Процесс эволюции звезды. Изменчивость звезд

В начале вы должны понять, что звезды на самом деле. Это очень большие газовые шарики. Звезды могут излучать свет и, следовательно, быть видимыми из-за очень высоких температур поверхности. Такие температуры можно поддерживать, потому что внутри звезд происходят процессы, которые являются источником энергии звезды. Обычно это ядерные реакции. Во Вселенной все еще рождаются новые звезды эволюция и, наконец, умирает. В звездах все элементы, кроме водорода и гелия, появляются во Вселенной. Для создания жизни азот, углерод и кислород кажутся особенно важными.

Звезды образуются в системах, называемых созвездиями. Они условно установили границы и были введены для того, чтобы ориентироваться в небе. Первые созвездия были изолированы в небе уже в древние времена. Названия этих созвездий произошли в основном из греческой мифологии, и они в основном сохранились до наших дней. Намного позже, потому что только в наше время созвездия на южном небе были разделены. Это полушарие стало доступным только в эпоху великих географических открытий. Созвездия в южном небе называются научными или техническими устройствами. И вот, например, есть телескоп, микроскоп или насос.

Первоначально границы созвездий не были точно определены. Их формы были уточнены только в начале двадцатого века. В настоящее время насчитывается 88 созвездий.

В 1603 году принцип маркировки самых ярких звезд в каждом созвездии был введен с использованием последовательных букв греческого алфавита в соответствии с уменьшающейся яркостью. Это правило применяется по сей день.

Таким образом, яркость является одной из кратностей, которые характеризуют звезды. Введено много выражений, характеризующих энергию, излучаемую звездой. Чтобы определить, что это за энергия на самом деле, были сделаны следующие различия. И поэтому количество энергии, посылаемой звездой в космос, называется абсолютной яркостью. Различия между абсолютными величинами отдельных звезд могут быть очень большими. В настоящее время установлено, что самая слабая звезда сияет примерно в триллион раз меньше, чем самая яркая звезда. Яркость, наблюдаемая на данной звезде, - это количество энергии, которое поступает от данной звезды к наблюдателю на нашей планете. Таким образом, абсолютная яркость характеризует мощность излучения данной звезды, а яркость определяется мерой освещения Земли данной звездой.

Среди звезд большие различия также в размерах и массах. Что касается масс, то самые массивные звезды имеют массы, равные примерно ста массам Солнца. В настоящее время предполагается, что звезда с наивысшей массой составляет HDE 269 810. Масса этой звезды составляет 190 солнечных масс. Однако самая маленькая звезда имеет массу, равную 0,02 массы Солнца.

Размеры звезд более сильно дифференцированы, чем их массы. И поэтому самый большой луч имеет звезду Сер. Его радиус примерно в три тысячи раз превышает радиус Солнца, который составляет 696 тысяч километров.

Различия в параметрах, характеризующих звезды, тесно связаны с их массой и стадией эволюции, в которой они находятся. Звезды, находящиеся одновременно на одной и той же стадии эволюции, но имеющие разные массы, будут иметь, например, разную яркость.

В эволюции звезд можно выделить три разные временные шкалы. Первый из них так называемый ядерный масштаб. Это время, когда энергия звезды поддерживается за счет ядерных реакций, происходящих внутри нее. Эта шкала обычно применяется к звездам на главной последовательности. Вторая используемая шкала - это тепловая шкала. Его также называют шкалой Кельвина - Гельмгольца. Это период, в который звезда может сиять за счет своей тепловой энергии в процессе охлаждения или гравитации из-за усадки. Эта шкала описывает эволюцию звезды до основного потока. Эта шкала является функцией массы звезды. И снова, чем меньше масса, тем короче период. Например, для Солнца тепловая шкала составляет около 30 миллионов лет, а для звезд гораздо массивнее - около 20 000 лет.

Третья шкала - это динамическая шкала. Это шкала динамических явлений для данной звезды. Если звезды находятся в главной последовательности, их динамический масштаб слабо дифференцирован по времени. Это варьируется от нескольких минут до нескольких часов.

Гораздо короче масштаб, например для нейтронных звезд, составляет несколько миллисекунд. Но, например, для красных супергигантов это несколько лет.

Теперь известно, что все звезды происходят из межзвездной материи. Межзвездный газ может принимать две структуры. А именно, он может образовывать плотные облака или редкие центр międzyobłoczny. Облака газа, в свою очередь, могут принимать форму: ионизированного водорода, атомарного водорода и темных облаков. Именно в темных облаках есть семена звезд. Если данное облако соответствует критериям веса, плотности и температуры, то в нем может начаться гравитационный коллапс. Облако начинает сжиматься и делиться на более мелкие фрагменты, которые также сжимаются.

В результате этого процесса создаются объекты, называемые протозвездами. Первоначально, протостеры все еще окружены внешними слоями облака, которые постоянно разрушаются. Тогда протозвезда уже находится в гидростатическом равновесии. Тем не менее, он все еще сокращается в тепловом масштабе времени. Энерджи черпает именно гравитационные сокращения. Все время температура звезды повышается, пока температура не станет достаточно высокой, чтобы начать ядерные реакции, включающие превращение водорода в гелий. В тот момент, когда ядерная энергия становится доминирующей формой энергии, гравитационное сжатие исчезает. Тогда звезда уже находится в тепловом равновесии. Затем он вступает в новую стадию эволюции, а именно в главную последовательность. Когда облака обладают достаточной массой, они входят в основную струну до окончания распада внешних слоев облака. Однако, если облака будут менее массивными, даже если разрушение облака закончится, звезда еще не войдет в основную строку. Звезда все время движется к главной последовательности, сжимаясь в тепловом масштабе времени. В настоящее время группа звезд T Tau следует основной строке.

Момент, в котором ядерные реакции начинаются в звезде, называют нулевым моментом в возрасте звезды. Характерной особенностью на данном этапе эволюции является однородный химический состав звезды. Звезды с наибольшей массой занимают верхнюю часть основного курса, а звезды с меньшей массой - нижнюю. Если масса звезды меньше 0,085 массы Солнца, ядерные реакции вообще не начинаются. Такие объекты называются коричневыми карликами.

Наибольший процент жизни звезды приходится на главную строку. Это около 70 - 90%. Как долго этот период зависит от массы конкретной звезды. Для самых массивных звезд этот период колеблется от 2 до 3 миллионов лет. Для менее массивной звезды этот период намного длиннее. Солнце, например, будет на основном курсе около 10 миллиардов лет. В настоящее время все звезды с массой, меньшей или равной 80% массы Солнца, находятся в главной последовательности или еще не вступили в эту стадию эволюции.

до этой стадии эволюции. Следует помнить, что водородное топливо все еще остается ядерным топливом на данном этапе. Когда водород в центре звезды полностью закончен, эволюция на главной последовательности также заканчивается. Звездное ядро ​​теперь сделано из гелия. Это также начинает сокращаться, приводя к повышению температуры. За это время капсула звезды начинает увеличиваться в размерах. Сгорание водорода теперь происходит вне ядра в слое, непосредственно его окружающем. Температура звезды снижается из-за расширения оболочки. Звезда становится суб-гигантом, а затем гигантом. далее сценарий это зависит от массы звезды в начале ее пути.

Если масса такой звезды была меньше или равна 2,5 массам Солнца, звезда движется по диаграмме Герцшпрунга-Рассела на ветви красных гигантов. В это время начинается конвекция во внешних слоях звезды. В ядре температура быстро повышается. В какой-то момент начинается процесс сгорания гелия. Это называется гелиевая вспышка. После этого события структура звезды меняется и она перемещается в горизонтальную ветвь.

В звездах, масса которых на ветвях красных гигантов уменьшилась ниже половины массы Солнца, нет «гелиевой вспышки». После выгорания водорода звезда превращается в белого карлика.

В тот момент, когда в звезде на горизонтальной ветви гелий полностью сгорает в ядре, звезда возвращается в область красных гигантов, но на этот раз она занимает асимптотическую ветвь.

Находясь на ветвях красных гигантов и на асимптотической ветке, звезды теряют большое количество вещества. Когда масса водородной пленки уменьшается до примерно 0,01 солнечной массы, начинается процесс сжатия. В то же время температура поверхности звезды увеличивается. В какой-то момент он уже настолько высок, что начинается процесс ионизации выбрасываемого вещества. В небе это явление наблюдается в виде планетарной туманности. Следовательно, звезда становится белым карликом.

Массивные звезды, то есть те, чья масса превышает 8 солнечных масс, следовательно, взрываются в форме сверхновой типа II. После взрыва нейтронная звезда остается. Однако после вспышек самых массивных звезд черные дыры остаются.

Первым типом изменений, которые встречались в звездах, было изменение свечения звезд. В то время общее убеждение, что все значения, характеризующие звезду, остаются постоянными на протяжении всей их жизни, было опровергнуто. Сегодня известно более 30 000 переменных звезд. Однако считается, что их количество намного больше.

Изменение яркости звезды также связано с изменением ее температуры, размеров и лучевых скоростей. Семейство переменных звезд дополнительно делится на более мелкие группы. А трассу отличают затмевающиеся затмевающиеся звезды, звезды с пятнами на поверхности и физически переменные звезды.

Звезды затменных контуров относятся к группе затменных затменных звезд. Изменения яркости таких звезд связаны с орбитальным движением этих систем. Во время этого движения звезды могут закрывать друг друга. Изменение яркости также может быть вызвано потоками вещества в некоторых двойных системах, а также неравномерным распределением температуры поверхности одной из звезд системы.

В группу звезд с пятнами на поверхности входят как отдельные звезды, так и те, которые входят в двойные системы. Хромосферная активность этих звезд похожа на солнечную активность. Тем не менее, это гораздо сильнее. Следовательно, на поверхности этих звезд появляются огромные пятна, намного большие, чем солнечные пятна. Получающиеся пятна вызывают изменения в яркости. Период этих изменений равен период вращение звезды. В случае некоторых звезд смена света сопровождается изменением магнитного поля звезды.

Последняя группа включает, как следует из названия, звезды, которые проявляют физическую изменчивость. Эта изменчивость проявляется в таких особенностях, как яркость, размер и температура поверхности. Эти звезды включают пульсирующие звезды и взрывные звезды.

Похожие

Комментарии