Республіка
Татарстан

Екзаменаційний реферат з астрономії на тему:

Фізика Зірок

Виконав учень

Зайнутдінов Ф. М. < p> 11 В класу, шк.6.

Перевірив:

Калистратова С.С. м. Бугульма, 2001 рік

ВСТУП

Зоряне небо у всі часи займало уяву людей. Чомузапалюються зірки? Скільки їх сяє вночі? Чи далеко вони від нас? Чи єкордону у зоряної Всесвіту? З давніх-давен людина замислювався надцими та багатьма іншими питаннями, прагнув зрозуміти, і осмислити пристрійтого великого світу, в якому ми живемо.

Найбільш ранні уявлення людей про нього збереглися в казках талегендах. Пройшли століття і тисячоліття, перш ніж виникла й одержалаглибоке обгрунтування і розвиток наука про Всесвіт, розкрила намчудову простату, дивний порядок світобудови. Недарма ще устародавньої Греції її називали Космосом а це слово спочатку означало
«Порядок» і «красу».

Системи світу - це уявлення про розташування в просторі ірух Землі, Сонця, Місяця, планет, зірок і інших небесних тіл.

У староіндійської книзі, яка називається «Рігведа», що означає
«Книга гімнів», можна знайти опис - одне з найперших в історіїлюдства - всього Всесвіту як єдиного цілого. Згідно з «Рігведі», вонавлаштована не занадто складно. У ній є, перш за все, Земля. Вонавидається безмежною плоскою поверхнею - «великимпростором ». Ця поверхня покрита зверху небом. А небо - це блакитний,всіяний зірками «звід». Між небом і Землею - «світиться повітря».

Від науки це було дуже далеко. Але важливо тут інше. Чудова іграндіозна сама зухвала мета - осягнути думкою весь Всесвіт. Звідси беревитоки впевненість в тому, що людський розум здатний осмислити,зрозуміти, розгадати її пристрій, створити в своїй уяві повну картинусвіту.

СОНЦЕ І ЗІРКИ

У ясну безмісячну ніч, коли ніщо не заважає спостереження, людина згострим зором побачить на небосхилі не більше двох - трьох тисяч мерехтливихкрапочок. У списку, складеному у 2 столітті до нашої ери знаменитомудавньогрецьким астрономом Гіппарх і доповненому пізніше Птолемеєм,значиться 1022 зірки. Гевелій ж, останній астроном, який виробляв такіпідрахунки без допомогою телескопа, довів їх число до 1533.

Але вже в давнину підозрювали про існування великої кількості зірок,невидимих оком. Демокрит, великий вчений стародавності, говорив, щобілястий смуга, що простягнулася через все небо, яку ми називаємо
Чумацьким Шляхом, є в дійсності підключення світла безлічі невидимихокремо зірок. Суперечки про будову Молочного Шляху тривали століттями.
Рішення - на користь припущення Демокріта - прийшло у 1610 році, коли Галілейповідомив про перші відкриття, зроблених на небі за допомогою телескопа. Він писавзі зрозумілим хвилюванням і гордістю, що тепер вдалося «зробити доступнимивіч-зірки, які раніше ніколи не були видимими і число яких защонайменше в десять разів більше числа зірок, відомих з давніх-давен ».

Але й це велике відкриття все ще залишала світ зірок загадковим.
Невже всі вони, видимі й невидимі, дійсно зосереджені в тонкомусферичному шарі навколо Сонця?

Ще до відкриття Галілея була висловлена абсолютно несподівана, за тимичаси чудово смілива думка. Вона належить Джордано Бруно,трагічна доля якого всім відома. Бруно висунув ідею про те, щонаше Сонце - це одна з зірок Всесвіту. Всього лише одна з великогомножини, а не центр всього Всесвіту. Але тоді і будь-яка інша зірка тежцілком може володіти своєю власною планетної системою.

Якщо Коперник вказав місце Землі аж ніяк не в центрі світу, то Бруно і
Сонце позбавив цього привілею.

Ідея Бруно породила чимало вражаючих наслідків. З неї витікалаоцінка відстаней до зірок. Дійсно, Сонце - це зірка, як іінші, але тільки найближча до нас. Тому - то воно таке велике іяскраве. А на яку відстань потрібно відсунути світило, щоб і воновиглядало так, як, наприклад, Сіріус? Відповідь на це питання дав голландськаастроном Гюйгенс (1629 - 1695). Він порівняв блиск цих двох небесних тіл, іот що з'ясувалося: Сіріус знаходиться від нас в сотні разів далі, ніж Сонце.

Щоб краще уявити, яким великим відстань до зірки, скажімо,що промінь світла, що пролітає за одну секунду 300 тисяч кілометрів,витрачає на подорож від Сіріуса до нас кілька років. Астрономикажуть у цьому випадку про відстані в кілька світлових років. За сучаснимиуточненими даними, відстань до Сіріуса - 8,7 світлових років. А відстаньвід нас до сонця всього 8 світлових хвилин.

Звичайно, різні зірки відрізняються один від одного (це і враховано всучасної оцінці відстань до Сіріуса). Тому визначення відстанейдо них і зараз часто залишається дуже важкою, а іноді й простонерозв'язною завданням для астрономів, хоча з часу Гюйгенса придумано дляцього чимало нових способів.

Чудова ідея Бруно і заснований на ній розрахунок Гюйгенса сталирішучим кроком до оволодіння таємними Всесвіту. Завдяки цьому кордонунаших знань про світ сильно розсунулися, вони вийшли за межі Сонячноїсистеми і досягли зірок.

3везди бувають новонародженими, молодими, середнього віку і старими.
Нові зірки постійно утворюються, а старі постійно вмирають.

Наймолодші, які називаються зірками типу Т Тельця (за однією ззірок у сузір'ї Тельця), схожі на Сонце, але набагато молодший від нього.
Фактично вони все ще знаходяться в процесі формування і єприкладами протозірок (первинних зірок).

Це змінні зорі, їх світність змінюється, оскільки вони ще невийшли на стаціонарний режим існування. Навколо багатьох зірок типу Т
Тельця є обертові диски речовини; від таких зірок виходять потужнівітри. Енергія речовини, яка падає на протозірок під дією силитяжіння, перетворюється в тепло. В результаті температура всерединіпротозірок весь час підвищується. Коли центральна її частина стаєнастільки гарячою, що починається ядерний синтез, протозірок перетворюєтьсяв нормальну зірку. Як тільки починаються ядерні реакції, у зіркиз'являється джерело енергії, здатний підтримувати її існування впротягом дуже довгого часу. Наскільки довгого - це залежить від розмірузірки на початку цього процесу, але у зірки розміром з наше Сонце паливавистачить на стабільне існування протягом приблизно 10 мільярдів років.

Однак трапляється, що зірки, набагато більш масивні, ніж Сонце,існують лише кілька мільйонів років; причина в тому, що вони стискаютьсвоє ядерне паливо з набагато більшою швидкістю.

Нормальні зірки

Усі зірки в основі своїй схожі на наше Сонце: це величезні кулідуже гарячого що світиться газу, в самій глибині яких виробляєтьсяядерна енергія. Але не всі зірки в точності такі, як Сонце. Самое явневідмінність - це колір. Є зірки червонуваті або блакитні, а не жовті.

Крім того, зірки розрізняються і по яскравості, і за блиском. Наскількияскравою виглядає зірка в небі, залежить не тільки від її справжньої світності,але також і від відстані, що відділяє її від нас. З урахуванням відстаней,яскравість зірок змінюється в широкому діапазоні: від однієї десятитисячне яскравості
Сонця до яскравості понад мільйона Сонць. Переважна більшість зірок,як виявилося, розташовується ближче до тьмяного краю цієї шкали. Сонце,яке у багатьох аспектах є типовою зіркою, має набагатовеликої світності, ніж більшість інших зірок. Неозброєним окомможна побачити дуже невелику кількість слабких за своєю природою зірок. Усузір'ях нашого неба головну увагу привертають до себе "сигнальні вогні"незвичайних зірок, тих, що мають дуже великої світності.

Чому ж зірки так сильно розрізняються по своїй яскравості?
Виявляється, тут все залежить від маси зірки.

Кількість речовини, що міститься в конкретній зірку, визначає їїколір і блиск, а також те, як блиск змінюється в часі.

Гіганти і карлики

Найбільш масивні зірки одночасно і найгарячіші, і самі яскраві.
Виглядають вони білими або блакитними. Незважаючи на свої величезні розміри,ці зірки виробляють таке колосальна кількість енергії, що всі їхзапаси ядерного палива перегорають за якихось кілька мільйонів років.

На противагу їм зірки, що володіють невеликою масою, завждинеяскраві, а колір їх - червонуватий. Вони можуть існувати протягом довгихмільярдів років.

Однак серед дуже яскравих зірок у нашому небі є червоні і помаранчеві.
До них відносяться і Альдебаран - око бика в сузір'ї Телець, і в Антарес
Скорпіона. Як же можуть ці холодні евезди зі слабко світятьсяповерхнями суперничати з розжареним до білого зірками типу Сіріуса і
Веги?

Відповідь полягає в тому, що ці евезди дуже сильно розширилися і теперза розміром набагато перевершують нормальні червоні зірки. З цієї причиниїх називають гігантами, або навіть надгігантами.

Завдяки величезній площі поверхні, гіганти випромінюють незмірнобільше енергії, ніж нормальні зірки на зразок Сонця, незважаючи на те щотемпература їх поверхні значно нижче. Діаметр червоного надгіганта
- Наприклад, Бетельгейзе в Оріоні - у кілька сотень разів перевершує діаметр
Сонця. Навпаки, розмір нормальної червоної зірки, як правило, неперевершує однієї десятої розміру

Сонця. За контрастом з гігантами їх називають "карликами". Гігантами ікарликами зірки бувають на разцих стадіях свого життя, і гігант може вЗрештою перетворитися на карлика, досягнувши "похилого віку".

ЖИТТЄВИЙ ЦИКЛ ЗІРКИ

Звичайна зірка, така, як Сонце, виділяє знергію за рахунокперетворення водню в гелій в ядерній печі, що знаходиться в самій їїсерцевині. Сонце містить величезну кількість водню, проте запаси йогоне нескінченні. За останні 5 мільярдів років Зі лнце вжевитратило половину водневого палива і зможе підтримувати своєіснування протягом ще 5 мільярдів років, перш ніж запаси водню вйого ядрі вичерпаються. А що потім?

Після того як зірка витратить водень, що міститься в центральнійїї частини, всередині зірки відбуваються великі зміни. Водень починаєперегорати не в центрі, а в оболонці, яка збільшується в розмірі,розбухає. У результаті розмір самої звез ди різко зростає, атемпература її поверхні падає. Саме цей процес і народжує червонихгігаітов та над-гігантів. Оп є частио тієї нослсдовательностізмін, яка називається зоряної еволюцією і яку проходять всізірки. В остаточному підсумку всі зірки старіють і помирають, але тривалістькожної окремої зірки визначається її масою. Масивні зірки проносятьсячерез свій життєвий цикл, закінчуючи його ефектним вибухом.

Зірки більш скромних розмірів, включаючи і Сонце, навпаки, в кінціжиття стискаються, перетворюючись в білі карлики.

Після чого вони просто згасають.

У процесі превращеіія з червоного гіганта в білий карлик зіркаможе скинути свої зовнішні шари, як легку оболонку, оголивши при цьомуядро. Газова оболонка яскраво світиться під дією потужного випромінюваннязірки, температура якої на поверхні може досягати 100 000 "С. Колитакі що світяться газові бульбашки були вперше виявлені, вони були названіпланетарними туманностями, посколку вони часто виглядають як кола типупланетного диска, якщо користуватися маленьким телескопом. Насправді жвони, звичайно, нічого спільного з планетами не мають!

Зоряні скупчення

Мабуть, майже всі зірки народжуються групами, а не окремо.
Тому немає нічого дивного в тому, що зоряні скупчення - річдосить поширена. Астрономи люблять вивчати зоряні скупчення, бощо їм відомо, що всі зірки, входяшіе в скупчення, утворилисяприблизно в один і той же час і приблизно на однаковій відстані віднас. Будь-які помітні відмінності в блиску між такими зірками єістинними відмінностями. Які б колосальні зміни не зазнали цізірки з плином часу, починали вони всі одночасно. Особливо корисновивчення зоряних скупчень з точки зору залежності їх властивостей від маси
- Адже вік цих зірок і їх відстань від Землі приблизно однакові, такщо вони відрізняються один від одного тільки своєю масою.

Зоряні скупчення цікаві не тільки для наукового вивчення - вонивиключно красиві як об'єкти для фотографування і для спостереженняастрономами-аматорами. Є два типи звеедних скупчень: відкриті ікульові. Ці назви пов'язані з їх зовнішнім виглядом. У відкритому скупченнікожна зірка видно окремо, вони розподілені на певній ділянці небабільш-менш рівномірно. А кульові скупчення, навпаки, представляютьсобою як би сферу, настільки щільно заповнену зірками, що в її центріокремі зірки невиразні.

Відкриті зоряні скупчення

Напевно, самим знаменитим відкритим зоряним скупченням є
Плеяди, або Сім сестер, у сузір'ї Тельця. Незважаючи на таку назву,більшість людей може розглядати без допомогою телескопа лише шість зірок.
Загальна кількість зірок у цьому скупченні - десь між 300 і 500, і всі вонизнаходяться на ділянці розміром в 30 світлових років у поперечнику і навідстані 400 світлових років від нас.

Вік цього скупчення - всього 50 мільйонів років, що заастрономічним стандартам зовсім небагато, і містить воно дуже масивнісвітяться зірки, які ще не встигли перетворитися на гіганти. Плеяди --це типове відкрите зоряне скупчення; звичайно в таке скупчення входитьвід декількох сотень до декількох тисяч зірок.

Серед відкритих зоряних скупчень набагато більше молодих, ніж старих,а самі старі чи нараховують понад 100 мільйонів років. Вважається, щошвидкість, з якою вони утворюються, з часом не змінюється.

Дело в Том, що в більш старих скупченнях зірки поступововіддаляються один від одного, поки не змішаються з основним безліччю зірок --тих самих, тисячі яких постають перед нами в нічному небі. Хочатяжіння до деякої міри утримує відкриті скупчення разом, вонивсе-таки досить неміцні, і тяжіння іншого об'єкта, наприклад великогоміжзоряного хмари, може їх розірвати.

Деякі зоряні групи на стільки слабо утримуються разом, щоїх називають не скупченнями, а зоряними асоціаціями. Вони існують недуже довго і зазвичай складаються з дуже молодих зірок поблизу міжзоряниххмар, з яких вони виникли. У зоряну асоціацію входить від 10 до
100 зірок, розкиданих в області розміром в декілька сотень світлових років.

Хмари, в яких утворюються зірки, сконцеітріровани в диску нашої
Галактики, і саме там виявляють відкриті зоряні скупчення. Якщоврахувати, як багато хмар міститься в Чумацькому Шляху і яке величезнекількість пилу знаходиться в міжзоряному просторі, то стане очевидним,що ті 1200 відкритих зоряних скупчень, про які ми знаємо, маютьстановити лише малу частину всього їх числа в Галактиці. Можливо, їхзагальна кількість сягає 100 000.

Кульові зоряні скупчення

На противагу відкритим, кульові скупчення представляють собоюсфери, щільно заповнені зірками, яких там налічується сотні тисяч інавіть мільйони. Зірки в цих скупченнях розташовані так густо, що, якщо бнаше Сонце належало до якогось шарового скупченню, ми могли ббачити в нічному небі неозброєним оком понад мільйон окремих зірок.
Розмір типового кульового скупчення - від 20 до 400 світлових років.

У щільно набитих центрах цих скупчень зірки знаходяться в такійблизькості один до іншого, що взаємне тяжіння пов'язує їх один з одним,утворюючи компактні подвійні зірки.

Іноді відбувається навіть повне злиття зірок; при тісному зближеннізовнішні шари зірки можуть зруйнуватися, виставляючи на пряме оглядцентральне ядро. У кульових скупченнях подвійні зірки зустрічаються в 100 разівчастіше, ніж де-небудь ще. Деякі з цих двійнят є джереламирентгенівського випромінювання.

Навколо нашої Галактики ми знаємо близько 200 кульових зоряних скупчень,які розподілені по всьому велетенському кулястої гало, який укладає всобі Галактику. Всі ці скупчення дуже старі, і виникли вони більш -тому. Схоже на те, що скупчення утворилися, коли частини хмари, зякого була створена Галактика, розділилися на більш дрібні фрагменти.
Галактики не розходяться, тому що зірки в них сидять дуже тесале,і їх потужні взаємні сили тяжіння пов'язують скупчення в щільне єдинеціле.

Кульові зоряні скупчення спостерігаються не тільки навколо нашої
Галактики, а й навколо інших галактик будь-якого сорту. Найяскравіший кульовескупчення, легко видиме неозброєним оком, це Омега Кентавра в південномусузір'ї Кентавр. Воно знаходиться на відстані 16 500 світлових років від
Сонця і є самим великим з усіх відомих скупчень: його діаметр - 620 світлових років. Найяскравішим кульовим скупченнямпівнічної півкулі є М13 в Геркулесі, його важко, але все-таки можнарозрізнити неозброєним оком.

У 1596 р. голландський спостерігач зірок, любитель, на ім'я Давид
Фабриціус (1564-1617), виявив досить яскраву зірку в сузір'ї Кита;зірка ця поступово стала тьмяніти і через кілька тижнів взагалізникла з очей. Фабриціус був першою, хто описав спостереження змінноїзірки.

Ця зірка одержала назву Світу - чудова. За період часу в 332дня Миру змінює свій блиск від приблизно 2-ї зоряної величини (нарівні Полярної зірки) до 10-ї зоряної величини, коли вона стаєнабагато слабкіша, ніж необхідно для спостереження неозброєним оком. Унаші дні відомі багато тисяч змінних зір, хоча більшість із нихзмінює свій блиск не так драматично, як Міра.

Існують різні причини, з яких зірки змінюють свій блиск.
Причому блиск іноді змінюється на багато світлових величин, а іноді такнезначно, що ця зміна можна виявити лише за допомогою дужечутливих приладів. Деякі зірки змінюються регулярним.

Інші - несподівано гаснуть або раптово спалахують. Зміни можутьвідбуватися циклічно, з періодом в декілька років, а можуть траплятися влічені секунди. Щоб зрозуміти, чому та чи інша зірка єзмінної, необхідно спочатку точно простежити, яким чином воназмінюється. Графік зміни зоряної величини змінної зірки називаєтьсякривої блиску, Щоб накреслити криву блиску, вимірювання блиску слідпроводити регулярно. Для точного вимірювання зоряних величинпрофесійні астрономи використовують прилад, званий фотометрів,численні спостереження змінних зір виробляються астрономами -аматорами. З помощио спеціально підготовленої карти і після деякоїпрактики не так вже й складно судити про зоряну величиною перемеіной зіркипрямо на-віч, якщо порівнювати її з постійними зірками, розташованимипоруч.

Графіки блиску змінних звеед показують, що деякі зіркимсняются регулярним (правильним) чином - ділянка їх графіка на відрізкувремеіі певної довжини (періоді) повторюється знову і знову. Інші жзірки змінюються зовсім непередбачувано. Кпіравільним змінним зіркамвідносять пульсуючі зірки і подвійні зірки. Кількість світла змінюєтьсявід того, що зірки пульсують або викидають хмари речовини. Але єінша група змінних зір, які є подвійними (бінарних).
Коли ми бачимо зміна блиску бінарних зірок, це означає, що сталосяодне з декількох возможпих явищ. Обидві зірки можуть опинитися на лініїнашого зору, тому що, рухаючись по своїх орбітах, вони можуть проходитипрямо один перед іншою. Подібні системи називаються затемнення-подвійнимизірками. Найзнаменитіший приклад такого роду - зірка Алголь у сузір'ї
Персея. У тісно розташованої парі матеріал може спрямовуватися з одногозірки на іншу, нерідко викликаючи драматичні наслідки.

Пульсирующий ЗМІННІ ЗІРКИ

Деякі з найбільш правильних змінних зір пульсують, стискуючисьі знову збільшуючись - ніби вібрують з певною частотою, приблизнотак, як це відбувається зі струною музичного інструменту. Найбільшвідомий тип подібних зірок - цефеїди, названі так але зірку Дельта
Цефея, що представляє собою типовий приклад. Це зірки надгіганти, їхмаса перевищує масу Сонця в 3 - 10 разів, а світність їх в сотні і навітьтисячі разів вище, ніж у Сонця. Період пульсації цефеїд вимірюється днями. Упроцесі пульсації цефеїди як площа, так і температура її поверхнізмінюються, що викликає загальні зміни її блиску.

Миру, перший з описаних змінних зір, та інші подібні до неїзірки зобов'язані своєю змінність пульсації. Це холодні червоні гігантив останній стадії свого істота вання, вони ось-ось полностио скинуть,як шкаралупу, свої зовнішні шари і створять планетарну туманність.
Більшість червоних надгігантів, подібних Бетельгейзе в Оріоні,змінюються лише в деяких межах.

Використовуючи для спостережень спеціальну техніку, астрономи виявили наповерхні Бетельгейзе великі темні плями.

Зірки типу RR Ліри мають іншу важливу групу пульсуючихзірок. Це старі зірки приблизно такої ж маси, як Сонце. Багато хто з нихзнаходяться у кульових зоряних скупченнях. Як правило, вони змінюють свій блискна одну зоряну величину приблизно за добу, їх властивості, як івластивості цефеїд, використовують для обчислення астрономічних відстаней.

Неправильні змінні зорі

R Північної Корони і зірки, подібні до неї, ведуть себе абсолютнонепередбачуваним чином. Зазвичай цю зірку можна розгледіти неозброєнимоком. Кожні кілька років її блиск падає приблизно до восьмої зоряноївеличини, а потім поступово зростає, повертаючись до попереднього рівня.
Здається, причина тут у тому, що ця зірка-надгігант скидає з себехмари вуглецю, який конденсується в крупинки, утворюючи щось на зразоксажі. Якщо одне з цих густих чорних хмар проходить між нами ізіркою, воно заступає світло зірки, поки хмара не розсіється впросторі.

Зірки цього типу виробляють густу пил, що має важливезначення в областях, де утворюються зірки.

спалахували й Галактики

зірки, що спалахують

Магнітні явища на Сонце є причиною сонячних плям ісонячних спалахів, але вони не можуть существепно вплинути на яскравість Сонця.
Для деяких зірок - червоних карликів - це не так: на них подібніспалаху досягають величезних масштабів, і в результаті світлове випромінюванняможе зростати на цілу зоряну величину, а то й більше. Найближча до
Сонця зірка, Проксіма Кентавра, є однією з таких спалахуютьзірок. Ці світлові викиди не можна передбачити заздалегідь, а тривають вонивсього кілька хвилин.

Галактики

Приблизно половина всіх зірок нашої Галактики належить до подвійнихсистемам, так що подвійні зірки, що обертаються по орбітах один навколоіншої, явище дуже поширене.

Приналежність до подвійної системи дуже сильно впливає на все життязірки, особливо коли напарники перебувають близько один до одного. Потокиречовини, кидаються від однієї зірки на іншу, призводять додраматичним спалахів, таким, як вибухи нових і наднових зірок.

Галактики утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зіркиподвійної системи обертаються по еліптичних орбітах навколо деякої точки,що лежить між ними і званої центром гравітації цих зірок. Це можнауявити собі як точку опори, якщо уявити зірки сидять надитячих гойдалках: кожна на своєму кінці дошки, покладеної на колоду. Чимдалі зірки один від одного, тим довше тривають їхні шляхи по орбітах.
Більшість подвійних зірок (або просто - подвійних) дуже близькі один доодному, щоб їх можна було розрізнити окремо навіть у найпотужнішітелескопи. Якщо відстань між партнерами досить велика, орбітальнийперіод може вимірюватися роками, а іноді цілим століттям чи навіть болше.
Подвійні зірки, які можна побачити окремо, називають видимимиподвійними.

Відкриття подвійних зірок

Найчастіше подвійні зірки визначаються або за незвичним рухубільш яскравою з двох, або за їх спільному спектру. Якщо яка-небудьзірка здійснює на небі регулярні коливання, це означає, що у неї єневидимий партнер. Тоді кажуть, що це астрометричні подвійна зірка,виявлена за допомогою вимірів її положення. Спектроскопічні подвійнізірки виявляють щодо змін і особливим характеристикам їх спектрів,
Спектр звичайної зірки, на зразок Сонця, подібний до безперервної радуге,пересіченій численними вузькими щілинами - так званими лініямипоглощепія. Точні кольору, на яких розташовані ці лінії, змінюються,якщо зірка рухається до нас або від нас. Це явище називається ефектом
Допплера. Коли зірки подвійної системи рухаються по своїх орбітах, вонипоперемінно то наближаються до нас, то віддаляються. У результаті ліііі їхспектрів переміщуються на деякій ділянці веселки. Такі рухомі лініїспектру говорять про те, що зірка подвійна. Якщо обидва учасники подвійнийсистеми мають приблизно однаковий блиск, в спектрі можна побачити два набориліній. Якщо одна з зірок набагато яскравіше іншого, її світло буде домінувати,але регулярне зсув спектральних ліній все одно видасть її справжнюподвійну природу.

виміру швидкостей зірок подвійної системи і застосування законноготяжіння являють собою важливий метод визначення мас зірок. Вивченняподвійних зірок - це єдиний прямий спосіб обчислення зоряних мас.
Проте в кожному конкретному випадку не так просто отримати точнийвідповідь.

Тісні подвійні зірки

У системі близько розташованих подвійних зірок взаємні сили тяжінняпрагнуть розтягнути кожну з них, надати їй форму груші. Якщо тяжіннядосить сильно, наступає критичний момент, коли речовина починаєвитікати з однієї зірки і падати на іншу. Навколо цих двох зірок єдеяка область у формі тривимірної вісімки, поверхня якоїявляє собою критичну межу. Ці два грушоподібні фігури,кожна навколо своєї зірки, називаються порожнинами Роша. Якщо одна з зіроквиростає настільки, що заповнює свою порожнину Роша, то речовина з неїспрямовується на іншу зірку в тій точці, де порожнини стикаються. Частозоряний матеріал не опускається прямо на зірку, а спочатку закручуєтьсявихором, утворюючи так званий аккреційному диску. Якщо обидві зірки настількирозширилися, що заповнили свої порожнини Роша, то виникає контактнаподвійна зірка. Матеріал обох зірок перемішується і зливається в кулюнавколо двох зоряних ядер. Оскільки в кінцевому рахунку всі зірки розбухають,перетворюючись на гіганти, а багато зірок є подвійними, товзаімодействуюшіе подвійні системи - явище нерідке.

Одним з вражаючих результатів перенесення маси в подвійних зіркахє так звана спалах нової.

Одна зірка розширюється так, що заповнює свою порожнину Роша; цеозначає роздування зовнішніх шарів зірки до того моменту, коли їїматеріал почне захоплюватися іншою зіркою, підкоряючись її тяжіння. Цядруга зірка - білий карлик. Раптово блиск збільшується приблизно надесять зоряних величин - спалахує нова. Відбувається не що інше, якгігантський викид енергії за дуже короткий час, потужний ядерний вибух наповерхні білого карлика. Коли матеріал з роздутий зіркиспрямовується до карлику, тиск у спадають потоці матерії різкозростає, а температура під новим шаром збільшується до мільйонаградусів. Спостерігалися випадки, коли через десятки або сотні років спалахунових повторювалися. Інші вибухи спостерігалися лише однжди, але вони можутьповторитися через тисячі років. На зірках іншого типу відбуваються меншедраматичні спалаху - карликові нові, - що повторюються через дні імісяці.

Коли ядерне паливо зірки виявляється витраченим і в їїглибинах припиняється вироблення енергії, зірка починає стискатися доцентру. Сила тяжіння, спрямована всередину, більше не врівноважуєтьсявиштовхуючі силою гарячого газу.

Дальший розвиток подій залежить від масу стискає матеріалу.
Якщо ця маса не перевершує сонячну більш ніж в 1,4 рази, зіркастабілізується, стаючи білим карликом. Катастрофічного стиснення невідбувається завдяки основному властивості електронів. Існує такаступінь стиснення, при якій вони починають відштовхуватися, хоча ніякогоджерела теплової енергії вже немає. Щоправда, це відбувається лише тоді,коли електрони і атомні ядра стиснуті неймовірно сильно, утворюючи надзвичайнощільну матерію.

Білий карлик з масою Сонця за обсягом приблизно дорівнює Землі.

Всього лише чашка речовини білого карлика важила б на Землі сотнютонн. Цікаво, що чим масивніший білі карлики, тим менше їх обсяг. Щоявляє собою нутро білого карлика, уявити дуже важко.
Швидше за все це щось подібне до єдиного гігантського кристала, якийпоступово охолоджується, стаючи все більш тьмяним і червоним. Удійсності, хоча астрономи білими карликами називають цілу групузірок, лише найгарячіші з них, з температурою поверхні близько 10 000
З, насправді білі. В кінцевому результаті кожен білий карлик перетвориться натемна куля радіоактивного попелу абсолютно мертві останки зірки. Білікарлики настільки мала, що навіть найбільш гарячі з них випускають зовсімтрохи світла, і виявити їх буває нелегко. Проте кількістьвідомих білих карликів зараз обчислюється сотнями; за оцінками астрономів,не менше десятої частини усіх зірок Галактики - білі карлики. Сіріус, самаяскрава зірка нашого неба, є членом подвійної системи, і його напарник --білий карлик за назвою Сіріус В.

НЕЙТРОННІ ЗІРКИ

Якщо маса стискуваної зірки перевершує масу Сонця більш ніж у
1,4 рази, то така зірка, досягши стадії білого карлика, на цьому незупиниться. Гравітаційні сили в цьому випадку такі великі, що електронивдавлюються всередину атомних ядер. У результаті протони перетворюються нанейтрони, здатні прилягати одне до одного без будь-яких проміжків.
Щільність іейтронних зірок перевершує навіть щільність білих карликів, алеякщо маса матеріалу не перевищує 3 сонячних мас, нейтрони, як іелектрони, здатні самі запобігти подальшому стиснення. Типованйтронная зірка має в поперечнікс всього лише від 10 до 15 км, а одинкубічний сантиметр її речовини важить близько мільярда тонн. Крімнечувано величезної щільності, нейтронні зірки мають ще двомаособливими властивостями, які дозволяють їх виявити, незважаючи на такімалі розміри: це швидке обертання і сильне магнітне поле. Загалом,обертаються всі зірки, але коли зірка стискається, швидкість її обертаннязростає - точно так само, як фігурист на льоду обертається набагато швидше,коли притискає до себе руки. Нейтронна зірка робить декілька оборотівза секунду. Поряд з цим винятково швидким обертанням, нейтронні зіркимають магнітне поле, в мільйони разів сильніше, ніж у Землі.

ПУЛЬСАРИ

Первис пульсари були відкриті в 1968 р., коли радіоастрономи виявилирегулярні сигнали, що йдуть до нас з чотирьох точок Галактики. Вчені буливражені тим фактом, що якісь природні об'єкти можуть випромінюватирадіоімпульсу в такому правильному і швидкому ритмі. Спочатку (правда,ненадовго) астрономи запідозрили участь якихось мислячих істот,обітаюшіх в глибинах Галактики. Але незабаром було знайдено природнепояснення. У потужному магнітному полі нейтронної зірки рухаються поспіралі електрони генерують радіохвилі, які випромінюються вузьким пучком,як промінь прожектора. Зірка швидко обертається, і радіопроменем перетинає лініюнашого спостереження, немов маяк. Деякі пульсари випромінюють не тількирадіохвилі, але й світлові, рентгенівські й гамма-промені. Період самихповільних пульсарів близько чотирьох секунд, а найшвидших - тисячні часткисекунди. Обертання цих нейтронних зірок було з якихось причин щебільш прискорено, можливо, вони входять у подвійні системи.

Рентгенівське Галактики

У Галактиці знайдено, принаймні, 100 потужних джерелрентгенівського випромінювання. Рентгенівські промені мають настільки великийенергією, що для виникнення їх джерела має статися щось з рядунадзвичайне. На думку астрономів, причиною рентгенівського випромінюваннямогла б служити матерія, що падає на поверхню маленької нейтронноїзірки.

Можливо, рентгенівські джерела являють собою подвійні зірки,одна з яких дуже маленька, але масивна; це може бути нейтронназірка, білий карлик або чорна діра. Зірка-компаньйон може бути абомасивів зіркою, маса якої перевищує сонячну в 10 - 20 разів, абомати масу, яка перевищує масу Сонця не більш ніж удвічі. Проміжніваріанти представляються вкрай малоймовірними. До таких ситуацій приводитьскладнаісторія еволюції і обмін масами в подвійних системах, Фінальнийрезультат залежить від початкових мас та початкової відстані між зірками.

У подвійних системах з невеликими масами навколо нейтронної зіркиутворюється газовий диск. У випадку ж систем з болше масами матеріалустремлется прямо на нейтронну зірку - її магнітне поле засмоктує його,як у воронку. Саме такі системи часто виявляються рентгенівськимипульсарами.

НОВІ і наднових ЗІРКИ

При спалахах нових зірок виділяється енергія до 105380 Дж. Тезірки, які невдало називають новими насправдііснують і до спалаху. Це гарячі карликові зірки, які раптомза короткий термін (від доби до ста днів) збільшують свою світність набагато зоряних величин, після чого повільно, іноді протягомбагатьох років, повертаються до свого первісного стану. Приспалахи нових зірок з їх атмосфер зі швидкістю 1000 км/свикидаються зовнішні газові оболонки масою в тисячі разів меншою мас
Сонця. Щорічно в галактиці спалахує не менше 200 нових зірок, але зних ми помічаємо лише 2/3. Встановлено, що нові зірки - гарячізірки в тісних подвійних системах, де друга зірка набагато холоднішеперше. Саме подвійність і є в кінцевому рахунку причиноюспалаху нової зірки. У тісних подвійних системах відбувається обмінгазовим речовиною між компонентами. Якщо на гарячу зірку при цьомупотрапляє велика кількість водню з другої зірки, цепризводить до потужного вибуху, і на Землі спостерігачі реєструють спалахнової зірки. Важко, майже неможливо уявити собі енергію,що виділяється при спалахах, або, точніше, вибухи наднових зірок.
За кілька місяців наднова зірка випромінює в простір стількиж енергії (10 543 0Дж), скільки Сонце за кілька мільярдів років.
Причини вибухів наднових зірок достовірно не відомі, протешвидше за все вони відбуваються тому, що в процесі випромінювання з зіркийде величезна кількість нейтронів і вона втрачає стійкість. До вибуху ядро наднової зірки має щільність 10 510 0 кг/м 53 0 ітемпературу в кілька мільярдів кельвінів. Після різкої витокунейтрино зірка за кілька сотих часток секунди спадає всередину себе.
Її ядро набуває щільність 10 517 0 кг/м 53 0 і температуру порядку
200 млрд. кельвінів. В оболонці, що оточує ядро, виникаєвибухова реакція вигоряння вуглецю і кисню. Потужна вибуховахвиля зриває зовнішні оболонки зірки, і в цей момент ми бачимо спалахнаднової. Підсумок спалаху залежить від початкової маси зірки.
Якщо до вибуху зірка мала масу від 1,2 до 2 мас Сонця, то післявибуху вона перетворюється на нейтронну зірку. Існування такихоб'єктів було передбачене ще в 1934 р. Вони складаються знейтронів, в які перетворюються протони і ядра всіх більш важкихелементів. Поперечники нейтронних зірок такі малі (близько 20 км), щобудь-яка з них вільно розмістилася б на території Москви.
Теоретичні розрахунки показують, що нейтронні зірки мають дужешвидко обертатися навколо осі і обладат