 |
|
|
|
 |
Звездите са безкрайно много. Никой не може точно да каже колко звезди съществуват, още повече че те постоянно се раждат и умират. Може само приблизително да се каже, че в нашата Галактика те са около 150 000 000 000, а във Вселената - неизвестен брой в милиардите галактики… Но е известно колко точно звезди могат да се видят с невъоръжено око - около 4500. Освен това, ако зададем дадена граница от яркости на звездите, достъпни за окото, можем да назовем още по-точно това число. И така, какво е звездата?
Звездите са нажежени газови кълба. Температурата на повърхността им е различна - при някои може да достигне до 30 000К, а при други само 6000К. Говорейки за повърхност на звездите, имаме предвид само видимата им повърхност, тъй като звездите нямат твърда кора. Звездите са много павече от планетите, но главното за тях е, че са много по-масивни. Във Вселената има странни звезди, имащи типични за планетите размери, но многократно превишаващи ги по маса. Има звезди, стотици пъти превишаващи по размер Слънцето и звезди, също толкова пъти по-малки от него. Звездите много силно се различават една от друга по плътност.
И така, зваздите са много масивни. Масата на Слънцето е 2х10
30 кг. Такова огромно количество вещество започва да се свива от силите на гравитационното привличане. За да успеят звездите да запазят своя обем и размери, са необходими сили, които да се противопоставят на силите на гравитационното свиване.Газът, от който основно са съставени звездите е водород. При тези високи температури, атомите на водорода не могат да останат цели. Те загубват своите електрони, в резултат на което се получава особен вид газ, състоящ се от протони и неутрони - той се нарича плазма. Звездата се стреми да се свие под действието на гравитационните сили, в резултат на което се повишава температурата в централните й части
до милиони и десетки милиони градуси. При тези условия, в плазмата започват да възникват реакции, различни от химическите - т.нар. ядрени. В резултат от сложните процеси, четири ядра на водорода и два електрона образуват ядро на нов химичен елемент - хелий. Тази реакция на образуване на тежки ядра от по-леки се нарича ядрен синтез. Като следствие от тази реакция се отделя енергия, чието излъчване създава налягане, уравновесяващо силите, свиващи звездата.Ето защо звездите не се свиват, въпреки голямата си маса. Колкото по-масивна е звездата, толкова по-силно тя се стреми да се свие, повече се нагряват вътрешните й слоеве, по-бързо и по-често протичат ядрените й реакции, отделя се повече енергия, в резултат на което звездата е по-ярка.
Както е известно, с увеличаване на температурата на даден метал, отначало той започва да свети с червена светлина, после с жълта и накрая с бяла. Така е и със звездите. Червените са най-хладни, а белите и сините - най-горещи. Цвета на звездите съответства на отделената в ядрото
й енергия, а интензивността на излъчването зависи от масата й. Следователно тежките звезди са горещи и бели, а леките - червени и относително хладни. Сега знаем, че най-високите температури съответстват на сините звезди, а най-ниските на червените. Температурата в ядрата на звездите е много по-висока.Енергията излъчвана от звездите е толкова голяма, че ние можем да ги виждаме независимо от това, че те са на огромни разстояния от нас - десетки, стотици, дори хиляди светлинни години. Според съвременните представи, излъчваната енергия от звездите предизвиква намаляване на тяхната маса. В този смисъл трябва да разбираме, че енергия и маса са едно и също нещо. Слънцето например всяка секунда губи милиони тонове от масата си. Но за 5 милиарда години от своето съществуване то е изразходвало едва половината от съдържащото се в недрата ядрено гориво.
Възниква въпросът - кои звезди живеят по-дълго, тези които имат голяма маса и се характеризират с голяма скорост на протичане на ядрените реакции, или тези, които са с малка маса и излъчват малко енергия? Оказва се, че скоростта на протичане на ядрения синтез е пропорционална на масата на звездата на четвърта степен. Следователно, масивните звезди изгарят по-бързо от по-малко масивните. Най-тежките изгарят всичкия си водород за няколко стотици хиляди години, а леките червени звезди могат да светят в течение на няколко десетки милиарда години.
Основният извод е, че много от характеристиките на звездите зависят до голяма степен от тяхната маса. Много масивните звезди имат големи температури на повърхността и в ядрата си. Те бързо изгарят своето ядрено гориво - водорода - от който основно са изградени. За това коя от две звезди е по-масивна можем да съдим по нейния цвят - сините са по-тежки от белите, белите от жълтите, жълтите от оранжевите, оранжевите от червените.
Огромна част от звездите светят с неизменен блясък. Има обаче звезди, чийно блясък се мени. В част от случаите промените на блясъка се дължи на външни причини. В останалите случаи промените на блясъка се дължат на физични процеси в самите звезди, възникнали в следствие на нарушено равновесие. Такива звезди наричаме променливи. Те биват два вида - пулсиращи и катаклизмични
.Изменението на блясъка при пулсиращите променливи се дължи на пулсиране - увеличаване и намаляване радиуса на звездата. То се появява при нарушаване на динамичното равновесие в звездата на определен стадий от нейната еволюция. С изменение на радиуса се изменя и температурата на повърхността. Най-известни периодични пулсиращи променливи звезди са цефеидите. Това са звезди свръхгиганти, видими на огромни разстояния. Периодите на цефеидите са от 1 ден до няколко десетки денонощия, температурата им е
около 6000К. Колкото по-голяма е светимостта на цефеидите, толкова по-бавно пулсират те. Тази зависимост се нарича "период-светимост".Не всички променливи звезди изменят блясъка си периодично. Сред десетките хиляди известни в момента променливи звезди голяма част не са нито пулсиращи, нито периодични. Колебанията на блясъка им имат случаен, неправилен халактер. Но, макар и рядко се наблюдават звезди, които внезапно и рязко увеличават светимостта си. Изследванията показват, че тези звезди се взривяват и затова ги наричат катаклизмични или избухващи звезди. Звездите, които избухват особено силно са наречени нови звезди
.
При избухването на една нова тя бързо увеличава размерите си, изхвърля вещество и се освобождава огромно количество енергия. Новите звезди за няколко денонощия увеличават светимостта си около 10 000 пъти. След
избухването блясъкът им бавно, в продължение на месеци намалява до стойността, която е имал преди това. Името на тези звезди идва от древността, когато се е смятало, че избухвания от този вид са доказателство за зараждаща се нова звезда.
Свръхнови
Голямото количество енергия, освободена при ускореното изгаряне на водород и от самото гравитационно свиване, разширява звездата до гигантски размери. Нейната плътност, с изключение на ядрото, става много малка. Поради разширяване температурата на външните слоеве на звездата се понижава, а цветът й става червен. Звездата се превръща в огромен и сравнително студен, но ярък поради гигантската излъчваща площ обект - червен гигант
.
Когато една звезда с масата на Слънцето изчерпи и хелия в недрата си, настъпва последния етап от живота й като червен гигант. Поради нарушилото се отново равновесие тя изхвърля навън част от веществото си. Най-външният слой на звездата, състоящ се от водород, отлита в пространството във вид на прозрачна разширяваща се газова обвивка. Тя се нарича планетарна мъглявина и има размери, достигащи след време до около 1 ly.
|
|
|
|
|
Cassiopeia |
M1 |
NGC 2346 |
|
|
|
|
|
9839 |
M27 |
NGC 6543a |
Когато звездата е изхвърлила вече обвивката си и е изчерпала целия си запас от ядрено гориво, тя не може повече да противостои на гравитационните сили и започва отново бързо да се свива (този процес се нарича гравитационен колапс). В зависимост от масата на звездата, която е останала, гравитационния колапс довежда до различни крайни стадии в еволюцията на звездите. Единият от тях е стадият на белите джуджета
. Той се реализира при сравнително малки маси. Гравитационното свиване предизвиква силно повишаване на температурата и налягането, което довежда до намаляване обемът на звездата, достигайки размерите на планета като Земята. Плътността на веществото е огромна. Белите джуджета светят само за сметка на тяхната вътрешна енергия. Малката им светимост се дължи на малките им размери. Белите джуджета постепенно изстиват и процесът на изстиване е толкова бавен, че за цялото време на съществуване на Вселената, нито едно бяло джудже не е успяло да изстине напълно. Може да се каже, че белите джуджета представляват "гробници" на изгоряла материя, която повече не участва в никакъв кръговрат - тя остава погребана завинаги в недрата на тези мъртви звезди, които нямат вече източници на вътрешна енергия.Звездите еволюират практически еднакво, макар че им е нужно различно време за да достигнат до края на живота си. Но крайният стадий на еволюцията им до окончателната им смърт силно зависи от тяхната маса. Звездите с малка маса се превръщат в бели джуджета. По-масивните звезди умират значително по-ефектно. Ако масата на една звезда е голяма, тя просто не може да се превърне в бяло джудже. Налягането на електронния газ вече не може да удържи колапса на огромното количество материя, породен от гравитационните сили. Свиването продължава с все по-голяма скорост и размерите на звездата намаляват хиляди пъти за по-малко от 1 секунда! Звездните недра се нагряват до стотици милиарди градуса и се стига до катастрофа - звездата се взривява като свръхнова.
Голяма част от материята на звездата излита в околното пространство, а в остатъка след взрива протичат особени реакции. Там не само атомите, но и техните ядра се разпадат - получават се свободни протони и неутрони. Протоните се свързват със свободните електрони и се превръщат също в неутрони. Образува се звезда, състояща
се само от неутрони. В определен момент на колапса налягането на неутроните достига стойност, която създава сила на натиск, достатъчно да уравновеси гравитационните сили. Така звездата отново стига до равновесие.
Неутронните звезди са последен стадий от еволюцията на звезда, чийто остатък след взрива има не голяма маса. Най-масивните звезди в Галактиката също умират чрез взрив на свръхнова, но след него остава ядро с много по-голяма маса. Налягането на неутроните вече не е достатъчно, за да уравновеси гравитационните сили и колапсът на такова ядро не може да бъде спрян повече от нищо. Този неограничен колапс поражда удивителни обекти, наречени черни дупки. Те са толкова плътни, че почти изчезват от нашия поглед. Материята в тях загубва завинаги контакт с останалата Вселена.
Неутронните звезди са изключително компактни обекти - размерите им не надвишават 10-20 км. Плътността им е гигантска. Освен компактните размери и колосалните плътности, неутронните звезди се характеризират с бързо въртене и силно магнитно поле. Те се въртят много бързо именно защото размерите им са толкова малки. Звездата прави един оборот около оста си за части от секундата. Интензитетът на магнитното поле също нараства след колапса стотици милиони пъти.
Следователно неутронните звезди представляват компактни, масивни и свръхплътни въртящи се магнити. Както при Земята, така и при неутронните звезди магнитната ос може да не съвпада с оста на въртене. Затова един наблюдател ще вижда излъчването на неутронните звезди не непрекъснато, а на импулси - само когато при въртенето си магнитната ос се обръща към него т.е. неутронните звезди проблясват подобно на морски фарове, поради което се наричат още пулсари
.
Черните дупки представляват обекти, в които концентрацията на маса поражда толкова интензивно гравитационно поле, че нищо не може да го преодолее. При колапса на ядрата на най-масивните звезди интензитетът на гравитационното поле нараства неимоверно и изкривяването на пространството става съществено. Накрая, когато ядрото се свие до размер 3-5 км, пространството се "затваря". Звездата изчезва от Вселената - остава само една изключително силно изкривена област от пространството.
Фотоните, излъчвани от колапсиралия обект, не могат да го напуснат и не достигат до наблюдателя - тези обекти са невидими и затова са "черни". Гравитационните сили на тяхната повърхност са толкова големи, че всяко тяло пада върху тях като в "дупка" - ето откъде е и тяхното наименование.
Още през 1795 г. е достигнато до извода, че светлината не може да напусне едно тяло, ако то е достатъчно масивно или е достатъчно силно свито. Съществува определен критичен размер и всяко тяло, което го достигне, ще се превърне в черна дупка.
Черните дупки се наблюдават много трудно. Всъщност можем да наблюдаваме само областите около черните дупки, където падащото вещество се ускорява до такава степен, че образувалите се акреционни дискове излъчват кванти с много висока енергия.
При по-внимателно изследване можете да забележите, че немалка част от звездите на небето се групират в двойки. Обаче не всеки две звезди, които виждаме една до друга, са свързани в една система. Някои от тях случайно се проектират върху небесната сфера близо една до друга и тяхната двойственост е само видима. Такива звезди се наричат оптично-двойни. Има обаче и звезди, които не само видимо, но и в действителност са близо една до друга в пространството. Такива звезди се наричат физично-двойни, понеже са свързани в двойна система от гравитационните сили. Под действието на гравитацията те обикалят около общ център на тежестта, като по-масивната от двете се нарича главна звезда, а другата - спътник.
Повече от половината звезди в Галактиката влизат в състава на двойни (или кратни - с повече от две звезди) системи.
Две звезди образуват тясна двойна система, ако разстоянието между тях е сравнимо с радиусите им. Те не само се движат около общ център на тежестта, но и обменят вещество помежду си. Около всяка от двете звезди има зона, в която преобладава нейното собствено гравитационно поле. Изтичането на вещество става през точката, в която двете области се допират (нарича се точка на Лагранж). Обмяната на веществото в тясна двойна система съществено влияе върху характера на по-нататъшната еволюция на двете звезди.
Даже с невъоръжено око на небето могат да се забележат няколко места, в които звездите се струпват на едно място и образуват звездни купове. По външният си вид се делят на разсеяни и кълбовидни. Разсеяните звездни купове съдържат от няколко десетки до няколко стотин звезди, без тези звезди да са
концен
трирани към някаква точка.
Кълбовидните звездни купове имат сферична или слабо елиптична форма и съдържат стотици хиляди звезди, чиято концентрация се увеличава към центъра на купа.
Звездните купове и двойните системи имат голямо значение за изследване еволюцията на звездите. Звездите в един куп, както и в една двойна система, са се образували едновременно от едно и също вещество. И ако сега има разлика между тях, тя се дължи не на различната им възраст, а на разлика в техните характеристики при образуването.
|
Разсеян звезден куп |
Кълбовиден звезден куп |
|
|
|
|
Плеяди |
М10 |
