Энциклопедия эрудита. В вопросах и ответах
Шрифт:
Как велико расстояние до ближайшей неподвижной звезды?
Самая близкая к Солнечной системе звезда называется Проксима Кентавра (по-гречески проксима – ближайшая). Она находится на расстоянии 4,249 светового года, то есть настолько далеко, что испускаемому ею свету требуется больше четырех лет, чтобы дойти до нас (напомним, что скорость света равна 300 000 километров в секунду). Чтобы более наглядно представить себе это расстояние, обратимся к модели Солнечной системы, приведенной И. С. Шкловским в книге «Вселенная, жизнь, разум». Если представить Солнце в виде бильярдного шара диаметром 7 сантиметров, то Плутон (его диаметр в этом случае составит около 0,1 миллиметра) будет удален от этого шара на 300 метров, а звезда Проксима Кентавра (в этом же масштабе) – приблизительно на 2000 километров!
В чем состоит источник звездной энергии?
По современным представлениям, основным источником звездной энергии служат реакции термоядерного синтеза,
Какие звезды называют белыми карликами и как велика их средняя плотность?
Белые карлики представляют собой звезды с малой массой (не более 1,4 солнечной) в последней стадии эволюции. Когда такая звезда подходит к заключительному циклу термоядерных реакций, ее ядро коллапсирует под собственным весом, образуя сверхплотный объект из выродившейся материи, состоящей из «упакованных» вместе атомных ядер и электронов. Гравитационный коллапс в белых карликах не бесконечен: как и в черных дырах, его останавливает квантовый эффект, связанный с давлением, оказываемым электронами. Эти звезды характеризуются средней температурой поверхности 20–30 тысяч градусов, именно поэтому их называют не просто карликами, а белыми карликами, тогда как звезды типа Солнца (около 6000 градусов) называют желтыми. Поскольку масса белого карлика сопоставима с массой Солнца, а радиус – с радиусом Земли, то плотность его очень велика: один кубический сантиметр материи типичного белого карлика весит около тонны. Известен белый карлик (АС + 70°82'47''), средняя плотность которого составляет 36 тонн на кубический сантиметр! Сегодня известно несколько тысяч белых карликов, которые, как полагают астрономы, составляют около 10 процентов всех звезд, но из-за низкой светимости их трудно обнаружить. Белый карлик обречен в конце концов погаснуть, медленно остывая и превращаясь в черного карлика. Похоже, что этот процесс идет настолько медленно, что с начала истории Вселенной и до сегодняшнего дня ни один черный карлик еще не образовался.
Какие звезды называют красными гигантами и как велика их средняя плотность?
Красные гиганты – это огромные холодные звезды. Они превышают Солнце по диаметру в десятки и сотни раз, а по массе – от 1,5 до 15 (сверхгиганты – до 50) раз. Температура их поверхности составляет 3–4 тысячи градусов Кельвина. Красные гиганты имеют сложное внутреннее строение. Их ядро богато гелием с небольшой примесью тяжелых элементов, но не является источником ядерной энергии, поскольку в нем не происходит ядерных реакций. Плотность вещества в ядре красного гиганта настолько велика, что оно по своему строению близко к белому карлику. Вокруг ядра расположен тонкий энерговыделяющий слой, где и протекают термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Затем следует очень протяженная оболочка, занимающая около 90 процентов радиуса звезды. В этой оболочке заключено более половины массы красного гиганта. Несмотря на высокую плотность в ядре, средняя плотность красного гиганта намного ниже солнечной и, как правило, не превышает одного миллиграмма на кубический сантиметр. Так, средняя плотность красного сверхгиганта Бетельгейзе составляет всего шесть десятитысячных миллиграмма на кубический сантиметр, или1/2000 плотности воздуха при нормальном атмосферном давлении!
Что такое коричневые карлики?
Согласно современным теоретическим представлениям, только объекты с массой, превышающей массу Юпитера в 80 и более раз, становятся настоящими звездами. Объекты с массой менее 17 масс Юпитера обречены стать планетами. Коричневыми карликами называют объекты с промежуточной между двумя вышеописанными типами массой. Они слишком велики, чтобы считаться планетами, но недостаточно велики, чтобы внутри них возникли термоядерные реакции, характерные для звезд (в их недрах могут протекать термоядерные реакции только с самыми «легкогорящими» изотопами). Существование этих едва теплых, а потому темных и трудноразличимых объектов удалось экспериментально доказать только в последнее время (с помощью космического телескопа «Хаббл»).
Почему глаз Медузы, которую держит звездный Персей, подмигивает?
На старинных звездных картах Персей в правой руке держит высоко занесенный меч, а в левой – страшную голову горгоны Медузы. Наблюдая небо, арабы в Средние века заметили, что один глаз горгоны светит ровно, а второй время от времени подмигивает. Поэтому они назвали мигающий глаз Медузы (звезда Бета Персея) дьяволом (по-арабски – Алголь). В 1782–1783 годах за странным поведением Алголя внимательно наблюдал английский астроном Джон Гудрайк. Ему удалось установить в подмигивании глаза горгоны строгую периодичность. На протяжении 60 часов Алголь сохраняет неизменным свой блеск звезды 2,2-я, звездной величины, а затем в продолжение почти 9 часов блеск снижается до 3,5-й звездной величины и вновь возрастает до прежнего значения. Полный период изменения визуальной звездной величины составляет 2,867 суток. Гудрайк предложил блестящую гипотезу для объяснения переменности Алголя: «Если бы не было еще слишком рано высказывать соображения о причинах переменности, я мог бы предположить существование большого тела, вращающегося вокруг Алголя». Подтвердить правильность этой гипотезы удалось лишь спустя столетие, когда в спектре Алголя были замечены периодические смещения спектральных линий, причем период этих смещений в точности соответствовал периоду изменения блеска. Тем самым было доказано, что Алголь – спектрально-двойная звезда, а колебания блеска вызваны периодическим затмением главной звезды ее спутником. Так подмигивающий глаз небесной Медузы оказался первой затменно-переменной звездой, обнаруженной человеком.
Какие звезды называют сверхновыми?
Самая большая катастрофа, происходящая со звездой, – это вспышка сверхновой. Она возникает на заключительной стадии эволюции звезд большой массы – гигантов и сверхгигантов. Во время мощнейших взрывов за несколько секунд высвобождается количество энергии, сопоставимое с энергией, испущенной звездой за всю ее жизнь. При вспышке сверхновой ее светимость возрастает на десятки звездных величин. В максимуме своего блеска сверхновая может быть ярче всей звездной системы, в которой она вспыхнула. Так, сверхновая звезда, вспыхнувшая в 1937 году в галактике IC4182, в 100 раз превосходила по яркости эту галактику. Сверхновая звезда, вспыхнувшая в нашей Галактике в 1054 году, была хорошо видна даже днем. Подобно новым звездам, блеск сверхновых после максимума постепенно (но в несколько раз медленнее и более плавно) уменьшается. Спектр сверхновой свидетельствует о грандиозных скоростях расширения – несколько тысяч километров в секунду. Причиной взрыва сверхновой является гравитационный коллапс звезды. Вспышки сверхновых – явление достаточно редкое, последняя вспышка в нашей Галактике наблюдалась в 1604 году (в максимуме блеска она была ярче Юпитера). Сверхновые играют очень важную роль в эволюции Вселенной, потому что во время взрыва образуется ударная волна, способствующая уплотнению звездорождающих туманностей. Кроме того, они выбрасывают в Космос составляющую их материю, что меняет состав межзвездной среды, обогащая ее металлами. И наконец, во время взрыва звезда не исчезает полностью: из сверхновых образуются нейтронные звезды, пульсары и черные дыры.
Что такое гравитационный коллапс звезды?
Гравитационный коллапс звезды – катастрофически быстрое сжатие массивной звезды под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звезд с массой свыше 1,5 солнечной массы. После исчерпания ядерного горючего такие звезды теряют свою механическую устойчивость и начинают с увеличивающейся скоростью сжиматься к центру. Если растущее внутреннее давление останавливает гравитационный коллапс, то центральная область звезды становится сверхплотной нейтронной звездой, что может сопровождаться сбросом оболочки и наблюдаться как вспышка сверхновой звезды. Но если радиус звезды уменьшился до значения гравитационного радиуса, то никакие силы не могут воспрепятствовать ее дальнейшему сжатию и превращению в черную дыру.
Что такое гравитационный радиус и как велики его значения для различных объектов?
Гравитационным радиусом называют радиус так называемой сферы Шварцшильда, на которой сила тяготения, создаваемая расположенной внутри этой сферы массой, стремится к бесконечности. Гравитационные радиусы обычных небесных тел ничтожно малы: для Солнца гравитационный радиус составляет 2,96 километра, для Земли – 8,86 миллиметра, для Луны – 0,1 миллиметра. Для очень массивной звезды (гиганта или сверхгиганта) гравитационный радиус может составлять несколько десятков или сотен километров. Если тело сожмется до размеров, меньших, чем его гравитационный радиус, то никакое излучение или частицы не смогут преодолеть поле тяготения этого тела и выйти из-под сферы Шварцшильда к удаленному наблюдателю. Такие объекты называют черными дырами.
Что представляет собой нейтронная звезда?
Нейтронные звезды образуются в результате гравитационного коллапса звезд с массой, в 1,5–2,5 раза превышающей массу Солнца (если масса звезды больше, возникает черная дыра). Внутри нейтронной звезды свободные электроны и протоны взаимно нейтрализуются, образуя нейтроны и нейтрино, что останавливает коллапс. Этот процесс «нейтронизации» идет до тех пор, пока основная часть звезды не будет состоять из нейтронов. Плотность нейтронной звезды составляет приблизительно квинтиллион (миллиард миллиардов) килограммов на кубический метр, что превышает плотность атомного ядра. Один кубический сантиметр вещества нейтронной звезды весил бы на Земле около миллиарда тонн. Именно вследствие своей огромной плотности нейтронные звезды чрезвычайно компактны: при массе около двух солнечных нейтронная звезда имеет радиус около 10 километров.