Зірки

Відео: "зірки зійшлися". Позашлюбні діти знаменитостей (25.06.2017)

Зірки, подібно до Сонця, - гігантські розжарені самосветящееся газові кулі з температурами ядер в середньому від 15 до 30 млн. К, при яких відбуваються ядерні реакції, що забезпечують світіння зірок. Вони знаходяться від нас на величезних відстанях, в порівнянні з якими масштаби Сонячної системи дуже малі. Найближча зірка знаходиться в 7000 разів далі, ніж карликова планета нашої системи - Плутон. Світло, який доходить від Сонця до нас за вісім хвилин, а до Плутона - за 5,5 годин, до найближчої зірки йде 4,3 року. Шлях, що проходить світлом в рік, часто вживається, поряд з парсек, як одиницю відстані під назвою світловий рік. Середня відстань між зірками в околицях Сонця приблизно 3 пса (~ 10 світлових років). Зоряна щільність в околицях Сонця становить близько 0,14 зірки в кубічному парсек.

Зірки є масивні газові (плазмові) кулі, які утворюються з газово-пилової середовища (головним чином з водню і гелію) в результаті гравітаційного стиснення. Температура речовини в надрах зірок вимірюється мільйонами кельвінів, а на їх поверхні - тисячами кельвінів. Енергія переважної більшості зірок виділяється в результаті термоядерних реакцій перетворення водню в гелій або гелію в вуглець, що відбуваються при високих температурах у внутрішніх областях, в окремих, рідко зустрічаються зірок, в ході інших процесів. Зірки часто називають головними тілами Всесвіту, оскільки в них міститься основна маса речовини, що світиться в природі.
Найближчою до Землі зіркою є (не рахуючи Сонця) Проксима Центавра. Вона розташована в 4,2 св. років від нашої Сонячної системи (4,2 св. років = 39 трильйонів км = 3,9 · 1013 км).

Для позначення відстані до зірок прийняті такі одиниці як світловий рік і парсек
Великі відстані, такі як радіус гігантських зірок або велика піввісь подвійних зоряних систем часто виражаються відповідно до астрономічної одиниці (а.о.) - середня відстань між Землею і Сонцем (150 млн. Км).
Маси переважної більшості сучасних зірок лежать в межах від 0,071 мас Сонця (75 мас Юпітера) до 100-150 мас Сонця, перші зірки були ще більш масивними. Температура в надрах зірок досягає 10-12 млн. К.
Відстані до найближчих зірок визначаються завдяки явищу річного паралакса зірок. Першим виміряв відстань до зірки Веги російський астроном Василь Якович Струве в 1837 році. Визначення паралаксів з поверхні Землі дозволяє виміряти відстані до 100 парсек, а зі спеціальних астрометричних супутників, таких як HIPPARCOS, - до 1000 пк. Для визначення відстані до більш далеких зірок в основному використовується фотометрія.
Достовірно визначити масу зірки можна, тільки якщо вона є компонентом подвійної зірки. В цьому випадку масу можна обчислити, використовуючи третій закон Кеплера. Але навіть при цьому оцінка похибки становить від 20% до 60% і, в значній мірі, залежить від похибки визначення відстані до зірки. У всіх інших випадках доводиться визначати масу за непрямими ознаками, наприклад, залежно світності і маси зірки.
Зірка починає своє життя як холодну розріджений хмара міжзоряного газу, стискається під дією власного тяжіння. При стисненні енергія гравітації переходить в тепло, і температура газової глобули зростає. Коли температура в ядрі досягає декількох мільйонів кельвінів, починаються термоядерні реакції і стиснення припиняється. В такому стані зірка перебуває більшу частину свого життя, перебуваючи на головній послідовності діаграми Герцшпрунга - Рассела, поки не закінчаться запаси палива в її ядрі.
У цей період структура зірки починає помітно змінюватися. Її світність росте, зовнішні шари розширюються, а температура поверхні знижується - зірка стає червоним гігантом. На гілки гігантів зірка проводить значно менше часу, ніж на головній послідовності. Коли маса її ізотермічного гелієвого ядра стає значною, воно не витримує власної ваги і починає сжіматься- якщо зірка досить важка, що зростає при цьому температура може викликати термоядерну перетворення гелію в більш важкі елементи.


Вивчення зоряної еволюції неможливо наглядом лише за однією зіркою - багато змін в зірках протікають надто повільно, щоб бути поміченими навіть через багато століть. Вихід зі становища криється у вивченні безлічі зірок, кожна з якої знаходиться на певній стадії життєвого циклу. За останні кілька десятиліть широке поширення в астрофізиці отримало моделювання структури зірок з використанням обчислювальної техніки.
До 1939 року було встановлено, що джерелом зоряної енергії є що відбувається в надрах зірок термоядерний синтез. Більшість зірок випромінюють тому, що в їхніх надрах чотири протона з`єднуються через ряд проміжних етапів в одну -частинку. Це перетворення може йти двома основними шляхами, званими протон-протонним або p-p-циклом і вуглецево-азотним або CN-циклом. У маломасивних зірках енерговиділення в основному забезпечується першим циклом, у важких - другим. Запас ядерної енергії в зірці кінцевий і постійно витрачається на випромінювання. Процес термоядерного синтезу, який виділяє енергію і змінює склад речовини зірки, в поєднанні з гравітацією, яка прагне стиснути зірку і теж вивільняє енергію, і випромінюванням з поверхні, що забирає виділяється енергію, є основними рушійними силами зоряної еволюції.
Життя зірки починається в гігантському молекулярній хмарі, також званим зоряної колискою. Велика частина «порожнього» простору в галактиці насправді містить від 0,1 до 1 молекули на см3. Молекулярне хмара ж має щільність близько мільйона молекул на см3. Маса такого хмари перевищує масу Сонця в 100 000-10 000 000 разів завдяки своїм розміром: від 50 до 300 світлових років в поперечнику.
У міру того, як молекулярне хмара обертається навколо будь-якої галактики, кілька факторів можуть викликати гравітаційний колапс. Наприклад, хмари можуть зіткнутися один з одним, або одне з них може пройти через щільний рукав спіральної галактики. Іншим фактором може стати довколишній вибух наднової зірки, ударна хвиля якого зіткнеться з молекулярним хмарою на величезній швидкості. Крім того, можливе зіткнення галактик, здатне викликати сплеск зореутворення, в міру того, як газові хмари в кожній з галактик стискаються і порушуються в результаті зіткнення.
При колапсі молекулярне хмара розділяється на частини, утворюючи все більш і більш дрібні згустки. Фрагменти з масою менше ~ 100 сонячних мас здатні сформувати зірку. У таких формуваннях газ нагрівається в міру стиснення, викликаного вивільненням гравітаційної енергії, і хмара стає протозвездой, трансформуючись у обертовий сферичний об`єкт.
Зірки на початковій стадії свого існування, як правило, приховані від погляду всередині щільного хмари пилу і газу. Часто силуети таких звёздообразующіх коконів можна спостерігати на тлі яскравого випромінювання навколишнього газу. Такі освіти отримали назву глобул Бока.
Деякі Протозірки з масою менше 7% сонячної (масою менше так званої межі Кумара) не досягають температури, достатньої для протікання термоядерних реакцій CNO-циклу. Такі об`єкти отримали назву коричневих карликів. Вони поступово остигають і стискаються, поки речовина в їхніх надрах не досягне виродженого стану.
У надрах більш масивних протозірок температура внаслідок гравітаційного стиснення досягає 10 мільйонів кельвінів, роблячи можливим синтез гелію з водню. З початком термоядерних реакцій в зірці встановлюється гідростатичний рівновагу, яке утримує ядро від подальшого гравітаційного колапсу. Далі зірка може існувати в стабільному стані.
Серед сформованих зірок зустрічається величезне різноманіття кольорів і розмірів. За спектральним класом вони варіюються від гарячих блакитних до холодних червоних, по масі - від 0,5 до більш ніж 20 сонячних мас. Світність і колір зірки залежить від температури її поверхні, яка, в свою чергу, визначається масою. Як правило, нові зірки «займають своє місце» на головній послідовності згідно діаграмі Герцшпрунга - Рассела. Мова не йде про фізичне переміщення зірки - тільки про її положенні на зазначеній діаграмі, що залежить від параметрів зірки. Тобто, мова йде, фактично, лише про зміну параметрів зірки.
Маленькі, холодні червоні карлики повільно спалюють запаси водню і залишаються на головній послідовності сотні мільярдів років, в той час як масивні надгіганти підуть з головної послідовності вже через кілька мільйонів років після формування.


Зірки середнього розміру, такі як Сонце, залишаються на головній послідовності в середньому 10 мільярдів років. Вважається, що Сонце все ще на ній, так як воно знаходиться в середині свого життєвого циклу. Як тільки зірка виснажує запас водню в ядрі, вона йде з головної послідовності.
Після від мільйона до кількох десятків мільярдів років (в залежності від початкової маси) зірка виснажує водневі ресурси ядра. У великих і гарячих зірок це відбувається набагато швидше, ніж в маленьких і більш холодних. Виснаження запасу водню призводить до зупинки термоядерних реакцій.
Без тиску, яке проводилося цими реакціями і врівноважувало силу власного тяжіння зірки, зовнішні шари починають стискатися до ядра. Температура і тиск підвищуються як під час формування протозвезди, але на цей раз до набагато більш високого рівня. Колапс триває до тих пір, поки при температурі приблизно в 100 мільйонів До не почнуться термоядерні реакції за участю гелію.
Дуже гаряче ядро стає причиною жахливого розширення зірки. Її розмір збільшується приблизно в 100 разів. Таким чином, зірка стає червоним гігантом, і фаза горіння гелію триває близько декількох мільйонів років. Практично всі червоні гіганти є змінними зірками.
Те, що відбувається в подальшому, знову залежить від маси зірки.
На сьогоднішній день достовірно невідомо, що відбувається з легкими зірками після виснаження запасу водню. Оскільки вік всесвіту складає 13,7 мільярдів років, що недостатньо для виснаження запасу водневого палива, сучасні теорії грунтуються на комп`ютерному моделюванні процесів, що відбуваються в таких зірках.
Деякі зірки можуть синтезувати гелій лише в деяких активних ділянках, що викликає нестабільність і сильні сонячні вітри. У цьому випадку утворення планетарної туманності не відбувається, а зірка лише випаровується, стаючи навіть менше, ніж коричневий карлик.
Але зірка з масою менше 0,5 сонячної ніколи не буде в змозі синтезувати гелій навіть після того, як в ядрі припиняться реакції за участю водню. Зоряна оболонка у них недостатньо масивна, щоб подолати тиск, вироблене ядром. До таких зірок відносяться червоні карлики (такі як Проксима Центавра) живуть сотні мільярдів років. Після припинення в їх ядрі термоядерних реакцій, вони будуть продовжувати слабо випромінювати в інфрачервоному і мікрохвильовому діапазонах електромагнітного спектра, поступово остигаючи, протягом ще багатьох і багатьох мільярдів років.
При досягненні зіркою середньої величини (від 0,4 до 3,4 сонячних мас) фази червоного гіганта, її зовнішні шари продовжують розширюватися, ядро стискатися, і починаються реакції синтезу вуглецю з гелію. Синтез вивільняє багато енергії, даючи зірці тимчасову відстрочку. Для зірки за розміром схожої із Сонцем, цей процес може зайняти близько мільярда років.
Зміни у величині испускаемой енергії змушують зірку пройти через періоди нестабільності, що включають в себе зміни в розмірі, температурі поверхні і випуску енергії. Випуск енергії зміщується в бік низькочастотного випромінювання. Все це супроводжується наростаючою втратою маси внаслідок сильних сонячних вітрів і інтенсивних пульсацій. Зірки, що знаходяться в цій фазі, отримали назву зірок пізнього типу, OH-IR зірок або Світу-подібних зірок, в залежності від їх точних характеристик. Викиди газ щодо багатий важкими елементами, виробленими в надрах зірки, такими як кисень і вуглець. Газ утворює розширюється оболонку і охолоджується в міру віддалення від зірки, роблячи можливим утворення частинок пилу і молекул. При сильному інфрачервоному випромінюванні центральної зірки в таких оболонках формуються ідеальні умови для активізації мазерів.
Реакції спалювання гелію дуже чутливі до температури. Іноді це призводить до великої нестабільності. Виникають сильні пульсації, які в кінцевому підсумку повідомляють зовнішніх шарів досить кінетичної енергії, щоб бути викинутими і перетворитися в планетарну туманність. У центрі туманності залишається ядро зірки, яке, остигаючи, перетворюється в білий карлик, як правило, має масу в межах 0,6 сонячних і діаметр близько діаметра Землі.

Увага, тільки СЬОГОДНІ!