Солнце и звёзды

Переменные звёзды, описанные выше, меняют свой блеск вследствие сложных

физических процессов в недрах или на поверхности, либо в результате

взаимодействия в тесных двойных системах. Это физически переменные звёзды.

Однако найдено немало звёзд, переменность которых объясняется чисто

геометрическими эффектами. Известны тысячи затменных переменных звёзд в

двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами

заходят один за другой. Самая знаменитая переменная звезда – Алголь.

Яркость может быть непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды

имеются тёмные или светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда

поворачивается к земному наблюдателю то более светлой, то более тёмной

стороной.

У Солнца пятна маленькие. Если наблюдать Солнце издалека, как звезду, его

переменность вряд ли будет заметна: Солнце слишком яркое. Однако

специальными исследованиями с космических аппаратов было установлено, что,

действительно, при прохождении по солнечному диску крупных пятен на Землю

поступает чуть-чуть меньше света. Так что Солнце вполне можно считать

пятнистой переменной звездой.

Взрывающиеся звёзды.

Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь, имеет шанс

обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой

звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколько

месяцев ослабевает настолько, что она становится не видимой даже

вооружённым глазом, исчезает. Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое

небесное явление – вспышка сверхновой звезды, блеск которой бывает видно

даже днём.

Новые звёзды.

Все новые звёзды являются компонентами тесных двойных систем, в которых

одна – как правило, звезда типа нашего Солнца, а вторая – белый карлик.

Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно

деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из

атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, в результате

чего вокруг последнего образуется тонкий плотный слой газа, температура

которого постепенно увеличивается и вырастает до столь высоких значений,

что начинается термоядерная реакция синтеза гелия. Из-за очень большой

плотности вещества она носит взрывообразный характер. Именно этот

термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу

накопившейся оболочки, разлёт и свечение которой наблюдается как вспышка

новой звезды.

Как показывают оценки, ежегодно в нашей Галактике вспыхивает около сотни

новых звёзд.

Сверхновые звёзды.

Сверхновые звёзды – одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко

говоря, сверхновая – это настоящий взрыв звезды, когда большая часть её

массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км. / сек., а

остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в

чёрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются

финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных. Законченной теории взрыва

сверхновой с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки

пока не создано ввиду крайней сложности учёта всех протекающих при этом

физических процессов.

Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры.

После того как звезда исчерпает свои источники энергии, она начинает

остывать и сжиматься. При этом физические свойства газа кардинально

меняются, так что его давление сильно возрастает. Если масса звезды

невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды

прекращается, она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Но если

масса превышает некоторое критическое значение, сжатие продолжается. При

очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют

нейтральные частицы – нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из

одних нейтронов, которые настолько тесно прижаты друг к другу, что огромная

звёздная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько

километров и сжатие останавливается. Плотность этого шара – нейтронной

звезды – чудовищно велика даже по сравнению с плотностью белых карликов:

она может превысить 10 млн. т. / см. куб.

Что произойдёт, если масса звезды будет настолько велика, что даже

образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса?

Чёрные дыры образуются в результате коллапса гигантских звёзд массой более

3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется всё сильнее

и сильнее. Наконец звезда сжимается до такой степени, что свет уже не может

преодолеть её притяжение. Радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы

превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом. Для

массивных звёзд он составляет несколько десятков километров. Отличить

чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение последней не наблюдается)

очень трудно. Поэтому о существовании чёрных дыр часто говорят

предположительно. Тем не менее, открытие массивных несветящихся тел –

серьёзный аргумент в пользу их существования.

Белые карлики.

В современной теории звёздой эволюции белые карлики рассматриваются как

конечный этап эволюции звёзд средней и малой массы (меньше 3-4 масс

Солнца). После того как в центральных областях стареющей звезды выгорит

весь водород, её ядро должно сжаться и разогреться. Внешние слои при этом

сильно расширяются, эффективная температура светила падает, и оно

становится красным гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды

очень слабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в

пространстве. На месте бывшего красного гиганта остаётся очень горячая и

компактная звезда, состоящая в основном из гелия, - белый карлик. Благодаря

своей высокой температуре она излучает главным образом в ультрафиолетовом

диапазоне и ионизует газ разлетающейся оболочки.

Звезда по имени Солнце.

Что видно на Солнце.

При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить

увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении?

Прежде всего обращает на себя внимание резкость солнечного края. Солнце –

газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убывает постепенно.

Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том, что

практически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя –

фотосферы. Именно этот тонкий светящийся слой и создаёт у наблюдателя

иллюзию того, что Солнце имеет поверхность.

Грануляция.

На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, если приглядеться,

на нём обнаруживается много крупных и мелких деталей. Даже при не очень

хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит из светлых

зёрнышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними. Размеры

гранул невелики по солнечным масштабам – до 1000-2000 км. в поперечнике;

межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 км. в ширину. Картина

грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другие появляются.

Каждая из них живёт не более 10 мин. Грануляция создаёт общий фон, на

котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты –

солнечные пятна и факелы.

Пятна.

Солнечные пятна – это тёмные образования на диске Солнца. По величине пятна

бывают очень разными – от малых, диаметром примерно 1000-2000 км., до

гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты. Установлено,

что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей.

Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущий от недр светила к фотосфере,

поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятна холоднее

окружающего их вещества примерно на 1500 К, а следовательно, и менее ярки.

Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными. Солнечные пятна часто

образуют группы из нескольких больших и малых пятен. Живут группы пятен

долго, иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца (период вращения

Солнца составляет 27 суток).

Факелы.

Практически все пятна окружены яркими полями, которые называют факелами.

Факелы горячее окружающей атмосферы на 2000 К и имеют сложную ячеистую

структуру. Величина каждой ячейки -около 30 тыс. км. Факелы живут ещё

дольше, чем пятна, иногда 3-4 месяца. По-видимому, факелы тоже являются

местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее,

чем в пятнах.

Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы

которой повторяются через каждые 11 лет.

Внутреннее строение Солнца.

Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого

протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия.

Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей. Познакомимся

с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнца находится

источник его энергии. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних

слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее.

Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и

температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. К, происходит

выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов

лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из

четырёх атомов водорода образуется один атом гелия. Ядро имеет радиус не

более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена

половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая

поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то

выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы

передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно:

лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Сразу вокруг ядра

начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через

поглощение и излучение веществом порций света – квантов. Плотность,

температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же

направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный.

Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие

тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти

столь же часто двигаясь назад, как и вперёд. Так что если бы «печка» внутри

Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.

На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую

область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона

Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое

конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести

себя и газ. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции.

Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло

окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз. Конвективная

зона начинается примерно на расстоянии 0.7 радиуса от центра и простирается

практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос

основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда

всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв.

Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца

является видимым проявлением конвекции.

Солнечная атмосфера.

Звёзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тоже именуют атмосферой.

Фотосфера.

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. глубже видимого края солнечного

диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их

толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса,

фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газа в

фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз

меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000

К на глубине 300 км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим

увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется

усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами, разделёнными сетью узких

тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих

более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность

температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика, но глубже, в

конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно

интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль,

определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в

результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является

причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Фотосфера

постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы –

хромосферу и корону.

Хромосфера.

Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую

окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое

кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера

весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков

(спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных

струй в 2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз

меньше. Общая протяжённость хромосферы – 10-15 тыс. км. Рост температуры в

хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих

в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если

бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых

движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы

теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной

плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую

температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые расположены

выше хромосферы. Часто во время затмений над поверхностью солнца можно

наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки»

и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Это самые

грандиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы. Они имеют

примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся

над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями

солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их

вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца.

Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений,

внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в

секунду выбрасывается в межпланетное пространство.

Корона.

В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца –

корона – обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы

километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность

вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем

плотность воздуха в земной атмосфере. Корону лучше всего наблюдать во время

полной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является

лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму:

иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они

сильно изогнуты. Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это

связано с одиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Меняется как общая

яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он

имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, форма короны

становится вытянутой, при этом общая яркость короны уменьшается. Итак,

корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и

самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она

простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока

плазмы – солнечного ветра. Фактически мы живём окружённые солнечной

короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в

виде земного магнитного поля.

Список используемой литературы:

Дагаев М. Н. «Наблюдение звёздного неба» М., Наука, 1993 г.

Данлоп С. «Азбука звёздного неба» / пер. с англ. М., Мир, 1986 г.

Куликовский П. Г. «Справочник любителя астрономии» М., Наука, 1991г.

Зигель Ф. Ю. «Сокровища звёздного неба» М., Наука, 1996 г.

Оглавление:

Звёзды

Что такое звезда

1

Снятие мерки со звёзд

2

Как устроена звезда и как она живёт

5

Звёздные пары

6

Переменные звёзды

7

Взрывающиеся звёзды

9

Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры 9

Белые карлики

10

Звезда по имени Солнце

Что видно на Солнце

11

Внутреннее строение Солнца

12

Солнечная атмосфера

13

Список используемой литературы

16

Страницы: 1, 2