Министерство на земеделието и храните на Руската федерация

Тюменска държавна селскостопанска академия

Катедра по философия

Изпит по дисциплината„Концепции на съвременната естествена наука“

Предмет: Устройство и еволюция на звездите и планетите.

Изпълнено:

М междузвезден газ

На човечеството са били необходими хиляди години научно развитие, за да осъзнае простия и същевременно величествен факт, че звездите са обекти, повече или по-малко подобни на Слънцето, но само на несравнимо по-голямо разстояние от нас.

В продължение на почти половин век междузвездният газ се изучава главно чрез анализ на образуваните в него абсорбционни линии. Оказа се например, че доста често тези линии имат сложна структура, тоест те се състоят от няколко компонента, разположени близо един до друг. Всеки такъв компонент възниква, когато светлината на звезда се абсорбира в определен облак от междузвездната среда и облаците се движат един спрямо друг със скорост, близка до 10 км/сек. Благодарение на ефекта на Доплер това води до леко изместване на дължините на вълните на абсорбционните линии.

Химическият състав на междузвездния газ в първо приближение се оказа доста близък до химичния състав на Слънцето и звездите. Преобладаващите елементи са водород и хелий, докато останалите елементи можем да считаме за „примеси“.

Междузвезден прах

Досега, когато говорихме за междузвездна среда, имахме предвид само междузвезден газ, но има и още един компонент. Говорим за междузвезден прах. Вече споменахме по-горе, че дори през миналия век се обсъждаше въпросът за прозрачността на междузвездното пространство. Едва около 1930 г. беше доказано без съмнение, че междузвездното пространство наистина не е напълно прозрачно. Светлопоглъщащото вещество е концентрирано в доста тънък слой близо до галактическата равнина. Сините и виолетовите лъчи се абсорбират най-силно, докато абсорбцията при червените лъчи е сравнително малка.

Що за вещество е това? Сега изглежда доказано, че поглъщането на светлина се дължи на междузвезден прах, т.е. твърди микроскопични частици материя с размер по-малък от микрон. Тези прахови частици имат сложен химичен състав. Установено е, че праховите зърна имат доста издължена форма и са „ориентирани“ до известна степен, тоест посоките на тяхното удължаване са склонни да се „подреждат“ повече или по-малко успоредно в даден облак. Поради тази причина звездната светлина, преминаваща през тънка среда, става частично поляризирана.

Етапи на еволюцията на звездите

Този процес е естествен, тоест неизбежен. Всъщност термичната нестабилност на междузвездната среда неизбежно води до нейната фрагментация, тоест до разделяне на отделни относително плътни облаци и междуоблачна среда. Облаците обаче не могат да бъдат компресирани от собствената си гравитация - те не са достатъчно плътни и големи за това. Но тук „влиза в игра“ междузвездното магнитно поле. В системата от полеви линии на това поле неизбежно се образуват доста дълбоки „дупки“, в които се „стичат“ облаци от междузвездната среда. Това води до образуването на огромни газово-прахови комплекси. В такива комплекси се образува слой от студен газ, тъй като ултравиолетовото лъчение на звездите, което йонизира междузвездния въглерод, се абсорбира силно от космическия прах, разположен в плътния комплекс, а неутралните въглеродни атоми силно охлаждат междузвездния газ и го „термостатират“ при много ниска температура - около 5-10 градуса по Келвин. Тъй като налягането на газа в студения слой е равно на външното налягане на околния по-горещ газ, плътността в този слой е много по-висока и достига няколко хиляди атома на кубичен сантиметър. Под въздействието на собствената си гравитация студеният слой, след като достигне дебелина от около един парсек, ще започне да се „раздробява“ на отделни, още по-плътни бучки, които ще продължат да се компресират под въздействието на собствената си гравитация. По този съвсем естествен начин в междузвездната среда възникват асоциации на протозвезди. Всяка такава протозвезда се развива със скорост в зависимост от нейната маса.

Когато значителна част от газовата маса се превърне в звезди, междузвездното магнитно поле, което поддържа с налягането си газопраховия комплекс, естествено няма да засегне звездите и младите протозвезди. Под въздействието на гравитационното привличане на Галактиката те ще започнат да падат към галактическата равнина. По този начин младите звездни асоциации трябва винаги да се приближават до галактическата равнина.

Неотдавна астрономите вярваха, че са били необходими милиони години, за да се образува звезда от междузвезден газ и прах. Но през последните години бяха направени зашеметяващи снимки на област от небето, която е част от Голямата мъглявина Орион, където в течение на няколко години се появи малък клъстер от звезди. Снимките са от 1947г. група от три звездоподобни обекта се виждаше на това място. До 1954г някои от тях стават продълговати, а до 1959г. тези продълговати образувания се разпаднаха на отделни звезди - за първи път в историята на човечеството хората наблюдаваха раждането на звезди буквално пред очите ни. Това безпрецедентно събитие показа на астрономите, че звездите могат да се раждат за кратък период от време и предишното странно разсъждение, че звездите обикновено възникват в групи или звездни купове, се оказа правилно.

Какъв е механизмът на тяхното възникване? Защо, след много години астрономически визуални и фотографски наблюдения на небето, едва сега стана възможно да се види „материализацията“ на звездите за първи път? Раждането на звезда не може да бъде изключително събитие: в много части на небето има условия, необходими за появата на тези тела.

В резултат на внимателно проучване на снимки на мъгливи области на Млечния път беше възможно да се открият малки черни петна с неправилна форма или глобули, които представляват масивни натрупвания на прах и газ. Те изглеждат черни, защото не излъчват собствена светлина и се намират между нас и ярките звезди, светлината от които закриват. Тези газови и прахови облаци съдържат прахови частици, които много силно абсорбират светлината, идваща от звездите, разположени зад тях. Размерите на глобулите са огромни - до няколко светлинни години в диаметър. Въпреки факта, че материята в тези клъстери е много разредена, общият им обем е толкова голям, че е напълно достатъчен за образуването на малки клъстери от звезди с маса, близка до Слънцето. За да си представите как звездите се появяват от глобули, не забравяйте, че всички звезди излъчват и тяхната радиация оказва натиск. Разработени са чувствителни инструменти, които реагират на натиска на слънчевата светлина, проникваща в земната атмосфера. В черната топка, под въздействието на радиационното налягане, излъчвано от околните звезди, материалът се компресира и уплътнява. Във вътрешността на глобулата има „вятър“, който разпръсква частици газ и прах във всички посоки, така че веществото на кълбото е в непрекъснато турбулентно движение.

Глобулата може да се разглежда като турбулентна газо-прахова маса, която е притисната от радиация от всички страни. Под въздействието на това налягане обемът, пълен с газ и прах, ще се компресира, ставайки все по-малък и по-малък. Такова компресиране се случва за определен период от време, в зависимост от източниците на радиация около кълбото и интензивността на последното. Гравитационните сили, произтичащи от концентрацията на маса в центъра на кълбото, също се стремят да компресират кълбото, което кара материята да пада към центъра му. Докато падат, частиците на материята придобиват кинетична енергия и нагряват облака газ и прах.

Падането на материята може да продължи стотици години. Отначало това се случва бавно, без да бърза, тъй като гравитационните сили, привличащи частиците към центъра, са все още много слаби. След известно време, когато глобулата стане по-малка и гравитационното поле се засили, падането започва да става по-бързо. Но, както вече знаем, глобулата е огромна, с диаметър поне една светлинна година. Това означава, че разстоянието от външната й граница до центъра може да надхвърли 10 трилиона километра. Ако частица от ръба на глобулата започне да пада към центъра със скорост малко по-малка от 2 km/s, тогава тя ще достигне центъра едва след 200 000 години. Наблюденията показват, че скоростта на движение на частиците газ и прах всъщност е много по-голяма и следователно гравитационното компресиране се извършва много по-бързо.

Падането на материята към центъра е съпроводено с много чести сблъсъци на частици и превръщане на тяхната кинетична енергия в топлинна. В резултат на това температурата на глобулата се повишава. Глобулата се превръща в протозвезда и започва да свети, тъй като енергията на движението на частиците се е превърнала в топлина и нагрят прах и газ.

На този етап протозвездата е едва видима, тъй като по-голямата част от нейното излъчване е в далечната инфрачервена област. Звездата все още не се е родила, но нейният зародиш вече се появи. Астрономите все още не знаят колко време е необходимо на протозвездата да достигне етапа, в който свети като мътна червена топка и става видима. Според различни оценки това време варира от хиляди до няколко милиона години. Спомняйки си обаче появата на звезди в Голямата мъглявина Орион, може би си струва да се има предвид, че оценката, която дава минималната времева стойност, е най-близо до реалността.

Сред многобройните небесни тела, изучавани от съвременната астрономия, планетите заемат специално място. В края на краищата всички знаем много добре, че Земята, на която живеем, е планета, така че планетите са тела, които в общи линии са подобни на нашата Земя.

Но в света на планетите няма да намерим дори две напълно подобни една на друга. Разнообразието от физически условия на планетите е много голямо. Разстоянието на планетата от Слънцето (и следователно количеството слънчева топлина и повърхностната температура), нейният размер, напрежението на гравитацията на повърхността, ориентацията на оста на въртене, която определя смяната на сезоните, наличието и съставът на атмосферата, вътрешната структура и много други свойства са различни за всички девет планети от Слънчевата система.

Както показва изследването на условията, при които е възможно възникването и по-нататъшното развитие на живата материя, само на планетите можем да търсим признаци за съществуването на органичен живот. Ето защо изучаването на планетите, освен че е от общ интерес, е от голямо значение от гледна точка на космическата биология.

Изучаването на планетите е от голямо значение, освен за астрономията, и за други области на науката, преди всичко за науките за Земята - геология и геофизика, както и за космогонията - наука за произхода и развитието на небесните тела, включително нашата Земя.

Съвременните идеи за планетите не се развиха веднага. Това изисква много векове натрупване и развитие на знания и упорита борба на ново, прогресивно знание със стари, остарели възгледи.

В древните представи за Вселената Земята се смяташе за плоска, а планетите се разглеждаха само като светещи точки на небесния свод, различаващи се от звездите само по това, че се движат между тях, преминавайки от съзвездие в съзвездие. Поради тази причина планетите са получили името, което означава „скитащи“. Наблюдателите от древността са знаели за пет планети: Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн.

Дори след като сферичната форма на Земята е установена и нейните размери са определени за първи път (от Ератостен през 3 век пр. н. е.), след като ограничението на Земята в космоса става очевидно, нищо не се знае за природата на планетите. И все пак във възгледите на изключителни мислители на древността: Анаксагор, Демокрит, Епикур, Лукреций, ще срещнем идеи за материалността и безкрайността на Вселената, изпълнена с безброй светове, подобни на нашия, много от които могат да бъдат обитавани от живи същества . Тези мислители изразиха много интересни идеи за природата на небесните тела.

Образуване на планети.

Да се ​​върнем към спътниците на нашето Слънце, към онези фрагменти от мъглявината, които се откъснаха от централната буца под въздействието на центробежна сила и започнаха да се въртят около нея. Именно тук се създават условия, които насърчават разделянето на леки и тежки частици от мъглявината. Нещо подобно се случва с нашия древен метод за извличане на злато чрез измиване от златоносен пясък или пресяване на зърно в вършачки. Поток от вода или въздух отнася леки частици, оставяйки след себе си тежки. Сателитните облаци се намират на много различни разстояния от Слънцето. Почти не стопля далечните. Но в близките - топлината му изпарява всичко, което може да се изпари. И нейната ослепителна ярка светлина, действайки като вид „вятър“, издухва от тях всичко, което се е изпарило, всичко, което е леко, оставяйки само това, което е по-тежко, което „не може да се помръдне.“ Следователно почти няма леки газове отляво тук - водород и хелий, основният компонент на газово-праховата мъглявина. Остават малко други „летливи“ вещества. Всичко това се отнася от горещия „вятър” в далечината. В резултат след известно време химичният състав на сателитните облаци става напълно различен. В далечните той почти не се е променил. А в тези, които кръжат близо до Слънцето, което излъчва топлина и светлина, остава само "калциниран" и "издухан" материал - отделена "ценна жизненоважна примес" от тежки елементи. Материалът за създаване на обитаема планета е готов. Започва процесът на превръщане на „материал” в „продукт”, частици от мъглявината в планети.

Първият етап е адхезията на частиците. В далечни сателитни облаци многобройни молекули леки газове и редки леки зърна прах постепенно се събират в огромни хлабави топки с ниска плътност. В бъдеще това са планетите от групата на Юпитер. В сателитните облаци близо до Слънцето тежките прахови частици се слепват в плътни скалисти буци. Те се обединяват в огромни масивни скалисти блокове, чудовищни ​​сиви ъглови маси, плаващи в орбита около тяхната звезда. Движейки се в различни, понякога пресичащи се орбити, тези „астероиди“, всеки с размери десетки километри, се сблъскват. Ако са с ниска относителна скорост, тогава те сякаш се „притискат“ един в друг, „натрупват се“, „залепват“ един за друг. Те се сливат в по-големи. Ако са с висока скорост, те се смачкват и смачкват един друг, пораждайки нови „дреболии“, безброй фрагменти, фрагменти, които отново преминават през дълъг път на обединение. Този процес на сливане на малки частици в големи небесни тела продължава стотици милиони години. С увеличаване на размера си те стават все по-сферични. С увеличаването на масата силата на гравитацията върху повърхността им се увеличава. Горните слоеве притискат вътрешните. Изпъкналите части се оказват по-голям товар и постепенно потъват в дебелината на подлежащите маси, като ги раздалечават под себе си. Тези, които се движат настрани, запълват вдлъбнатините. Грубата „бучка“ постепенно се изглажда. В резултат на това близо до Слънцето се образуват няколко сравнително малки по размер, но много плътни, състоящи се от много тежък материал планети от земен тип. Сред тях е Земята. Всички те се различават рязко от планетите от групата на Юпитер по своя богат химичен състав, изобилие от тежки елементи и високо специфично тегло. Сега нека погледнем Земята. На звезден фон, осветен от едната страна от ярките лъчи на слънцето, пред нас се носи огромна каменна топка. Все още не е гладко, не дори. Тук-там все още стърчат издатините на блоковете, които са го заслепили. Можете също да „разчетете“ не напълно затворените „шевове“ между тях. Това все още е „груба работа.“ Но ето какво е интересно. Вече има атмосфера. Малко облачно, явно от прах, но без облаци. Това са водород и хелий, изцедени от недрата на планетата, които някога са се залепили за скалисти частици и по някакъв чудоден начин са оцелели, без да бъдат „издухани“ от слънчевите лъчи. Първичната атмосфера на Земята. Няма да продължи дълго. „Ако не го измиеш, просто го язди.“ Слънцето ще го унищожи. Леките подвижни молекули на водород и хелий, под въздействието на нагряване от слънчевите лъчи, постепенно ще се изпарят в космоса. Този процес се нарича "разсейване"

Вторият етап е загряване. 0Радиоактивните вещества са уловени вътре в планетата, смесени с други. Те се различават по това, че непрекъснато излъчват топлина и леко се нагряват. Но в дълбините на планетата тази топлина няма къде да избяга, няма вентилация, няма миеща влага. Над тях има дебело "палто" от покриващи слоеве. Натрупва се топлина. Това радиоактивно нагряване започва да омекотява цялата дебелина на планетата. В омекотена форма на субстанция, по едно време хаотично, несистематично

тези, които са я заслепявали, сега започват да се разпределят по тегло.Тежките постепенно се спускат, потъвайки към центъра. Белите дробове се изстискват от тях, издигат се по-високо и изплуват по-близо до повърхността. Постепенно планетата придобива структура, подобна на сегашната ни Земя – в центъра, притиснато от чудовищната тежест на слоевете, натрупани отгоре, тежко ядро. Той е заобиколен от „мантия“ от дебел слой по-леко вещество. И накрая, външната страна е много тънка, дебела само няколко десетки километра, „кора“, състояща се от най-леките скали. Радиоактивните вещества се намират главно в леки скали. Следователно сега те са се натрупали в „кората“ и я затоплят. Основната топлина от повърхността на планетата отива в космоса - има „лек полъх на топлина“ от планетата. И на дълбочина от десетки километри топлината се задържа, затопляйки скалите.

Трети етап - вулканична дейност. 0 На някои места вътрешността на планетата е нажежена до червено. След това още повече. Камъните се топят и се превръщат в нажежена огнена каша от „магма“, светеща с оранжево-бяла светлина, тя е тясна в дебелината на кората. Пълен е със сгъстени газове, които биха били готови да експлодират, разпръсквайки цялата тази магма във всички посоки с огнени пръски. Но няма достатъчно сила за това. Заобикалящата планетата кора, която притиска отгоре, е твърде силна и тежка. И огнената магма, опитвайки се някак да излезе нагоре, на свобода, опипва слаби места между блоковете, притиска я, притиска се в пукнатините, разтапяйки стените им с топлината си. И малко по малко през годините, набирайки сила през вековете, тя се издига от дълбините до повърхността на планетата. И ето победата! "Каналът" е счупен! Разклащайки скалите, огнен стълб избухва с рев от дълбините. Слойове дим и пара се издигат към небето. Камъни и пепел летят нагоре. Огнената магма, която сега се нарича "лава", се излива на повърхността на планетата и се разпространява в страни. Изригва вулкан. На планетата има много такива „дупки, пробити отвътре“. Те помагат на младата планета да се „пребори с прегряването". Чрез тях тя се освобождава от натрупаната огнена магма, „издишва" избухващите я горещи газове, главно въглероден диоксид и водни пари, а с тях и различни примеси, като метан и амоняк. Постепенно водородът и хелият почти изчезнаха от атмосферата и тя започна да се състои главно от вулканични газове. В него все още няма следа от кислород. Тази атмосфера е напълно неподходяща за живот. Много е важно вулканите да отделят големи количества водна пара на повърхността. Отива в облаците. От тях дъждът се излива върху повърхността на планетата. Водата се влива в низини и се натрупва. И малко по малко на планетата се образуват езера, морета и океани, в които може да се развие живот.

Образуване на слънчевата система

Вече два века проблемът за произхода на Слънчевата система тревожи изключителни мислители на нашата планета. Този проблем е изследван от плеяда астрономи и физици от 19-ти и 20-ти век, като се започне от философа Кант и математика Лаплас.

И въпреки това все още сме доста далеч от решаването на този проблем. Но през последните три десетилетия въпросът за еволюционните пътища на звездите стана по-ясен. И въпреки че подробностите за раждането на звезда от газово-прахова мъглявина все още са далеч от яснота, сега ясно разбираме какво се случва с нея през милиарди години по-нататъшна еволюция.

Преминавайки към представянето на различни космогонични хипотези, които са се сменяли една с друга през последните два века, ще започнем с хипотезата на великия немски философ Кант и теорията, която няколко десетилетия по-късно е независимо предложена от френския математик Лаплас. Предпоставките за създаването на тези теории са издържали проверката на времето.

Гледните точки на Кант и Лаплас рязко се различават по редица важни въпроси. Кант изхожда от еволюционното развитие на мъглявина със студен прах, по време на която първо възниква централно масивно тяло - бъдещото Слънце, а след това планети, докато Лаплас смята, че първоначалната мъглявина е газообразна и много гореща с висока скорост на въртене. Компресирайки се под въздействието на универсалната гравитация, мъглявината, поради закона за запазване на ъгловия момент, се върти все по-бързо и по-бързо. Благодарение на високите центробежни сили, пръстените бяха последователно отделени от него. След това те се кондензираха, за да образуват планети.

Така, според хипотезата на Лаплас, планетите са се образували преди Слънцето. Въпреки разликите обаче, обща важна характеристика е идеята, че слънчевата система е възникнала в резултат на естественото развитие на мъглявината. Ето защо е обичайно да наричаме тази концепция „хипотезата на Кант-Лаплас“.

Тази теория обаче е изправена пред трудност. Нашата Слънчева система, състояща се от девет планети с различни размери и маса, има една особеност: необичайно разпределение на ъгловия момент между централното тяло - Слънцето и планетите.

Импулсът е една от най-важните характеристики на всяка механична система, изолирана от външния свят. Като такава система могат да се разглеждат Слънцето и заобикалящите го планети. Ъгловият импулс може да се определи като „резерв на въртене“ на системата. Това въртене се състои от орбитално движение на планетите и въртене около осите на Слънцето и планетите.

Лъвският дял от ъгловия момент на слънчевата система е концентриран в орбиталното движение на гигантските планети Юпитер и Сатурн.

От гледна точка на хипотезата на Лаплас това е напълно неразбираемо. В ерата, когато пръстенът се отдели от оригиналната, бързо въртяща се мъглявина, слоевете на мъглявината, от които по-късно се кондензира Слънцето, имаха (на единица маса) приблизително същия импулс като веществото на отделения пръстен (тъй като ъгловите скорости на пръстен и останалите части бяха приблизително еднакви) . Тъй като масата на последната беше значително по-малка от основната мъглявина („протослънцето“), общият ъглов импулс на пръстена трябва да бъде много по-малък от този на „протослънцето“. В хипотезата на Лаплас няма механизъм за прехвърляне на инерция от "прото-слънцето" към пръстена. Следователно през цялата по-нататъшна еволюция ъгловият момент на „прото-слънцето“, а след това и на Слънцето, трябва да бъде много по-голям от този на пръстените и планетите, образувани от тях. Но това заключение противоречи на действителното разпределение на импулса между Слънцето и планетите.

За хипотезата на Лаплас тази трудност се оказва непреодолима.

Нека се спрем на хипотезата за дънките, която получи широко разпространение през първата третина на настоящия век. Тя е напълно противоположна на хипотезата на Кант-Лаплас. Ако последният описва формирането на планетарни системи като единствения естествен процес на еволюция от просто към сложно, то в хипотезата на Джинс формирането на такива системи е въпрос на случайност.

Първоначалната материя, от която по-късно са се образували планетите, е била изхвърлена от Слънцето (което по това време вече е било доста „старо“ и подобно на сегашното), когато определена звезда случайно е преминала близо до него. Този проход беше толкова близо, че почти можеше да се приеме за сблъсък. Благодарение на приливните сили от сблъсък на звезда със Слънцето, поток от газ беше изхвърлен от повърхностните слоеве на Слънцето. Тази струя ще остане в сферата на гравитацията на Слънцето дори след като звездата напусне Слънцето. След това струята ще се кондензира и ще доведе до появата на планети.

Ако хипотезата на Джийнс беше вярна, броят на планетарните системи, формирани през десетте милиарда години от нейната еволюция, можеше да се преброи на пръстите на едната ръка. Но всъщност има много планетарни системи, следователно тази хипотеза е несъстоятелна. И от никъде не следва, че поток от горещ газ, изхвърлен от Слънцето, може да кондензира в планети. Така космологичната хипотеза на Джинс се оказва несъстоятелна.

Библиография:

1. И. С. Шкловски. Звезди: тяхното раждане, живот и смърт

2. П. И. Бакулин. Общ курс по астрономия

3. Ю. Н. Ефремов. В дълбините на Вселената

4. Енциклопедичен 0 речник на млад астроном, М.: Педагогика, 1980 Астрономия: Учебник. за 11 клас средно училище, М: Просвещение, 1990

Най-често срещаните обекти във Вселената са звездите. Чрез сравняване на данни за различни звезди е възможно да се получат общи модели и да се провери тяхното изпълнение, като се използват примери за други звезди. Според съвременните представи за структурата и еволюцията на звездите, процесите, свързани с появата и еволюцията на звезда, са както следва.

Първо образувано протозвезда. Частици от гигантски движещ се облак газ и прах в определен регион на пространството се привличат една към друга поради гравитационни сили. Това се случва много бавно, тъй като силите, пропорционални на масите на атомите (главно водородни атоми) и праховите частици, включени в облака, са изключително малки. Постепенно обаче частиците се сближават, плътността на облака се увеличава, той става непрозрачен, получената сферична „бучка“ започва да се върти малко по малко и силата на привличане също се увеличава, защото сега масата на „бучката“ е голям. Все повече и повече частици се улавят, увеличавайки плътността на веществото. Външните слоеве притискат вътрешните, налягането в дълбините се увеличава и следователно температурата също се повишава. (Точно такъв е случаят с газовете, които са подробно изследвани на Земята). Накрая температурата става толкова висока - няколко милиона градуса - че в ядрото на това образуващо се тяло се създават условия за протичане на реакция на ядрен синтез: водородът започва да се трансформира в хелий. Това може да се разбере, като се регистрират потоците от неутрино - елементарни частици, отделяни по време на такава реакция. Реакцията се придружава от мощен поток електромагнитно излъчване, което притиска (със силата на светлинното налягане, измерено за първи път в Земната лаборатория от П. Лебедев) външните слоеве на материята, противодействайки на гравитационното свиване. Накрая свиването спира, когато налягането се изравни и протозвездата се превръща в звезда. За да премине през този етап от своята еволюция, една протозвезда се нуждае от няколко милиона години, ако масата й е по-голяма от слънчевата, и няколкостотин милиона години, ако масата й е по-малка от слънчевата. Има много малко звезди, чиято маса е 10 пъти по-малка от тази на Слънцето.

Теглое една от важните характеристики на звездите. Интересно е да се отбележи, че двойните звезди са доста често срещани - образуват се близо една до друга и се въртят около общ център. Те наброяват от 30 до 50 процента от общия брой звезди. Появата на двойни звезди вероятно е свързана с разпределението на ъгловия момент на основния облак. Ако такава двойка образува планетарна система, тогава движението на планетите може да бъде доста сложно и условията на техните повърхности ще варират значително в зависимост от местоположението на планетата в орбита по отношение на звездите. Напълно възможно е стационарни орбити, като тези, които могат да съществуват в планетни системи от единични звезди (и съществуват в Слънчевата система), да не съществуват изобщо. Обикновените единични звезди започват да се въртят около оста си в процеса на тяхното формиране.

Друга важна характеристика е радиусзвезди. Има звезди - бели джуджета, чийто радиус не надвишава радиуса на Земята, а има и такива - червени гиганти, чийто радиус достига радиуса на орбитата на Марс. Химичен съставзвезди, според спектроскопските данни средната стойност е следната: на 10 000 водородни атома има 1000 хелиеви атома, 5 кислородни атома, 2 азотни атома, 1 въглероден атом и още по-малко други елементи. Поради високите температури атомите се йонизират, т.н материята на звездата е главно водородно-хелиева плазма- като цяло електрически неутрална смес от йони и електрони. Масата и химичният състав на първоначалния облак зависят от осветеностИ цветност(спектрален клас) на получената звезда. Светимостта на една звезда е количеството енергия, излъчвано от нея за единица време.И неговият спектрален клас характеризира звезден цвят, което на свой ред зависи от температурата на повърхността му.Освен това „сините“ звезди са по-горещи от „червените“, а нашето „жълто“ Слънце има междинна повърхностна температура от около 6000 градуса. Традиционно спектралните класове от горещ до студен се обозначават с буквите O, B, A, F, G, K, M (последователността е лесна за запомняне, като се използва мнемоничното правило „O, Be A Fine Girl, Kiss Me“), като всеки клас е разделен на десет подкласа. Така нашето Слънце има спектрален клас G2.

Тъй като водородът "изгаря" в центъра на звездата, неговата маса се променя леко. Постепенно в центъра на звездата се отделя все по-малко енергия, налягането пада, ядрото се свива и температурата в него се повишава. Сега ядрените реакции се случват само в тънък слой на границата на ядрото вътре в звездата. В резултат на това звездата като цяло започва да "набъбва" и нейната яркост се увеличава. Звездата се превръща в така наречения „червен гигант“. След като температурата на свиващото се (сега хелиево) ядро ​​на червения гигант достигне 100-150 милиона градуса, започва нова реакция на ядрен синтез - превръщането на хелия във въглерод. Когато тази реакция се изчерпи, черупката се отделя - значителна част от масата на звездата се превръща в планетарна мъглявина. Горещите вътрешни слоеве на звездата се появяват "отвън" и тяхното излъчване "надува" отделената обвивка. След няколко десетки хиляди години обвивката се разсейва, оставяйки след себе си малка, много гореща, плътна звезда. Бавно охлаждайки се превръща в "бяло джудже". Белите джуджета изглежда представляват последния етап от нормалната еволюция на повечето звезди.

Но има и аномалии. Някои звезди пламват от време на време, превръщайки се в новзвезди. В същото време всеки път губят около една стотна от процента от масата си. Сред добре познатите звезди можем да споменем новв съзвездието Лебед, който пламна през август 1975 г. и остана в небето няколко години. Но понякога има огнища свръхнови- катастрофални събития, водещи до пълно унищожаване на звезда, по време на които се излъчва повече енергия за кратко време, отколкото от милиарди звезди в галактиката, към която принадлежи свръхновата. Такова събитие е записано в китайските хроники през 1054 г.: на небето се появи толкова ярка звезда, че можеше да се види дори през деня. Резултатът от това събитие сега е известен като мъглявината Рак, която бавно се разпространява в небето през последните 300 години. Скоростта на разширяване на газовете му в резултат на експлозията е около 1500 m/s, но е много далеч. Сравнявайки скоростта на разширяване с видимия размер на мъглявината Рак, можем да изчислим времето, когато тя е била точков обект и да намерим нейното място в небето - това време и място съответства на времето и мястото на появата на звездата споменат в хрониките.

Ако масата на звездата, останала след като "червеният гигант" изхвърли черупката си, надвишава масата на Слънцето 1,2-2,5 пъти, тогава, както показват изчисленията, стабилно "бяло джудже" не може да се образува. Звездата започва да се свива и нейният радиус достига незначителен размер от 10 км, а плътността на веществото на такава звезда надвишава плътността на атомното ядро. Предполага се, че такава звезда се състои от плътно опаковани неутрони, поради което се нарича - неутронна звезда. Според този концептуален модел неутронната звезда има силно магнитно поле и самата тя се върти с огромна скорост - няколко десетки или стотици оборота в секунда. И открит (именно в мъглявината Рак) през 1967 г пулсари- точкови източници на високостабилно импулсно радиоизлъчване - имат абсолютно същите свойства, които биха се очаквали от неутронните звезди. Наблюдаваното явление потвърди концепцията.

Ако оставащата маса е още по-голяма, тогава гравитационната компресия неконтролируемо компресира материята допълнително. В действие влиза едно от предсказанията на общата теория на относителността, според което материята ще се свие точно. Това явление се нарича гравитационен колапс и неговият резултат е " Черна дупка" Това име се дължи на факта, че гравитационната маса на такъв обект е толкова голяма, силите на привличане са толкова значителни, че не само всяко материално тяло може да напусне околностите на черната дупка, но дори светлината - електромагнитен сигнал - не може нито да бъде отразена, нито да избяга« навън» . По този начин, наблюдавайте директночерна дупка е невъзможна, може само да се гадае за нейното съществуване от косвени ефекти. Придвижвайки се през космоса към черна дупка (за която все още не знаем нищо), можем да открием, че моделът на съзвездията, разположени точно пред нас, започва да се променя. Това се дължи на факта, че светлината, идваща от звезди и минаваща близо до черна дупка, се отклонява от нейната гравитация. Когато се приближите до дупката, a празенобласт, заобиколена от светещи звездни точки, включително някои, които не са били наблюдавани преди. Светлината от някои звезди може, минавайки покрай дупката, да се завърти около нея и след това да влезе в приемните устройства на наблюдателя. Така една звезда може да създаде няколко изображения на различни места. Всичко това, разбира се, противоречи както на нашия житейски опит, така и на класическите представи, според които светлината се разпространява по права линия. Редица косвени астрономически наблюдения обаче говорят в полза на съществуването на черни дупки, а отклонението на светлината под въздействието на гравитационното привличане се записва още когато лъч преминава през такъв „нормален“ обект като Слънцето.

Както всяко тяло в природата, звездите също не могат да останат непроменени. Те се раждат, развиват и накрая „умират“. Еволюцията на звездите отнема милиарди години, но има дебат за времето на тяхното образуване. Преди това астрономите вярваха, че процесът на тяхното „раждане“ от звезден прах е отнел милиони години, но не толкова отдавна бяха получени снимки на района на небето от Голямата мъглявина Орион. В течение на няколко години малък

Снимки от 1947 г. показват малка група подобни на звезди обекти на това място. До 1954 г. някои от тях вече са станали продълговати, а пет години по-късно тези обекти се разпадат на отделни. Така за първи път процесът на раждане на звезди се случи буквално пред очите на астрономите.

Нека разгледаме подробно структурата и еволюцията на звездите, където започва и свършва техният безкраен, според човешките стандарти, живот.

Традиционно учените приемат, че звездите се образуват в резултат на кондензацията на облаци газ и прах. Под въздействието на гравитационните сили от получените облаци се образува непрозрачна газова топка с плътна структура. Вътрешното му налягане не може да балансира притискащите го гравитационни сили. Постепенно топката се свива толкова много, че температурата във вътрешността на звездата се повишава и налягането на горещия газ вътре в топката балансира външните сили. След това компресията спира. Продължителността на този процес зависи от масата на звездата и обикновено варира от две до няколкостотин милиона години.

Структурата на звездите предполага много високи температури в техните ядра, което допринася за непрекъснати термоядрени процеси (водородът, който ги образува, се превръща в хелий). Именно тези процеси причиняват интензивно излъчване от звездите. Времето, през което те консумират наличния запас от водород, се определя от тяхната маса. От това зависи и продължителността на облъчването.

Когато запасите от водород са изчерпани, еволюцията на звездите наближава етапа на формиране.Това се случва по следния начин. След прекратяване на освобождаването на енергия, гравитационните сили започват да компресират ядрото. В същото време звездата значително се увеличава по размер. Светимостта също се увеличава, докато процесът продължава, но само в тънък слой на границата на ядрото.

Този процес е придружен от повишаване на температурата на свиващото се хелиево ядро ​​и превръщането на хелиевите ядра във въглеродни ядра.

Прогнозира се, че нашето Слънце може да се превърне в червен гигант след осем милиарда години. Радиусът му ще се увеличи няколко десетки пъти, а светимостта му ще се увеличи стотици пъти в сравнение със сегашните нива.

Продължителността на живота на една звезда, както вече беше отбелязано, зависи от нейната маса. Обекти с маса, по-малка от Слънцето, „изразходват” резервите си много икономично, така че могат да светят десетки милиарди години.

С образуването завършва еволюцията на звездите.Това се случва с тези от тях, чиято маса е близка до масата на Слънцето, т.е. не надвишава 1,2 от него.

Гигантските звезди са склонни бързо да изчерпват своите запаси от ядрено гориво. Това е придружено от значителна загуба на маса, по-специално поради отделянето на външните черупки. В резултат на това остава само постепенно охлаждаща се централна част, в която ядрените реакции са напълно спрени. С течение на времето такива звезди спират да излъчват и стават невидими.

Но понякога нормалната еволюция и структура на звездите се нарушават. Най-често това се отнася за масивни обекти, които са изчерпали всички видове термоядрено гориво. След това те могат да бъдат превърнати в неутрони, или И колкото повече учените научават за тези обекти, толкова повече нови въпроси възникват.

През 1948 г. Г. Гъмов (1904–1968), емигрирал от СССР в САЩ, излага хипотезата за раждането на Вселената в резултат на Голям взрив. Тази хипотеза сега се нарича теория за горещата вселена. Според тази теория, приблизително 100 секунди след Големия взрив, който създава пространство, време, материя и бележи началото на разширяването и охлаждането на Вселената, термоядрените реакции започват да се случват в нейната доста гореща материя, съдържаща протони и неутрони при температура от 10 9 K първична нуклеосинтезанай-леките (без да се броят водородните) ядра, в резултат на което започнаха да се образуват ядра на деутерий, тритий и хелий.

1 милион години след раждането на Вселената, смес от водород и хелий, подчинявайки се на закона за всемирното привличане, започва да се събира в бучки, от които впоследствие се образуват първите звезди и галактики. Според теорията на Г. Гамов веществото, от което са се образували, трябва да се състои от 75% водород и 25% хелий. Според съвременните оценки преходът от хомогенна водородно-хелиева Вселена към структурна Вселена с галактики и звезди е продължил от 1 до 3 милиарда години, а първите звезди биха могли да възникнат 200 милиона години след раждането на Вселената.

Според учените образуването на звезди и галактики в разширяващата се Вселена се дължи на наличието на пространствена нехомогенност на материята, която възниква от квантовите флуктуации на материята при раждането на Вселената, и гравитационната нестабилност на всяко неравномерно разпределение на масите ( област от пространството с по-висока плътност привлича околните маси и по този начин допринася за още по-голямото му уплътняване).

Космическите облаци от газ и прах, от които възникват звездите, са нестабилни: малки смущения в тяхната плътност могат да доведат до нарушаване на гравитационното равновесие. Под въздействието на всемирната гравитация смущенията ще се увеличат, което ще доведе до разделянето на облака на отделни фрагменти, всеки от които под въздействието на гравитацията ще започне да се компресира, образувайки протозвезда. Постепенното компресиране на водородно-хелиевите кондензации под въздействието на собствената им гравитационна сила води до нагряването им до температури, достатъчни за протичане на реакции на термоядрен синтез. По-нататъшното компресиране спира, т.к сега тя е балансирана от радиация, от бучката се появява звезда и започва термоядреният етап от нейната еволюция. Около 90% от звездите във видимата Вселена са в етап на термоядрен синтез на хелий от водород, тъй като този етап от еволюцията на звездите е най-дългият в активния „живот“ на една звезда.

Раждането на звезда обикновено е скрито от космически прах, който абсорбира радиация от звездното ядро. В този случай обвивката от прах се нагрява до стотици градуси и в съответствие с тази температура самата тя свети в инфрачервения (IR) диапазон. Следователно едва с появата на инфрачервената фотометрия и радиоастрономията явленията в облаците газ и прах, свързани с раждането на звезди, станаха достъпни за наблюдение и изследване.

Материята, изразходвана за образуването на звезди, се връща частично в междузвездната среда по време на техните експлозии. Обогатен с тежки елементи, синтезирани в недрата на звездите или образувани по време на техните експлозии, той отново може да бъде включен в процеса на звездообразуване. Звездите от различни поколения се разграничават в зависимост от това колко пъти междузвездният газ, включен в състава им, е участвал в образуването на звезди. Така първите звезди във Вселената възникват от първичен газ, съдържащ само водород (75% от масата) и хелий (25% от масата). Звездите от следващи поколения са образувани от газ, съдържащ целия набор от тежки елементи. Смята се, че Слънцето е звезда от трето поколение. И така, всичко в Слънчевата система, включително хората, се състои от пепелта на експлодиращи звезди. Планети са открити и в други звезди: в момента са известни повече от 100. Планетни системи могат да се образуват в звезди от второ и следващи поколения от материя, в която присъстват елементи, по-тежки от хелия.

Диапазонът на характерните маси на звездите е 0,1M s –100M s (M s е масата на Слънцето). Повечето звезди във видимата Вселена имат маса, по-малка от Слънцето. В звезди с маса M≤0,1 Mc термоядреното изгаряне на водород е невъзможно, така че те могат да светят само поради постепенното охлаждане на тяхната материя. Откриването на такива звезди се усложнява от тяхната ниска светимост, така че е възможно част от невидимата материя във Вселената ( скрита маса), които могат да бъдат открити само чрез гравитационното им въздействие върху съседни обекти, се съдържа именно в тях. Учените смятат, че материята, наблюдавана директно в звездите и газовите мъглявини, съставлява не повече от 5% от общата маса на Вселената (докато звездите представляват само 1% от общата маса на Вселената). Звездите с M≥100M c са нестабилни.

Колкото по-голяма е масата на една звезда, толкова по-бързо тя изчерпва запасите си от ядрено гориво и толкова по-бързо остарява. Следователно масивни звезди с маса приблизително 100 пъти по-голяма от масата на Слънцето живеят само около 10 милиона години; звезди с маса няколко пъти по-голяма от слънчевата – стотици милиони години; и звезди с маса M~M c блестят приблизително 10 милиарда години.

Звездите могат да се развиват индивидуално или в системи, състоящи се от две или повече звезди.

Звезда, която излъчва чрез освобождаване на ядрена енергия, бавно се развива с промяната на нейния химичен състав. Той прекарва най-много време на етапа, когато водородът изгаря в централната си част. Дългата продължителност на този етап се дължи по-специално на факта, че водородът е най-висококалоричното ядрено гориво. Когато едно хелиево ядро ​​(алфа-частица) се образува от 4 водородни ядра, се отделя приблизително 26 MeV енергия, а когато въглерод 6 C 12 се образува от 3 алфа-частици, се отделят само около 7,3 MeV, т.е. отделянето на енергия на единица маса е 10 пъти по-малко.

След изгарянето на водорода в центъра на звездата и образуването на хелиево ядро, освобождаването на ядрена енергия в него спира и ядрото започва интензивно да се компресира. Водородът продължава да гори в тънка обвивка, заобикаляща хелиевото ядро. В същото време обвивката се разширява, светимостта на звездата се увеличава, повърхностната температура намалява и звездата става червен гигант(в случай на по-малко масивни звезди) или свръхгигант (червено или жълто)в случай на по-масивни звезди. Цветът на звездата се определя от температурата на нейната повърхност: колкото по-висока е повърхностната температура T, толкова по-висока е честотата на излъчване ν според формулата

където h е константата на Планк и k е константата на Болцман. Следователно червените звезди са най-студените, а сините звезди са най-горещите.

Процесът на последваща звездна еволюция се определя главно от масата на звездата. Образуването на елементи, по-тежки от магнезия, е възможно само в масивни звезди. Слънцето, поради недостатъчна маса, ще завърши еволюцията си на етапа на изгаряне на хелий. Към края на живота си подобни на Слънцето звезди изхвърлят черупките си (планетарна мъглявина)и се превръщат в бели джуджета, свивайки се до размера на Земята или по-малко. Бялото джудже е гореща звезда, но поради малкия си размер е практически невидимо. След милиарди години бялото джудже трябва да изстине и да се превърне в черно джудже, не излъчващи светлина. По този начин черните джуджета са мъртви останки от звезди.

В масивните звезди, след образуването на желязо, гравитационната компресия на ядрото не се поддържа от обратното налягане на радиацията, т.к. В резултат на протичащите на този етап ядрени реакции не се отделя енергия. Елементи, по-тежки от желязото, се образуват във вътрешността на звездите, когато свободните неутрони или протони се улавят от техните ядра. Така се синтезират тежки ядра до бисмут.

Температурата в центъра на червените свръхгиганти може да достигне 10 10 K. При тази температура ядрата на атомите се разпадат на протони и неутрони, протоните абсорбират електрони, превръщайки се в неутрони и излъчвайки неутрино. По правило еволюцията на такива звезди завършва с мощна експлозия - изригване. свръхнова. През 1987 г. учените наблюдават такава експлозия в галактиката Голям Магеланов облак, разположен на разстояние 150 хиляди светлинни години от нас. В резултат на експлозия на свръхнова състоянието на звездата се променя радикално: тя или напълно се разпада, или изхвърля външната си обвивка, а нейното диво въртящо се (според закона за запазване на ъгловия момент) неутронно ядро ​​се обръща под въздействието на гравитацията компресионни сили в неутронна звезда, чиято маса, с размер около 10 km, може да надвишава масата на Слънцето. Неутронната звезда е изградена от неутронен газ, чието вътрешно налягане противодейства на гравитацията и спира колапса на звездата. Огромните сили на натиск на неутронната материя се дължат на факта, че неутроните, които са фермиони, според принципа на Паули, не могат да бъдат в едно и също енергийно състояние и следователно при силно компресиране се отблъскват.

Идеята за възможността за съществуване на неутронни звезди във Вселената е изложена за първи път от съветския физик Л. Д. Ландау (1908–1968) през 1932 г. след откриването на неутрона. Докато се въртят, неутронните звезди трябва да излъчват електромагнитно излъчване на импулси. Ето защо те започнаха да се наричат пулсари. През 1967 г. астрономите откриха първата неутронна звезда, разположена в центъра Мъглявина Рак, която възниква след експлозия на свръхнова през 1054 г. Звездата периодично излъчва радиовълни. Единичните неутронни звезди обикновено се проявяват като радиопулсари, а неутронните звезди в двойните звездни системи действат като източници на рентгенови лъчи. Губейки енергия от радиация, неутронната звезда трябва постепенно да забави въртенето си. Както следва от теоретичните изчисления, масата на неутронна звезда не може да надвишава масата на Слънцето повече от 3-4 пъти.

Механизмът на преход от компресия на звезда към експлозия, в резултат на което междузвездната среда се обогатява с тежки елементи, образувани във вътрешността на звездите и по време на самата експлозия, засега не е напълно изяснен.

Ако масата на ядрото на умираща, свиваща се звезда надвишава масата на Слънцето 3 или повече пъти, никаква сила не може да спре процеса на компресия. Учените разбраха това в средата на 60-те години на ХХ век. След като изчислиха структурата на звездите и хода на тяхната еволюция, те стигнаха до извода, че съществуването на стабилни мъртви звезди с маса M>3M c е невъзможно. С напредването на компресията интензитетът на гравитационното поле ще се увеличи, увеличавайки, според общата теория на относителността, кривината на пространството и забавяйки времето близо до звездата. Когато звездата се свие до гравитационен радиус R g

R g = 2 GM / c 2 , (2)

където M е масата на звездата, G е гравитационната константа, c е скоростта на светлината във вакуум, тя ще изчезне от видимата Вселена, оставяйки само своето гравитационно поле и ще се превърне в Черна дупка. Свръхсилното гравитационно привличане на черна дупка не може да бъде преодоляно от никое известно вещество или радиация. Следователно тя е невидима (черна).

Германският астрофизик К. Шварцшилд (1873–1916) е първият, който намира точно решение на уравненията на общата теория на относителността на А. Айнщайн, която, както се оказва по-късно, описва геометрията на пространство-времето в близост до черна дупка . Той също така изчислява критичния радиус, до който трябва да се компресира маса, за да се превърне в черна дупка. Този радиус стана известен като радиус на Шварцшилд или гравитационен радиус. Черната дупка няма повърхност, има само област от пространството около нея, определена от нейния гравитационен радиус и невидима за външен наблюдател. Тази област се нарича хоризонт на събитията. Всяко тяло или радиация, които се намират близо до хоризонта на събитията, ще се движат само вътре в черната дупка. Предполага се, че черните дупки крият по-голямата част от материята във Вселената. Ако материален обект попадне в гравитационното поле на черна дупка, той се нагрява до много високи температури. Следователно, преди окончателното изчезване в него, той излъчва интензивно рентгеново лъчение във Вселената.

Черните дупки могат да бъдат прозорци към други вселени, пространства и времена; от тях могат да се раждат вселени, подобно на появата на нашата Вселена от свръхплътно и горещо състояние на материята. Известният английски учен, прикован от съдбата към инвалидна количка, С. Хокинг (р. 1924 г.) излага хипотезата, че с течение на времето черните дупки се изпаряват, излъчвайки енергия в околното пространство.

И така, според съвременната теория за еволюцията на звездите, когато всяка звезда умира, тя става или бяло джудже, или неутронна звезда, или черна дупка. Белите джуджета са известни от много десетилетия и отдавна се считат за последния етап от еволюцията на всяка звезда. Но след това, както беше отбелязано по-горе, бяха открити пулсари, които доказаха реалното съществуване на неутронни звезди. В момента учените търсят експериментални доказателства за наличието на черни дупки във Вселената.

5. Търсене на черни дупки .

Намирането на черни дупки в космоса е трудна задача, защото... никаква информация, включително светлина, не може да излезе от повърхността на такива обекти. Въпреки това гравитационното поле на черна дупка съществува във Вселената. Черните дупки поглъщат светлинните лъчи, преминаващи близо до тях, и отклоняват лъчите, пътуващи на значително разстояние. Черните дупки също могат да упражняват гравитационно влияние върху други космически обекти: те могат да задържат планети близо до тях или да образуват двойни системи с други звезди. Материята, погълната от черната дупка, се нагрява до много високи температури и трябва да излъчва мощно рентгеново лъчение, преди да изчезне в нея.

За търсене на източници на рентгенови лъчи в космоса през 1970 г. в ниска околоземна орбита е изстрелян американският спътник Uhuru, с помощта на който астрономите откриват източници на рентгенови лъчи в много двойни звездни системи. В повечето такива системи масата на невидимата част не надвишава 2 слънчеви маси, т.е. е неутронна звезда. Но има двойни звезди с маса на невидимата част, която е повече от 3 слънчеви маси. Предполага се, че в този случай тъмната компонента е черна дупка.

Първият кандидат за черни дупки беше невидимият източник на рентгенови лъчи Cygnus-X1, разположен на 8000 светлинни години от Земята. Това е двойна звездна система, в която видимата част е звезда с маса около 30 слънчеви маси, а невидимият обект е с маса над 6 слънчеви маси.

Има хипотеза, че в центъра на много галактики има черни дупки, чиято маса достига десетки и стотици милиони слънчеви маси. В резултат на падане на материя в черна дупка трябва да се освободи огромно количество енергия. Астрономите са използвали космическия телескоп Хъбъл и рентгеновата обсерватория Чандра, изстреляна от НАСА през 1999 г., за да намерят доказателства за черни дупки в галактическите ядра. В резултат на наблюдения на огромната елиптична галактика M87, разположена на разстояние 50 милиона светлинни години от Земята в съзвездието Дева, е установено, че в центъра й има йонизиран газов диск, който се върти с огромна скорост (600 км/ s) с радиус около 3,5 pc (1 pc (парсек) е равен на 3,3 светлинни години). Предполага се, че само гравитацията на невидим обект с маса 2-3 милиона слънчеви маси би могла да накара газа да се върти с такава скорост.

С помощта на космическата обсерватория Чандра е получено рентгеново изображение на централната област на Млечния път. Стрелец А, разположен в този регион, има най-интензивното регистрирано рентгеново излъчване. По време на наблюденията източникът на това лъчение свети ярко в продължение на няколко минути и след това се връща на предишното си ниво в рамките на 3 часа. Учените отдават бързите промени в мощността на рентгеновите лъчи на факта, че изригването е причинено от приближаване на материя към черната дупка.

Освен това в сърцевината на Млечния път са открити звезди, движещи се със скорости над 1000 km/s. В област с радиус от 0,1 pc около Стрелец A се наблюдава увеличение на скоростите на звездите при приближаването им към центъра. Такива високи скорости могат да се обяснят само с факта, че Стрелец А е черна дупка с маса, равна на 2,6 10 6 M s.

Съществуването на черна дупка в центъра на нашата Галактика не представлява заплаха за Земята поради огромната й отдалеченост. Но тъй като черната дупка се храни със звездна и друга материя, тя може да погълне цялата галактика. Но преди да достигне Слънчевата система, ще трябва да погълне поне 100 милиарда звезди от Млечния път.

Един от кандидатите за черна дупка пътува през нашата Галактика. Открит е през 2000 г. Учените смятат, че това е масивна двойна звездна система, в която черна дупка поглъща материя от съседна звезда. Беше възможно да се определи орбитата на този обект. Разстоянието между него и Слънцето сега е 6000 светлинни години.

През 1999 г. с помощта на обсерваторията Чандра е открит мощен източник на рентгенови лъчи, разположен на разстояние 2,5 милиарда светлинни години от Земята в центъра на една от галактиките в съзвездието Хидра. Смята се, че това също е черна дупка.

Най-мощните източници на електромагнитно излъчване във Вселената са тези, открити през 1963 г. квазари – квазизвездни радиоизточници. Техните размери са по-големи от звездите, но по-малки от галактиките. Диаметърът на квазара е приблизително няколко светлинни седмици, а масата му е повече от 10 6 M s. Повечето квазари се намират на разстояния от 10–15 милиарда светлинни години от Земята, т.е. на границата на видимата Вселена. Следователно ние ги виждаме такива, каквито са били, когато Вселената е започнала да се формира. Светимостта на квазара може да бъде еквивалентна на излъчването на десетки галактики. Вече са открити хиляди квазари. Те се характеризират с мощни газови движения и изхвърляне на струи материя (джет) със скорост, близка до скоростта на светлината. Има хипотеза, че квазарите са гигантски черни дупки с маса около 100 милиона слънчеви маси, разположени в плътните ядра на галактиките. Такива масивни черни дупки трябва да унищожават и улавят звезди, чиито орбити се намират в непосредствена близост до тях. Това се потвърждава от промените в яркостта на квазарите с характерен период по-малък от един ден.

Съдържанието на статията

ЗВЕЗДИ,горещи светещи небесни тела като Слънцето. Звездите се различават по размер, температура и яркост. В много отношения Слънцето е типична звезда, въпреки че изглежда много по-ярко и по-голямо от всички други звезди, тъй като се намира много по-близо до Земята. Дори най-близката звезда (Проксима Кентавър) е 272 000 пъти по-далеч от Земята от Слънцето, така че звездите ни изглеждат като ярки точки в небето. Въпреки че звездите са разпръснати по цялото небе, ние ги виждаме само през нощта, а през деня те не се виждат на фона на ярка слънчева светлина, разпръсната във въздуха.

Живеейки на повърхността на Земята, ние се намираме на дъното на океан от въздух, който непрекъснато се вълнува и кипи, пречупвайки лъчите на звездната светлина, карайки ги да ни се струват, че мигат и треперят. Астронавтите в орбита виждат звездите като цветни, немигащи точки.

Много храмове са били ориентирани според звездите. Например, Великите пирамиди в Гиза са построени по такъв начин, че тесният коридор в тях е насочен точно към полярната звезда, ролята на която тогава е играл аДракон. Мегалитната структура Стоунхендж в равнината Солсбъри в Англия е построена в строго съответствие със сезонните промени в позицията на Слънцето и Луната.

В нашата ера звездите често се използват като ярки маркери в небето за определяне на времето и за навигация. Докато Земята се върти, всеки наблюдател забелязва как звездите последователно пресичат въображаемата линия север-зенит-юг (небесен меридиан). Това явление се използва за измерване на звездното време. За начало на новия звезден ден на цялата Земя се приема моментът, в който определена точка от небесната сфера пресича Гринуичкия меридиан в Англия. НАВИГАЦИЯ.

Звездни обозначения.

В нашата Галактика има повече от 100 милиарда звезди. Снимките на небето, направени от големи телескопи, показват толкова много звезди, че е безсмислено дори да се опитваме да ги назовем всички или дори да ги преброим. Около 0,01% от всички звезди в Галактиката са каталогизирани. Следователно по-голямата част от звездите, наблюдавани в големи телескопи, все още не са идентифицирани и преброени.

Най-ярките звезди на всяка нация получиха свои имена. Много от тези, които се използват в момента, например Алдебаран, Алгол, Денеб, Ригел и др., са от арабски произход; Арабската култура служи като мост през интелектуалната пропаст, разделяща падането на Рим от Ренесанса.

Красиво илюстрирано Уранометрия (Уранометрия, 1603) от немския астроном И. Байер (1572–1625), където са изобразени съзвездия и легендарни фигури, свързани с техните имена, звездите за първи път са обозначени с букви от гръцката азбука приблизително в низходящ ред на тяхната яркост: а- най-ярката звезда в съзвездието, b– втори по блясък и т.н. Когато няма достатъчно букви от гръцката азбука, Байер използва латиница. Пълното обозначение на звездата се състоеше от споменатата буква и латинското име на съзвездието. Например Сириус е най-ярката звезда в съзвездието Голямо куче, така че е обозначена като а Canis Majoris или накратко а CMa; Алгол - втората най-ярка звезда в Персей е обозначена като bПерсей, или bпер.

J. Flamsteed (1646–1719), първият кралски астроном на Англия, въвежда система за именуване на звезди, която не е свързана с тяхната яркост. Във всяко съзвездие той обозначи звездите с номера по ред на нарастване на техния прав възход, т.е. в реда, в който пресичат меридиана. Да, Арктур, известен още като аБотуши ( b Bootes), обозначен като 16 Bootes.

Някои необичайни звезди понякога са кръстени на астрономите, които първи са описали уникалните им свойства. Например звездата на Барнард е кръстена на американския астроном Е. Барнард (1857–1923), а звездата на Каптейн е кръстена на холандския астроном Й. Каптейн (1851–1922). Съвременните звездни карти обикновено носят древните собствени имена на ярки звезди и гръцките букви в нотната система на Байер (неговите латински букви се използват рядко); останалите звезди са обозначени според Flamsteed. Но не винаги има достатъчно място на картите за тези обозначения, така че обозначенията на други звезди трябва да се търсят в звездните каталози.

Звездни каталози.

Най-обширният звезден каталог Преглед на Бон(Bonner Durchmusterung,BD) е съставен от немския астроном Ф. Аргеландер (1799–1875). Той показва позициите на 324 198 звезди от северния полюс до деклинация -2°. Звездата, обозначена например като BD +7°1226, е 1226-та звезда в реда на право изкачване в осмия пояс на северната деклинация. Продължението на този каталог (SBD) на юг до деклинация -23°, съдържащо 133 659 звезди, е съставено от немския астроном Е. Шьонфелд (1828–1891). Останалата част от южното небе беше покрита от каталози Кордоба преглед (Кордоба Durchmusterung, CD) и Cape Photographic Review (Cape Photographic Durchmusterung, CPD). Общо тези каталози съдържат повече от 1 милион звезди до приблизително 10-та величина.

Значително повече звезди в каталога Карта на небето(Carte du ciel, или Астрографски каталог), съдържащ позициите на няколко милиона звезди върху 44 000 фотографски плаки, получени от обсерватории по целия свят. Модерен голям каталог с точните позиции на 258 997 звезди е създаден в Смитсонианската астрофизична обсерватория (SAO). Обширен каталог на звездните спектри е създаден от американския астроном Е. Кенън (1863–1941) и е наречен Каталогът на Хенри Дрейпър (Каталог на Хенри Дрейпър на Stellar Спектри, HD).

Има много специални каталози. Например, звезди с измерени собствени движения са събрани в Общ каталог (Общ каталог, GC) и в Зонови директории на Yale (Каталози на Yale Zone). Има каталози на звезди с измерени радиални скорости, звезди с променлив блясък и каталози на двойни звезди. Най-слабите звезди не са каталогизирани, но могат да бъдат намерени на фотографски карти на небето и техните координати и яркост определени спрямо по-ярките звезди. Най-пълният фотографски атлас, покриващ цялото небе е Преглед на Palomar (Проучване на Паломар), на картите на които се виждат звезди до 21-ва величина.

Променливи звезди.

Променливите звезди са именувани в реда, в който се намират във всяко съзвездие. Първият се обозначава с буквата R, вторият с S, след това с T и т.н. След Z има обозначения RR, RS, RT и т.н. След ZZ идват AA и т.н. (Буквата J не се използва, за да се избегне объркване с I.) Когато всички тези комбинации са изчерпани (общо са 334), те продължават да номерират с числа с буквата V (променлива), започвайки с V335. Примери: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Разстояния до звездите.

Най-близката до нас звезда е Слънцето, ок. 150 милиона км. Най-ярката звезда, която е най-близо до Слънцето, е аКентавърът, който може да се види само в южното полукълбо, е на 42 000 милиарда километра. Но дори малко по-близо до нас е неговият невидим спътник, звездата Проксима („най-близкият“) Кентавър. Сириус, най-ярката звезда в нашето небе, е само два пъти по-далеч.

Тъй като разстоянията до звездите са толкова големи, не е удобно да се измерват в километри. По-добре е да използвате специални единици; например в научно-популярната литература те често използват „светлинна година“, т.е. разстоянието, което лъч светлина изминава със скорост около 300 000 km/s годишно; ОК е. 9460 милиарда км. Разстояние до Proxima 4.3 sv. години, а до Сириус ок. 8.7 Св. на годината.

За първи път разстоянията до звездите са независимо измерени през 1838 г. от Ф. Бесел в Германия (до звездата 61 Cygni), от Т. Хендерсън на нос Добра надежда (до аКентавър) и В. Струве в Русия (преди Вега). Но век и половина по-рано И. Нютон успя да оцени реда на разстоянието до звездите. Вярвайки, че Слънцето е обикновена звезда, той изчислява, че ще трябва да бъде премахнато 250 000 пъти, за да изглежда Слънцето като обикновена звезда в небето. Така Нютон въвежда много универсален метод за определяне на разстояния в астрономията. Ако по някакъв начин знаем истинската яркост на една звезда, тогава не е трудно да изчислим на какво разстояние тя ще има наблюдавания блясък. Основното тук е да се определи истинската яркост на звездата. На практика за това се използва спектроскопия: в спектъра на една звезда има няколко показателя за нейната яркост.

Най-близките звезди

НАЙ-БЛИЗКИ ЗВЕЗДИ 1
звезда	Паралакс (ъгови секунди)	Разстояние (св. години)	Относителна осветеност	Цвят
слънце	–	– 2	1	Жълто
аКентавър	0,760	4,3	1,5	Жълто
Звездата на Барнард	0,552	5,9	0,0006	червен
Вълк 359	0,425	7,7	0,00002	червен
Лаланд 21185	0,398	8,2	0,0055	червен
Сириус	0,375	8,6	23	Бяло
Leithen 726-8	0,368	8,9	0,00006	червен
Рос 154	0,345	9,5	0,00041	червен
Рос 248	0,316	10,2	0,00011	червен
Leithen 789-6	0,305	10,7	0,00009	червен
дЕридани	0,303	10,8	0,30	портокал
Рос 128	0,301	10,8	0,00054	червен
61 Лебеди	0,296	11,0	0,084	портокал
диндийски	0,291	11,2	0,14	портокал
Процион	0,285	11,4	7,3	Жълто
1 Данни само за основните компоненти на двойни и множествени звезди. 2 Разстоянието до Слънцето е 150 милиона км, или 1 астрономическа единица.

Но спектроскопичният метод се нуждае от калибриране. За някои групи звезди се използват специални методи за определяне на разстоянията, например статистически метод, базиран на видимото движение на звездите по небето. Основният метод за определяне на разстоянията до звездите обаче е методът на тригонометричните паралакси.

Паралакс.

Методът на паралакса се основава на измерване на видимото изместване на близки звезди на фона на по-далечни, когато се наблюдават от различни точки на земната орбита. Колкото по-близо е звездата, толкова по-голямо е нейното ъглово изместване. Паралаксът на звезда е ъгълът, под който радиусът на земната орбита се вижда от нея, равен на 1 астрономическа единица (AU) или 150 милиона км. Това е чисто геометричен и следователно много надежден метод. За съжаление, паралаксите могат да бъдат измерени само за няколко хиляди близки звезди. Разстоянията до тях служат като основа за определяне на разстоянията до по-далечни звезди чрез спектрални методи.

Астрономите от миналото, например Т. Брахе (1546–1601), не успяха да забележат паралактичното изместване на звездите, от което заключиха, че Земята е неподвижна. Наистина, паралаксите дори на най-близките звезди не надвишават 1ўў; под този ъгъл можете да видите малкия си пръст от километър разстояние. Измерването на толкова малки ъгли е голямо постижение на съвременните технологии. Най-големият паралакс (0,762ўў) има Проксима Кентавър, малък спътник на звездата аКентавър, разположен по-близо до Слънцето.

Въз основа на тригонометричните паралакси астрономите въведоха единицата за дължина „парсек“ (pc) - разстоянието до звезда, чийто паралакс е 1ўў; 1 бр = 3,26 ст. на годината. Най-малките паралакси, които сега могат да бъдат измерени, са 0,01ўў; това съответства на разстояние от 100 pc или 326 sv. години.

Светимост на звездите.

Общата мощност на излъчване на звезда в целия диапазон на електромагнитния спектър се нарича истинска или болометрична „светимост“. Например светимостта на Слънцето е 3,86×10 26 W. Колкото по-голяма е масата на една нормална звезда, толкова по-голяма е нейната светимост; тя се увеличава приблизително като куба маса. Тази връзка между масата и светимостта е установена за първи път от наблюдения и по-късно е получила теоретична обосновка.

Потокът от енергия, идващ от звезда към Земята, се нарича „видима яркост“; зависи не само от истинската яркост на звездата, но и от нейното разстояние от Земята. Звезда с ниска яркост близо до Земята може да бъде по-ярка от звезда с висока яркост на по-голямо разстояние.

Най-ярките звезди

НАЙ-ЯРКИТЕ ЗВЕЗДИ
звезда	величина		Светимост (Слънце=1)	Цветен индекс	Цвят
	видими	абсолютен
Сириус	–1,43	+1,4	23	0,00	Бяло
Канопус	–0,72	–4,5	1500	0,16	Жълто
аКентавър	–0,27	+4,7	1,5	0,68	Жълто
Арктур	–0,06	–0,1	100	1,24	портокал
Вега	+0,02	+0,5	50	0,00	Бяло
Параклис	+0,05	–0,6	170	0,80	Жълто
Ригел	+0,14	–7,0	40000	–0,04	Син
Процион	+0,37	+2,7	7,3	0,41	Жълто
Бетелгейзе	+0,50	–5,0	17000	1,87	червен
Ахернар	+0,51	–2,0	200	–0,16	Син
bКентавър	+0,63	–4,0	5000	–0,23	Син
Алтаир	+0,77	+2,2	9	0,22	Бяло
Алдебаран	+0,86	–0,7	100	1,52	портокал
акръст	+0,87	–4,0	4000	–0,25	Син
Спика	+0,96	–3,0	2800	–0,25	Син
Антарес	+1,16	–4,0	3500	1,83	червен
Фомалхаут	+1,16	+1,9	14	0,10	Бяло
Полукс	+1,25	+1,0	45	1,02	портокал
Денеб	+1,28	–7,0	60000	0,09	Бяло
bкръст	+1,36	–4,0	6000	–0,25	Син
Регулус	+1,48	–0,7	120	–0,12	Син
Шаула (л Sco)	+1,60	–5,0	8000	–0,21	Син
Адара (e SMa)	+1,64	–3,0	1700	–0,24	Син
Белатрикс	+1,97	–4,0	2300	–0,23	Син
Рициново		+0,9	27	0,03	Бяло

Звездни величини.

Блясъкът на звездите се изразява в специални, исторически установени „звездни величини“. Произходът на тази система е свързан с особеностите на нашето зрение: ако силата на източника на светлина се променя в геометрична прогресия, тогава нашето усещане от него се променя само в аритметична прогресия. Гръцкият астроном Хипарх (преди 161 - след 126 г. пр. н. е.) разделя всички видими за окото звезди на 6 класа според яркостта. Той нарече най-ярките звезди 1-ва величина, а най-слабите звезди 6-та. По-късни измервания показват, че светлинният поток от звезди от 1-ва величина е приблизително 100 пъти по-голям, отколкото от звезди от 6-та величина според Хипарх. За да бъде сигурно, беше решено, че разликата от 5 величини точно съответства на съотношението на светлинните потоци 1:100. Тогава разликата в яркостта с 1 величина съответства на съотношението на яркостта. Например звезда от 1-ва величина е 2,512 пъти по-ярка от звезда от 2-ра величина, която от своя страна е 2,512 пъти по-ярка от звезда от 3-та величина и т.н. Това е много гъвкава скала; той е подходящ за изразяване на осветеността, създадена на Земята от всеки източник на светлина.

За да сравнят звездите по тяхната истинска яркост, те използват „абсолютна величина“, която се определя като видимата величина, която дадена звезда би имала, ако бъде поставена на стандартно разстояние от Земята от 10 бр. Ако някоя звезда има паралакс стри привиден размер м, тогава неговата абсолютна стойност Мизчислено по формулата

Звездните величини могат да опишат излъчването на звезда в различни спектрални диапазони. Например визуална величина ( мв) изразява яркостта на звезда в жълто-зелената област на спектъра, фотографски ( m p) – в синьо и т.н. Разликата между фотографските и визуалните стойности се нарича "цветов индекс"

тя е тясно свързана с температурата и спектъра на звездата.

Размери на звездите.

Звездите се различават значително по диаметър: белите джуджета са с размерите на земното кълбо (приблизително 13 000 km), а гигантските звезди надвишават размера на орбитата на Марс (455 милиона km). Средно размерът на звездите, видими в небето с просто око, е близък до диаметъра на Слънцето (1 392 000 km).

С редки изключения диаметрите на звездите не могат да бъдат измерени директно: дори в най-големите телескопи звездите изглеждат като точки поради гигантските разстояния до тях. Разбира се, Слънцето е изключение: неговият ъглов диаметър (32º) е лесен за измерване; За няколко от най-големите и най-близки звезди е много трудно да се измери ъгловият размер и, знаейки разстоянието до тях, да се определи техният линеен диаметър. Тези данни са показани в таблицата по-долу.

В някои случаи е възможно директно да се определят линейните диаметри на звездите в двойните системи. Ако звездите периодично се покриват една друга, тогава от продължителността на затъмнението, чрез измерване на орбиталната скорост на звездите чрез изместване на спектралните линии, може да се изчисли техният диаметър.

За по-голямата част от звездите диаметрите се определят индиректно, въз основа на законите на радиацията. След като се определи температурата на звездата от вида на спектъра, въз основа на законите на физиката, е възможно да се изчисли интензивността на излъчване от нейната повърхност. Познавайки общата светимост, вече е лесно да се изчисли повърхността и диаметърът на звездата. Получените по този начин диаметри се съгласуват добре с директно измерените.

В течение на живота си размерът на звездата се променя значително. Започва еволюцията си като свиващ се газов облак с огромни размери, след което остава дълго време под формата на нормална звезда и в края на живота си се увеличава десетки пъти, превръщайки се в гигант, изхвърля черупката си и се превръща в малко „бяло джудже“ или много малка „неутронна звезда“. ПУЛСАР.

Звездни популации.

През 1944 г. американският астроном от немски произход У. Бааде предлага разделянето на звездите на два типа, които той нарича население I и население II. Той включи млади звезди и свързания междузвезден газ и прах, които се наблюдават в спиралните ръкави на галактики и отворени купове, като население I. Популация II се състои от стари звезди, открити в кълбовидни купове, елиптични галактики и централните области на спиралните галактики. Най-ярките звезди от Популация I са сини свръхгиганти, които са 100 пъти по-ярки от най-ярките звезди от Популация II, червени гиганти. Звездите от популация I имат значително по-високо изобилие от тежки елементи. Концепцията за звездните популации беше от голямо значение за развитието на теорията за еволюцията на звездите.

Движенията на звездите.

Обикновено движението на една звезда се характеризира от две гледни точки: като орбитално движение около центъра на Галактиката и като относително движение в група от близки звезди. Например Слънцето се върти около центъра на Галактиката със скорост от прибл. 240 km/s, а спрямо околните звезди се движи много по-бавно, със скорост ок. 19 км/сек.

Основната отправна точка за измерване на движението на звездите е Галактиката като цяло. Но за земен наблюдател обикновено е по-удобно да използва референтна система, свързана с центъра на Слънчевата система, всъщност със Слънцето. По отношение на Слънцето най-близките звезди се движат със скорост от 10 km/s и по-висока. Но разстоянията до звездите са толкова големи, че фигурите на съзвездията се променят само в продължение на много хилядолетия. Движението на звездите е открито за първи път през 1718 г. от Е. Халей, сравнявайки техните позиции, точно определени от него в Гринуич, с тези, посочени в неговия каталог от Птолемей (2 век сл. н. е.).

Ъгловото движение на звезда върху небесната сфера по отношение на далечни звезди се нарича нейното „собствено движение“ и обикновено се изразява в дъгови секунди на година. Така собственото движение на Арктур ​​е 2,3ўў/година, а това на Сириус е 1,3ўў/година. Звездата на Барнард има най-голямото собствено движение, 10,3ўў/година.

За да изчислите линейната скорост на звезда в километри в секунда, използвайте формулата T = 4,74 м/стр, Където T– тангенциална скорост (т.е. компонентът на общата скорост, насочен през линията на видимост), м– собствено движение в дъгови секунди на година и стр– паралакс.

Радиална скорост.

Скоростта на звезда по линията на видимост, която се нарича радиална скорост, се измерва чрез доплеровото изместване на линиите в нейния спектър с точност до части от километър в секунда. Изместването на линиите към червената страна на спектъра показва, че звездата се отдалечава от Земята, а към синята - тя се приближава. Скоростите на звездите не са толкова високи, че това да доведе до промяна в цвета на звездата, но бързото движение на далечни галактики променя цвета им доста забележимо. Измерването на доплеровото изместване на линиите е много деликатна операция. В телескопа, едновременно със спектъра на звездата, на същата плака се снима и спектърът на лабораторния източник с точно известните положения на линиите. След това, с помощта на измервателна машина, оборудвана с мощен микроскоп, изместването на линията (D л) в спектъра на звездата спрямо същите линии на лабораторен източник с дължина на вълната л. Радиалната скорост на звезда се определя по формулата V = ° Сд л/л, Където ° С- скоростта на светлината. Тази формула е подходяща за нормални скорости на звездите, но не е подходяща за бързо движещи се галактики. Точността на измерване на лъчевите скорости на звездите не зависи от разстоянието до тях, а се определя изцяло от възможността да се получат добри спектри и да се измери точно положението на линиите в тях. Въпреки това, точността на измерване на тангенциалните скорости на звездите зависи не само от точността на измерване на собственото им движение, но и от техния паралакс, т.е. от разстоянието до тях: колкото по-голямо е разстоянието, толкова по-малка е точността.

Пространствена скорост.

Радиалните и тангенциалните скорости са компоненти на общата пространствена скорост на звезда спрямо Слънцето (може лесно да се изчисли с помощта на Питагоровата теорема). Така че движението на самото Слънце не „пречи“ на тази скорост, обикновено се преизчислява по отношение на „местния стандарт за почивка“ - изкуствена координатна система, в която средното движение на околослънчевите звезди е нула. Скоростта на една звезда спрямо местния стандарт за покой се нарича нейната "специална скорост".

Всяка от звездите обикаля около центъра на Галактиката. Звездите от население I се въртят в почти кръгови орбити, разположени в равнината на галактическия диск. Слънцето и съседните му звезди също се движат в почти кръгови орбити със скорост от около 240 km/s, завършвайки революция за 200 милиона години (галактическа година). Звездите от население II се движат по елиптични орбити с различни ексцентритети и наклони към галактическата равнина, приближавайки се до галактическия център в перигалактичната орбита и отдалечавайки се от него в апогалактическата. Те прекарват по-голямата част от времето си в областта на апогалактиума, където движението им се забавя. Но спрямо Слънцето техните скорости са високи, поради което се наричат ​​„високоскоростни звезди“.

Двойни звезди.

Около половината от всички звезди са част от двойни или по-сложни системи. Центърът на масата на такава система се движи по орбита около центъра на Галактиката, а отделните звезди обикалят около центъра на масата на системата. В двойна звезда единият компонент обикаля около другия в съответствие с хармоничния (трети) закон на Кеплер:

Където м 1 и м 2 – звездни маси в единици слънчева маса, П –период на обръщение в години и д– разстояние между звездите в астрономически единици. И двете звезди се въртят около общ център на масата и техните разстояния от този център са обратно пропорционални на техните маси. След като се определи орбитата на всеки от компонентите на двоичната система спрямо околните звезди, е лесно да се намери съотношението на техните маси.

Много двойни звезди се движат толкова близо една до друга, че е невъзможно да ги забележите поотделно в телескоп; тяхната двойственост може да бъде открита само чрез спектри. В резултат на орбиталното движение всяка от звездите периодично се приближава към нас и след това се отдалечава. Това причинява доплерово изместване на линиите в неговия спектър. Ако светимостите на двете звезди са близки, тогава се наблюдава периодично бифуркация на всяка спектрална линия. Ако една от звездите е много по-ярка, тогава се наблюдава само спектърът на по-ярката звезда, в който всички линии периодично се колебаят.

Променливи звезди.

Видимата яркост на звезда може да се промени по две причини: или светимостта на звездата се променя, или нещо я блокира от наблюдателя, например втора звезда в двоична система. Звездите с различна яркост се делят на пулсиращи и еруптивни (т.е. експлодиращи). Има два важни вида пулсиращи променливи - лириди и цефеиди. Първите, променливите на RR Lyrae, имат приблизително същата абсолютна величина и периоди, по-кратки от един ден. За цефеидите, променливи като дПериодите на изменение на яркостта на Цефей са тясно свързани със средната им яркост. И двата типа пулсиращи променливи са много важни, защото познаването на тяхната яркост позволява да се определят разстоянията. Американският астроном Х. Шапли използва Лиридите за измерване на разстоянията в нашата Галактика, а неговият колега Е. Хъбъл използва Цефеидите, за да определи разстоянието до галактиката Андромеда.

Звездни цветове.

Звездите се предлагат в различни цветове. Арктур ​​има жълто-оранжев оттенък, Ригел е бяло-син, Антарес е яркочервен. Доминиращият цвят в спектъра на една звезда зависи от повърхностната й температура. Газовата обвивка на звезда се държи почти като идеален излъчвател (абсолютно черно тяло) и е напълно подчинена на класическите закони на излъчване от М. Планк (1858–1947), Й. Стефан (1835–1893) и В. Виен ( 1864–1928), свързващи телесната температура и естеството на нейното излъчване. Законът на Планк описва разпределението на енергията в спектъра на тялото. Той посочва, че с повишаване на температурата общият радиационен поток нараства, а максимумът в спектъра се измества към по-къси вълни. Дължината на вълната (в сантиметри), при която възниква максималното излъчване, се определя от закона на Виен: лмакс. = 0,29/ T. Именно този закон обяснява червения цвят на Антарес ( T= 3500 K) и синкавия цвят Rigel ( T= 18000 K). Законът на Стефан дава общия поток на радиация при всички дължини на вълната (във ватове на квадратен метър): д = 5,67ґ10 –8 T 4 .

Спектри на звездите.

Изследването на звездните спектри е в основата на съвременната астрофизика. От спектъра може да се определи химичният състав, температурата, налягането и скоростта на газа в атмосферата на звездата. Доплеровото изместване на линиите се използва за измерване на скоростта на движение на самата звезда, например по орбита в двоична система.

В спектрите на повечето звезди се виждат абсорбционни линии, т.е. тесни прекъсвания в непрекъснатото разпределение на радиацията. Те се наричат ​​още Фраунхоферови или абсорбционни линии. Те се образуват в спектъра, защото радиацията от горещите долни слоеве на атмосферата на звездата, преминавайки през по-хладните горни слоеве, се абсорбира при определени дължини на вълните, характерни за определени атоми и молекули.

Спектрите на поглъщане на звездите варират значително; Но интензитетът на линиите на всеки химичен елемент не винаги отразява истинското му количество в звездната атмосфера: в много по-голяма степен формата на спектъра зависи от температурата на повърхността на звездата. Например атомите на желязото се намират в атмосферата на повечето звезди. Линиите на неутрално желязо обаче липсват в спектрите на горещите звезди, тъй като всички железни атоми там са йонизирани. Водородът е основният компонент на всички звезди. Но оптичните линии на водорода не се виждат в спектрите на хладни звезди, където той не е достатъчно възбуден, и в спектрите на много горещи звезди, където е напълно йонизиран. Но в спектрите на умерено горещи звезди с повърхностна температура от ок. 10 000 К най-мощните линии на поглъщане са линиите от серията Балмер на водорода, образувани при преходите на атоми от второ енергийно ниво.

Налягането на газа в атмосферата на звездата също има известно влияние върху спектъра. При същата температура линиите на йонизираните атоми са по-силни в атмосфери с ниско налягане, тъй като там е по-малко вероятно тези атоми да улавят електрони и следователно живеят по-дълго. Атмосферното налягане е тясно свързано с размера и масата, а следователно и със светимостта на звезда от даден спектрален клас. След като се установи налягането от спектъра, е възможно да се изчисли осветеността на звездата и, сравнявайки я с видимата яркост, да се определи „модулът на разстоянието“ ( М - м) и линейно разстояние до звездата. Този много полезен метод се нарича метод на спектралния паралакс.

Цветен индикатор.

Спектърът на една звезда и нейната температура са тясно свързани с цветовия индекс, т.е. със съотношението на яркостта на звездите в жълтия и синия спектрален диапазон. Законът на Планк, който описва разпределението на енергията в спектъра, дава израз за цветовия индекс: C.I. = 7200/ T– 0,64. Хладните звезди имат по-висок цветен индекс от горещите звезди, т.е. хладните звезди са относително по-ярки в жълта светлина, отколкото в синя светлина. Горещите (сини) звезди изглеждат по-ярки на обикновени фотографски плаки, докато хладните звезди изглеждат по-ярки за окото и специалните фотографски емулсии, които са чувствителни към жълти лъчи.

Спектрална класификация.

Цялото разнообразие от звездни спектри може да се постави в логическа система. Харвардската спектрална класификация е въведена за първи път през Каталогът на звездните спектри на Хенри Дрейпър, изготвен под ръководството на Е. Пикеринг (1846–1919). Първо, спектрите бяха подредени според интензитета на линията и обозначени с букви по азбучен ред. Но физическата теория на спектрите, разработена по-късно, направи възможно подреждането им в температурна последователност. Буквеното обозначение на спектрите не е променено и сега редът на основните спектрални класове от горещи до студени звезди изглежда така: O B A F G K M. Допълнителните класове R, N и S показват спектри, подобни на K и M, но с a различен химичен състав. Между всеки два класа се въвеждат подкласове, обозначени с числа от 0 до 9. Например спектърът от тип A5 е по средата между A0 и F0. Допълнителни букви понякога отбелязват характеристиките на звездите: "d" - джудже, "D" - бяло джудже, "p" - особен (необичаен) спектър.

Най-точната спектрална класификация е представена от системата MK, създадена от W. Morgan и F. Keenan в обсерваторията Yerkes. Това е двуизмерна система, в която спектрите са подредени както по температура, така и по яркост на звездите. Нейната приемственост с едномерната Харвардска класификация е, че температурната последователност се изразява със същите букви и цифри (A3, K5, G2 и т.н.). Но допълнително се въвеждат класове на светимост, маркирани с римски цифри: Ia, Ib, II, III, IV, V и VI, съответно показващи ярки свръхгиганти, свръхгиганти, ярки гиганти, нормални гиганти, субгиганти, джуджета (звезди от главната последователност) и подджуджета . Например, обозначението G2 V се отнася за звезда от слънчев тип, докато обозначението G2 III показва, че това е нормален гигант с температура, подобна на Слънцето.

Последователности от звезди.

През 1905–1913 г. Е. Херцспрунг в Дания и Г. Ръсел в САЩ независимо откриват емпирична връзка между температурата (спектрален клас) и светимостта на звездите. Те откриха, че повечето звезди лежат в широка лента на диаграмата температура-светимост. Тази лента, наречена „главна последователност" минава от горния ляв ъгъл на диаграмата, където са разположени горещи и ярки O и B звезди, до долния десен ъгъл, обитаван от хладни и тъмни K и M джуджета.

Откриването на главната последователност беше изненада: не беше ясно защо звездите с определена повърхностна температура не могат да имат никакъв размер и следователно светимост. Оказа се, че радиусът на една звезда и температурата на нейната повърхност са свързани помежду си.

Диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел разкри и втора последователност - клон от гиганти, простиращ се в широка ивица от средата на главната последователност (клас G, абсолютен магнитуд +1) почти перпендикулярно на нея към горния десен ъгъл на диаграмата ( клас M, абсолютен магнитуд -1). Гигантският клон съдържа звезди с големи размери и доста висока светимост, за разлика от джуджетата, които обитават основната последователност. Те са разделени от „пропастта на Херцшпрунг“.

В долния ляв ъгъл на диаграмата има бели джуджета, необичайни звезди с високи повърхностни температури, но ниска светимост, което показва техния много малък размер. В тези останки от еволюцията на нормалните звезди вече не се случват термоядрени реакции и те бавно се охлаждат.

Няколко десетилетия след откритието на Херцшпрунг и Ръсел стана ясно, че диаграмите температура-светимост на различните групи звезди се различават значително. Това е особено ясно при сравняване на звездни купове, във всеки от които всички звезди са на една и съща възраст. Диаграмите на отворените купове, като Хиадите и Плеядите, като цяло са подобни на тези на околослънчевите звезди и са много различни от тези на кълбовидните купове, като големия куп в Херкулес, където светлата част от главната последователност отсъства, а долната му част се слива с гигантския клон.насочвайки се стръмно нагоре в района на висока светимост. Установено е, че такива диаграми са характерни за звездите от Популация II, а диаграмите на отворени клъстери са типични за звездите от Популация I. По този начин диаграмата на Херцшпрунг–Ръсел служи като важен инструмент за изясняване на еволюционния статус на звездните популации.

Звездни купове.

Известни са три различни типа звездни групи: звездни асоциации, кълбовидни купове и отворени купове (понякога наричани „отворени“ или „галактически“ купове). Звездните купове са много ценни за астрофизиката, тъй като те са групи звезди, еднакво отдалечени от нас и образувани едновременно от материала на един облак. Звездите в рамките на един и същи куп се различават само по първоначалната си маса, което значително улеснява изучаването на тяхната еволюция.

Звездни асоциации.

Това са сравнително редки групи от звезди, разпръснати далеч от общ център, където вероятно са родени. Ако проследим траекториите им назад, се оказва, че те са „тръгнали“ само преди около милион години - съвсем наскоро в звездно отношение. Асоциациите са разположени в спиралните ръкави на Галактиката, на същото място, където е концентрирана междузвездната материя, от която се образуват звездите. Известни са по-малко от сто асоциации и всички те се състоят от млади, ярки и масивни звезди, главно от спектрални класове O и B. В асоциациите има и звезди с по-ниска маса, но те са по-трудни за разпознаване. Когато след няколко милиона години еволюцията на звездите O и B приключи, ще стане невъзможно да се забележат известните в момента асоциации в небето. Всичко подсказва, че сдруженията са краткотрайни образувания. Може би повечето от звездите в Галактиката са родени именно като част от асоциации.

Отворени клъстери.

Забележителни представители на звездни купове от по-висок порядък са Плеядите, Хиадите и Яслите. Ако в асоциациите обикновено има не повече от 100 звезди, тогава в отворените клъстери има около 1000. По-плътно опаковани, те могат да издържат на разрушителното гравитационно влияние на Галактиката много по-дълго; например, възрастта на клъстера на Плеядите, определена от външния вид на диаграмата на Hertzsprung-Russell, е приблизително. 50 милиона години. Дори по-плътните клъстери могат да съществуват стотици милиони години; един от най-старите отворени клъстери, M 67, е и най-плътният от тях. Известни са повече от 1000 отворени клъстера, но много хиляди други вероятно са скрити в далечни региони на Галактиката.

Кълбовидни купове.

Тези клъстери се различават в много отношения от отворените клъстери и асоциации. Досега са открити около 150 кълбовидни купа и изглежда, че това е почти всичко, което има в Галактиката. Трудно е да не ги забележите: с диаметър от 40 до 900 светлина. години съдържат от 10 000 до няколко милиона звезди. Такива „чудовища“ се виждат на големи разстояния. Освен това те не се крият в прашния диск на Галактиката, а изпълват целия й обем, концентрирайки се към галактическото ядро.

Снимките на кълбовидни купове като M 13 в съзвездието Херкулес са впечатляващи. В центъра на клъстера звездите изглежда са се слели в една бъркотия, въпреки че в действителност разстоянията между тях не са толкова малки и сблъсъци на звезди практически не се случват. Всяка от звездите се движи по орбита около центъра на купа, а самият куп се движи по орбита около центъра на Галактиката.

Поради голямата си маса и плътност кълбовидните купове са много стабилни; те са съществували почти непроменени милиарди години. Техните звезди са родени по време на формирането на Галактиката; те съдържат малко тежки елементи и са класифицирани като Популация II. В нашата ера такива звезди вече не се образуват.

Източници на звездна енергия.

Когато теорията на Айнщайн обяви еквивалентността на масата ( м) и енергия ( д), свързани с релацията д = mc 2 където ° С– скоростта на светлината, стана ясно, че за да се поддържа излъчването на Слънцето с мощност 4·10 26 W, е необходимо всяка секунда да се преобразуват 4,5 милиона тона от неговата маса в радиация. По земните стандарти тази стойност изглежда голяма, но за Слънцето, което има маса 2ґ10 27 тона, такава загуба остава незабелязана милиарди години.

Излъчването на звездите се поддържа главно от два вида термоядрени реакции. При масивните звезди това са реакции на цикъла въглерод-азот, докато при звезди с ниска маса като Слънцето това са реакции протон-протон. В първия въглеродът играе ролята на катализатор: той не се консумира сам, но насърчава трансформацията на други елементи, в резултат на което 4 водородни ядра се комбинират в едно хелиево ядро.

Изразени в атомни единици, масите на водородните и хелиевите ядра са съответно 1,00813 и 4,00389. Четирите водородни ядра (т.е. протони) имат маса 4,03252 и следователно са с 0,02863 AU, или 0,7%, по-големи от масата на хелиевото ядро. Тази разлика се превръща в енергийни гама лъчи, които, абсорбирани и излъчени многократно, постепенно се просмукват към повърхността на звездата и я напускат под формата на светлина. Подобни трансформации на материята възникват при реакцията протон-протон:

По принцип са възможни много други термоядрени реакции, но изчисленията показват, че при температурите, преобладаващи в ядрата на звездите, именно реакциите на тези два цикъла протичат най-интензивно и произвеждат енергия, необходима точно за поддържане на наблюдаваното излъчване от звезди.

Както виждаме, звездата е естествена инсталация за контролирани термоядрени реакции. Ако създадете същата температура и налягане на плазмата в земна лаборатория, тогава в нея ще започнат същите ядрени реакции. Но как да запазим тази плазма в лабораторията? В края на краищата нямаме материал, който да издържи на допир с вещество с температура 10–20 милиона K и да не се изпари. Но звездата няма нужда от това: нейната мощна гравитация успешно се противопоставя на гигантското налягане на плазмата.

Докато реакцията протон-протон или цикълът въглерод-азот се случва в звезда, тя е в главната последователност, където прекарва по-голямата част от живота си. По-късно, когато звездата образува хелиево ядро ​​и температурата й се повиши, възниква „хелиева светкавица“, т.е. започват реакции, които превръщат хелия в по-тежки елементи, което също води до освобождаване на енергия.

Структурата на звездите.

Може да изглежда невъзможно да се знае нещо за вътрешната структура на звездите. Не само далечните звезди, но и нашето Слънце изглежда напълно недостъпно за изследване на вътрешността му. Въпреки това знаем не по-малко за структурата на звездите, отколкото за структурата на Земята. Факт е, че звездите са топки от газ, в по-голямата си част стабилни, които не изпитват нито колапс, нито разширяване. Следователно на всяка дълбочина налягането на газа е равно на теглото на горните слоеве, а радиационният поток е пропорционален на температурната разлика от вътрешните горещи до външните студени слоеве. Тези условия, формулирани под формата на математически уравнения, са достатъчни за изчисляване на структурата на звездата въз основа на законите за поведение на газа, т.е. промени в налягането, температурата и плътността с дълбочината. В този случай от наблюдения трябва да знаете само масата, радиуса, светимостта и химичния състав на звездата, за да определите теоретично нейната структура. Изчисленията показват, че в центъра на Слънцето температурата достига 16 милиона K, плътността е 160 g/cm 3, а налягането е 400 милиарда atm.

Звездата е естествена саморегулираща се система. Ако по някаква причина силата на освобождаване на енергия в ядрото на звездата не може да компенсира излъчването на енергия от повърхността, тогава звездата няма да може да устои на гравитацията: тя ще започне да се свива, това ще повиши температурата в нейната ядро и да се увеличи интензивността на ядрените реакции - така ще се възстанови енергийният баланс.

Еволюция на звездите.

Звездата започва живота си като студен, слаб облак от междузвезден газ, компресиран от собствената си гравитация. По време на компресията гравитационната енергия се превръща в топлина и температурата на газовата топка се повишава. През миналия век обикновено се смяташе, че енергията, освободена по време на компресията на звезда, е достатъчна, за да поддържа нейната яркост, но геоложките данни противоречат на тази хипотеза: възрастта на Земята се оказа значително по-голяма от времето, през което Слънцето може да поддържа своята радиация поради компресия (приблизително 30 милиона години).

Компресията на звезда води до повишаване на температурата в нейното ядро; когато достигне няколко милиона градуса, започват термоядрени реакции и компресията спира. Звездата остава в това състояние през по-голямата част от живота си, намирайки се в главната последователност на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел, докато запасите от гориво в нейното ядро ​​не свършат. Когато целият водород в центъра на звездата се превърне в хелий, термоядреното изгаряне на водорода продължава в периферията на хелиевото ядро.

През този период структурата на звездата започва да се променя забележимо. Светимостта й нараства, външните й слоеве се разширяват, а температурата на повърхността й намалява – звездата се превръща в червен гигант. Една звезда прекарва значително по-малко време в гигантския клон, отколкото в основната последователност. Когато масата на неговото изотермично хелиево ядро ​​стане значителна, то не може да издържи собственото си тегло и започва да се свива; повишаването на температурата стимулира термоядрената трансформация на хелия в по-тежки елементи.

Бели джуджета и неутронни звезди.

Скоро след светкавицата на хелия въглеродът и кислородът се „запалват“; всяко от тези събития предизвиква силно пренареждане на звездата и нейното бързо движение по диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Размерът на атмосферата на звездата се увеличава още повече и тя започва бързо да губи газ под формата на разпръснати потоци от звезден вятър. Съдбата на централната част на звездата зависи изцяло от нейната първоначална маса: ядрото на звездата може да завърши своята еволюция като бяло джудже, неутронна звезда (пулсар) или черна дупка.

По-голямата част от звездите, включително Слънцето, завършват еволюцията си чрез свиване, докато налягането на изродените електрони балансира гравитацията. В това състояние, когато размерът на звездата намалее сто пъти и плътността стане милион пъти по-висока от плътността на водата, звездата се нарича бяло джудже. Той е лишен от източници на енергия и, постепенно изстивайки, става тъмен и невидим.

В звезди, по-масивни от Слънцето, налягането на изродените електрони не може да удържи компресията на ядрото и продължава, докато повечето от частиците се превърнат в неутрони, опаковани толкова плътно, че размерът на звездата се измерва в километри, а плътността е 100 милиона пъти по-висока плътност от водата. Такъв обект се нарича неутронна звезда; неговото равновесие се поддържа от налягането на изродената неутронна материя.

Черни дупки.

В звезди, по-масивни от предшествениците на неутронни звезди, ядрата изпитват пълен гравитационен колапс. Когато такъв обект се свие, силата на гравитацията върху повърхността му се увеличава толкова много, че никакви частици или дори светлина не могат да го напуснат - обектът става невидим. В близост до него свойствата на пространство-времето се променят значително; те могат да бъдат описани само от общата теория на относителността. Такива обекти се наричат ​​черни дупки.

Ако предшественикът на черната дупка е бил член на затъмняваща двойна система, тогава черната дупка ще продължи да обикаля около близката нормална звезда. В този случай газът от атмосферата на звездата може да навлезе в близост до черната дупка и да падне върху нея. Но преди да изчезне в областта на невидимостта (под хоризонта на събитията), той ще се нагрее до висока температура и ще стане източник на рентгеново лъчение, което може да се наблюдава с помощта на специални телескопи. Когато нормална звезда запуши черна дупка, рентгеновото излъчване трябва да изчезне.

Вече са открити няколко затъмняващи двойни системи с рентгенови източници; се подозира, че съдържат черни дупки. Пример за такава система е обектът Cygnus X-1. Спектралният анализ показа, че орбиталният период на тази система е 5,6 дни, а рентгеновите затъмнения се случват със същия период. Няма съмнение, че там има черна дупка.

Продължителност на еволюцията на звездите.

Освен някои катастрофални епизоди в живота на звездите, човешкият живот е твърде кратък, за да се забележат еволюционните промени на всяка конкретна звезда. Следователно за еволюцията на звездите се съди по същия начин, както за растежа на дърветата в гората, т.е. едновременно наблюдение на много екземпляри, които в момента са на различни етапи на еволюция.

Скоростта и моделът на еволюция на една звезда се определят почти изцяло от нейната маса; Химическият състав също оказва известно влияние. Една звезда може да е физически млада, но вече еволюционно стара в същия смисъл, както едномесечна мишка е по-стара от едногодишно слонче. Факт е, че интензивността на освобождаване на енергия (светимост) на звездите се увеличава много бързо с увеличаване на масата. Следователно по-масивните звезди изгарят горивото си много по-бързо от тези с малка маса.

Ярките, масивни звезди от горната главна последователност (спектрални класове O, B и A) имат значително по-кратък живот от звезди като Слънцето и дори по-малко масивните членове на долната главна последователност. Следователно звездите от класове O, B и A, родени едновременно със Слънцето, отдавна са завършили своята еволюция, а тези, които се наблюдават сега (например в съзвездието Орион), трябва да са се родили сравнително наскоро.

В близост до Слънцето има звезди с различна физическа и еволюционна възраст. Във всеки звезден куп обаче всички негови членове имат почти еднаква физическа възраст. Чрез изучаване на най-младите клъстери на възраст около. 1 милион години виждаме всички негови звезди в главната последователност, а някои все още се приближават към него. В по-старите клъстери най-ярките звезди вече са напуснали главната последователност и са се превърнали в червени гиганти. Най-старите клъстери имат само долната част от основната последователност, но гигантският клон и хоризонталният клон, който го следва, са богато населени със звезди.

Ако сравните диаграмите на Hertzsprung-Russell на различни отворени купове, можете лесно да разберете кой от тях е по-стар. За това се съди по позицията на точката на прекъсване на основната последователност, маркираща върха на запазената й долна част. При двойния клъстер чИ ° СПерсей, тази точка се намира значително по-високо от тази на клъстерите Плеяди и Хиади, следователно е много по-млада от тях.

Диаграмите на Херцшпрунг-Ръсел на кълбовидните купове показват тяхната много стара възраст, близка до възрастта на самата Галактика. Тези клъстери се състоят от звезди, образувани в онази далечна епоха, когато материята на Галактиката почти не съдържаше тежки елементи. Следователно тяхната еволюция не протича точно като тази на съвременните звезди, въпреки че като цяло съответства на нея.

В заключение ще посочим, че възрастта на Слънцето е около 5 милиарда години и в момента то се намира в средата на своя еволюционен път. Но ако първоначалната маса на Слънцето беше само два пъти по-голяма, тогава неговата еволюция щеше да приключи отдавна и животът на Земята никога нямаше да има време да достигне своя връх под формата на човек. См.СъщоГАЛАКТИКИ; ГРАВИТАЦИОНЕН КОЛАПС; МЕЖДУЗВЕЗДНА МАТЕРИЯ; СЛЪНЦЕ.

Литература:

Тейлър Р. Структурата и еволюцията на звездите. М., 1973
Kaplan S.A. Физика на звездите. М., 1977
Шкловски И.С. Звезди. Тяхното раждане, живот и смърт. М., 1984
Масевич А.Г., Тутуков А.В. Еволюция на звездите: теория и наблюдения. М., 1988
Bisnovaty-Kogan G.S. Физически процеси на теорията за еволюцията на звездите. М., 1989
Сурдин В.Г., Ламзин С.А. Протозвезди. Къде, как и от какво се формират звездите.М., 1992