Солнечная система

Звезды

Звезды — самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскаленных газов. Солнце - ближайшая к нам звезда. Расстояние от Земли до Солнца — 8,3 световой минуты. Состав звезд, а также их температуру исследуют посредством спектрального анализа. Спектральный ана­лиз — астрофизический метод, изучающий химический состав светил с помощью исследования их спектров.

Изучение спектров звезд позволило сделать вывод о том, что они состоят из атомов тех же химических элементов, что и все тела на Зем­ле. В составе звезд преобладают водород (около 50% по массе) и гелий (около 40%). Атомы остальных химических элементов встречаются почти в таком же соотношении, как и на Земле. Вещество звезд пред­ставляет собой раскаленный газ. С учетом того, что масса звезд гораз­до больше массы планет, понятно, что подавляющее большинство ве­щества Вселенной находится в состоянии раскаленного газа. При этом очень малая его доля находится в твердом и жидком состоянии, а жи­вое вещество, даже если у многих звезд имеются обитаемые планеты, составляет ничтожную часть.

Внутреннее строение звезд рассчитывается, исходя из следующего: элементарные частицы — электроны, протоны, фотоны и др. — одни и те же и в звездах, и на Земле. Поэтому при изучении внутреннего строения звезд применяют общие законы физики. Согласно современ­ным представлениям, звезды светят вследствие того, что в их недрах происходят ядерные реакции: водород превращается в гелий, в резуль­тате чего и освобождается атомная энергия. Поскольку содержание атомов водорода в звездах велико, за счет таких преобразований боль­шинство звезд может излучать энергию. Вследствие происходящих атомных превращений постепенно меняется их химический состав, что может служить указанием на направления звездной эволюции.

Впечатление о бесчисленности звезд, видимых невооруженным глазом, ошибочно. В безлунную ночь в ясную погоду па небе видно всего лишь 3000 звезд. Мерцание звезд усиливает впечатление об их бесчисленности — одни и те же звездочки кажутся то ярче, то слабее из-за того, что между ними и нами протекают струйки воздуха различ­ной плотности. Изучение звезд было вызвано потребностями матери­альной жизни общества — необходимостью ориентирования при пу­тешествиях, создания календаря, определения точного времени. Еще в глубокой древности звездное небо было разделено на созвездия.

Созвездия — участки, па которые разделяют звездное небо но фигу­рам, образуемым яркими звездами. Всего насчитывается 88 созвездий, ими пользуются для ориентировки на звездном небе. Принадлежность звезды к одному созвездию — это их видимая, или перспективная, близость. На самом деле звезды, причисляемые к одному созвездию, находятся па самых различных расстояниях от нас.

Наблюдаемые на небе звезды характеризуются различным блеском, интенсивность которого определяется звездной величиной.

Звездная величина — принятая в астрономии единица измерения видимого блеска звезд и других небесных тел. Чем слабее светится звезда, тем больше число, обозначающее ее звездную величину.

Самые яркие назвали звездами первой величины. Самые слабые из видимых невооруженным глазом относят к звездам шестой величины. Звезды первой величины ярче звезд шестой величины в 100 раз. В би­нокль видны звезды восьмой-девятой величин, а в телескоп — еще более слабые. Звезд первой величины на всем небе около 20. Звезд второй величины, таких, как главные звезды созвездия Большой Мед­ведицы, — около 70. Всего видимых звезд, то есть звезд шестой вели­чины и ярче, около 6000. Учитывая, что над горизонтом видна только половина всего неба, одновременно наблюдать можно максимально около 3000 звезд (см. выше).

Звездная величина не имеет прямого отношения к действительной интенсивности испускаемого звездой излучения. Истинная сила света звезды характеризуется светимостью. 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. Число звезд большой светимости среди звезд, видимых невоору­женным глазом, непропорционально велико, так как такие звезды вид­ны па больших расстояниях. На самом деле 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.

Основной метод определения расстояний до звезд состоит в изме­рении их видимых смещений, вызываемых обращением Земли вокруг Солнца. По смещению, величина которого обратно пропорциональна расстоянию, вычисляют и само расстояние. Годичные смещения звезд составляют обычно доли микронов, реже — несколько микронов. Рас­стояние до звезд может определяться и другими способами: например, исходя из светимости звезды и ее блеска.

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. Температура белых звезд — порядка 10³ К, желтых (как наше Солнце) — около 6000 К, а красных — 3000 К и ниже. По направлению к центру звезды температура повышается и в центре достигает миллионов и десятков миллионов градусов. В недрах звезд происходит превращение водоро­да в гелий, эти реакции поддерживают мощное тепловое и световое из­лучение звезд в течение огромных промежутков времени. Было уста­новлено, что не только количество, но и качество излучения (цвет) оп­ределяется температурой. Раскаленное тело излучает свет всех цветов (всех длин волн), но в зависимости от температуры накала максимум излучения приходится па различные области спектра, вследствие чего суммарное излучение имеет то красный, то белый, то голубоватый цвет. Изучение звездных температур производят на основе спектраль­ного анализа или посредством измерения количества тепла, приходя­щего от него па Землю.

Звездный мир чрезвычайно многообразен. Различают несколько видов звезд: это 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. Двойственность их об­наруживается по периодическим смещениям линий в спектрах.

Системы, состоящие из трех, четырех или более звезд, называются кратными звездами. 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.

Другой разновидностью переменных звезд являются цефеиды. Их так называют по типичной представительнице этого класса звезд звез­де δ в созвездии Цефея. Все цефеиды являются звездами-гигантами и сверхгигантами. Изменение блеска у них происходит строго периоди­чески. Открытие зависимости между периодом изменения блеска у цефеид и их светимостью дало возможность определять расстояние до очень далеких звездных систем, если в них имеются цефеиды.

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.

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.

Исследованиями установлено, что в нашей Галактике ежегодно происходит около 100 вспышек новых звезд, но мы замечаем лишь ближайшие из них. Вспышка не означает возникновения или уничто­жения звезды. Через некоторый промежуток времени эта же звезда может вспыхнуть вновь. 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. Таким образом, даже в таких гигантских звездных системах, как паша, вспышка сверхновой звезды бывает один раз в несколько столетий.

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. Они 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.

Звезды имеют огромные различия по размеру и плотности. Массы же звезд не отличаются так значительно и колеблются в пределах от 0,1 до нескольких десятков солнечных масс. Однако непосредственно массы звезд могут быть определены лишь у двойных звезд. Изучение масс двойных звезд показало, что 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. Для их обнаружения необходимы топкие методы исследования, тща­тельные наблюдения в течение десятков лет и сложные расчеты.

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. Однако есть все основания предполагать, что наша планетная система не явля­ется исключительным явлением в мировом пространстве. На плане­тах, окружающих другие звезды, также вероятно существование жиз­ни, и Земля не представляет в этом отношении исключения.

В результате астрономических исследований для множества звезд точно определены положение на небе, их звездная величина, а также другие характеристики. По имеющимся сведениям составлены звезд­ные каталоги, в которые занесено около миллиона звезд. По установ­ленным положениям звезд на небе составляются карты звездного не6а. 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 сделаны выводы о строе­нии Солнца. 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. Например:

₁Н² + ₁Н¹ = ₂Не³

2₂Не³ = ₂Не⁴ + 2₁Н¹ + энергия.

Водородные ядерные реакции — источник солнечной энергии. За время своего существования Солнце не израсходовало еще и полови­ны запасов водородного ядерного топлива. В течение почти всего это­го времени излучение Солнца почти такое же, как и теперь. 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 па 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 па Землю постоянно воздействует так называемый солнечный ветер — поток заряженных частиц, испускаемых Солнцем. При соприкоснове­нии с атмосферой Земли он отклоняется верхними ее слоями — ионо­сферой. Хотя внешние слои солнечной атмосферы имеют температуру более 1 млн К, их излучение составляет ничтожную долю от общей энергии, испускаемой Солнцем. Почти вся энергия исходит от фото­сферы, имеющей температуру около 6000 К.

Изучение температуры в различных частях Солнца производится радиоастрономическими методами. Установлено, что чем выше темпе­ратура тела, тем более интенсивно оно излучает радиоволны. Доходя­щее до нас радиоизлучение Солнца возникает не в фотосфере, а в его короне.

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 ноток 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.

В настоящее время проблема происхождения Солнечной системы ос­тается открытой.

Гипотезы ее возникновения следующие:

♦ Планеты Солнечной системы сформировались путем объединения твердых, холодных тел и частиц, входящих в состав туманности, которая когда-то окружала Солнце.

♦ Спутники планет образовались из роя частиц, окружавших пла­неты.

Орбиты всех планет являются почти круговыми и лежат в одной плоскости, совпадающей с экваториальной плоскостью Солнца. Об­щая масса всех планет Солнечной системы составляет всего 2% от мас­сы Солнца.

Дата добавления: 2014-01-06