Звезды и их образование

Звездная величина не имеет прямого отношения к  действительной интенсивности испускаемого звездой излучения. Истинная сила света звезды характеризуется светимостью.

Светимость звезды - это  ее истинная сила света по сравнению  с силой света Солнца.

Светимость определяется как отношение силы света звезды к силе света Солнца. Зная расстояние до звезды и ее видимый блеск с Земли, вычисляют, каким был бы блеск звезды, если бы она находилась на расстоянии Солнца. Отношение такого предполагаемого блеска звезды к блеску Солнца характеризует ее светимость. Если светимость звезды равна 5, то это значит, что она в 5 раз ярче Солнца. Если светимость обозначается 0,2, то такая звезда в 5 раз слабее Солнца. Наибольшей известной светимостью, в 400 раз большей светимости Солнца, обладает звезда S из созвездия Золотой Рыбы.

Звезды большой светимости в окрестностях Солнца встречаются гораздо реже, а звезды с меньшей светимостью – чаще. Из 20 ближайших к нам звезд только 3 видны невооруженным глазом, а из 20 звезд, кажущихся нам яркими, только 3 входят в число ближайших.

Наблюдаемые с Земли звезды различного цвета: голубоватые, белые, желтые, оранжевые и красные. Цвет звезд соответствует температуре их поверхности. Голубоватые звезды самые горячие — температура на их поверхности составляет десятки тысяч градусов. У белых звезд (таких, как Сириус и Вега) температура около 10 000°,. у желтых (как Капелла и наше Солнце) — порядка 6000°, у оранжевых — порядка 4000° и у красных (как Бетельтейзе и Антарес) — 3000° и ниже. По направлению к центру звезды температура повышается и в центре достигает миллионов и десятков миллионов градусов. Раскаленное тело излучает свет всех цветов (всех длин волн), но в зависимости от температуры накала максимум излучения приходится на различные области спектра, вследствие чего суммарное излучение имеет то красный, то белый, то голубоватый цвет.

Звездный мир чрезвычайно многообразен. Различают несколько видов звезд, например,  гиганты и карлики, одиночные, двойные и кратные, переменные и новые.

Звезды-гиганты – огромные звезды, в миллионы раз больше Солнца по объему. Такие звезды встречаются редко. Самые большие звезды называются сверхгигантами. Так, сверхгигант Антарес в созвездии Скорпиона по диаметру в 450 раз больше Солнца, а оно больше Земли в диаметре в 109 раз.

Звезды-карлики, напротив, имеют относительно небольшие размеры. В зависимости от цвета звезды различают красные и белые карлики. Красные карлики меньше Солнца по диаметру примерно в 10 раз. Считают, что именно они составляют большую часть звезд. Белые карлики имеют еще более мелкие размеры и встречаются редко.

Звезды сильно различаются по плотности: чем больше звезда, тем меньше ее плотность. Так, у звезд-гигантов плотность  газов, из которых они состоят, очень  мала – в сотни тысяч раз  меньше плотности воды, а средняя  плотность белых карликов в 30 раз больше плотности воды. Средняя плотность Солнца в 1,4 раза больше плотности воды.

Двойные звезды – системы, состоящие  из двух звезд, каждая из которых обращается вокруг их общего центра тяжести. Обычно более яркую звезду в паре называют главной, а другую – ее спутником. Ярчайшая звезда неба Сириус – двойная. Спутник этой звезды – белый карлик – обращается вокруг главной звезды за 50 лет и отстоит от нее в 20 раз дальше, чем Земля от Солнца. Среди двойных звезд различают так называемые спектрально-двойные звезды – тесные пары звезд, которые нельзя увидеть раздельно при помощи современных оптических средств.

Кратные звезды - системы, состоящие  из трех, четырех или более звезд. Кратные звезды встречаются значительно  реже, чем двойные. Ближайшая к нам звезда α-Центавра, видимая в Южном полушарии Земли, в действительности представляет собой систему, которая состоит из двух главных звезд, очень сходных с нашим Солнцем. Период их обращения почти 80 лет, а среднее взаимное расстояние в 23 раза больше расстояния от Земли до Солнца. У этих двух звезд есть спутник – красный карлик. Таким образом, α-Центавра – тройная звезда.

Переменные звезды – звезды, блеск  которых со временем меняется. Параллельно  с изменением блеска меняются их цвет и температура, а иногда и размеры. Причиной переменности может являться периодическое затмение одной звезды другой. Но гораздо чаще происходят действительные изменения размеров и температур звезд: они сжимаются и расширятся – пульсируют. Промежутки между моментами наибольшего сжатия или расширения у одних переменных звезд составляют годы, у других – только часы.

В зависимости от характера изменения  блеска и причин, его вызывающих, переменные звезды подразделяются на различные типы.

Затменные переменные звезды – очень  тесные двойные звезды, плоскость орбиты которых проходит через луч зрения. При обращении вокруг общего центра тяжести обе звезды попеременно закрывают друг друга, так что общий блеск системы во время затмений ослабевает.

Цефеиды - другая разновидность переменных звезд. Их так называют по типичной представительнице этого класса звезд звезде д в созвездии Цефея. Все цефеиды являются звездами-гигантами и сверхгигантами. Изменение блеска у них происходит строго периодически. Цефеиды – пульсирующие звезды. Пульсирует, расширяясь и сжимаясь, все тело звезды. При сжатии ее происходит нагревание, а при расширении – охлаждение. Изменение размера и температуры поверхности звезды и вызывает колебания ее излучения.

Эруптивные переменные звёзды - звёзды, меняющие свой блеск нерегулярно  или единожды за время наблюдений. Все изменения блеска эруптивных звёзд связывают с взрывными процессами, происходящими на звёздах, в их окрестности или со взрывами самих звёзд. Среди них наиболее известная разновидность – новые звезды.

Новые звезды – звезды, излучение которых внезапно увеличивается в тысячи раз, а затем медленно уменьшается. Это некоторые красные карлики. Изменения, происходящие в звезде за время вспышки, столь велики, что за несколько суток небольшая звезда-карлик превращается в гиганта. Блеск ее увеличивается более чем в 10 тыс. раз. От нее отделяется газовая оболочка, которая, продолжая расширяться, рассеивается в пространстве. В наибольшем своем блеске раздувшаяся оболочка больше нашего Солнца по диаметру в сотни раз. Новая звезда в большом блеске остается недолго, обычно около суток, затем ее блеск начинает ослабевать и звезда вновь сжимается до прежних размеров. Установлено, что в нашей Галактике ежегодно происходит около 100 вспышек новых звезд. Вспышки являются следствием нарушения устойчивости звезды, вызванного внутренними причинами. Сущность этих причин пока не выяснена.

Иногда в нашей и других галактиках наблюдаются вспышки сверхновых звезд. При таких вспышках звезды излучают свет в миллионы и в сотни  миллионов раз интенсивнее, чем  Солнце. Сверхновые звезды – явление крайне редкое. Последней сверхновой звездой, наблюдавшейся в нашей Галактике, была звезда, которую наблюдал Кеплер в 1604 г.

Согласно расчетам, допускают, что  в ряде случаев в результате вспышки  сверхновой остаток звездной массы катастрофически сжимается и звезда превращается в быстро вращающуюся нейтронную. Нейтронные звезды – предполагаемые звезды, состоящие из нейтронов. Нейтрон –  элементарная частица, не имеющая электрического заряда. Атомные ядра состоят из нейтронов и протонов. Нейтронные звезды чрезвычайно плотные и очень малы – имеют в поперечнике около 10 км. Различают невидимые космические объекты, которые посылают огромное невидимое пульсирующее радиоизлучение, – пульсары. Пульсары – точечные источники радиоизлучения, испускающие импульсы с очень коротким периодом. Возможно, пульсары представляют собой нейтронные звезды.

Массы звезд не отличаются так значительно  как их размеры и плотность, и  колеблются в пределах от 0,1 до нескольких десятков солнечных масс. Между массами и светимостью звезд существует некоторая зависимость. В среднем светимость большинства звезд пропорциональна их массе в степени 3,3. Это соотношение позволяет определять массы звезд косвенно, по их светимости.

Предполагают, что многие звезды окружены планетами. Вследствие дальности расстояния пока еще не удается непосредственно увидеть планеты около других звезд даже в самые мощные телескопы. Около некоторых ближайших звезд уже обнаружены невидимые спутники малой массы. Их вычислили по еле заметным движениям звезд под действием притяжения их невидимым спутником. Пока еще с достоверностью не установлено, являются ли эти спутники планетами или же крайне слабо светящимися маленькими звездами.

В результате астрономических  исследований для множества звезд точно определены положение на небе, их звездная величина, а также другие характеристики. Составлены звездные каталоги, в которые занесено около миллиона звезд. По установленным положениям звезд на небе составляются карты звездного неба. Известно, что звезд ярче 21-й звездной величины около 2 млрд. Одна из них – Солнце.

Солнце по всем признакам  является рядовой звездой. Полагают, что возраст Солнца – 4–5 млрд лет. Ближайшие к Солнцу звезды – α-Центавра и Сириус. Скорость движения Солнца вокруг оси Галактики – 250 км/с. Расстояние от Земли до Солнца 8,3 световой минуты или 149,6 млн км. Диаметр Солнца оценивается в 1,4 млн км. Масса Солнца в 333 тыс. раз больше массы Земли, а его объем больше земного в 1 млн 304 тыс. раз. Средняя плотность Солнца выше плотности воды в 1,4 раза. Но плотность вещества распределена неравномерно: внутри Солнца она чрезвычайно высокая, а снаружи – крайне низкая, в сотни раз меньшая, чем воздух.

На основании проведенных  исследований полагают, что Солнце состоит из нескольких слоев – внутренних и внешних. К внутренним слоям относятся ядро, область лучистого переноса энергии и конвективная зона. Внешние слои образует атмосфера.

Ядро находится в  центре Солнца. Его радиус составляет 1/3 солнечного радиуса. В ядре сосредоточена  большая часть вещества Солнца. Температура вещества в центре Солнца превышает 10 млн К. В условиях сверхдавления и сверхвысокой температуры вещество ядра ионизировано, то есть представляет собой плазму. Частицы плазмы находятся в постоянном движении, скорость которого огромна. Поэтому между частицами непрерывно происходят ядерные реакции, в результате которых из атомов водорода образуются атомы гелия и выделяется большое количество энергии. За время своего существования Солнце не израсходовало еще и половины запасов водородного ядерного топлива. Так оно и будет светить миллиарды лет, пока в недрах Солнца весь водород не превратится в гелий.

Область лучистого переноса энергии следует за ядром. Полагают, что ее толщина примерно равна  радиусу ядра. Здесь в результате поглощения квантов, их дробления и переизлучения энергия переносится наружу.

Выше находится конвективная зона толщиной примерно 200 тыс. км. Температура  в конвективной зоне уже значительно  ниже. Конвективная зона не может полностью  передать огромное количество энергии, поэтому систематически ядерное вещество прорывается в наружные слои таким образом, что конвекция на Солнце напоминает кипение воды. Эта зона переходит во внешние слои Солнца – атмосферу.

Солнечная атмосфера  также состоит из нескольких слоев: фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера – самый  глубокий и тонкий слой атмосферы. Здесь  возникает подавляющее количество световых и тепловых лучей, посылаемых в пространство. Толщина фотосферы 200–300 км, ее температура оценивается  в 6000 К.

За фотосферой следует хромосфера – слой раскаленных газов толщиной 10–20 тыс. км. Поскольку в верхних слоях солнечной атмосферы световая энергия в значительной степени переходит в тепловую, температура хромосферы значительно выше температуры фотосферы и оценивается в десятки тысяч кельвинов.

Корона – внешняя  часть атмосферы Солнца. Температура  в этой части Солнца – более 1 млн К. В короне плазма очень сильно разрежена, плотность ее в миллиарды  раз меньше плотности воздуха. Поэтому  корона еще прозрачнее, чем хромосфера, и количество излучаемого ею света очень мало. Яркость короны в миллионы раз меньше яркости фотосферы. Температура по мере удаления от поверхности Солнца уменьшается.

Солнечная корона имеет  огромные размеры – более 200 радиусов Солнца – и достигает орбиты Марса. Таким образом, Земля оказывается, образно говоря, погруженной в солнечную корону. В этой связи на Землю постоянно воздействует так называемый солнечный ветер – поток заряженных частиц, испускаемых Солнцем. При соприкосновении с атмосферой Земли он отклоняется верхними ее слоями – ионосферой.

Периодически, с циклом в среднем около 11 лет, в солнечной  атмосфере появляются активные области, число которых регулярно меняется. О возникновении активной области  свидетельствуют солнечные пятна, наблюдаемые в фотосфере. Температура пятна примерно на 1000 К ниже температуры окружающей фотосферы. В активной области часто наблюдаются вспышки, яркость которых высока. В результате вспышек образуются направленные потоки очень быстрых заряженных частиц и космических лучей. Достигая Земли, этот поток вызывает заметные неправильные изменения магнитного поля Земли – так называемые магнитные бури. Причина периодичности солнечной активности пока неясна. Предполагают, что строение Солнца и процессы, происходящие в нем, могут быть типичными и для многих других звезд.