Физика звезд
Реферат по астрономии на тему
Физика звезд
Работу выполнила ученица 11-го класса Э Платонова Вера
2002 год.
Содержание:
TOC o "1-3" h z 1......... Многообразие звезд. h III
1.1. Светимость звезд, звездная величина. h III
1.2. Размеры, массы, плотность звезд. h IV
1.3. Многообразие звезд. Гарвардская классификация звездных спектров. h V
2......... Физические процессы, происходящие в недрах звезд. h VIII
2.1. Термоядерный синтез. h VIII
2.2. Строение звезд. Модели некоторых типов звезд. h IX
2.3. Переменные звезды. Новые и сверхновые. h IX
2.4. Конец звезды - белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры. h XI
3......... Самая типичная звезда. h XIII
3.1. Физические параметры Солнца. h XIII
3.2. Внутреннее строение Солнца. h XIII
3.3. Солнечная атмосфера. h XIV
4......... Список используемой литературы: h XVI
1. Многообразие звезд.
1.1. Светимость звезд, звездная величина.
Если смотреть на звездное небо, сразу бросается в глаза, что звезды резко отличаются по своей яркости – одни светят очень ярко, они легко заметны, другие трудно различить невооруженным глазом.
Еще древний астроном Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разделены на шесть групп: к первой относятся самые яркие – это звезды первой величины (сокращенно - 1m, от латинского magnitudo - величина), звезды послабей - ко второй звездной величине (2 m) и так далее до шестой группы – едва различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина характеризует блеск звезды, то есть освещенность, которую звезда создает на земле. Блеск звезды 1m больше блеска звезды 6 m в 100 раз.
Изначально яркость звезд определялась неточно, на глазок; позже, с появлением новых оптических приборов, светимость стали определять точнее и стали известны менее яркие звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощный российский телескоп – 6-ти метровый рефлектор – позволяет наблюдать звезды до 24-й величины.)
С увеличением точности измерений, появлением фотоэлект-рических фотометров, возрастала точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Наиболее яркие звезды, а также планеты имеют нулевую или даже отрицательную величину. Например, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а Солнце — -26,7.
В 1850 г. английский астроном Н. Поссон вывел формулу:
E1/E2=(5√100)m3-m1≈2,512 m2-m1
, где E1 и E2 – освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m1 и m2 – их звездные величины. Иными словами, звезда, например, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды второй величины и в 2,52=6,25 раз ярче звезды третьей величины.
Однако значения звездной величины недостаточно для характеристики светимости объекта, для этого необходимо знать расстояние до звезды.
Расстояние до предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направление на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот метод называется триангуляцией.
Чем больше базис, тем точнее результат измерений. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет велика. К счастью, наблюдатель вместе с планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает её с разных точек земной орбиты, - а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместится на фоне более далёких звёзд. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, - параллаксом. Годичным параллаксом звезды называется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
С понятием параллакса связано название одной из основных единиц расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годичный параллакс которой равнялся бы точно 1’’. Годичный параллакс любой звезды связан с расстоянием до неё простой формулой:
r = 1/П
, где r – расстояние в парсеках, П – годичный параллакс в секундах.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд.
Теперь, зная расстояние до звезды, можно определить ее светимость – количество реально излучаемой ею энергии. Ее характеризует абсолютная звездная величина.
Абсолютная звездная величина (M) – такая величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдателя. Зная видимую звездную величину и расстояние до звезды, можно найти ее абсолютную звездную величину:
M = m + 5 – 5 * lg(r)
Ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра – крошечный тусклый красный карлик – имеет видимую звездную величину m=-11,3, а абсолютную M=+15,7. Несмотря на близость к Земле, такую звезду можно разглядеть только в мощный телескоп. Еще более тусклая звезда №359 по каталогу Вольфа: m=13,5; M=16,6. Наше Солнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда δ Золотой Рыбы (в южном полушарии) имеет только 8-ю видимую величину и не различима невооруженным глазом, но ее абсолютная величина M=-10,6; она в миллион раз ярче Солнца. Если бы она находилась от нас на таком же расстоянии, как Проксима Центавра, она бы светила ярче Луны в полнолуние.
Для Солнца M=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабой звездочкой, с трудом различимой невооруженным глазом.
1.2. Размеры, массы, плотность звезд.
Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды?
На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные размеры.
Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором – оптическим интерферометром. Но в большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) и температуры (T):
R2 = L / (4πσT4)
Размеры звезд бывают очень различны. Встречаются звезды сверхгиганты, радиус которых в тысячи раз больше солнечного. С другой стороны известны звезды-карлики с радиусом в десятки раз меньше, чем у Солнца.
Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а так же особенности её жизненного пути.
Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Масса звезд колеблется в значительно меньших пределах: примерно от 1028 до 1032 килограмм. Существует связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Светимость пропорциональна примерно четвертой степени массы звезды:
|
Абсолютная звездная величина (М) |
|
Светимость (L) |
|
Масса звезд (в массах Солнца) |
|
-10 -8 -6 -4 -2 0 +2 +4 +6 +8 +10 +12 +14 +16 +18 +20 |
|
106 105 104 103 102 10 1 10-1 10-2 10-3 10-4 10-5 10-6 |
|
0,1 0,2 0,5 1 2 5 10 20 30 50 |
|
L ~ m3,9 |
1.3. Многообразие звезд. Гарвардская классификация звездных спектров.
Основной метод изучения звезд – исследование их спектров. Специальный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи дифракционной решётки раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Астрономы получают множество сведений о звездах, расшифровывая их спектры. Спектр звезды позволяет определить, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить её температуру точнее, чем по цвету. Многочисленные тёмные линии, пересекающие спектральную полоску, связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звёзд. Так как каждый химический элемент имеет свой набор линий, спектр позволяет определить, из каких веществ состоит звезда. Спектры звезд можно разделить на несколько основных классов.
Еще в 70-х годах XIX века один из пионеров астрофизики директор Ватиканской обсерватории А. Секки предложил первую классификацию звездных спектров. Позже она была расширенна и уточнена.
В 1924 году Гарвардская обсерватория завершила публикацию каталога Г. Дрепера, содержащего классификацию свыше 225 тысяч звезд. Современная классификация является уточненной и дополненной версией этой классификации, общепринятой в современной астрономии.
По Гарвардской классификации выделялось семь спектральных классов, обозначенных латинскими буквами O, B, A, F, G, K, M. При движении по ряду слева направо изменяется цвет звезды: O – голубой, А – белый, G – желтый, М – красный. В том же направлении соответственно уменьшается температура звезд.
Кроме того, каждый основной класс делится еще на десять подклассов, например О1, О2, О3 и так далее. Наше Солнце относится к классу G2.
Звезды имеют в основном примерно одинаковый химический состав: основные компоненты – водород и гелий с небольшими примесями других веществ. Поэтому разнообразие спектров объясняется различными температурами звезд.
Самые горячие звезды – звезды класса W. Температура их поверхности достигает 100000 К. Их цвет – голубой. Голубые также звезды класса O. Их температура от 50000 К и ниже. Голубовато-белые звезды класса B имеют температуру 12000 – 25000 К; белые звезды класса А – 11000 К. Желтые звезды классов F и G и желтовато-оранжевые класса К имеют температуру порядка 4500 К. И, наконец, самые холодные звезды – красные звезды класса М с температурой ниже 3600 К.
В 1905 году голландский астроном Э. Герцпрунг попробовал сопоставить абсолютные величины звезд и их спектральные классы. В 1913 году его работу завершил американец Г. Рассел. В результате получилась знаменитая диаграмма, названная именами ученых.
Как видно из диаграммы, спектральный класс звезды и ее светимость находятся в некоторой зависимости: точки, соответствующие различным звездам, группируются в несколько скоплений. Эти скопления называют последовательностями.
Основная масса звезд принадлежит главной последовательности. Чем горячее звезда главной последовательности, тем большую светимость она имеет. Кроме главной последовательности выделяются также белые карлики, гиганты и сверхгиганты.
Диаграмма показывает, что звезды данного спектрального класса не могут иметь произвольную светимость, и наоборот, звезды определенной светимости не могут иметь произвольную температуру.
2. Физические процессы, происходящие в недрах звезд.
Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию.
2.1. Термоядерный синтез.
Еще в конце XIX века физики считали, минимальная частица вещества – атом – постоянна и неизменяема. Однако открытие Беккерелем естественной радиоактивности показало, что элементы не неизменны, все элементы тяжелее висмута оказались радиоактивными.
Когда массы атомов были измерены с большой точностью, оказалось. Что при слиянии двух или более ядер легких элементов или при дроблении ядер очень тяжелых элементов может быть получен огромный выход энергии.
Наиболее прочно связанные ядра имеют вещества с атомным весом между 50 и 65, например, железо(56). Более легкие ядра менее прочны, так как отношение поверхности к объему у них больше, а нуклон на поверхности ядра удерживается слабее, чем внутри. В тяжелых же ядрах связи слабее из-за влияния электростатического отталкивания.
В связи с этим был сделан вывод, что внутри звезд должны проходить ядерные превращения, которые и служат неисчерпаемым источником энергии звезд. Физик Джинс высказал предположение, что это процессы деления. Эддингтон занял противоположную точку зрения, доказывая, что в звездах идет синтез. Верной оказалась позиция Эддингтона.
Ученые установили, что при относительно низких температурах (до 20 миллионов градусов) существуют два вида реакций: "протон – протонная цепочка" и "углеродно-азотный цикл". Оба процесса ведут к превращению водорода в гелий, как и предполагал в 1920 году Эддингтон, и при этом выделяется огромное количество энергии. Это подтвердили взрывы водородных бомб, также использующих энергию термоядерного синтеза.
При температурах порядка 10 миллионов градусов преобладает протон - протонная цепочка; при более высоких – выше 20 миллионов градусов – углеродно-водородный цикл.
Расчетами Эддингтона было показано, что низкие температуры существуют в слабых звездах малой массы, а высокие – в ярких, массивных звездах. При более высоких температурах, порядка 100 миллионов градусов, идет выгорание гелия. Происходят следующие термоядерные реакции:
He4 + He4 ⇄ Be8
Be4 + He4 → C12 + энергия
Be8 нестабилен и быстро распадается вновь на 2 α-частицы, но если Be8 успевает захватить третью α-частицу, он превращается в С12, следующая α-частица, добавляющаяся к С12, дает кислород О16. выгорание гелия с превращением в углерод и кислород идет в недрах звезд-гигантов, а в более удаленных от центра частях идет выгорание водорода.
Следует отметить, что, если бы ядро берилия-8 было стабильным, то реакции выгорания гелия не протекали бы относительно спокойно, а приводили бы к колоссальному быстрому выделению энергии, и звезды бы сразу взрывались.
При высоких температурах внутри звезд-гигантов возможны реакции синтеза более тяжелых элементов – вплоть до железа. Захват нейтронов, образующихся при термоядерных реакциях, может приводить к образованию еще более тяжелых элементов.
Происходящие в звездах реакции позволяют объяснить элементный состав нашей вселенной, которая состоит примерно на ¾ из водорода, на ¼ из гелия, а содержание остальных элементов составляет доли процента.
2.2. Строение звезд. Модели некоторых типов звезд.
Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро, в котором находится источник энергии. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.
Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в сто раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет 2-3 солнечных срок увеличивается до миллиарда лет. В звёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он сгорает полностью, звёзды медленно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.
Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4.5-5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.
У звезд нижней части главной последовательности (красные карлики) термоядерные реакции протекают в центральной части ядра. Перенос энергии к поверхности звезды осуществляется конвекцией. В ярких звездах верхней части главной последовательности перенос энергии от конвективного ядра осуществляется излучением. Красные гиганты имеют центральное небольшое ядро из гелия, температура в пределах которого одинакова. Это ядро окружено узкой зоной, в которой происходят ядерные реакции. Далее идет широкий слой, где энергия передается конвекцией. В отличие от красных гигантов, белые карлики однородны и состоят из вырожденного газа.
2.3. Переменные звезды. Новые и сверхновые.
Иногда на небе появляются новые звёзды: они вспыхивают, достигают необыкновенно яркого блеска, а потом в течение нескольких недель или месяцев угасают, изредка вспыхивают вновь, но не пропадают навсегда. Это, так называемые, переменные звёзды, звёзды блеск которых меняется. До сих пор астрономы не пришли к единому мнению, какого минимального изменения блеска достаточно для того, чтобы причислить звезду к данному классу. По этому в каталоги переменных звёзд включают все звёзды, у которых достоверно выявлены даже очень незначительные колебания блеска. Сейчас в нашей Галактике известно более 20000 переменных звёзд. Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и подразделяются на несколько больших групп.
Одна из групп – пульсирующие звезды. Первым такую звезду открыл Фабрициус, ученик Тико Бриге, еще в 1596 году и назвал ее Мирой; эта звезда меняет свой блеск с периодом 332 дня. Подобные звезды с длительным периодом называют меридами. Это в основном красные гиганты меняющие блеск на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет.
Более распространены и хорошо изучены переменные звезды другого класса – цефеиды (названные так по имени δ Цефея, открытой Гудрайком в 1784 году). Цефеиды – пульсирующие гиганты. Их периоды весьма различны– от 1,5 до 50 суток. Цефеиды обнаружены не только в нашей галактике, но и в Магелановых облаках и в туманности Андромеды. К цефеидам относится и Полярная звезда – α Малой Медведицы. Амплитуда изменений ее блеска очень мала – от 2,64m до 2,5m, а период – примерно 4 суток.
В чем же причина изменения блеска пульсирующих звезд? Наиболее разработанной является теория, согласно которой пульсации происходят под действием противоборствующих сил – силы притяжения и силы давления газа, выталкивающего вещество наружу.
В сжатом состоянии преобладает давление газа – звезда расширяется. Среднее, уравновешенное состояние звезда проскакивает по инерции, так как расширение идет очень быстро. В расширенном состоянии давление газа ослабевает, силы тяготения снова сжимают звезду.
Пристальное внимание астрофизиков привлекают не только пульсирующие переменные. Так называемые, взрывные звёзды – пример сложных процессов в двойных звёздных системах, где расстояние между компонентами ненамного превышает их размеры. В результате взаимодействия компонентов вещество из поверхностных слоёв менее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ, - белый карлик. Если на его поверхности накапливается много вещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новой звезды.
Особая группа переменных – самые молодые звёзды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Их называют орионовыми переменными. Эти звёзды часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.
Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды. Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь. Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной стороной.
Самая высокая степень переменности наблюдается у так называемых новых и сверхновых звезд. При вспышке новой звезды блеск ее возрастает в тысячи раз. После этого через несколько дней звезда начинает тускнеть, сначала быстро, затем уменьшение блеска замедляется и иногда сопровождается отдельными короткими усилениями.
Большинство новых звёзд являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая – белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате чего вокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений, что начинается термоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой плотности вещества она носит взрывообразный характер. Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлёт и свечение которой наблюдается как вспышка новой звезды.
Другой вариант объяснения вспышки новых – освобождение энергии в неглубоких слоях звезды. В результате происходит взрыв, распыляющий внешние слои вещества звезды в окружающее пространство. При этом выделяется энергия, которую Солнце дает за десятки тысяч лет. Однако масса газовой оболочки, выбрасываемой новой звездой относительно невелика и составляет примерно стотысячную долю массы звезды, поэтому через несколько лет звезда возвращается в исходное состояние.
Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни новых звёзд.
Гораздо более впечатляет взрыв сверхновой. Сверхновая в максимуме блеска имеет величину -12 – -18 m, то есть в сотни и тысячи раз ярче новых звезд. Светимость возрастает в миллионы раз. Взрыв происходит на большой глубине, большая часть массы звезды (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км. / сек., а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Выброшенные газы образуют газовые туманности. Наиболее известная из них – Крабовидная туманность, являющаяся результатом вспышки сверхновой в 1054 году, зарегистрированной в китайских летописях. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных. Законченной теории взрыва сверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом физических процессов.
2.4. Конец звезды - белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры.
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 звёздой 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.
Что произойдёт, если масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса?
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.
3. Самая типичная звезда.
3.1. Физические параметры Солнца.
Благодаря своей близости к Земле Солнце, естественно, является наиболее изученной звездой. По всем параметрам Солнце – самая обычная, рядовая звезда. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела она расположена в середине главной последовательности, среди множества ей подобных. Рассмотрим ее как представителя самого распространенного класса.
Солнце относится к спектральному классу G2, желтый карлик. Температура на поверхности Солнца приблизительно равна 6000ºС; температура в центре – около 14*106ºС. Диаметр Солнца 1,39 миллионов километров – в сто раз больше земного. Масса – 2*1030 кг, средняя плотность – 1410 кг/м3 (в центре ~ 105 кг/м3). Основные составляющие Солнца, как, впрочем, и других звезд, – водород (70%) и гелий (29%). Ускорение свободного падения на поверхности – 274 метра в секунду (иными словами, сила тяжести в 28 раз больше, чем на Земле). Так как Солнце – плазменный шар, его слои вращаются вокруг оси неравномерно – у экватора быстрее, чем у полюсов.
3.2. Внутреннее строение Солнца.
Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей. Познакомимся с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнца находится источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется один атом гелия. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперёд. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.
3.3. Солнечная атмосфера.
Звёзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тоже именуют атмосферой.
Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газа в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000 К на глубине 300 км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика, но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы – хромосферу и корону.
Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в 2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы – 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во время затмений над поверхностью солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы. Они имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство.
В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты. Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это связано с одиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, форма короны становится вытянутой, при этом общая яркость короны уменьшается. Итак, корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы – солнечного ветра. Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.
4. Список используемой литературы:
1. В. П. Цесевич. Переменные звезды и их наблюдение. – М. 1980.
2. В. Г. Горбацкий. Космические взрывы. – М. 1979.
3. Ф. Хойл. Галактики, ядра и квазары. – Изд. "Мир", М.1968.
4. Космонавтика. Энциклопедия. Под ред. В. П. Глушко. М. 1985.
5. Е. П. Левитан. Астрономия для 11 кл. – М. 1994.