Многообразие звезд. От красных карликов до черных дыр

Содержание:

Введение………………………………………………………....…2

1. Классификация звезд………………………………………………3
1. Звезды-карлики………………………………………….…….5
1. Белые карлики……………………………………..…….5
2. Красные карлики………………………………….....….6
2. Звезды гиганты………………………………………….…….6
3. Звезды-сверхгиганты……………………………………..…..6
2. Подробные характеристики некоторых объектов…………......7
1. Вспышка сверхновой звезды…………………………….…..7
2. Нейтронные звезды и пульсары………………………….….8
3. Черные дыры………………………………………………….9

Вывод ………………………………………………………..……12

Приложение 1……………………………………………………..13

Используемая литература ……………………………………….14

Введение                                

В нашей Галактике более 100 млрд. звёзд. На фотографиях неба, полученных крупными телескопами, видно огромное количество звёзд. Их так много, что им не только не дают имён, но и не пытаются сосчитать. Звезда - небесное тело, по своей природе похожи на Солнце, является массивным, самосветящимся плазменным шаром. Звезды образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. В звездах заключена основная масса светящегося вещества в природе.

Звезды, как любое живое существо, рождаются, живут и умирают. Продолжительность жизни звезд настолько велика (до десятков миллиардов лет), что астрономы не могут проследить жизнь хотя бы одной из них от начала до конца. Зато они могут наблюдать за звездами, находящимися на разных стадиях развития.

Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трех звездоподобных объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. Эти продолговатые образования распались на отдельные звезды – впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звезд. Буквально на глазах это беспрецедентный случай показал астрономам, что звезды могут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звезды обычно возникают в группах, или звездных скоплениях, оказались справедливыми.

1.       Классификация звезд                          

     Во Вселенной существуем множество различных звезд. Большие и маленькое, горячие и холодные, заряженные и не заряженными. Попробуем дать в этой статье классификацию основных видов звезд.

Одной из классификаций звезд является спектральная классификация. Согласно этой классификации звезды относят в тот или иной класс согласно их спектру. Спектральная классификация звезд служит многим задачам звездной астрономии и астрофизики. Качественное описание наблюдаемого спектра позволяет оценить важные астрофизические характеристики звезды, такие как эффективная температура ее поверхности, светимость и, в отдельных случаях, особенности химического состава.

Таблица 1. Спектральная классификация

Некоторые звезды не попадают не в один из классов этой таблицы. Такие звезды называют пекулярными. Их спектры не укладываются в температурную последовательность O—B—A—F—G—K—M. Хотя, зачастую такие звезды представляют собой определенные эволюционные стадии вполне нормальных звезд, либо представляют звезды, не совсем характерные для ближайших окрестностей Солнца (бедные металлами звезды, такие как звезды шаровых скоплений и гало Галактики). В частности к звездам с пекулярными спектрами относятся звезды с различными особенностями химического состава, что проявляется в усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов.

Хорошо разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга — Рассела (Прил.1). Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Диаграмма предложена в 1910г независимо Э. Герцшпрунгом и Г. Расселом. Она используется для классификации звезд и соответствует современным представлениям о звездной эволюции.

Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности. Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.

Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами.

Звезда могут наблюдаться красным гигантом в момент звездообразования и на поздних стадиях развития. На ранней стадии развития звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией. На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела: этот этап длится ~ 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.

Звезда гигант имеет сравнительно низкую температура поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.

Звезды-карлики являются противоположностью гигантов. Далее представлена классификация звезд-карликов.

                  1.1         Звезды – карлики                  

                        1.1.1  Белые карлики                       

«Белые карлики – это звезды белого цвета, весьма малых размеров. Они обладают крайне низкой светимостью, близкой к светимости красных карликов, и чрезвычайно высокой плотностью. К числу белых карликов относится спутник Сириуса, плотность которого близка к 40 000 г\см3; масса его составляет о,97 массы Солнца, тогда как диаметр равен всего лишь 0,03 диаметра Солнца. Чрезвычайно высокая плотность белого карлика обусловлена тем, что подавляющее большинство их атомов полностью ионизовано. Эти атомы состоят из атомных ядер с немногочисленными ближайшими к ним электронами и поэтому занимают гораздо

меньший объем»

                      1.1.2 Красные карлики                      

«Красные карлики – это наиболее распространенный тип звезд. Будучи меньше по размеру, чем солнце, они экономно расходуют свои запасы топлива, чтобы продлить время своего существования на десятки миллионов лет. Если можно было бы увидеть все красные карлики, небо оказалось бы буквально усеяно ими, а на диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство звезд оказалось бы сконцентрировано в правом нижнем углу. Однако красные карлики настолько тусклы, что мы в состоянии наблюдать лишь наименее удаленные от нас».

                  1.2            Звезды – гиганты                 

«После звезд основного состояния наиболее распространенными являются красные гиганты. У них такая же температура поверхности, как у красных карликов, но они намного больше и  ярче. Поэтому их помещают над звездами основного состояния на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Масса этих монстров обычно примерно равна солнечной, однако, если бы одно из них заняло место нашего  светила, его оболочка захватила бы внутренние планеты Солнечной системы.

В действительности большинство из них имеет оранжевый цвет, но звезда  R

Зайца настолько красна, что некоторые сравнивают ее с каплей крови».

                    1.3 Звезды – сверхгиганты                   

«Сверхгиганты – наибольшие по размерам звезды, радиус которых в 30 – 2500 раз превышает радиус Солнца».

«Сверхгиганты располагаются вдоль вершины диаграммы Герцшпрунга – Рассела. Бетельгейзе в плече Ориона имеет в поперечнике почти 600 миллионов миль 000 млн. км). Другой наиболее яркий светоч Ориона – Ригель, голубой сверхгигант, одна из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Будучи чуть ли не в десять раз меньше Бетельгейза, Ригель все же почти в сто раз превосходит Солнце своим размером».

                2  Подробные характеристики некоторых объектов               

«Продолжительность жизни звезды во многом зависит от ее массы, так же как и судьба, которая ее ждет – белого карлика, нейтронной звезды или же черной дыры».

                   2.1       Вспышка сверхновой звезды                  

«Сверхновые звезды – это переменные звезды, светимость которых внезапно

увеличивается в сотни миллионов раз, а затем медленно спадает. Во время вспышек сверхновая звезда значительно ярче новых звезд, которых они напоминают по характеру изменения блеска.

Вспышка сверхновой звезды наблюдается весьма редко: в отдельных галактиках в среднем не чаще чем один раз в 200-300 лет. Вспышки сверхновых в нашей Галактической системе после изобретения телескопа (начало 17 в.) не наблюдались. Однако установлено, что ряд вспышек, отмеченных в древних летописях, преимущественно китайских, принадлежит сверхновым звездам. В ряде мест небесной сферы, где, согласно летописям, наблюдались вспышки в настоящее время видны своеобразные светящиеся туманности, представляющие собой несомненно продукт вспышек сверхновых звезд. Из таких объектов лучше всего изучена Крабовидная туманность в созвездии Тельца, видимая в том месте, где, согласно летописям, в 1054 наблюдалась вспышка звезды, являвшейся, как

установлено, сверхновой.

Крабовидная туманность представляет собой один из наиболее мощных источников радиоизлучения. Источниками радиоизлучения являются и другие туманности, видимые на месте сверхновых звезд, вспыхивавших в нашей Галактической системе; интенсивность радиоизлучения, повидимому, тем больше, чем ярче была сверхновая звезда в максимуме блеска. Причины вспышек сверхновых выяснены недостаточно. Однако несомненно, что в процессе такой вспышки внутреннее строение звезды претерпевает существенные изменения; при этом звезда теряет огромную энергию».

«Чтобы звезда могла взорваться в качестве сверхновой, ее масса должна, по

крайней мере, в десять раз превышать массу солнца. Она превращается в красного  сверхгиганта, образуя тяжелые элементы типа железа внутри своего ядерного реактора, оставляя некоторую часть их в дальних слоях оболочки. С потерей значительной части массы звезда постепенно утрачивает способность сопротивляться безжалостной силе гравитации. Буквально за долю секунды ядро взрывается, разрывая звезду на куски. Расширяющееся облако материи, которое образует тело звезды соединяется с соседним межзвездным веществом, образуя остатки сверхновой.

             2.2        Нейтронные звезды и пульсары            

«Остатки взорвавшегося ядра известны под названием нейтронной звезды.

Нейтронные звезды вращаются очень быстро, испуская световые и радиоволны, которые, проходя мимо Земли, кажутся светом космического маяка.

Колебания яркости этих волн навело астрономов на мысль назвать такие звезды пульсарами. Самые быстрые пульсары вращаются со скоростью, почти равной 1000 оборотов в секунду». 

«К настоящему времени их открыто уже более двухсот. Регистрируя излучение пульсаров на различных, но близких частотах, удалось по запаздыванию сигнала на большей длине волны (при предположении о некоторой плотности плазмы в межзвездной среде) определить расстояние до них. Оказалось, что все пульсары находятся на расстояниях от 100 до 25 000 световых лет, т. е. принадлежат нашей Галактике, группируясь вблизи плоскости Млечного Пути ».

2.3        Черные дыры

«Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества, оставшегося после взрыва, всё еще превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению черной дыры.

Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды остаётся один неизбежный путь: путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру.

В 1939 году Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском университете (Беркли) занимались выяснением окончательной судьбы большой массы холодного вещества. Одним из наиболее впечатляющих следствий общей теории относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса начинает коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса сжимается в чёрную дыру. Если, например, не вращающаяся симметричная звезда начинает сжиматься до критического размера, известного как гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда (назван так в честь Карла Шварцшильда, который первым указал на его существование). Если звезда достигает этого радиуса, то уже не что не может воспрепятствовать ей завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в себе.

     Каковы же физические свойства «чёрных дыр» и как учёные предполагают обнаружить эти объекты? Многие учёные раздумывали над этими вопросами; получены кое-какие ответы, которые способны помочь в поиска таких объектов.

Само название – чёрные дыры – говорит о том, что это класс объектов, которые нельзя увидеть. Их гравитационное поле настолько сильно, что если бы каким-то путём удалось оказаться вблизи чёрной дыры и направить в сторону от её поверхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот прожектор было бы нельзя даже с расстояния, не превышающее расстояние от Земли до Солнца.

Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать весь свет Солнца в этом мощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как свет не смог бы преодолеть воздействие на него гравитационного поля чёрной дыры и покинуть её поверхность.

Именно поэтому такая поверхность называется абсолютным горизонтом событий. Она представляет собой границу чёрной дыры.

Учёные отмечают, что эти необычные объекты нелегко понять, оставаясь в рамках закона тяготения Ньютона. Вблизи поверхности чёрной дыры гравитация столь сильна, что привычные ньютоновские законы здесь перестают действовать. Их следует заменить законами общей теории относительности Эйнштейна. Согласно одному из трёх следствий теории Эйнштейна, покидая массивное тело, свет должен испытывать красное смещение, так как он теряет энергию на преодоление гравитационного поля звёзды. Излучение, приходящее от плотной звезды, подобной белому карлику – спутнику Сириуса А, - лишь слегка смещается в красную область

спектра. Чем плотнее звезда, тем больше это смещение, так что от сверхплотной звезды совсем не будет приходить излучения в видимой области спектра. Но если гравитационное действие звезды увеличивается в результате её сжатия, то силы тяготения оказываются настолько велики, что свет вообще не может покинуть звезду. Таким образом, для любого наблюдателя возможность увидеть черную дыру полностью исключена! Но тогда естественно возникает вопрос: если она не видима, то, как же мы можем её обнаружить? Чтобы ответить на этот вопрос учёные прибегают к искусным уловкам. Руффини и Уиллер досконально изучили эту проблему и предложили несколько способов пусть не увидеть, но хотя бы обнаружить чёрную дыру. Начнём с того, что, когда чёрная дыра рождается в процессе гравитационного коллапса, она должна излучать гравитационные волны,

которые могли бы пересекать пространство со скорость света и на короткое время искажать геометрию пространства вблизи Земли. Это искажение проявилось бы в виде гравитационных волн, действующих одновременно на одинаковые инструменты, установленные наземной поверхности на значительном расстоянии друг от друга.

Гравитационное излучение могло бы приходить от звёзд, испытывающих гравитационный коллапс. Если в течение обычной жизни звезда вращалась, то, сжимаясь и становясь всё меньше и меньше, она будет вращаться всё быстрее, сохраняя свой момент количества движения.  Наконец она может достигнуть такой стадии, когда скорость движения на её экваторе приблизится к скорости света, то есть к предельно возможной скорости. В этом случае звезда оказалась бы сильно деформированной и могла бы выбросить часть вещества. При такой деформации энергия могла бы уходить от звезды в виде гравитационных волн  с частотой порядка тысячи колебаний в секунду (1000 Гц).

Роджер Пенроуз, профессор математики Биркбекского колледжа Лондонского университета, рассмотрел любопытный случай коллапса и образования чёрной дыры.

Он допускает, что чёрная дыра исчезает, а затем проявляется в другое время в какой-то иной вселенной. Кроме того, он утверждает, что рождение чёрной дыры во время гравитационного коллапса является важным указанием на то, что с геометрией пространства-времени происходит нечто необычное. Исследования Пенроуза показывают, что коллапс заканчивается образованием сингулярности (от лат. singularius – отдельный, одиночный), то есть он должен продолжаться до нулевых размеров и бесконечной плотности объекта. Последнее условие даёт возможность другой вселенной приблизиться  к нашей сингулярности, и не исключено, что сингулярность перейдёт в эту новую вселенную. Она даже может появиться в каком либо другом месте нашей собственной Вселенной.

Некоторые учёные рассматривают образование чёрной дыры как маленькую модель того, что, согласно предсказаниям общей теории относительности, в конечном счёте, может случиться с Вселенной. Общепризнано, что мы можем в неизменно расширяющейся Вселенной, и один из наиболее важных и насущных вопросов науки касается природы Вселенной, её прошлого и будущего. Без сомнения, все современные результаты наблюдений указывают на расширение Вселенной. Однако на сегодня один из самых каверзных вопросов таков: замедляется ли скорость этого расширения, и если да, то не сожмётся ли Вселенная через десятки миллиардов лет, образуя сингулярность. По-видимому, когда-нибудь мы сможем выяснить, по какому пути следует Вселенная, но, быть может, много раньше, изучая информацию, которая просачивается при рождении чёрных дыр, и те физические законы, которые управляют их судьбой, мы сможем предсказать окончательную судьбу Вселенной».

Многообразие звезд во Вселенной неисчерпаемо, и возможно существуют еще звезды или продукты их эволюции, которые не вошли в эту классификацию.

Вывод

 После того как звезда исчерпает свои источники  энергии,  она  начинает остывать  и  сжиматься.  При  этом  физические  свойства  газа   кардинально меняются,  так  что  его  давление  сильно  возрастает.  Если  масса  звезды невелика,  то  силы  гравитации   сравнительно   слабы   и   сжатие   звезды прекращается,  она  переходит  в  устойчивое  состояние  белого  карлика.  В современной  теории  звёздной  эволюции  белые  карлики  рассматриваются  как конечный этап  эволюции  звёзд  средней  и  малой  массы  (меньше  3-4  масс Солнца). После того как в  центральных  областях  стареющей  звезды  выгорит весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние  слои  при  этом сильно  расширяются,  эффективная  температура   светила   падает,   и   оно становится красным  гигантом.  Образовавшаяся  разреженная  оболочка  звезды очень  слабо  связана  с  ядром,  и  она  в  конце  концов  рассеивается   в пространстве. На месте бывшего красного гиганта  остаётся  очень  горячая  и компактная звезда, состоящая в основном из гелия, - белый карлик.  Благодаря своей высокой температуре она излучает главным  образом  в  ультрафиолетовом диапазоне и ионизует газ разлетающейся оболочки.  Но  если  масса  превышает некоторое критическое  значение,  сжатие  продолжается.  При  очень  высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтральные частицы  – нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из  одних  нейтронов,  которые настолько  тесно  прижаты  друг  к  другу,  что  огромная   звёздная   масса сосредоточивается в очень небольшом шаре  радиусом  несколько  километров  и сжатие  останавливается.  Плотность  этого  шара  –  нейтронной   звезды   –  чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых  карликов:  она  может превысить 10 млн. т. / см. куб.

    Чёрные дыры  образуются в результате коллапса  гигантских  звёзд  массой более 3-х масс Солнца. При сжатии их  гравитационное  поле  уплотняется  всё сильнее и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что  свет  уже не может преодолеть  её  притяжение.  Радиус,  до  которого  должна  сжаться звезда,  чтобы  превратиться  в  чёрную  дыру,   называется   гравитационным радиусом. Для массивных звёзд он составляет несколько  десятков  километров.

Отличить чёрную дыру от  нейтронной  звезды  (если  излучение  последней  не наблюдается) очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто  говорят предположительно. Тем  не  менее,  открытие  массивных  несветящихся  тел  – серьёзный аргумент в пользу их существования.

Приложение 1. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Используемая литература:

1. Бабушкин А. Н. Современные концепции естествознания. - 2010 г. 
2. Каплан С.А. Физика звезд/ С.А. Каплан.-3-е изд.- М.: Наука, 2009. 
3. Проект "Исследование Солнечной системы" /http://galspace.spb.ru/index61-3.html . – 2014

4. Сурдин В.Г. Протозвезды. Где, как и из чего формируются  звезды// В.Г. Сурдин, С.А. Ламзин. - М., 2014 
5. Тейлер Р. Строение и эволюция звезд. - М., 2009.  
6. И.С. Шкловского “Вселенная, жизнь, разум”. – Изд-во: журнал "Экология и жизнь", 2010. – 312с