Как Работают Звезды

{h1}

Когда вы смотрите вверх ночью и видите тысячи звезд, задумывались ли вы когда-нибудь, на что вы смотрите? Узнайте, что такое звезды, как они живут и умирают!

Это темная, ясная, безлунная ночь. Вы смотрите в небо. Вы видите тысячи звезд, расположенных в виде узоров или созвездий. Свет от этих звезд прошел большие расстояния, чтобы достичь Земли. Но что такое звезды? Как далеко они? Они все одинаковые? Есть ли вокруг них другие планеты?

В этой статье мы рассмотрим увлекательный мир звезд. Мы рассмотрим природу звезд, типы звезд, как образуются звезды и как умирают звезды. Если вы читали, как работает Солнце, вы уже много знаете о природе ближайшей звезды Земли. Читая следующие страницы, вы узнаете еще больше о том, что видите на ночном небе.

Звезды и их свойства

Звезды - это массивные светящиеся шары горячих газов, в основном водорода и гелия. Некоторые звезды находятся относительно близко (ближайшие 30 звезд находятся в пределах 40 парсек), а другие - далеко-далеко. Астрономы могут измерять расстояние с помощью метода, называемого параллаксом, при котором изменение положения звезды на небе измеряется в разное время в течение года. Некоторые звезды одни на небе, у других есть спутники (двойные звезды) а некоторые являются частью большого кластеры содержащий тысячи до миллионов звезд. Не все звезды одинаковы. Звезды бывают разных размеров, яркости, температуры и цвета.

Звезды имеют много особенностей, которые можно измерить, изучая свет, который они излучают:

  • температура
  • спектр или длины волны излучаемого света
  • яркость
  • светимость
  • размер (радиус)
  • масса
  • движение (к нам или от нас, скорость вращения)

И если вы изучаете звезды, вы захотите включить эти термины в свой звездный словарь:

  • абсолютная величина - кажущаяся величина звезды, если она находилась в 10 парсеках от Земли
  • видимая величина - яркость звезды, наблюдаемая с Земли
  • светимость - общее количество энергии, излучаемой звездой в секунду
  • парсек - измерение расстояния (3,3 световых года, 19,8 триллиона миль, 33 триллиона километров)
  • световой год - измерение расстояния (6 триллионов миль, 10 триллионов километров)
  • спектр - свет различной длины волны, излучаемый звездой
  • масса Солнца - масса Солнца; 1,99 х 1030 килограммы (330 000 масс Земли)
  • солнечный радиус - радиус Солнца; 418 000 миль (696 000 километров)

Температура и Спектр

Некоторые звезды очень горячие, а другие классные. Вы можете сказать по цвету света, что звезды испускают. Если вы посмотрите на угли в угольном гриле, вы поймете, что красные светящиеся угли круче, чем горячие белые. То же самое относится и к звездам. Синяя или белая звезда горячее, чем желтая звезда, которая горячее, чем красная звезда. Итак, если вы посмотрите на самый сильный цвет или длину волны света, излучаемого звездой, то вы можете рассчитать ее температуру (температура в градусах Кельвина = 3 х 106/ длина волны в нанометрах), Спектр звезды может также сказать вам химические элементы, которые находятся в этой звезде, потому что различные элементы (например, водород, гелий, углерод, кальций) поглощают свет на разных длинах волн.

Яркость, Яркость и Радиус

Созвездие Орион, вид с космического корабля

Созвездие Орион, вид с космического корабля "Индевор" (STS-54)

Когда вы смотрите на ночное небо, вы видите, что некоторые звезды ярче других, как показано на этом изображении Ориона.

Два фактора определяют яркость звезды:

  1. светимость - сколько энергии он выделяет в данный момент времени
  2. расстояние - как далеко от нас

Прожектор излучает больше света, чем фонарик. То есть прожектор более светящийся. Однако если этот прожектор находится на расстоянии 5 миль (8 километров) от вас, он не будет таким ярким, поскольку интенсивность света уменьшается с увеличением квадрата расстояния. Прожектор в 5 милях от вас может выглядеть таким же ярким, как фонарик в 6 дюймах (15 сантиметрах) от вас. То же самое относится и к звездам.

Астрономы (профессиональные или любительские) могут измерять яркость звезды (количество света, которое она излучает), используя фотометр или прибор с зарядовой связью (ПЗС) на конце телескопа. Если они знают яркость звезды и расстояние до звезды, они могут рассчитать яркость звезды:

[яркость = яркость х 12,57 х (расстояние)2].

Светимость также связана с размером звезды. Чем больше звезда, тем больше энергии она излучает и тем ярче. Это можно увидеть и на угольном гриле. Три светящихся красных угольных брикета производят больше энергии, чем один светящийся красный угольный брикет при той же температуре. Аналогично, если две звезды имеют одинаковую температуру, но разные размеры, то большая звезда будет более яркой, чем маленькая. На боковой панели приведена формула, показывающая, как светимость звезды связана с ее размером (радиусом) и температурой.

Закон Штефана-Больцмана

Это соотношение между светимостью (L), радиусом (R) и температурой (T): L = (7,125 x 10-7)р2T4 где единицы определены как L - ватты, R - метры и T - градусы Кельвина

Масса и Движение

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Показаны Солнце, 12 самых ярких звезд Северного полушария и спутники белых карликов Сириусу и Проциону.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Показаны Солнце, 12 самых ярких звезд Северного полушария и спутники белых карликов Сириусу и Проциону.

В 1924 году астроном А. С. Эддингтон показал, что светимость и масса звезды связаны между собой. Чем больше звезда (то есть более массивна), тем ярче она (светимость = масса3).

Звезды вокруг нас движутся относительно нашей солнечной системы. Некоторые уходят от нас, а некоторые - к нам. Движение звезд влияет на длины волн света, которые мы получаем от них, подобно тому, как высокий звук сирены пожарной машины понижается, когда грузовик проходит мимо вас. Это явление называется эффектом Доплера. Измеряя спектр звезды и сравнивая его со спектром стандартной лампы, можно измерить величину доплеровского сдвига. Величина доплеровского сдвига говорит нам, как быстро звезда движется относительно нас. Кроме того, направление доплеровского сдвига может сказать нам направление движения звезды. Если спектр звезды смещен в синий конец, то звезда движется к нам; если спектр смещен в красный конец, то звезда удаляется от нас. Аналогично, если звезда вращается вокруг своей оси, доплеровский сдвиг ее спектра может быть использован для измерения скорости ее вращения.

Итак, вы можете видеть, что мы можем довольно много рассказать о звезде от света, который она излучает. Кроме того, сегодня астрономы-любители имеют такие устройства, как большие телескопы, ПЗС-матрицы и спектроскопы, коммерчески доступные для них по относительно низкой цене. Таким образом, любители могут проводить такие же измерения и звездные исследования, которые раньше делали только профессионалы.

Классифицирующие звезды: объединяя свойства

В начале 1900-х годов два астронома, Энни Джамп Кэннон и Сесилия Пейн, классифицировали спектры звезд в соответствии с их температурой. Кэннон действительно выполнил классификацию, а Пейн позже объяснил, что спектральный класс звезды действительно определяется температурой.

Как работают звезды: Звезды

Призрачные классы звезд

В 1912 году датский астроном Эйнар Герцспрунг и американский астроном Генри Норрис Рассел независимо друг от друга изобразили зависимость светимости от температуры для тысяч звезд и обнаружили удивительное соотношение, как показано ниже. Эта диаграмма называется Диаграмма Герцпрунга-Рассела или H-R показал, что большинство звезд лежат вдоль гладкой диагональной кривой, называемой основная последовательность с горячими светящимися звездами вверху слева и прохладными тусклыми звездами внизу справа. Вне главной последовательности есть прохладные, яркие звезды в верхнем правом углу и горячие, тусклые звезды в левом нижнем углу.

Если мы применим соотношение между светимостью и радиусом к диаграмме H-R, мы обнаружим, что радиус звезд увеличивается по мере того, как вы продвигаетесь вниз по левому диагонали к верхнему правому углу:

  • Сириус B = 0,01 солнечного радиуса
  • Солнце = 1 солнечный радиус
  • Спика = 10 солнечных радиусов
  • Ригель = 100 солнечных радиусов
  • Бетельгейзе = 1000 солнечных радиусов

Если вы примените отношение между массой и светимостью к диаграмме H-R, вы обнаружите, что звезды вдоль главной последовательности изменяются от самой высокой (приблизительно 30 солнечных масс) в верхнем левом углу до самой низкой (приблизительно 0,1 солнечной массы) в нижней правой части. Как видно из диаграммы H-R, наше Солнце - средняя звезда.

В таблице приведены типы звезд во Вселенной в зависимости от светимости:

Как работают звезды: работают

Классы звезд по светимости

Звезды белых карликов не классифицируются, потому что их звездные спектры отличаются от большинства других звезд. Диаграмма H-R также полезна для понимания эволюции звезд от рождения до смерти.

Жизнь звезды

Газовые колонны в области звездообразования - M16 (туманность Орёл)

Газовые колонны в области звездообразования - M16 (туманность Орёл)

Как мы уже упоминали ранее, звезды - это большие газовые шары. Новые звезды образуются из больших, холодных (10 градусов Кельвина) облаков пыли и газа (в основном, водорода), которые лежат между существующими звездами в галактике.

  1. Обычно, какой-то тип происходит нарушение гравитации к облаку, такому как проход ближайшей звезды или ударная волна от взрывающейся сверхновой.
  2. нарушение вызывает комки сформироваться внутри облака.
  3. сгустки рушатся внутрь втягивая газ внутрь под действием силы тяжести.
  4. Рушится комок сжимается и нагревается.
  5. Рушится комок начинает вращаться и расплющиваться в диск.
  6. диск продолжает вращаться быстрее, втягивает внутрь больше газа и пыли и нагревается.
  7. Примерно через миллион лет, маленький, горячий (1500 градусов Кельвина), плотный основные формы в центре диска называется протозвезды.
  8. Поскольку газ и пыль продолжают падать внутрь диска, они отдают энергию протозвезды, который нагревается Больше
  9. Когда температура протозвезды достигает около 7 миллионов градусов Кельвина, водород начинает предохранитель сделать гелий и высвободить энергию.
  10. Материал продолжает падать в молодую звезду в течение миллионов лет, потому что коллапс под действием силы тяжести больше, чем внешнее давление, оказываемое ядерным синтезом. Следовательно внутренняя температура протозвезды увеличивается.
  11. Если достаточная масса (0,1 солнечной массы или больше) падает в протозвезду и температура становится достаточно горячей для устойчивого синтеза, то Протозвезда имеет массивный выброс газа в виде струи называется биполярное течение, Если массы недостаточно, звезда не сформируется, а вместо этого станет коричневый карлик.
  12. биполярный поток очищает газ и пыль от молодой звезды. Некоторое количество этого газа и пыли может позже накапливаться с образованием планет.

Молодая звезда теперь стабильна в том, что внешнее давление от синтеза водорода уравновешивает внутреннее притяжение гравитации. Звезда входит в главную последовательность; где он лежит на главной последовательности, зависит от его массы.

Теперь, когда звезда стабильна, она имеет те же части, что и наше Солнце:

  • ядро - где происходят реакции ядерного синтеза
  • излучательная зона - где фотоны уносят энергию от ядра
  • конвективная зона - где конвекционные потоки несут энергию к поверхности

Тем не менее, интерьер может варьироваться в зависимости от расположения слоев. Звезды, подобные Солнцу, и те, которые менее массивны, чем Солнце, имеют слои в порядке, описанном выше. Звезды, которые в несколько раз массивнее Солнца, имеют глубокие конвективные слои в своих ядрах и излучающие внешние слои. Напротив, звезды, которые являются промежуточными между солнцем и самыми массивными звездами, могут иметь только излучающий слой.

Жизнь на главной последовательности

Звезды на главной последовательности горят, сливая водород в гелий. Большие звезды имеют более высокую температуру ядра, чем маленькие звезды. Поэтому большие звезды сжигают водородное топливо в ядре быстрее, тогда как маленькие звезды сжигают его медленнее. Время, которое они проводят на главной последовательности, зависит от того, насколько быстро водород расходуется. Поэтому у массивных звезд время жизни короче (солнце будет гореть в течение примерно 10 миллиардов лет). Что произойдет, когда водород в ядре исчезнет, ​​зависит от массы звезды.

Смерть звезды

Космический телескоп Хаббл, фотография планетарной туманности Гнилое яйцо

Космический телескоп Хаббл, фотография планетарной туманности Гнилое яйцо

Через несколько миллиардов лет после начала жизни звезда умрет. Однако то, как звезда умирает, зависит от типа звезды.

Звезды, как солнце

Когда в ядре заканчивается водородное топливо, оно сжимается под действием силы тяжести. Однако некоторое слияние водорода произойдет в верхних слоях. Когда ядро ​​сжимается, оно нагревается. Это нагревает верхние слои, заставляя их расширяться. По мере расширения внешних слоев радиус звезды будет увеличиваться, и он станет красный гигант, Радиус красного гигантского солнца будет чуть выше орбиты Земли. В какой-то момент после этого ядро ​​станет достаточно горячим, чтобы заставить гелий плавиться в углерод. Когда закончится гелиевое топливо, ядро ​​расширится и охладится. Верхние слои будут расширяться и выбрасывать материал, который будет собираться вокруг умирающей звезды, чтобы сформировать планетарная туманность, Наконец, ядро ​​охладится в белый Гном а затем в конечном итоге в черный карлик, Весь этот процесс займет несколько миллиардов лет.

Как работают звезды: Звезды

Космический телескоп Хаббл, фотография колец вокруг Сверхновой 1987А

Звезды массивнее Солнца

Когда в ядре заканчивается водород, эти звезды превращают гелий в углерод так же, как солнце. Однако после того, как гелий исчезнет, ​​его массы достаточно, чтобы сжечь углерод в более тяжелые элементы, такие как кислород, неон, кремний, магний, сера и железо. Как только ядро ​​превратилось в железо, оно больше не может гореть. Звезда разрушается под действием собственной силы тяжести, и железное ядро ​​нагревается. Ядро становится настолько плотно упакованным, что протоны и электроны сливаются, образуя нейтроны. Менее чем за секунду железное ядро ​​размером с Землю сжимается до нейтронного ядра с радиусом около 6 миль (10 километров). Внешние слои звезды падают внутрь на нейтронное ядро, тем самым разрушая его дальше. Ядро нагревается до миллиардов градусов и взрывается (сверхновая звезда), тем самым выпуская большое количество энергии и материала в космос. Ударная волна от сверхновой может инициировать образование звезд в других межзвездных облаках. Остатки ядра могут образовывать нейтронная звезда или черная дыра в зависимости от массы исходной звезды.

Больше замечательных ссылокБольше замечательных ссылокБольше замечательных ссылок

  • Астрономический гипертекстур: звездная эволюция
  • Изображения космического телескопа Хаббла: звездная эволюция
  • Звездные Часы: Звездная Эволюция на ПК
  • Снимок Хаббла фиксирует жизненный цикл звезд
  • Руководство для начинающих по созданию звезды





RU.WordsSideKick.com
Все права защищены!
Перепечатка материалов разрешена только с простановкой активной ссылки на сайт RU.WordsSideKick.com

© 2005–2020 RU.WordsSideKick.com