Rom - stjerner og planeter, galakser og tåker- en enorm mystisk verden, som folk ønsker å forstå siden antikken. Først søkte astrologi og deretter astronomi å kjenne lovene i livet som flyter i dets vidder. I dag kan vi trygt si at vi vet mye, men en imponerende del av prosessene og fenomenene har bare en formodet forklaring. Stjerners fysiske natur er en av de mest diskuterte problemene i astronomi. I dag er helhetsbildet klart, men det er også hull i vår kunnskap om himmellegemene.
Utallige tall
Enhver stjerne er en gasskule,kontinuerlig avgir lys. Tyngdekreftene og det indre trykket forhindrer ødeleggelsen av den. Stjerners fysiske natur er slik at termonukleære reaksjoner stadig forekommer i dypet. De stopper bare på visse stadier av stjernens utvikling, som vil bli diskutert nedenfor.
I gode værforhold og neikunstig belysning på himmelen, kan du se opptil 3000 tusen stjerner på hver halvkule. Dette er imidlertid bare en liten del av mengden som fyller plass. Den nærmeste stjernen for oss er solen. Ved å studere hans oppførsel lærer forskere mye om armaturene generelt. Den nærmeste stjernen utenfor solsystemet er Proxima Centauri. Den er skilt fra oss med omtrent 4,2 lysår.
parametere
Vitenskapen til stjernene vet nok i dag tilforstå hvordan hovedegenskapene påvirker utviklingen deres. De viktigste parametrene for enhver lysarmatur er masse og sammensetning. De bestemmer varigheten av eksistensen, egenskapene til passering av forskjellige stadier og alle andre egenskaper, for eksempel spektrum, størrelse, glans. På grunn av den enorme avstanden som skiller oss fra alle stjerner unntatt solen, er det imidlertid ikke alltid mulig å få nøyaktige data om dem.
Vekt
Under moderne forhold, mer eller mindre nøyaktigdata om stjernemassen kan bare oppnås hvis de er ledsagere av det binære systemet. Imidlertid gir selv slike beregninger en ganske høy feil - fra 20 til 60%. For resten av stjernene beregnes massen indirekte. Den er avledet fra forskjellige kjente forhold (for eksempel masse - lysstyrke).
Den fysiske naturen til stjerner med endringen av detteparameter forblir den samme, men mange prosesser begynner å strømme i et litt annet plan. Masse påvirker direkte den termiske og mekaniske balansen i hele den kosmiske kroppen. Jo større det er, jo mer signifikant er gasstrykket og temperaturen i sentrum av stjernen, så vel som mengden generert termonuklear energi. For å opprettholde termisk likevekt, må lysstrålen avgi like mye som den dannet i dypet. For dette endres stjernens diameter. Slike endringer fortsetter til begge typer likevekt er etablert.
Kjemisk sammensetning
Basen til stjernen er hydrogen og helium.I tillegg til dem er tyngre elementer inkludert i komposisjonen i forskjellige proporsjoner. "Komplett sett" angir stjernens alder og generasjon, indikerer noen av dens andre egenskaper.
Andelen tyngre grunnstofferveldig lite, men det er de som påvirker frekvensen av termonuklear fusjon. Retardasjonen og akselerasjonen reflekteres i stjernens lysstyrke, farge og levetid. Å kjenne den kjemiske sammensetningen av en stjerne lar deg enkelt bestemme tidspunktet for dannelsen.
Fødelsen av en stjerne
Prosessen med dannelsen av armaturene er fortsatt ikke nokstuderte. Full forståelse av bildet hindres av store avstander og umuligheten av direkte observasjon. Imidlertid er det i dag et generelt akseptert konsept som beskriver fødselen av en stjerne. La oss dvele ved det kort.
Tilsynelatende er armaturene dannet fra interstellarengass som komprimeres av sin egen tyngdekraft. I dette tilfellet omdannes gravitasjonsenergien til varme - temperaturen til den dannede kule stiger. Denne prosessen avsluttes når kjernen varmes opp til flere millioner Kelvin og dannelsen av grunnstoffer som er tyngre enn hydrogen starter (nukleosyntese). En slik stjerne forblir ganske lang tid, og ligger i hovedsekvensen til Hertzsprung-Russell-diagrammet.
Rød kjempe
Neste evolusjonstrinn begynner ettertømming av alt drivstoff med kjernen. Alt hydrogen i sentrum av stjernen blir til helium og forbrenningen fortsetter i stjernens ytre skjell. Den kosmiske kroppen begynner å forandre seg. Lysstyrken øker, de ytre lagene utvides, og de indre tvert imot krymper, lysstyrken avtar midlertidig og overflatetemperaturen synker. Stjernen forlater hovedsekvensen og blir en rød gigant. I denne tilstanden bruker luminary mye mindre tid av livet enn i forrige fase.
Irreversible endringer
Snart (etter kosmiske standarder) kjernen igjenbegynner å krympe, ute av stand til å bære sin egen vekt. Samtidig stimulerer den økende temperaturen begynnelsen av syntesen av tyngre grunnstoffer fra helium. En stjerne kan også eksistere på slikt drivstoff i lang tid. Ytterligere hendelser avhenger av stjernens innledende parametere. Massive stjerner går gjennom flere trinn, når først karbon (dannet av helium) og deretter silisium (dannet av karbon) begynner å fungere som drivstoff. Som et resultat av behandlingen av sistnevnte dannes jern. På denne tiden begynner den siste fasen av stjernens liv, når den kan forvandles til en nøytron. Men etter at alt hydrogenet i den røde giganten brenner ut, blir de fleste armaturer til hvite dverger.
Ikke så nytt
Det skal bemerkes at ikke alle lyse stjernerplutselig opplyst på himmelen, er en "nyfødt". Som regel er dette den såkalte variabelen - en lysstyrke, hvis lysstyrke endres over tid. Gjenstander som i astronomien er betegnet som en "ny stjerne", refererer heller ikke til nylig dukket opp kropper. De tilhører katastrofale variabler som endrer deres glans ganske dramatisk. Imidlertid er supernovaer mye foran dem i dette: amplituden til endringen deres kan være opptil 9 størrelser. Imidlertid er begge disse typene armaturer emner for separate artikler.
Stjerners fysiske natur er i stor grad i dagforståelig, selv om det ikke er noen garanti for at nye data ikke vil tilbakevise etablerte teorier. De aksepterte hypotesene og ideene dominerer bare i vitenskapen til de kan forklare de observerte fenomenene. Hver nye stjerne oppdaget i det store universet avslører uløste problemer i astronomi. Den eksisterende forståelsen av kosmiske prosesser er langt fra fullført; det er ganske store hull i den, for eksempel når det gjelder dannelsen av sorte hull, supernovaer og så videre. Uansett teoriens tilstand fortsetter imidlertid himmellegemene å glede oss om natten. Faktisk vil en lys stjerne ikke slutte å være vakker hvis vi fullt ut forstår dens natur. Eller tvert imot, vi vil stoppe all studium.
