобную нашему Солнцу.

Взрыв сверхновой - гигантский по силе взрыв старой звезды, вызванный внезапным коллапсом ее ядра, который сопровождается кратковременным испусканием огромного количества нейтрино. Обладающие только слабым взаимодействием, эти нейтрино тем не менее разметают наружные слои звезды в космическом пространстве и образуют клочья облаков расширяющегося газа. При вспышке сверхновой звезды выделяется чудовищная энергия (порядка 10 52 эрг). Вспышки сверхновых имеют фундаментальное значение для обмена веществом между звездами и межзвездной средой, для распространения химических элементов во Вселенной, а также для рождения первичных космических лучей.

Астрофизики подсчитали, что с периодом в 10 млн лет сверхно­вые звезды вспыхивают в нашей Галактике, в непосредственной бли­зости от Солнца. Дозы космического излучения при этом могут пре­вышать нормальные для Земли в 7 тысяч раз! Это чревато серьезней­шими мутациями живых организмов на нашей планете. Так объясня­ют, в частности, внезапную гибель динозавров.

Нейтронные звезды . Часть массы взорвавшейся сверхновой звезды может остаться в виде сверхплотного тела - нейтронной звезды или черной дыры.

Открытые в 1967 г. новые объекты - пульсары отождествляются с теоретически предсказанными нейтронными звездами. Плотность нейтронной звезды очень высока, выше плотности атомных ядер - 10 15 г/см3. Температура такой звезды около 1 млрд градусов. Но ней­тронные звезды очень быстро остывают, светимость их слабеет. Зато они интенсивно излучают радиоволны в узком конусе по направле­нию магнитной оси. Для звезд, в которых магнитная ось не совпадает с осью вращения, характерно радиоизлучение в виде повторяющихся импульсов. Поэтому-то нейтронные звезды называют пульсарами. Уже открыты сотни нейтронных звезд. Экстремальные физические условия в нейтронных звездах делают их уникальными естественными лабораториями, представляющими обширный материал для исследования физики ядерных взаимодействий, элементарных частиц и теории гравитации.

Черные дыры . Но если конечная масса белого карлика превышает 2-3 массы Солнца, то гравитационное сжатие непосредственно ведет к образованию черной дыры.

Черная дыра - область пространства, в которой поле тяготения настолько сильно, что вторая космическая скорость (параболическая скорость) для находящихся в этой области тел должна превышать скорость света, т.е. из черной дыры ничто не может вылететь - ни излучение, ни частицы, ибо в природе ничто не может двигаться со скоростью, большей скорости света. Границу области, за которую не выходит свет, называют горизонтом черной дыры.

Для того чтобы поле тяготения смогло «запереть» излучение и вещество, создающая это поле масса звезды должна сжаться до объема, радиус которого меньше гравитационного радиуса r = 2GM/C 2 , где G - гравитационная постоянная; с - скорость света; М - масса звезды. Гравитационный радиус чрезвычайно мал даже для больших масс (например, для Солнца r ≈ 3 км). Звезда с массой, равной массе Солнца, всего лишь за несколько секунд превратится из обычной звезды в черную дыру, а если масса равна массе миллиарда звезд, то такой процесс займет несколько дней.

Свойства черной дыры необычны. Особый интерес вызывает возможность гравитационного захвата черной дырой тел, прилетающих из бесконечности. Если скорость тела вдали от черной дыры много меньше световой и траектория его движения подходит близко к ок­ружности с R = 2r , то тело совершит много оборотов вокруг черной дыры, прежде чем снова улетит в космос. Если же тело подойдет вплотную к указанной окружности, то его орбита будет неограничен­но навиваться на окружность, тело окажется гравитационно захва­ченным черной дырой и никогда снова не улетит в космос. Если же тело подлетит еще ближе к черной дыре, то после нескольких оборо­тов иди даже не успев сделать ни одного оборота, оно упадет в черную дыру.

Представим себе двух наблюдателей: одного на поверхности коллапсирующей звезды, а другого далеко от нее. Предположим, что наблюдатель на коллапсирующей звезде через равные промежутки времени посылает (радио- или световые) сигналы второму наблю­дателю, информируя его о происходящем. По мере приближения первого наблюдателя к гравитационному радиусу сигналы, которые он посылает через равные интервалы времени, будут достигать дру­гого наблюдателя через все более длительные промежутки времени. Если первый наблюдатель передаст последний сигнал как раз перед тем, как звезда достигнет гравитационного радиуса, то сигналу по­требуется почти бесконечное время для того, чтобы прийти к уда­ленному наблюдателю; если же наблюдатель послал сигнал после того, как достиг гравитационного радиуса, наблюдатель вдали ни­когда не примет его, потому что сигнал никогда не покинет звезду. Когда фотоны либо частицы уходят за гравитационный радиус, они просто исчезают. Только во внешней области непосредственно у гравитационного радиуса они могут быть видимыми, причем созда­ется впечатление, что они как бы скрываются за занавесом и больше не появляются.

В черной дыре пространство и время взаимосвязаны необычным образом. Для наблюдателя внутри черной дыры направление возрас­тания времени является направлением уменьшения радиуса. Оказавшись внутри черной дыры, наблюдатель не может вернуться к по­верхности. Он не может даже приостановиться в том месте, где ока­зался. Он «попадает в область бесконечной плотности, где время кончается» *.

* Хокинг С. От большого взрыва до черных дыр. Краткая история времени. М., 1990. С. 79.

Изучение свойств черных дыр (Я.Б. Зельдович, С. Хокинг и др.) показывает, что в некоторых случаях они могут «испаряться». Этот «механизм» связан с тем, что в сильном поле тяготения черной дыры вакуум (физические поля в самом низком энергетическом состоянии) неустойчив и может рождать частицы (фотоны, нейтрино и др.), которые, улетая, уносят энергию черной дыры. Вследствие этого черная дыра теряет энергию, уменьшаются ее масса и размеры.

Сильное гравитационное поле черной дыры может вызывать бур­ные процессы при падении в них газа. Газ при падении в поле тяготе­ния черной дыры образует закручивающийся вокруг последней быстро вращающийся уплощенный диск. При этом колоссальная кине­тическая энергия частиц, разгоняемых тяготением сверхплотного тела, частично переходит в рентгеновское излучение, и по этому излучению черная дыра может быть обнаружена. Вероятно, одна черная дыра уже обнаружена таким способом в рентгеновском источ­нике Лебедь Х-1. В целом же, по-видимому, на долю черных дыр и нейтронных звезд в нашей Галактике приходится около 100 млн звезд.

Итак, черная дыра так сильно искривляет пространство, что как бы отсекает себя от Вселенной. Она может буквально исчезнуть из Вселенной. Возникает вопрос «куда». Математический анализ дает несколько решений. Особенно интересно одно из них. В соответствии с ним черная дыра может перемещаться в другую часть нашей Вселенной или даже внутрь иной вселенной. Таким образом, вообра­жаемый космический путешественник мог бы использовать черную дыру для передвижения в пространстве и времени нашей Вселенной и даже проникновения в другую вселенную.

Что же происходит, когда черная дыра переходит в другую часть Вселенной или проникает в иную вселенную? Рождение черной дыры во время гравитационного коллапса является важным указанием на то, что с геометрией пространства-времени происходит нечто необычное - изменяется ее метрика, топологические харак­теристики. Теоретически коллапс должен завершиться образованием сингулярности, т.е. должен продолжаться до тех пор, пока черная дыра не станет нулевых размеров и бесконечной плотности (хотя на самом деле речь должна идти не о бесконечности, а о каких-то очень больших, но конечных величинах). Во всяком случае, момент сингулярности - это, возможно, момент перехода из нашей Вселенной в другие вселенные или момент перехода в другие точки нашей Вселенной.

Много вопросов возникает и вокруг исторической судьбы черных дыр. Черные дыры испаряются за счет испускания частиц и излуче­ния, но не из самой черной дыры, а из того пространства, которое находится перед горизонтом черной дыры. Причем, чем меньше черная дыра по размерам, массе, тем выше ее температура и тем быстрее она испаряется. А размеры черных дыр могут быть различными: от массы галактики (10 44 г) до песчинки массой 10 -5 г. Продол­жительность жизни черной дыры пропорциональна кубу ее радиуса. Черная дыра массой в десять масс Солнца испарится за 10 69 лет. Это значит, что массивные черные дыры, образовавшиеся на ранних стадиях эволюции Вселенной, и сейчас существуют, причем, возмож­но, даже в пределах Солнечной системы. Их пытаются обнаружить с помощью гамма-телескопов.

Таким образом, большая часть излучающего свет вещества сосре­доточена в звездах. Каждая звезда - это подобие нашего Солнца, хотя размеры звезд, их цвет, состав и эволюция существенно различаются. Звезды вместе с некоторым количеством пыли и газа (и других объ­ектов) группируются в гигантские скопления - галактики.

11.5. Острова Вселенной: галактики

Ясным вечером посмотрите на ночное небо – там великое множество звёзд.

Звёзды – это, как и Солнце, огромные раскалённые газовые шары. Многие из них в десятки раз больше Солнца.

Мы же видим звёзды крохотными светящимися точками, потому что они находятся на громадном расстоянии от Земли.

Многие звёзды человек для своего удобства объединил в группы - созвездия и каждому присвоил название. Ведь легче найти созвездие, чем одну звезду, в необъятной вселенной.

CОЗВЕЗДИЯ


ВОЛОПАС

Волопас – одно из самых красивых созвездий. Оно привлекает внимание интересной конфигурацией, которую образуют наиболее яркие звёзды: развёрнутый женский веер, в ручке которого блестит красноватым цветом звезда Актур.

Волопас лучше всего виден по ночам с апреля до сентября.

В ясную и безлунную ночь в созвездии Волопаса можно наблюдать невооружённым глазом около 90 звёзд. Соединённые линиями, они образуют удлинённый многоугольник, в вершине которого находится звезда Актур.

Очень трудно в этой геометрической фигуре увидеть человека, который держит в правой руке огромную дубину, а в левой натягивает поводки двух яростно ощетинившихся собак, готовых наброситься на Большую Медведицу и разорвать её, как изображали созвездие Волопаса на старинных звёздных картах. В левом колене человека -Волопаса- и находится звезда Актур.


Актур считается третьей по яркости звездой на всей небесной сфере



ГОНЧИЕ ПСЫ

Гончие псы - маленькое созвездие. В нём нет ярких звёзд, которые бы привлекали наш взгляд. Лучше всего оно наблюдается по ночам с февраля до июля.



СОЗВЕЗДИЕ ГОНЧИЕ ПСЫ

Так изображали на старинных картах звёздного неба созвездие Гончих Псов.

Ясной безлунной ночью в созвездии Гончих Псов можно разглядеть обычным глазом около 30 звёзд. Это довольно слабые звёзды, и они так беспорядочно рассеяны, что, если их соединить линиями, очень трудно получить какую-то характерную геометрическую фигуру.

МАЛАЯ МЕДВЕДИЦА

Созвездие Малая Медведица – полярное созвездие северного полушария. По форме это созвездие напоминает ковш. Созвездие Малой Медведицы примечательно тем, что в её состав входит Полярная звезда, указывающая на Северный полюс мира.

БОЛЬШАЯ МЕДВЕДИЦА

Большая Медведица – созвездие северного полушария неба. Семь звёзд Большой Медведицы составляют фигуру, напоминающую ковш с ручкой.

Созвездия Большой Медведицы, Малой Медведицы, Волопаса и Гончих Псов связаны одним мифом, который и сегодня волнует нас описанной в нём трагедией.


Давным-давно в Аркадии правил царь Ликаон. И была у него дочь Каллисто, известная всему миру своей прелестью и красотой.

Даже властелин Неба и Земли громовержец Зевс восхитился её божественной красотой, как только её увидел.

Втайне от своей ревнивой супруги – великой Богини Геры – Зевс постоянно навещал Каллисто во дворце её отца.

Каллисто родила Зевсу сына Аркада, который быстро подрос.

Стройный и красивый, он ловко стрелял из лука и часто ходил на охоту в лес.

Гера узнала о любви Зевса и Каллисто. Впав в ярость, она превратила Каллисто в безобразную медведицу. Когда вечером Аркад вернулся с охоты, он увидел в доме медведицу. Не зная, что это его родная мать, он натянул тетеву лука… Но Зевс не допустил, чтобы Аркад, хотя и невольно, совершил тяжкое преступление.

Ещё до того, как Аркад выпустил стрелу, Зевс схватил медведицу за хвост и быстро взвился с нею в небо, где и оставил её в виде созвездия Большой Медведицы. Но пока Зевс нёс медведицу, её хвост начал удлиняться, поэтому на небосклоне у Большой Медведицы такой длинный и изогнутый хвост.

Зная, как сильно Каллисто была привязана к своей служанке, Зевс и её вознёс на небо и оставил там в виде небольшого, но красивого созвездия Малой Медведицы.

Зевс и Аркада перенёс на небо и превратил его в созвездие Волопаса.

Главная звезда этого созвездия называется Актур, что означает «страж медведицы».

Волопас навсегда обречён беречь свою мать – Большую Медведицу. Поэтому он крепко сжимает поводки Гончих Псов, которые ощетинились от ярости и готовы наброситься на Большую Медведицу и разорвать её.

Большая и Малая Медведицы являются незаходящими созвездиями, наиболее заметными на северном небе.

Очертания созвездий всегда одинаковы, но в разное время мы видим их на небе в разных положениях. Это происходит из-за движения Земли, вместе с которой движемся и мы.

ПОЛЯРНАЯ ЗВЕЗДА

Только одна звезда остаётся для нас постоянно на одном месте – Полярная.

В бинокль хорошо видно, что цвет Полярной звезды – желтоватый. Она несколько горячее Солнца.

Полярная звезда принадлежит к типу звёзд-сверхгигантов. Она пульсирует, то увеличиваясь, то уменьшаясь в объёмах.

Полярная звезда очень важна для людей, так как указывает направление на север. Ночью по ней легко определить это направление.

А как же быть днём? Днём, вы уже знаете, нам поможет Солнце.

Таким образом, три постоянных направления: на восход, заход и полуденное Солнце, пополнились четвёртым направлением – на Полярную звезду, которая указывает на север.

Как найти Полярную звезду?

На карте звёздного неба Полярную звезду найти легко: она находится в центре и всегда подписана.

Но на ночном небе слишком много разных звёзд, а Полярная звезда не самая яркая из них. По карте видно, что Полярная звезда находится в созвездии Малой Медведицы, которое состоит из ярких звёзд.

Но на небе искать её удобнее при помощи соседнего созвездия Большой Медведицы, которое состоит из более ярких звёзд.

Чтобы найти Полярную звезду, нужно мысленно соединить две крайние звезды Ковша Большой Медведицы, а затем продолжить эту линию вверх на расстояние, в пять раз превышающее расстояние между данными звёздами.

ПОЛЯРНАЯ ЗВЕЗДА


Уже в глубокой древности люди могли находить путь по дневному и ночному небу. Так, жители островов Тихого океана каменными топорами сооружали двойные лодки-катамараны и в них отправлялись в дальние походы по океану. Это был поразительный подвиг!

Две медведицы смеются:

«Эти звёзды нас надули.