Jak můžete popsat hvězdy?

Hmotnější hvězdy jsou tedy také jasnější.
V levé dolní části diagramu (obr. 9) je druhá největší skupina – bílí trpaslíci. V pravém horním rohu diagramu jsou seskupeny hvězdy s vysokou svítivostí, ale nízkou povrchovou teplotou – rudí obři a veleobri. Tento typ hvězdy je méně běžný. Jména „obři“ a „trpaslíci“ jsou spojena s velikostí hvězd. Bílí trpaslíci nedodržují vztah mezi hmotností a svítivostí charakteristický pro hvězdy hlavní sekvence. Při stejné hmotnosti mají výrazně nižší svítivost než hvězdy hlavní posloupnosti.
Hvězda může být v jedné fázi svého vývoje v hlavní posloupnosti a ve druhé může být obřím nebo bílým trpaslíkem. Většina hvězd je v hlavní posloupnosti, protože jde o nejdelší fázi vývoje hvězdy.
Jedním ze zásadních bodů pro pochopení evoluce vesmíru je myšlenka distribuce vznikajících hvězd podle hmotnosti. Studiem pozorovaného rozložení hmoty hvězd a zohledněním doby života hvězd různých hmotností je možné získat rozložení hmoty hvězd v okamžiku narození. Bylo zjištěno, že pravděpodobnost zrození hvězdy dané hmotnosti je velmi přibližně nepřímo úměrná druhé mocnině hmotnosti (Salpeterova funkce):

To je však pouze obecný vzorec. V některých oblastech je nedostatek hmotných hvězd. V oblastech, kde je mnoho mladých hvězd, je méně hvězd s nízkou hmotností. Předpokládá se, že první hvězdy byly většinou jasné, masivní a krátkodobé.
Zdá se, že hmotnostní funkce by měla končit na spodním konci kolem hmotností ~ (0.1 – 0.025) M. S použitím dvou hodnot hmotnosti M ~ 0.1 M a 0.025 M jako nižšího odhadu můžeme získat relativní hmotnost hvězd s hmotností větší než 5 M:

a zlomek hmotnosti hvězd, které mají hmotnost menší než Slunce –

Abychom vysvětlili pozorované abundance různých prvků, je nutné předpokládat, že ve hvězdách probíhají jaderné reakce, ve kterých tyto prvky vznikají. Charakteristiky průběhu jaderných reakcí jsou diskutovány níže.

Zrození hvězdy. Podle moderních koncepcí dochází ke vzniku hvězd uvnitř oblaku plynu a prachu. Obvykle vycházejí z myšlenky, že rovnoměrně rozložená hmota v prostoru je nestabilní a může se shlukovat do shluků pod vlivem gravitačních sil. Malé, náhodně vytvořené shluky hustoty rostou v důsledku gravitační nestability. Aby mohla vzniknout hvězda, je nutné stlačit určitou oblast oblaku plynu a prachu do takové fáze, aby dostatečně zhustla a zahřála. V procesu takové koncentrace látky dochází ke zvýšení teploty a tlaku. Vznikají podmínky pro vznik hvězdy. Jak je materiál, ze kterého je hvězda tvořena, stlačován, teplota hvězdy se bude zvyšovat. Záření a zvyšující se kinetická energie atomů a molekul plynu a prachu vytváří tlak, který brání stlačení oblaku plynu a prachu. Teplota a tlak jsou maximální ve středu oblaku a minimální na okraji. Průměrná teplota hvězdy roste tím rychleji, čím rychleji vyzařuje energii a smršťuje se. Gravitační energie se uvolňuje rychlostí, která nejen nahrazuje energii ztracenou z povrchu hvězdy, ale také hvězdu zahřívá. Vysvětleme to na základě viriální věty.

Virální teorém. Průměrná kinetická energie hmotného bodu procházejícího prostorově omezeným pohybem pod vlivem přitažlivých sil podle zákona o inverzní kvadrátě se rovná polovině jeho průměrné potenciální energie s opačným znaménkem.

Uvažujme pohyb jednoho hmotného bodu v poli centrálních sil popsaných potenciálem:

kde C je konstanta. V nerelativistickém případě má pohybová rovnice tvar:

Skalárním vynásobením obou stran rovnice (1) dostaneme:

Zprůměrováním za velký časový interval a s přihlédnutím k tomu získáme:

Q.E.D.
Pro systém hmotných bodů máme:

Podle viriálního teorému pro hvězdu v termodynamické rovnováze souvisí průměrná tepelná energie a průměrná gravitační energie vztahem:

Celková energie hvězdy je dána:

E = teplé + gravituje = —teplé

(5)

To znamená, že tepelná kapacita hvězdy je záporná veličina: energetické ztráty v důsledku záření hvězdu neochlazují, ale naopak ohřívají. Opravdu, ať hvězda ztratí energii E v důsledku záření, pak se její tepelná energie změní z _teplé = – E do tzn. se zvýší, což vede ke zvýšení teploty hvězdy.
Jak se hvězda dostane do hlavní sekvence? U formující se hvězdy existují dva možné způsoby přenosu tepla z teplejší centrální oblasti do studené periferie. První metodou je konvekce, při které se horké částice prachu a plynu pohybují z teplejší centrální oblasti do periferie. Druhou metodou je záření. V tomto případě je teplo přenášeno fotony.
V závislosti na podmínkách existujících v prostředí může být role těchto mechanismů odlišná. Jak se hvězda smršťuje, hustota hmoty hvězdy roste a konvekce se stává méně účinným způsobem přenosu energie a v důsledku toho svítivost hvězdy slábne. Tato fáze v historii hvězdy se nazývá fáze Hayashi. Tato fáze se vyznačuje přibližnou stálostí povrchové teploty hvězdy – asi 4000 K. Při teplotách >4000 K dochází k ionizaci atomů a volné elektrony začnou účinně rozptylovat záření, tzn. Pod povrchem protohvězdy, která se nachází při teplotách nad 4000 K, se záření zachytí. Na konci fáze Hayashi v protohvězdě dochází vlivem záření k přenosu tepla z centra do periferie. Hvězda se dále smršťuje a teplota ve středu hvězdy se zvyšuje. Zvyšuje se i teplota na povrchu. Rychlost růstu teploty ve středu hvězdy se však ukazuje být výrazně vyšší. Při teplotě několika tisíc stupňů na povrchu hvězdy dosahuje teplota ve středu hvězdy milionů stupňů. Na konci fáze Hayashi hvězda vstupuje do hlavní sekvence.
Uvažujme dva stavy hmoty s celkovou hmotností M. Stav I je stav, kdy je veškerá hmota soustředěna uvnitř koule o poloměru R. Stav II je stav, kdy je veškerá hmota rozprostřena do nekonečna. K přechodu ze stavu I do stavu II je třeba vynaložit energii. Výpočty založené na Newtonově gravitačním zákoně vedou k následujícímu výrazu pro gravitační potenciální energii:

kde G je gravitační konstanta, R je poloměr hvězdy. V tomto případě se předpokládá, že hmota je rovnoměrně rozložena uvnitř koule o poloměru R. Stav II je zvolen jako nulová úroveň energetické reference. Proto musí být gravitační potenciální energie záporná. Velikost celkové gravitační energie uvolněné během stlačení hvězdy je tedy řádově rovna:

Pro typické astronomické objekty je tato hodnota uvedena v tabulce. 6.

Gravitační energie typických astronomických objektů

Hvězda se tedy pomalu smršťuje a vyzařuje energii do vesmíru.
Pokud je svítivost hvězdy L, pak díky gravitační kompresi může hvězda v průběhu času vyzařovat

Pro Slunce můžeme vypočítat energii E_gravituje, který vypustil a stlačil do současného stavu (R = 7·10 10 cm, M = 2·10 33 g):

(E_gravituje) = = 2.0-10 erg.

V současné době je svítivost Slunce L ~ 4·10 33 erg/s. Pokud ji vezmeme jako konstantní, můžeme odhadnout dobu slunečního záření v důsledku gravitační komprese:

(T_gravituje) = = 17 milionů let.

To znamená, že pokud by energie uvolněná gravitační kompresí byla jediným zdrojem energie pro Slunce, pak by jeho životnost byla desítky milionů let. To je však v rozporu s geologickými údaji. Paleontologické důkazy naznačují přítomnost primitivních forem života na Zemi před nejméně 3 miliardami let. Proto musí existovat jiný mechanismus uvolňování energie ve hvězdách. Takovým mechanismem je syntéza lehkých jader.

Otázka, kolik hvězd je na obloze, znepokojila mysl lidí, jakmile si všimli první hvězdy na obloze (a stále tento problém řeší). Astronomové přesto provedli určité výpočty a zjistili, že pouhým okem můžete na obloze vidět asi 4,5 tisíce nebeských těles a naše galaxie Mléčná dráha zahrnuje asi 150 miliard hvězd. Vzhledem k tomu, že vesmír obsahuje několik bilionů galaxií, je celkový počet hvězd a souhvězdí, jejichž světlo dopadá na zemský povrch, roven septilionu – a tento odhad je pouze přibližný.

Světla vesmíru

Hvězda je obrovská koule plynu, která vyzařuje světlo a teplo (to je její hlavní rozdíl od planet, které jsou zcela temnými tělesy a mohou pouze odrážet světelné paprsky dopadající na ně). Energie vytváří světlo a teplo, které jsou výsledkem termonukleárních reakcí probíhajících uvnitř jádra: na rozdíl od planet, které obsahují pevné i lehké prvky, nebeská tělesa obsahují lehké částice s mírnou příměsí pevných látek (např. Slunce se skládá z téměř 74 % vodíku a 25 % helia).

Teplota nebeských těles je extrémně horká: v důsledku velkého počtu termonukleárních reakcí se teplotní ukazatele hvězdných povrchů pohybují od 2 do 22 tisíc stupňů Celsia.

Vzhledem k tomu, že hmotnost i té nejmenší hvězdy výrazně převyšuje hmotnost největších planet, mají nebeská tělesa dostatečnou gravitaci, aby kolem sebe udržela všechny menší objekty, které se kolem nich začnou otáčet a tvoří planetární systém (v našem případě Sluneční soustavu).

Zajímavosti o Slunci 8709 5 15

Blikající svítidla

Je zajímavé, že v astronomii existuje něco jako „nové hvězdy“ – a to nemluvíme o vzhledu nových nebeských těles: po celou dobu své existence horká nebeská tělesa střední svítivosti pravidelně jasně vzplanou a začnou stát. na obloze tak silně, že lidé v dřívějších dobách věřili, že se rodí nové hvězdy.

Analýza dat ve skutečnosti ukázala, že tato nebeská tělesa existovala již dříve, ale v důsledku bobtnání povrchu (plynné fotosféry) se náhle stala obzvláště jasná a zvýšila svou záři desetitisíckrát, což vedlo k dojmu, že nové hvězdy se objevil na obloze. Po návratu na původní úroveň jasu mohou nové hvězdy změnit svou jasnost až 400 tisíckrát (zároveň, pokud samotné propuknutí trvá jen několik dní, jejich návrat do předchozího stavu často trvá roky).

Život nebeských těles

Astronomové tvrdí, že hvězdy a souhvězdí stále vznikají: podle nejnovějších vědeckých údajů se jen v naší galaxii ročně objeví asi čtyřicet nových nebeských těles.

V počáteční fázi svého formování je nová hvězda studený, řídký mrak mezihvězdného plynu, který rotuje kolem své galaxie. Impulsem k tomu, aby v oblaku začaly probíhat reakce stimulující vznik nebeského tělesa, může být nedaleko explodující supernova (výbuch nebeského tělesa, v jehož důsledku je po nějaké době zcela zničeno).

Dost pravděpodobným důvodem může být také jeho srážka s jiným oblakem, nebo proces může být ovlivněn vzájemnými srážkami galaxií, jedním slovem, vším, co může plynný mezihvězdný oblak ovlivnit a způsobit jeho smrštění do koule pod vlivem svého vlastní gravitace.

Během stlačování se gravitační energie přeměňuje na teplo, což způsobuje, že se plynová koule extrémně zahřeje. Když teplota uvnitř koule stoupne na 15-20 K, začnou docházet k termonukleárním reakcím, v jejichž důsledku se komprese zastaví. Koule se promění v plnohodnotné nebeské těleso a po dlouhou dobu se uvnitř jejího jádra vodík přemění na helium.

Když dojde zásoba vodíku, reakce se zastaví, vytvoří se jádro helia a stavba nebeského tělesa se postupně začne měnit: zesvětlí a jeho vnější vrstvy se rozšíří. Poté, co hmotnost jádra helia dosáhne maxima, začne nebeské těleso klesat a teplota stoupá.

Když teploty dosáhnou 100 milionů K, obnoví se uvnitř jádra termonukleární procesy, během kterých se helium přemění na pevné kovy: helium – uhlík – kyslík – křemík – železo (když se jádro stane železem, všechny reakce se zcela zastaví). Výsledkem je, že se jasná hvězda stokrát zvětší a změní se v Červeného obra.

Jak dlouho přesně bude konkrétní hvězda žít, do značné míry závisí na její velikosti: malá nebeská tělesa spalují zásoby vodíku velmi pomalu a jsou docela schopná existovat miliardy let. Kvůli jejich nedostatečné hmotnosti v nich neprobíhají reakce zahrnující helium a po ochlazení dále vyzařují malé množství elektromagnetického spektra.

Životnost svítidel středních parametrů včetně Slunce je asi 10 mld. Po tomto období se jejich povrchové vrstvy obvykle promění v mlhovinu s absolutně neživým jádrem uvnitř. Toto jádro se o něco později přemění na héliového bílého trpaslíka, jehož průměr není o moc větší než Země, pak ztmavne a stane se neviditelným.

Pokud bylo středně velké nebeské těleso poměrně velké, promění se nejprve v černou díru a poté na jeho místě vypukne supernova.

Životnost supermasivních svítidel (například Polárky) však trvá jen několik milionů let: v horkých a velkých nebeských tělesech hoří vodík extrémně rychle. Poté, co obrovské nebeské těleso ukončí svou existenci, dojde na jeho místě k extrémně silné explozi – a objeví se supernova.

Výbuchy ve vesmíru

Astronomové nazývají supernovu výbuchem hvězdy, během kterého je objekt téměř úplně zničen. Po několika letech se objem supernovy zvětší natolik, že se stane průsvitnou a velmi řídkou – a tyto zbytky lze vidět ještě několik tisíc let, poté ztmavne a přemění se v těleso sestávající výhradně z neutronů. Zajímavé je, že tento jev není neobvyklý a v galaxii se vyskytuje jednou za třicet let.

Klasifikace

Většina nám viditelných nebeských těles je klasifikována jako hvězdy hlavní posloupnosti, tedy nebeská tělesa, v nichž probíhají termonukleární procesy způsobující přeměnu vodíku na helium. Astronomové je rozdělují v závislosti na jejich barvě a teplotních indikátorech do následujících tříd hvězd:

• Modrá, teplota: 22 tisíc stupňů Celsia (třída O);
• Bílo-modrá, teplota: 14 tisíc stupňů Celsia (třída B);
• Bílá, teplota: 10 tisíc stupňů Celsia (třída A);
• Bílo-žlutá, teplota: 6,7 tisíc stupňů Celsia (třída F);
• Žlutá, teplota: 5,5 tisíc stupňů Celsia (třída G);
• Žlutooranžová, teplota: 3,8 tisíce stupňů Celsia (třída K);
• Červená, teplota: 1,8 tisíce stupňů Celsia (třída M).

Kromě hlavních sekvenčních svítidel vědci rozlišují následující typy nebeských těles:

• Hnědí trpaslíci jsou příliš malá nebeská tělesa na to, aby proces přeměny vodíku na helium začal uvnitř jádra, takže nejde o plnohodnotné hvězdy. Samy jsou extrémně slabé a vědci se o jejich existenci dozvěděli až z infračerveného záření, které vyzařují.
• Rudí obři a veleobri – navzdory své nízké teplotě (od 2,7 do 4,7 tisíc stupňů Celsia) se jedná o extrémně jasnou hvězdu, jejíž infračervené záření dosahuje svého maxima.
• Záření typu Wolf-Rayet se vyznačuje tím, že obsahuje ionizované helium, vodík, uhlík, kyslík a dusík. Jedná se o velmi horkou a jasnou hvězdu, což jsou héliové zbytky obrovských nebeských těles, která v určité fázi vývoje ztratila svou hmotnost.
• Typ T Tauri – patří do třídy proměnných hvězd, stejně jako do takových tříd jako F, ​​G, K, M, . Mají velký poloměr a vysokou svítivost. Tato svítidla můžete vidět poblíž molekulárních mračen.
• Jasně modré proměnné (také známé jako proměnné S doradus) jsou extrémně jasné, pulzující hypergianti, kteří mohou být až milionkrát jasnější než Slunce a 150krát těžší. Předpokládá se, že nebeské těleso tohoto typu je nejjasnější hvězdou ve vesmíru (je to však velmi vzácné).
• Bílí trpaslíci jsou umírající nebeská tělesa, ve která se přeměňují středně velká svítidla;
• Neutronové hvězdy také odkazují na umírající nebeská tělesa, která po smrti tvoří větší svítidla než Slunce. Jádro v nich se zmenšuje, až se přemění na neutrony.

Vodící nit pro námořníky

Jedním z nejznámějších nebeských těles na naší obloze je Polárka ze souhvězdí Malé medvědice, která téměř nikdy nemění svou polohu na obloze vzhledem k určité zeměpisné šířce. V kteroukoli roční dobu ukazuje na sever, a proto dostal své druhé jméno – Polárka.

Legenda, že se Polárka nepohybuje, je přirozeně daleko od pravdy: jako každé jiné nebeské těleso se otáčí. Polárka je unikátní tím, že je nejblíže severnímu pólu – ve vzdálenosti asi jednoho stupně. Proto se Polárka díky úhlu sklonu zdá nehybná a po mnoho tisíciletí sloužila jako vynikající orientační bod pro námořníky, pastýře a cestovatele.

Je třeba poznamenat, že Polárka se bude pohybovat, pokud pozorovatel změní svou polohu, protože Polárka mění svou výšku v závislosti na zeměpisné šířce. Tato vlastnost umožnila námořníkům určit svou polohu při měření úhlu sklonu mezi horizontem a Polárkou.

Ve skutečnosti se Polárka skládá ze tří objektů: nedaleko od ní jsou dvě satelitní hvězdy, které jsou s ní spojeny silami vzájemné přitažlivosti. Přitom samotná Polární hvězda je obr: její poloměr je téměř 50krát větší než poloměr Slunce a její svítivost je 2,5 tisíckrát větší. To znamená, že Polárka bude mít extrémně krátký život, a proto je i přes její relativně nízký věk (ne více než 70 milionů let) považována Polárka za starou.

Zajímavostí je, že v žebříčku nejjasnějších hvězd je Polárka na 46. místě – proto ve městě na noční obloze, osvětlené pouličními lampami, není Polárka téměř vůbec vidět.

Padající svítidla

Někdy při pohledu na oblohu můžete vidět padající hvězdu, jasný světelný bod, řítící se po obloze – někdy jednu, někdy několik. Vypadá to, jako by spadla hvězda, ale hned se vám vybaví legenda, že když vás padnoucí hvězda zaujme, musíte si něco přát – a to se vám jistě splní.

Málokdo si myslí, že ve skutečnosti jde o meteority letící k naší planetě z vesmíru, které se po srážce s atmosférou Země ukázaly být tak horké, že začaly hořet a připomínaly jasnou létající hvězdu, která dostala pojem „ padlá hvězda“. Kupodivu tento jev není neobvyklý: pokud neustále sledujete oblohu, můžete vidět padat hvězdu téměř každou noc – během dne shoří asi sto milionů meteorů a asi sto tun velmi malých prachových částic. v atmosféře naší planety.

Koaly jsou původními představiteli živého světa Austrálie 8709 4.81 6

V některých letech se padající hvězda objevuje na obloze mnohem častěji než obvykle, a pokud není sama, pozemšťané mají možnost meteorický roj pozorovat – a to i přesto, že se zdá, jako by hvězda dopadla na povrch našeho planetě, téměř všechna nebeská tělesa sprchy shoří v atmosféře.

V takovém počtu se objevují, když se kometa přiblíží ke Slunci, zahřeje se a částečně se zhroutí, čímž se do vesmíru uvolní určitý počet kamenů. Pokud sledujete trajektorii meteoritů, získáte klamný dojem, že všechny létají z jednoho bodu: pohybují se po paralelních trajektoriích a každá padlá hvězda má svou vlastní.

Je zajímavé, že mnoho těchto meteorických rojů se vyskytuje ve stejném období roku a pozemšťané mají možnost vidět pád hvězdy poměrně dlouhou dobu – od několika hodin až po několik týdnů.

A pouze velké meteority s dostatečnou hmotností jsou schopny dosáhnout zemského povrchu, a pokud v té době taková hvězda spadla poblíž obydlené oblasti, například se to stalo před několika lety v Čeljabinsku, může to mít extrémně destruktivní následky. Někdy může být více než jedna padlá hvězda, čemuž se říká meteorický roj.