- Рождение звезды
- Классификация звёзд
- Как устроены звёзды
- Смерть звезды
- Интересные факты о звёздах
- Наверх
Звёзды – самые крупные и распространённые тела во Вселенной. Они выделяют огромное количество энергии - в виде заряженных частиц, инфракрасного и ультрафиолетового излучений. Звёзды – настоящие исполины во всех отношениях – они живут миллионы и миллиарды лет, а их размеры, масса и светимость вообще ни с чем сравнить нельзя. Название науки о Вселенной – астрономии происходит от греческого слова «астрон» - звезда.
Сначала нужно понять, как появляется звезда и откуда она берёт столько энергии. Рождение звезды происходит в туманностях – гигантских скоплениях самого лёгкого газа - водорода. Постепенно газ и пыль уплотняются, и в облаке начинает происходить термоядерная реакция (это когда под воздействием высокой температуры и давления водород превращается в гелий с выделением колоссальной энергии). Объект приобретает шарообразную форму, и рождается звезда. Возможно, если тело не израсходует весь газ, остаточное вещество образует аккреционный диск – через миллионы лет там будет располагаться система из планет, их спутников и обломков – астероидов. По другому сценарию, газопылевое облако может разделиться на несколько частей. Тогда образуется бинарная система – система из нескольких звёзд. У них тоже могут образоваться планеты. Астрономы находили экзопланеты, на небе которых сияет сразу две или даже три звезды. Скорее всего, там можно увидеть три рассвета и три заката! Также может сформироваться одна большая звезда и планета, похожая на Юпитер. Если планета продолжит собирать вещество, она станет звездой-карликом: красным, оранжевым, или, как наше Солнце, жёлтым.
Звёзды бывают маленькими и большими, яркими и тёмными, разного цвета и светимости. Ещё в древности люди пытались классифицировать светящиеся точки на небе. Древний астроном Гиппарх попытался разделить звёзды на группы по яркости – звёздные величины. Всего их было 6, но теперь учёные пользуются усовершенствованной версией. С появлением телескопов стало возможным разглядеть более тусклые объекты (теперь и у планет с астероидами появилась своя звёздная величина). Сейчас используют две таких величины – видимую и относительную. Видимая – это та самая, которую придумал Гиппарх, а относительная – это звёздная величина с расстояния 10 парсек (парсек – космическая единица измерения, равная расстоянию около одного светового года). А как группируются звёзды как объекты космического пространства? Ответ на этот вопрос кроется в диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На ней изображена классификация звёзд по размерам (гиганты, карлики), цвету (спектру) и температуре, а также там изображён цикл жизни звезды. Цвет звезды напрямую зависит от её температуры. Для этого были придуманы спектральные классы – O – голубой (30 000 Кельвинов и больше), B – бело-голубой (20 000-30 000 Кельвинов), A – белый (10 000-20 000 Кельвинов), F – жёлтый (8 000-10 000 Кельвинов), G – жёлтый (6 000-8 000 Кельвинов), K – оранжевый (5 000-6000 Кельвинов), M – красный (ниже 5 000 Кельвинов).
Чтобы понять, как утроены звёзды в целом, нужно углубиться в физику и досконально рассмотреть процесс термоядерной реакции. Выше было сказано, что в ядре звезды водород превращается в гелий. Атом водорода имеет 2 изотопа – дейтерий (1 протон, 1 нейтрон) и тритий (1 протон, 2 нейтрона). Изотопы – атомы с одинаковым количеством протонов и с разным количеством нейтронов. Вот эти два изотопа водорода, соединяясь, образуют гелий (2 протона, 2 нейтрона). Если внимательно посмотреть на количество нейтронов в изотопах, можно заметить, что в атоме трития есть 1 лишний нейтрон. Он не участвует в реакции и просто улетает. Энергия выделяется в виде фотонов и частиц-невидимок нейтрино, которые очень слабо взаимодействуют с обычным веществом. Эти частицы, исходящие от Солнца и других звёзд, пронизывают сейчас всё и вся. От ядра переходим немного выше. Здесь находится зона лучистого переноса энергии. Термин говорит сам за себя. В этой зоне происходит перенос энергии в видимом диапазоне. Ёщё ближе к поверхности находится конвекционная зона или зона конвекции. Здесь энергия переносится к внешним слоям благодаря активному перемешиванию вещества – конвекции. Выше находится фотосфера – это и есть поверхность звезды. Во время полного солнечного затмения можно увидеть красноватую полоску вокруг луны. Это хромосфера – самая верхняя оболочка звезды. Она имеет красноватый оттенок, так как в этой зоне доминирует вещество H-альфа. На поверхности звезды может происходить много интересного. Например, на Солнце каждые 11 лет вырываются мощные вспышки. Можно увидеть протуберанцы – они происходят из-за разности температур, а также тёмные пятна – относительно холодные участки солнечной поверхности размером с планету.
Звёздам в нашей Вселенной отведено много лет, чтобы благополучно освещать и согревать их планеты (которые имеются не у всех светил). Но сколько в точности определённые звёзды могут прожить? Следует начать с того, как этот временной интервал можно вообще определить? По составу звезды. Чем больше в недрах звезды тяжёлых элементов (углерод, кислород и так далее), тем старее она. Определить состав звезды очень просто - нужно посмотреть на её спектр, то есть на разложенный на разные цвета общий цвет света звезды. Самые короткоживущие светила живут меньше 10 миллионов лет, а долгожители - около триллиона лет. Мало живут обычно массивные звёзды, которые быстро расходуют своё топливо.
Что же происходит, когда звезда сжигает всё своё топливо? А много чего происходит! А что, если закончится водород, звезда умирает? Конечно, нет! Когда водород иссяк, звезда старается сжечь гелий, затем кислород, азот, углерод и так вниз по таблице Менделеева. Но не бесконечно. Упрямое железо не хочет, чтобы его сжигали, и тогда существованию звезды приходит конец. Рассмотрим, что тогда происходит со звездой вроде Солнца. Такие относительно лёгкие звёзды становятся красными гигантами – увеличиваются в размерах во много раз. Плотность светила понижается, и звезда «распухает». Но это не всё. Газ с поверхности космического тела улетучивается и образуется красивая планетарная туманность. В самом её центре находится слабый белый карлик размером с планету Земля. Он постепенно будет тускнеть и превратится в чёрного карлика, и его никто никогда не увидит. Что касается Солнечной системы, то при таком не очень приятном сценарии поглотятся 3 ближайшие планеты – Меркурий, Венера, и, к сожалению, Земля. Но беспокоиться не нужно – это всё произойдёт через миллионы лет. А вот со сверхновыми шутки плохи. Самые большие и массивные звёзды взрываются сверхновыми, суперновыми и гиперновыми. Так как массивные светила живут в тысячи раз меньше таких как Солнце, вспышки сверхновых происходят чаще, чем образование планетарной туманности. Итак, после того, как большая звезда израсходовала всё сжигаемое вещество, она под действием гравитации схлопывается – коллапсирует. Затем происходит взрыв. Для сравнения: эту вспышку можно заметить с помощью мощного телескопа в далёких галактиках – за миллионы световых лет от нашей галактики. Да и в почти каждом месте нашей галактики взрыв звезды можно увидеть невооружённым глазом (за исключением того места, где свет возможной сверхновой перекроет яркое ядро галактики – сверхмассивная чёрная дыра и горячий газ, расположенный поблизости). Вернёмся к взрыву. Ядро звезды превращается в остаток сверхновой. Яркая вспышка может светить ещё несколько недель из-за горячего вещества, которое находится вокруг остатка сверхновой. Оно постепенно остывает, и сверхновая гаснет. Яркий пример не так давно (по космическим меркам) взорвавшейся звезды – Крабовидная туманность. В самом центре сидит миллисекундный пульсар – его можно заметить только с помощью радиотелескопа. Вспышка произошла в 1054 году, и её заметили китайские астрономы. С того времени прошло уже почти 1000 лет, а туманность до сих пор расширяется со скоростью 1500 километров в секунду. Подробно изучить взрыв звезды удалось учёным благодаря сверхновой 1987 года. Её так и обозначили – SN 1987 A. Сверхновые делят на А1 и А2. Сверхновая А1 – взрыв белого карлика. Бывает, что в бинарной системе одна звезда умирает (кончается топливо, чтобы поддерживать реакцию) остаётся белый карлик. Они могут постепенно поглотить звезду, а белый карлик может взорваться. А2 – обычная сверхновая, которая вспыхивает при смерти массивной звезды.
1)Звезда Регул выглядит сплющенной, как тыква из-за быстрого вращения вокруг своей оси.
2)Звезда Табби, как предполагают учёные, окружена сферой Дайсона, структурой, якобы созданной инопланетянами для получения энергии звезды.
3)В системе Trappist – 1, в которую входят звезда-красный карлик и 7 планет, возможно, большинство которых пригодно для жизни.
4)Система Кастор является самой большой звёздной системой из тех, которые учёным удалось обнаружить. Она содержит 6 звёзд.
5)Самой большой из открытых звезд является UY Щита. Эта звезда находится в созвездии Щит.
6)Объект с кодовым обозначением WD 0806-661 В является самой холодной звездой из обнаруженных астрономами. Температура этой звезды составляет всего 30 градусов Цельсия. Объект входит в двойную звёздную систему и является остывшим коричневым карликом.
7)Одна из самых необычных звёзд Вселенной – R 136 a1. Она занимает сразу два первых места – по массе и светимости. Этот объект содержит около 160 солнечных масс и находится яркой туманности Тарантул в карликовой галактике Большого Магелланова Облака.
8)В созвездии Кита находится звезда Мира – она по праву может называться самой необычной и удивительной звездой. Это переменная звезда, но в изменении её яркости нет никакой периодичности. Блеск может понизиться до девятой звёздной величины, а потом дорасти до второй. Предсказать изменение практически невозможно. Но намного позднее был обнаружен второй компонент системы – Мира В. Это белый карлик, активно поглощающий главную звезду. Его яркость тоже меняется, но это происходит из-за неравномерности поступления вещества. Наконец, в 2007 году, у Миры астрономы с помощью телескопа GALEX обнаружили гигантский хвост, простирающийся на несколько световых лет. Не зря Мира – в переводе с латинского означает «удивительная». Такое красивое название звезде дал знаменитый астроном Ян Гевелий.
