Звезды и их характеристики, особенности возникновения

Выделяются следующие параметры, определяющие характеристики звезд:

- яркость (блеск),

- расстояние,

- цвет,

- температура,

- размеры,

- масса,

- светимость.

Яркость оценивается в звездных величинах. За нулевую звездную величину принята звезда Вега. Разница в 1 звездную величину = 2,5 раза. Первая звездная величина – наиболее ярким, 6 – тусклым. Впоследствии стали вводиться дробные значения. Чтобы оценить блеск, появились отрицательные звездные величины.

Расстояние до звезды. Расстояние до звезды определяется с помощью параллакса. Это угол смещения звезды на небесной сфере. Если звезда смещается на 1 угловую секунду, то она находится от нас на расстоянии 1 парсека. Парсек – единица для выражения межзвездных расстояний. Она равна расстоянию, который проходит свет за 3,26 года. Может рассчитываться и иными способами. Другая легкоизмеряемая характеристика – свет, который указывает на температуру Земли. Голубые и белые звезды имеют температуру на поверхности от 9000 до 10000 градусов Кельвина. Желтые звезды (Солнце) имеют температуру от 2000 до 6000 градусов Кельвина, красные – от 5000 до 3000 градусов Кельвина.

Размеры звезды. Определяются с помощью Луны. Луна, двигаясь, перекрывает идущий от звезды свет и по продолжительности процесса определяется угловой размер звезды. Из расстояния звезды и углового размера звезды определяются истинные размеры звезды. Малые – белые карлики, большие – красные гиганты.

Важнейшая характеристика – масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в центре. Это определит жизненный цикл звезды. Для двойных звезд масса измеряется на основе скорости их движения вокруг общего центра. Для одинарных звезд масса измеряется на основе их излучения. Чем выше светимость, тем больше масса.

Массы звезд заключены от нескольких десятков до одной десятой массы Солнца. Масса Солнца = 1,9 * 10 в 30 степени килограмм.

При меньшей массе, чем у Солнца, температура в центре тела будет недостаточно высока для термоядерной реакции.

Звезда – раскаленный газовый шар. Состоит из плазмы. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая будет стараться расширить звезду, но также в каждой точке ей будет противодействовать другая сила – сила тяжести вышележащих слоев, пытающихся сжать ее. Обе силы будут уравновешивать друг друга, поэтому звезда будет являться устойчивой системой. Внутри звезд температура достигает от десяти миллионов градусов Кельвина для тех звезд, которые легче Солнца, до 30 миллионов градусов Кельвина для звезд-гигантов. Внутри Солнца – 15 миллионов градусов Кельвина. При таких температурах вещество в звездах ионизировано, атомы теряют свои электронные оболочки, и вещество состоит из атомных ядер и электронов. Поэтому вещество в центре Солнца в 100 раз превышает плотность воды и плотнее любого тела на Земле. При этом оно обладает свойствами газа.

При температуре свыше 10 миллионов градусов Кельвина протекает термоядерная реакция. Звезды светятся за счет преобразования четырех ядер водорода в одно ядро гелия. Масса четырех протонов больше массы ядра гелия, и этот избыток массы превратится в энергию.

Звезды в космическом пространстве распределяются неравномерно. Они образуют звездные системы. Есть звезды с планетами, кратные звезды (когда вокруг звезды не планетарная система, а несколько звезд, связанных между собой гравитационными силами), звездные скопления, галактики. Галактики – грандиозные системы звезд, у которых есть общий центр вращения. Большинство звезд находятся в стационарном состоянии, то есть это те звезды, которые на протяжении своей жизни не меняют характеристик. Наряду с ними существуют переменные или нестационарные звезды. Это звезды, которые могут менять свои характеристики. Одна из разновидностей пульсирующих (нестационарных) звезд – цефеиды.

Цефеиды. Их яркость колеблется с определенной периодичностью. Такой тип поведения характерен для звезд, у которых высокая светимость. У них умеренная температура. Это звезды огромных размеров. В цефеидах происходит периодическое расширение, изменение их размеров, то есть они расширяются, излучая энергию, а потом сжимаются до предыдущего состояния.

Новые звезды. Это слабые звезды, блеск которых внезапно увеличивается до своего максимума, а затем вновь уменьшается до спокойного уровня. Иногда светимость звезды увеличивается на 12-13 звездных величин и выделяемая энергия достигает 10 в 39 степени джоулей.

Есть категории сверхновых звезд (настоящий взрыв звезды, когда большая часть ее массы разлетается со скоростью 10000 км в секунду, а остальная сжимается либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру).

Нейтронная звезда – тело очень высокой плотности, в котором электроны соединились с протонами и образовали нейтральные частицы (нейтроны).

Черная дыра – тело с огромной силой тяготения, которая притягивает даже испущенный им самим свет.

Процесс звездообразования начинается с гравитационного сжатия и последующей фрагментации облаков межзвездного газа. По мере сжатия этих газов будут выделяться ядро звезды и оболочка. Ядро – центарльная, более плотная часть звезды, которая достигла гидростатического равновесия. Процесс сжатия (конденсации) сопровождается возрастанием магнитного поля и ростом магнитного поля газов. Долгое время оболочка будет оставаться плотной и непрозрачной, это делает рождающуюся невидимой. С увеличением массы ядра силы гравитации возрастут, сможет начаться термоядерная реакция. Оболочка рассеется излучением, и протозвезда превратится в звезду.

Эволюция Вселенной

Неклассическая астрономия начинает осознавать, что Вселенная нестационарна. Создаются модели расширяющейся Вселенной. Начало этому открытию положила общая теория относительности Эйнштейна. Советский математик Фридман в 20 годах XX века решил для Вселенной уравнение общей теории относительности. Модель расширяющейся, модель сжимающейся вселенной.