Сайт журнала
"Тёмный лес"

Главная страница

Номера "Тёмного леса"

Страницы Юрия Насимовича

Страницы авторов "Тёмного леса"

Страницы наших друзей

Литературный Кисловодск и окрестности

Из нашей почты

Тематический каталог сайта

Новости сайта

Карта сайта

Обзор сайта

Пишите нам! temnyjles@narod.ru

 

на сайте "Тёмного леса":
стихи
проза
драматургия
история, география, краеведение
естествознание и философия
песни и романсы
фотографии и рисунки

Страница Ильи Миклашевского

Этика и этология
Чарльз Дарвин и его учение
Учение Николая Фёдорова в XXI веке
Биокосмогоническая гипотеза Юрия Насимовича
Артем Ферье
Акоп Назаретян
Философия истории Акопа Назаретяна
Философия Назаретяна - ключ к прошедшему и будущему
О традициях
Загадка альтруизма
Попытка богословия
Деист и атеист
Гуманист и этатист
Славянофилы и западники
Малоизвестные страницы истории
Очерки будущего
Апокалипсис
Мать городов русских
Рубайат
Стихи
Красный октябрь
Сказка о шести братьях
Прозаические миниатюры
К вопросу о чистоте русского языка
Всемирные конгрессы эсперанто
Мои предки
Н.Я.Долматов
К.И.Андреева
Н.С.Искандарян
О.Г.Соловьев
Кисловодский парк (фото)
Связности, конформные структуры и уравнение Эйнштейна
Категорные аспекты теории Галуа
Фемистокл Манилов
дополнительная страница

Звезды

Теория рождения звезд создана Джинсом в начале XX века. Гравитация стремится сжать газовое облако, давление - расширить. В результате оно коллапсирует, если его масса больше критической джинсовской. Вращение при сжаттии ускоряется, в результате происходит фрагментация. Взрыв сверхновой, как метла, сгоняет газ в кучу (и порождает каверны).

Стабильное сферически симметричное газовое облако постоянной температуры имеет плотность, зависящую от расстояния до центра (она равна $\frac{dm/dr}{4\pi r^2}$). Приравнивая гравитационную силу силе давления, получаем: $Gm(r)\ro(r)/r^2 = dp/dr$, где давление $p$ равно произведению плотности, температуры и коэффициента, зависящего только от состава газа. Положив его равным 1, получаем нелинейное обыкновенное дифференциальное уравнение 2-го порядка на $m(r)$: $r^2 d^2m/dr^2 = (m/T+2r)dm/dr$.

При сжатии облака гравитационная сила будет расти обратно пропорционально квадрату линейных размеров, давление (и его градиент (архимедова сила)) - обратно пропорционально кубу линейных размеров в случае изотермического сжатия и пятой степени в случае адиабатического сжатия. Но сила давления есть давление умноженное на площадь, а площади будут уменьшаться пропорционально квадрату линейных размеров. В результате при сжатии давление растет медленнее гравитации в изотермическом случае и быстрее - в адиабатическом. Пока большое облако прозрачно, сжатие будет изотермическим, так что равновесие оказывается неустойчивым. В ходе сжатия прозрачность теряется, и оно останавливается, а облако нагревается.

На стадии гравитационного сжатия протозвезда светит в несколько раз ярче, чем она будет светить за счет термоядерных реакций; раньше такие звезды называли молодыми красными гигантами, потому что они похожи на красных гигантов (т.е. на звезды, термоядерный синтез в которых происходит в периферийных слоях). Но наиболее массивные звезды на этой стадии окружены непрозрачным облаком, они становятся видимыми только когда выходят на Главную Последовательность (меньшие звезды эволюционируют медленнее, так что облако успевает рассеяться раньше).

Звезды имеют массу от нескольких сотых солнечной до нескольких десятков или сотен солнечной. Звезда горит тем быстрее, чем больше ее масса: продолжительность жизни нашего солнца около 10 миллиардов лет (сейчас ему около 5 милиардов), а самые крупные звезды живут миллионы лет; красные карлики живут настолько долго, что возраст Вселенной намного меньше продолжительности их жизни, так что все существующие сейчас красные карлики очень молоды.

На ранних стадиях звезды светят за счет энергии гравитационного сжатия, потом в их недрах начинается термоядерная реакция синтеза гелия из водорода, сжатие прекращается; на этой стадии звезда находится бо`льшую часть своей жизни. Только самые маленькие звезды (коричневые карлики) не доходят до этой стадии: температура в их недрах никогда не достигает величины достаточной для синтеза гелия из водорода; некоторое время происходит синтез гелия из дейтерия, но дейтерия мало, и он быстро выгарает. Красные карлики, когда водород в ядре будет израсходован, постепенно потухнут, превратятся в черных карликов; вероятно перед этим пройдут стадию гравитационного сжатия. Звезды массы порядка нашего Солнца, когда водород в ядре закончится, будут светить за счет синтеза гелия из водорода в слоях более близких к поверхности; при этом звезда раздуется и превратится в красного гиганта, светимость ее возрастет. Затем гелиевое ядро сожмется и разогреется настолько, что в нем начнется реакция синтеза углерода и кислорода из гелия; потом загорится гелий в слоях более близких к поверхности, звезда раздуется еще больше. В конце концов газовая оболочка будет сброшена, а термоядерные реакции прекратятся, остаток звезды сожмется до размеров порядка Земли и превратится в белого карлика, светящего за счет энергии гравитационного сжатия. Горение водорода в приповерхностных слоях и горение гелия занимает гораздо меньшее время, чем горение водорода в ядре; а стадия белого карлика продолжится намного дольше (порядка 100 миллиардов лет); в конце концов белый карлик потухнет, превратится в черного карлика (но гораздо более плотного, чем черный карлик, получившийся из красного). В звездах намного более массивных, чем Солнце, когда гелий в ядре будет исчерпан, оно сожмется и разогреется до такой степени, что станут возможными термоядерные реакции, в результате которых углерод и кислород сливаются в более тяжелые элементы; эти термоядерные реакции проходят очень быстро, возникает железное ядро, оно коллапсирует, происходит взрыв так называемой сверхновой звезды; в течение нескольких месяцев она излучает на много порядков больше энергии, чем обычная звезда. В результате образуется разлетающееся облако, а в центре остается сверхплотная нейтронная звезда (пульсар). Если масса звезды была более, чем в 8 раз больше солнечной, после взрыва на ее месте остается черная дыра.

Подавляющее большинство звезд Галактики - красные карлики. Даже самые близкие к нам красные карлики видны только в бинокль. Большинство звезд Галактики находятся вблизи плоскости Млечного Пути (это не относится к звездам первого поколения, возникшим при формировании Галактики из гигантского газового облака). Солнце находится в 68 световых годах от плоскости Галактики и в 25 тысячах световых лет от её центра, т.е. почти в плоскости Галактики и на полпути до её середины. Характерные расстояния между звездами в этой области - несколько световых лет. Ближе к центру Галактики звезды расположены гуще.

Видимых невооруженным глазом звезд около пяти споловиной тысяч. В каталоге Птолемея - более тысячи.

Едва ли не большинство ярких звезд принадлежат так называемому поясу Гулда - ассоциации звезд (размером несколько тысяч световых лет), родившихся несколько десятков миллионов лет назад из одного облака. Самые крупные из них уже взорвались в качестве сверхновых. Пояс Гулда тяготеет к плоскости, образующей с плоскостью Млечного Пути угол 18 градусов. Солнце залетело туда случайно.

Узнать расстояние до ближайших звезд можно, измерив их годичный паралакс; при помощи наземных телескопов так удается измерить расстояние до звезд, до которых менее 100 парсек; орбитальными телескопами измерены расстояния до 1000 парсек. Поскольку лучевую скорость до сколь угодно далеких объектов можно измерить при помощи эффекта Доплера (наблюдая смещение знакомых спектральных линий), то расстояние до двойных звезд можно узнать, если удается измерить угловое расстояние между ними и период их обращения. Поскольку период цефеид (гигантских переменных звезд) точно связан с их абсолютной светимостью, то можно вычислить расстояние до цефеид, а значит, и до скоплений, которым они принадлежат. Аналогично: точно известна абсолютная светимость сверхновых I типа (нейтронных звезд, являющихся членами тесных двойных систем; они постепенно перетягивают вещество партнера и взываются, достигнув массы 1,44 солнечной); сверхновые взрываются редко (в нашей Галактике - реже, чем раз в столетие), но светимость их очень велика, так что удается измерить расстояние до не слишком далеких галактик, где удалось заметить такую сверхновую.

 

Последнее изменение страницы 27 Sep 2021 

 

ПОДЕЛИТЬСЯ: