Вопросы для самоконтроля

1. Что такое парсек и чему он равен?

2. Какое соотношение имеется между световым годом и астрономической единицей?

3. Каким образом формируются галактики?

4. Кто и когда описал первый каталог туманностей и звездных скоплений?

5. Сколько галактик обнаружено в настоящее время во Вселенной?

6. Кто разделил галактики, по внешнему виду, спиральные (60%), линзообразные (22%), эллиптические (14%) и неправильные (4%)?

7. Какой массой обладает галактика Млечного Пути?

8. Кто установил протяженность галактики Млечного Пути и чему она равна?

9. На каком расстоянии находится Солнечная система от центра галактики?

10. Сколько миллиардов лет назад образовалось наша Галактика?

11. Сколько звёзд имеет галактика Млечного Пути?

12. Какую форму имеет галактика Млечного Пути?

13. Чему равно среднее расстояния между галактиками?

14. Кто и когда открыл в галактике Андромеды, нескольких переменных звезд и цефеидов?

15. Сколько галактик приходится в среднем на один квадратный градус небесной сфере?

16. Сколько общее число галактик до 20 звездной величины во Вселенной?

17. Кто и когда открыл активные спиральные галактики, т.е. галактики Сейферта?

18. В какой области излучают галактики Маркарян?

19. Чему равен радиус ближайшего к нам гигантского скопления галактик?

20. Сколько галактик имеется в скоплении, находящихся в созвездии Волосы Вероники?

21. Сколько галактик содержит скопления Местная группа галактик?

22. На каком расстоянии находится галактики Магелланового облака?

23. На каком расстоянии находится галактики Андромеда?

18.2. Звезды

Каждая звезда – это массивный газовый шар, состоящий в основном из водорода и гелия, излучающий электромагнитные волны. Почти 98% масса звезд состоит из водорода и гелия, причем водорода в 3 раза больше по массе, чем гелия. Ближайшая к нам звезда – это Солнце. Другая самая близкая к нам звезда – это Проксима в созвездие Центавра. Она находится на расстоянии 4 световых лет. Астрономы характеризуют звезды по массам, размерам, плотностям, светимостям и по химическому составу.

Масса Солнца равна Мс=2·10³⁰ кг. Масса других звезд находится в интервале от 0,1Мс до 100Мс. Радиус Солнца Rс=700 тысяч км. Встречаются очень маленькие звезды – Белые карлики и крошечные нейтронные звезды диаметром от 10 км до 20 км. Есть звезды, размерами во много раз больше Rc, их называют гигантами. Например, Бетельгейзе, Арктур, Антарес и др. Звезды гиганты и так называемые Красные гиганты редко встречаются. Радиус звезд определяют по формуле: R=R_C•(T_C/T)²•( / ), где R_C, T_C и L_C относится к Солнцу, а R, T и L относится к звезде (T – температура, а L -светимость).

Средняя плотность Солнца равна ρ_с=1,4 г/см³. Белые карлики значительно плотнее, чем Солнце: ρ_Б.К.=5000 г/см³. Рекорд по плотности держат нейтронные звезды: ρ_Н.З.=10¹⁴ г/см³, так как эта плотность близка плотности атомных ядер. Такую плотность можно получить, если весь Земной шар сжать до размера 500 м. Фантастической плотностью обладают черные дыры: ρ_ч.д.=10⁹⁴ г/см³.

Звезды также различаются по светимостям. Светимость – это количество световой энергии, ежесекундно выделяемой звездой. Светимость Солнца Lc=3,8·10²⁶ Вт (4·10³³ эрг/c). Светимость других звезд находится в интервале от 0,001·Lc до 10⁶·Lc.

Источником энергии звезд является ядерная реакция, «протон-протонного» цикла, в ходе которого водород превращения в гелий. А в случае сверхновых звезд, источником энергии является ядерная реакция превращение трех атомов гелия в углерод. Если водород иссякнет, тогда силы тяготения сожмут звезду в маленький плотный шар.

В этом мире звезды, как и все тела, рождаются, функционируют и «гибнут». Звезды меньшей массы очень экономно тратят запасы своего ядерного «топлива», и могут, светиться десятки миллиардов лет. Массивные звезды не экономно расходуют «топливо». Например, звезды с массой 15·Мс, расходуют запасы своей энергии всего за 10 миллионов лет. Звезды, такие как Солнце, могут «жить» от 10 до 20 миллиардов лет. В период функционирования, звезды сохраняют размер и температуру без изменения.

В случае превращения всего водорода в гелий, размер звезды увеличивается. Это происходит потому что, во-первых - последняя порция водорода в центре звезды горит очень интенсивно и создает огромное давление, во-вторых – гелиевая система плохо проводит тепло наружу и внутренняя часть сильно нагревается. Звезда, расширяясь, становится Красным гигантом. Красные гиганты долго не «проживают». Их продолжительность «жизни» около 10 миллионов лет. После того как во внутренней части реакция потухает, вещество Красного гиганта испытывает гравитационное сжатие. При быстром сжатии, температура в центральной части повышается до 100 миллионов градусов. При этой температуре, «загораются» ядерные реакции превращения гелия в углерод. Происходит взрыв, и огромное количество энергии вместе с внешними слоями Красного гиганта выбрасываются в космос. Из внутренних частей Красного гиганта загорается Сверхновая звезда.

Когда в Сверхновой звезде весь гелий превращается в углерод и в другие тяжелые химические элементы, ядерная реакция потухает. При этом система будет испытывать гравитационное сжатие. Сверхновая звезда превратится в медленно, остывающий Белый карлик.

Звезды с массой более 1,4·Мс, не могут остановить свое сжатие на стадии Белого карлика. Мощные силы гравитации сожмут их до «нейтронизации» вещества и образуются Нейтронные звезды. Если масса звезды превышает 5·Мс, в результате гравитационного коллапса, звезда превращается в Черную дыру.

Эволюция звезд. Звездообразование началось от 3 до 30 миллионов лет после «Большого взрыва». Судьба звезд зависит от их массы. 1. Мз=Мс. Звезда после расходования водорода превращается в Белый карлик. 2. Мз<1,4Мс. Звезда после расходования водорода превращается в Красный гигант. Затем она превратится в Сверхновую звезду, а из нее в Белого карлика или в Нейтронную звезду. 3. Мз<5Мс. Звезда превратится в Красный гигант, затем в Сверхновую звезду, затем в Нейтронную звезду. 4. Мз>5Мс. Звезда после расходования водорода превратится в Черную дыру.

Звезды с массой 30Мс «проживают» несколько миллионов лет. При Мз=0,5Мс они «проживают» до 100 миллиардов лет. Газопылевое облако с массой 0,08Мс при гравитационном сжатии сильно не нагревается и превращается в Коричневый карлик, т.к. излучает слабое инфракрасное излучение. Планету Юпитер можно отнести к числу Коричневых карликов, т.к. он излучает энергии больше, чем получает от Солнца.

Масса звезды, равная Мз=1,2Мс, называется пределом Чандрасекара. Если Мз<Мч, тогда сжатие звезды останавливается за счет давления электронов, обусловленного принципом Паули. Объект становится Белым карликом. Спустя один миллиард лет, он превращается в Черный карлик. Если Мз>Мч, тогда в ходе сжатия звезда сильно нагревается до 100 миллионов градусов. При этой температуре, начинается ядерная реакция превращения гелия в углерод и происходит вспышка Сверхновой звезды. В конце своей «жизни» Сверхновая звезда испытывает сжатие, она быстро сжимается при массе 1,4Мс<Мз<2Мс и может проскакивать состояние Белого карлика, превращаясь в Нейтронную звезду. Если Мз>2Мс, то силы сжатия так велики, что, проходя уровни Белого карлика и Нейтронной звезды, Сверхновая звезда превращается в Черную дыру.