Астрономия: наука, которая учит нас, как правильно пользоваться Солнцем и планетами.
Стивен Ликок
Через тернии к звездам!
Открылась бездна, звезд полна,
Звездам числа нет, бездне – дна.
Уста премудрых нам гласят:
Там разных множество светов,
Несчётны солнца там горят,
Народы там и круг веков…
Ломоносов
Сверхновые звезды
Сверхновая звезда это звезда, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
Ученые-астрономы объясняют это явление эволюционными процессами, миллионы лет происходящими со всеми космическими объектами. Чтобы представить себе процесс появления сверхновой, нужно понять строение звезды.
Процесс сопровождается такой яркой вспышкой, что ее можно увидеть даже невооруженным глазом, если сверхновая загорелась в ближайшей галактике. Затем свечение начинает угасать, и на месте взрыва образуется…А что же остается после взрыва сверхновой? Существует несколько вариантов развития событий: во-первых, остатком сверхновой может быть ядро из нейтронов, которое ученые называют нейтронной звездой, во-вторых, черная дыра, в-третьих, газовая туманность.
Нейтронная звезда
Нейтронная звезда — космическое тело, являющееся одним из возможных результатов эволюции звёзд, состоящее, в основном, из нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов.
В 1933 году астрономам В. Бааде и Ф. Цвикки пришла в головы идея, что в результате взрыва сверхновой могут появиться новые объекты – нейтронные звёзды.
Масса нейтронных звёзд обычно около 1,4 солнечной. Однако радиус их всего 10 – 20 км. Поэтому плотность нейтронной жидкости в 1014 раза выше плотности воды. Это происходит от вдавливания электронов в ядра, от чего они объединяются с протонами и образуют нейтроны.
Под тончайшей – в несколько сантиметров — атмосферой звёздного монстра расположена жидкая оболочка. Она металлическая, и слой её – несколько метров. Ниже – твёрдая кора, напоминающая металл, но намного плотнее. Её толщина около километра. Дальше идёт нейтронно-электронный океан с вкраплением атомных ядер. При дальнейшем увеличении плотности (около 2х1014 г/см3) ядра исчезают, и в остатке получается нейтронная жидкость с лёгкой примесью электронов и протонов.
Квазар
Первый квазар был замечен американскими астрономами А. Сендиджем и Т. Метьюзом, проводившими наблюдение за звездами в калифорнийской обсерватории. В 1963 году М. Шмидт с помощью рефлекторного телескопа, собирающего в одну точку электромагнитное излучение, обнаружил отклонение в спектре наблюдаемого объекта в красную сторону, определяющее, что его источник удаляется от нашей системы. Последующие исследования показали, что небесное тело, записанное как 3C 273, находится на отдалении в 3 млрд. св. лет и отдаляется с огромной скоростью – 240 000 км/с. Московские ученые Шаров и Ефремов изучили имевшиеся ранние фотографии объекта и выяснили, что он неоднократно менял свою яркость. Нерегулярная смена интенсивности блеска предполагает маленький размер источника.
Квазар — класс астрономических объектов, одних из самых ярких (в абсолютном исчислении) в видимой Вселенной.
Двойные звезды
Впервые выдвинул гипотезу о существовании систем двойных звезд английский астроном Джон Митчелл еще в 1767 году. Доказательством этой гипотезы послужили наблюдения, произведенные в 1802 году другим британским физиком Уильямом Гершелем. В период с XIX по XX век ученые активно изучали двойные звезды. Успешности проведения их исследований способствовали новые мощные оптические приборы.
Современный анализ и исследование двойных звезд осуществляется астрономами не только путем визуального их наблюдения, но и также путем астрометрического и спектрального анализа данных систем. Если первый способ эффективен для обнаружения и исследования ближайших к Земле систем двойных звезд, то вторые два незаменимы при анализе и исследовании отдаленных и трудно наблюдаемых систем двойных звезд.
Двойная звезда, или двойная система — система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс.
Протозвезда
Вскоре после начала сжатия распределение плотности в облаке становится очень неоднородным: плотность существенно возрастает к центру. Спустя время, равное 1,3 времени свободного падения, центральная область становится непрозрачной для инфракрасного излучения, и температура в ней начинает быстро увеличиваться. Вскоре формируется ядро, параметры которого в начальный момент следующие: Т = 200 К, М = 0,05 MСолнца, R = 102 RСолнца. Вокруг ядра возникает ударная волна, отделяющая непрозрачную область равновесия от свободно падающей изотермической оболочки.
Медленное сжатие ядра продолжается до тех пор, пока при температуре около 2000 К не начнется разрушение молекул водорода, а вскоре и ионизация его атомов. Эти процессы поглощают много энергии; равновесие ядра нарушается, и оно стремительно сжимается. Новое состояние равновесия теперь уже у плазменного ядра наступает при следующих параметрах: Т = 2•104 К, М = 1,5•10-3MСолнца, R = 1,3RСолнца. Cкорость падающего па его поверхность вещества около15 км/с.
Под термином "протозвезда" обычно понимают такую фазу эволюции звезды, когда она уже освободилась от сжимающейся среды, больше не фрагментирует и сжимается дальше самостоятельно до тех пор, пока не включатся термоядерные источники энергии и звезда не перейдет на главную последовательность.