Космическая хронология

15 миллиардов земных лет = 1 космическому году

500 лет = 1 космической секунде

1 января 0 ч. 0 мин. 0 сек. 10 января Февраль Март Апрель Май Июнь Июль Август	Большой Взрыв Образование Галактик
9 Сентября 14 Сентября 25 Сентября	Образование Солнечной системы Образование Земли Возникновение жизни на Земле
9 Октября	Появление бактерий
12 Ноября 15 Ноября	Возникновение фотосинтеза Первые клетки с ядром
ДЕКАБРЬ   31 22 ч. 30 мин	Возникновение кислородной атмосферы на Земле Мощная вулканическая деятельность на Марсе Первые черви Океанский планктон. Трилобиты Ордовик. Первые рыбы Силур. Растения колонизируют сушу Мел. Первые цветы. Первые амфибии и крылатые насекомые Карбон. Первые деревья. Первые рептилии Пермь. Первые диназавры Начало мезозоя Триас. Первые млекопитающиеся Юра. Первые птицы Девон. Первые насекомые. Животные колонизируют сушу Третичный период. Первые приматы Первые приматы Четвертичный период. Первые люди

Основные характеристики звезд

Под этим понимаются такие их ос­новные свойства,

как масса,

полное количество энергии, излучаемой звездой в еди­ницу времени (эта величина называется «светимостью» и обычно обозначается бук­вой L),

радиус и

температура поверхностных слоев.

Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6—7 тыс. К — желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10—12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет.

В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд.

По­следний определяется так называемым «показателем цвета. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СН, Н₂О и др.). По мере увели­чения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, появляются линии ионизованных ато­мов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около

10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К — линии ионизо­ванного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой частей спектра. Такой вид имеет спектр нашего Солнца.

Последовательность спектров звезд, получающихся при непрерывном измене­нии температуры их поверхностных слоев, обозначается следующими буквами: О, В, A, F, G, К, М, от самых горячих к очень холодным. Каждая такая буква описы­вает спектральный класс.

Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца.

По­следняя равна 4- 10³³ эрг/с.

По своей светимости звезды различаются в очень ши­роких пределах. Есть звезды (их, правда, сравнительно немного), светимости ко­торых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Огромное большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значи­тельно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз.

Характеристикой светимости является так называемая «абсолютная величина» звезды. Важной характеристикой звезды является ее м а с с а.

В отличие от светимости массы звезд, меняются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы ко­торых больше или меньше солнечной в 10 раз. Масса Солнца равна 2. 10³³ г, что превышает массу Земли в 330 тыс. раз.

Еще одна существенная характеристика звезды — ее радиус.

Радиусы звезд ме­няются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышаю­щие земной шар (так называемые «белые карлики»), есть огромные «пузыри», вну­три которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Мы не случайно назвали такие гигантские звезды «пузырями». Из того факта, что по своим массам звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что при очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя плотность солнечного вещества равна 1,4 г/см³, то у таких «пузырей» он может быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же время белые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков и даже сотен тысяч граммов на кубический сантиметр.

Большое значение имеет исследование химического состава звезд путем тща­тельного анализа их спектров. При этом необходимо учитывать температуру и да­вление в поверхностных слоях звезд, которые также получают из спектров. Вообще спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях, господствующих в звездных атмосферах.

По химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы. Остальные элементы присутствуют в виде сравнительно не­значительных «загрязнений».

Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода, 0,3 атома железа. Относительное содержание других элементов еще меньше.

Хотя по числу атомов так называемые «тяжелые элементы» (т. е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика.

Возникает вопрос: суще­ствует ли между этими характеристиками какая-нибудь связь?

Такая связь, оказывается, существует. Она была обнаружена свыше 70 лет назад.

Будем изображать звезды точками на диаграмме Герцшпрунга — Рессела, где по оси абсцисс отложены спектральные классы (или соответствующие им показате­ли цвета), а по оси ординат — абсолютные величины, являющиеся мерой светимо­сти соответствующих звезд (рис. 9).

Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10 пк, то её величина будет называться абсолютной.

Из рисунка видно, что звезды лежат на этой диаграмме не беспорядочно, а образуют явно выраженные последовательности. Большинство звезд находится в пределах сравнительно узкой полосы, идущей от левого верхнего угла диаграммы к правому нижнему.

Это так называемая «главная последовательность» звезд.

В верхнем правом углу группируются звезды в виде до­вольно беспорядочной кучи. Их спектральные классы — G, К и М, а абсолютные величины находятся в пределах (+ 2) - (—6). Они называются «красными гиганта­ми», хотя среди них есть и желтые звезды.

Наконец, в нижней левой части диа­граммы мы видим небольшое количество звезд. Их абсолютные величины слабее + 10, а спектральные классы лежат в пределах от В до F. Следовательно, это очень горячие звезды с низкой светимостью. Но низкая светимость при высокой поверх­ностной температуре может быть, очевидно, только тогда, когда радиусы звезд до­статочно малы.

Таким образом, в этой части диаграммы «спектр — светимость» находятся очень маленькие горячие звезды. Такие звезды называются «белыми кар­ликами».

Рис. 9. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела.

По вертикальной оси — абсолютная звездная величина

Количество точек на диаграмме «спектр — светимость», приведенной на рис. 9, не дает правильного представления об относительном количестве звезд различных классов в Галактике. Так, например, звезд-гигантов с высокой светимостью на этой диаграмме непропорционально много по сравнению с «карликами» низкой свети­мости. Это объясняется условиями наблюдений: благодаря высокой светимости ги­ганты видны с очень больших расстояний, между тем как значительно более многочисленные карлики на таких расстояниях очень трудно наблюдать (если гово­рить о спектральных наблюдениях).

Некоторое представление об относительном количестве звезд разных последо­вательностей можно получить, если откладывать на диаграмме «спектр — свети­мость» все без исключения звезды, находящиеся от Солнца на расстоянии, не пре­вышающем 5 пк (16,3 светового года). Такая диаграмма приведена на рис. 10.

Обращает на себя внимание отсутствие хотя бы одного гиганта. Зато нижняя правая часть главной последовательности очень отчетливо выражена. Мы видим, что в этом сферическом объеме радиусом 5 пк. (до­вольно типичном для Галактики) подавляю­щее большинство звезд слабее и холоднее Солнца.

Это так называемые «красные кар­лики», лежащие на нижней правой части главной последовательности.

На этой же диаграмме нанесено наше Солнце.

Только три звезды (из примерно 50, находящихся в этом объеме) излучают сильнее Солнца. Это Сириус — самая яркая из звезд, види­мых на небе, Альтаир и Процион.

Зато на рис. 10 мы видим пять белых карликов. Из того простого факта, что в малом объеме радиусом 5 пк наблюдается столь заметное число белых карликов, следует, что число их во всей Галактике очень велико. Подсчеты показывают, что число белых карликов в на­шей звездной системе по крайней мере рав­но нескольким миллиардам, а может быть, даже больше 10 млрд (напомним, что пол­ное количество звезд всех типов во всей Галактике около 150 млрд).

Число белых карликов в десятки тысяч раз больше, чем гигантов высокой светимости, столь обильно представленных на диаграмме, изображенной на рис. 9.

Рис, 10. Диаграмма Герцшпрунга - Рессела для близких звезд

Межзвездная среда

Межзвездный газ был обнаружен в самом начале текущего столетия благодаря поглощению в линиях ионизованного кальция, которое он производит в спектрах удаленных горячих звезд. С тех пор методы изучения межзвездного газа не­прерывно улучшались и достигли высокой степени совершенства. В итоге большой многолетней работы, проделанной астрономами, сейчас свойства межзвездного га­за можно считать достаточно хорошо известными. Плотность межзвездной газо­вой среды ничтожна.

В среднем в областях межзвездного пространства, расположенных недалеко от галактической плоскости, в 1 см³ находится примерно 1 атом.

Напомним, что в таком же объеме воздуха находится 2,7 • 10¹⁹ молекул. Даже в самых совершенных вакуумных камерах концентрация атомов не меньше чем 10³см³.

И все же межзвездную среду нельзя рассматривать как вакуум! Дело в том, что вакуумом, как известно, называется такая система, в которой длина сво­бодного пробега атомов или молекул превышает характерные размеры этой си­стемы. Однако в межзвездном пространстве средняя длина свободного пробега атомов в сотни раз меньше, чем расстояния между звездами. Поэтому мы вправе рассматривать межзвездный газ как сплошную, сжимаемую среду и применять к этой среде законы газовой динамики.

Масса межзвездного газа в нашей Галактике близка к миллиарду солнечных масс, что составляет немногим больше 1 % от полной массы Галактики, обусло­вленной в основном звёздами.

В других звездных системах относительное содержа­ние межзвездного газа меняется в довольно широких пределах. У эллиптических галактик оно очень мало, около 10^-4 и даже меньше, в то время как у непра­вильных звездных систем (типа Магеллановых Облаков) содержание межзвездного газа доходит до 20 и даже 50%.

Это обстоятельство тесно связано с вопросом об эволюции звездных систем.

Мы неоднократно подчеркивали, что скорость эволюции звезд определяется их первоначальной массой. Так как по ряду признаков со времени образования нашей звездной системы — Галактики — прошло около 15 — 20 млрд лет, то за это конеч­ное (хотя и огромное) время весь описанный эволюционный путь прошли только те звезды, массы которых превышают некоторую величину. По-видимому, эта «критическая» масса всего лишь на 10—12% превышает массу Солнца.

С другой стороны, как уже подчеркивалось, процесс образования звезд из межзвездной га­зопылевой среды происходил в нашей Галактике непрерывно. Он происходит и сей­час. Именно поэтому мы наблюдаем горячие массивные звезды в верхней левой ча­сти главной последовательности.

Но даже звезды, образовавшиеся в самом начале формирования Галактики, если масса их меньше чем 1,2 солнечной, еще не успели сойти с главной последовательности. Заметим, кстати, что темп звездообразования в настоящее время значительно ниже, чем много миллиардов лет назад. Солнце образовалось около 5 млрд лет назад, когда Галактика уже давно сформировалась и в основных чертах была сходна с «современной». Вот уже по крайней мере 4,5 млрд лет оно «сидит» на главной последовательности, устойчиво излучая бла­годаря ядерным реакциям превращения водорода в гелий, протекающим в его цен­тральных областях. Сколько еще времени это будет продолжаться?

Расчеты по­казывают, что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд лет. При этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус — в десятки. Эта стадия эволюции нашего светила займет несколько сот миллионов лет. Наконец, тем или иным способом разбухшее Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белый карлик. Вообще говоря, нам, конечно, небезразлична судьба Солнца, так как с нею тесно связано развитие жизни на Земле.

Жизнь звезды от рождения до смерти

— циклический процесс.

—

Газ и пыль, остающиеся от звезд предыдущего поколения, служат строитель­ным материалом для звезд следующего поколения

1.Звезда начи­нает форми­роваться из облаков газа и пыли

2. При нарушении равновесия облака начина­ют вращаться, и более плотные небольшие сгустки отделяются от остальной массы

3. Плотные сгустки соз­дают поле тяготения, привлекающее еще больше газа и пыли

4. Температура и давление растут, что приводит к началу ядерных реакций в центре. Рождается протозвезда

5. Газопылевые облака вращаются вокруг центральной протозвезды и коллапсируют, образуя упло­щенный диск

6. Звезда (здесь изображено Солн­це) остается в стабильном состо­янии большую часть своей жизни, перерабатывая водород в гелий

7. Когда звезда истощает запасы водорода, она расширяется и остывает

8. Остывающая и стареющая звезда достигает фазы красного гиганта

9. В массивных звездах (их мас­са более чем в 8 раз превос­ходит массу Солнца) ядер­ный синтез продолжается до мощного взрыва и вспышки сверхновой

10. Ядро коллапсирует, и образуется нейтронная звезда, которую можно наблюдать по радиоизлучению пульсара

11. Ядро массивной звезды может коллапсировать, пока гравитационное поле не станет таким мощным, что даже свет не может вырваться наружу. Это черная дыра

ЗАКОНЫ КЛАССИЧЕСКОЙ МЕХАНИКИ

Дата добавления: 2014-01-13