Эволюция звёзд разной массы
Эволюция звезды с массой, примерно равной массе Солнца
Звёзды с массой, не сильно отличающейся от массы Солнца (а таких звёзд — большинство), заканчивают свою жизнь сравнительно «мирно» — без взрывов.
Образовавшиеся из них белые карлики постепенно остывают, становясь в конце концов невидимыми. Но это происходит чрезвычайно медленно, так как из-за очень малой поверхности белый карлик излучает энергию очень медленно. К тому же его остывание несколько притормаживается гравитационным сжатием, которое продолжает «подогревать» белый карлик. Длительность пребывания звезды в стадии белого карлика и объясняет «населённость» этой области на диаграмме «температура — светимость».
Картина неизбежного остывания белого карлика кажется довольно грустной, но, оказывается, это не всегда конец жизни звезды. Если вблизи белого карлика есть другая звезда, у него может начаться новая жизнь с гигантскими «фейерверками». Об этом мы расскажем ниже.
Эволюция звезды с массой, большей массы Солнца
Нейтронные звёзды
Если масса ядра звезды превышает массу Солнца более чем в 1,4 раза, колоссальная сила тяготения «вдавит» электроны в протоны, в результате чего образуются нейтроны.
При этом возникнет нейтронная звезда, то есть звезда, состоящая в основном из нейтронов, — как бы гигантских размеров «атомное ядро». Масса такой звезды сопоставима с массой Солнца, а диаметр составляет всего несколько километров!
Плотность нейтронной звезды близка к плотности атомного ядра и во много раз превышает плотность белых карликов: масса напёрстка вещества нейтронной звезды равна массе нескольких гружёных товарных вагонов.
Модели образования нейтронных звёзд разработали советский физик Л. Д. Ландау и американский физик Р. Оппенгеймер.
Источник
Рождение и этапы эволюции звезд
Рождение звезд
Как известно, звезды образуются из межзвездных газовых облаков, находящихся в большинстве своем в галактическом диске. Тем не менее, детально этот процесс образования звезды осмыслен еще не до конца.
В частности, еще неясно, какие явления могут приводить к концентрации газа в облаке, после которой начинается образование новой звезды – в космосе, как известно, вакуум, соответственно “толкотни” между молекулами не наблюдается. Отчего в один прекрасный момент гигантские, растянутые на световые года облака “космической пыли” вдруг начинают уплотнятся и формировать звезды? Хороший вопрос!
Диаграмма Герцшпрунга — Рессела: Шкала эволюции звезд
Один из самых интересных ответов на этот вопрос, предложенных астрономами, предполагает взрыв сверхновой недалеко от облака пыли. Действительно, взрыв порождает ударные волны, которые сжимают, газ, что приводит к необходимой его концентрации в самой плотной области облака.
С увеличением концентрации температура в центре облака поднимается, и протозвезда становится источником инфракрасного излучения. Когда температура достаточно высока, водород начинает гореть. Процесс уплотнения заканчивается, а звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела оказывается на главной последовательности.
С этого момента звезда на очень продолжительный период стабилизируется и проводит в этом состоянии около 90% своей жизни, в зависимости от массы.
Та, звезда солнечной массы остается на главной последовательности около 10 млрд. лет, а звезда на порядок большей массы — лишь 300 млн. лет.
Эволюция звезд с малой массой
Пройдя стационарный период, который соответствует фазе главной последовательности, звезда начинает терять свою стабильность, и дальнейшая судьба у нее может быть различной.
Рассмотрим случай звезды маленькой массы, то есть имеющей массу в 4—5 раз меньше солнечной. Ее особенность такова: в самых глубоких слоях отсутствует конвекция, то есть материя, из которой она состоит, не столь активна, как это, напротив, имеет место у звезд большой массы.
Это означает, что, когда водород в ядре начинает иссякать, реакция не перемещается к более верхним слоям, а продолжает происходить вокруг ядра, где водород очень медленно превращается в гелий.
Однако ядро гелия раскаляется, верхние слои звезды упорядочиваются, перестраивая свою структуру, а светило на диаграмме Герцшпрунга — Рессела медленно покидает главную последовательность. Плотность материи в центре звезды увеличивается, а вещество в ядре вырождается, то есть приобретает особую консистенцию, отличную от консистенции обычного вещества.
Планетарная туманность М27 Гантель: яркий «пузырь» – сброшенная оболочка звезды
Звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела смещается вправо, а затем вверх, двигаясь в область красных гигантов. Ее размеры значительно увеличиваются, а температура внешних слоев уменьшается благодаря эффекту расширения.
А вот температура ядра снижается, поэтому ядерная реакция уже не может идти из-за того, что температура недостаточна для синтеза гелия. Подобный синтез сопровождается так называемой вспышкой гелия. Звезда на диаграмме продолжает перемещаться вправо, в то место, где на оси абсцисс диаграммы находятся шаровые скопления.
В углеродном ядре температура растет до момента, когда, если звезда обладает достаточной массой, углерод начинает гореть, а затем взрывается. Происходит это или нет, во время последней стадии материя поверхности звезды теряет массу. Эта потеря может происходить на разных фазах или единовременно, когда верхние слои звезды стремятся наружу, образовывая большой шар.
В последнем случае образуется планетарная туманность, то есть сферическая оболочка материи, распространяющаяся в космос Ядро звезды, если при последующих сжатиях и расширениях оно испускает количество материи, превышающее 1,4 солнечной массы, становится белым карликом, из чего можно сделать вывод о ее медленном угасании.
Считается, что, поскольку охлаждение идет очень медленно, с рождения Вселенной ни один белый карлик еще не дошел до термической смерти.
Конечная стадия эволюции звезд, масса которых равна или меньше солнечной – звезда типа белый карлик.
Эволюция звезд с большой массой
У звезд с массой, превышающей солнечную в 5 раз, фазы сжатия и расширения повторяются несколько раз, всегда приводя к образованию тяжелых химических элементов. Во время этих нестабильных фаз звезда претерпевает последовательные изменения видимой звездной величины. В этих случаях говорят о переменной звезде.
Цефеиды представляют собой классический пример звезд, проходящих такие стадии эволюции.
Звезда приобретает каплевидную концентрическую структуру, внутри происходят последние фазы ядерных реакций. В частности, более легкие элементы сгорают в более высоких слоях, где температура ниже, тогда как более тяжелые пылают в центральной части ядра, где температура, напротив, имеет тенденцию к повышению.
У звезд с массой, превышающей солнечную в 5—9 раз, сгорание углерода и кислорода может происходить практически мгновенно. Если масса звезды еще больше, в ядре синтезируются такие элементы, как магний, неон, сера и кремний.
В чрезвычайных случаях термоядерный синтез продолжается до тех пор, пока ядро звезды почти целиком не преобразовывается в железо. В этот момент цепная реакция прекращается, потому что она не может идти одновременно с плавлением железа. Таким образом, оказывается, что звезда израсходовала все свои запасы ядерного топлива и начинает сжиматься.
Нейтронная звезда – конечный продукт эволюции некоторых типов звезд
Если масса звезды не превышает 10 солнечных масс, последние фазы оказываются нестабильными, в разных слоях идут спонтанные ядерные реакции, которые могут привести к вспышке сверхновой. Тем временем взаимная нейтрализация протонов и электронов звездного ядра приводит к тому, что ядро полностью начинает состоять из нейтронов.
После взрыва поверхностные слои звезды разрушаются, а ядро быстро уплотняется, пока не становится несжимаемым. В этом случае сжатие звезды поддерживается. Остатки вещества становятся нейтронной звездой, которая стремительно вращается вокруг собственной оси, и она начинает наблюдаться как пульсар, из-за взрыва перемещающийся по космосу со скоростью в сотни километров в секунду.
Конечная стадия эволюции звезд, масса которых превышает солнечную в 5-9 раз – нейтронная звезда.
Если масса звезды еще больше, давление гравитационных сил настолько велико, что нейтроны ядра вынуждены «пакетироваться» до невообразимой плотности, пока вещество не потеряет свою сущность.
В этом случае речь идет о необратимом гравитационном коллапсе, что приводит к образованию черной дыры.
Конечная стадия эволюции звезд, масса которых превышает солнечную более чем в 10 раз – черная дыра.
Источник
Астрономия
Эволюция звёзд
План урока:
Этапы эволюции звезд
Теория звездной эволюции рассматривает изменения в физических, химических характеристиках звезд, которые связаны с возрастом светила. Ее основными этапами являются:
- образование протозвезды из газового облака;
- формирование звезды разной массы, которая в ходе термоядерных процессов станет либо гигантом, либо сверхгигантом;
- эволюция звезд с низкой массой заканчивается их превращением в белого карлика;
- тяжелая звезда в ходе гравитационного коллапса образует нейтронную звезду или черную дыру.
Гравитационным коллапсом называют катастрофически быстрое сжатие космических тел под действием гравитационных сил.
Источник
Протозвезда
Жизнь каждой звезды начинается с рождения. На первых этапах формируется большое облако, внутри которого образуются молекулы. В результате гравитационного воздействия облако межзвездного газа начинает сжиматься и постепенно приобретает шарообразную форму. Во время сжатия энергия гравитации переходит в тепло, что приводит к повышению температурных показателей в центральной части звезды. Но при этом температура еще не такая высокая, чтобы запустились термоядерные реакции.
На первой стадии своего эволюционного развития объект принято называть протозвездой. Процесс образования нового тела проходит на протяжении долгого времени и может достигать миллионов лет. Протозвезды со сформированным ядром и оболочкой выделяют в отдельный тип, который называют звезды до главной последовательности. У них низкая температура и высокая светимость. Звезда постепенно начинает двигаться к главной последовательности, а свою энергию она получает благодаря силам гравитации.
Источник
Процесс сжатия у протозвезд происходит очень медленно. Например, чтобы Солнце перешло в главную последовательность ему потребовалось 30 млн. лет.
Звезды красных гигантов и сверхгигантов
Как не существует абсолютно идентичных людей, так нет и одинаковых звезд во Вселенной. Среди них выделяют группу звезд-гигантов, которые излучают в тысячи раз больше света, чем Солнце. Такие объекты имеют значительные размеры (от 10 до 1 000 радиусов нашего Светила) и невысокую плотность (около 10 -2 — 10 -4 кг/м 3 ). Кроме того, с поверхности ряда гигантов происходит интенсивное истечение газового вещества.
К одним из самых уникальных и интересных представителей больших звезд относятся красные гиганты. Эти звезды имеют низкую температуру. Температура красных гигантов достигает в среднем 3 000 — 5 000 0 С, а их радиус в сотни раз превосходит радиус Солнца. Отмечено, что светимость красных гигантов где-то в 100 раз больше, чем у нашей Звезды. Максимальное количество энергии излучения такого объекта приходится на красную и инфракрасную части спектра. Как следует из теории звездной эволюции, образование красных гигантов происходит из звезд главной последовательности после того, как в их центральной части произойдет практически полное выгорание водорода.
К тому времени, как вполне обычное светило превратится в красного гиганта, его структура успевает измениться: внутри образуется плотное, богатое гелием ядро. Вокруг ядра тонкий энерговыделяющий слой и протяженная оболочка. Масса красного гиганта составляет от 1,5 до 15 масс Солнца и плотность менее 0,001 г/см 3 , что намного меньше плотности нашей звезды. В астрономии к красным гигантам относятся:
Среди этой категории светил встречаются особо крупные объекты, которые были выделены в отдельный класс красных сверхгигантов. Пока что таких звезд обнаружено совсем немного. Они отличаются достаточно большими размерами, а их светимость достигает 105 светимостей Солнца. Интересно, что такие объекты тяжелее нашего светила в 50 раз. Зато их радиусы достигают тысячи радиусов Солнца. Температура красного сверхгиганта 3 000 — 5 000 0 С. Спектры этих объектов имеют молекулярные полосы поглощения, максимальное излучение приходится на спектральные области: красную, а также инфракрасную. Спектральный класс красного сверхгиганта К и М. Самым известным сверхгигантом является Бетельгейзе.
Белые карлики
Одним из этапов звездной эволюции принято считать этап образования белых карликов. Они приходят на смену красным гигантам после потери своей массы, а также после сбрасывания ими оболочки и обнажения ядра. Открытие и изучение этих звезд началось с 1914 года, когда американский астроном У. Адамс открыл Сириус. На данный момент – это самая известная звезда на небосводе. Находится она в созвездии Большого Пса. Это представитель классических белых карликов, которых не так уж и много во Вселенной. Светимость их достаточно маленькая, поэтому их открывали неподалеку от Солнца. И лишь со временем, с появлением мощных космических телескопов, астрономы обнаружили такие тела и в шаровом скоплении, находящемся на достаточно далеком расстоянии от Земного шара.
Ученые подсчитали, что молодые белые карлики на первых этапах своего развития сжимаются. Их радиус уменьшается. И уже в первые миллионы лет своего существования он сокращается до сотен километров. Причиной этому служит постепенное остывание тела. Масса белых карликов составляет всего от 0,6 до 1,44 массы Солнца. Температура поверхности белых карликов может достигать до 200 000 0 С. Плотность вещества достаточно высокая, и равна 10 5 — 10 9 г/см³.
Длительность жизни этих объектов напрямую зависит от времени их полного остывания. Спектральная характеристика белых карликов значительно отличается от звезд главной последовательности и красных гигантов. Их относят к отдельному спектральному классу D.
Пульсары и нейтронные звезды
Когда жизнь звезды заканчивается, на ее месте образуется уникальное космическое тело – нейтронная звезда. Это компактные астрономические объекты, радиус которых не превышает 10 километров. А масса нейтронной звезды составляет около 1,4 массы Солнца. Состоят такие объекты в основном из нейтронов. Эти звезды относятся к самым интересным астрофизическим объектам.
Вещество, из которого состоят эти тела, имеет сверхпроводимость, сверхтекучесть, излучение нейтрино, наличие сверхсильных магнитных полей и прочее. Просто огромна и плотность нейтронной звезды. Именно поэтому она при небольших размерах имеет невероятную массу. Строение нейтронной звезды ни на что не похоже. Внутри нее кипит раскаленное вещество, заключенное в тонкую твердую оболочку, над которой бушует горячая плазма. Это тело имеет магнитное поле, которое превосходит солнечное в триллионы раз.
Источник
То, что во Вселенной могут существовать макрообъекты, состоящие в основном из нейтронов, доказал еще академик Л.Д.Ландау. Предположение о том, что нейтронные звезды рождаются во вспышках сверхновых, было сделано в 1934 году американскими учеными Ф. Цвикки и В.Бааде. Но, учитывая их небольшую светимость, обнаружить нейтронные звезды длительное время не удавалось. Такие тела имеют и другое название – пульсары. Их магнитные поля постоянно захватывают электроны из слоя плазмы, которые в результате начинают излучать радиосигналы.
Впервые такие радиоимпульсы были пойманы из определенных участков неба английскими учеными из Кембриджа в 1967 году. В ходе изучения мерцаний космических радиоисточников Д.Белл, работавшая под руководством Э.Хьюшина (первооткрыватель пульсаров, Лауреат Нобелевской премии в области физики за 1974 год), обнаружила строго периодический сигнал. Тогда некоторые исследователи решили, что имеют дело с сигналами внеземной цивилизации. Поэтому работы в данном направлении были засекречены. В дальнейшем было доказано, что это обычное природное явление.
Данные, полученные группой Хьюшина, стали известны другим ученым. И скоро исследователи пришли к выводу, что радиопульсары и нейтронные звезды обозначают одно и то же понятие. Самое интересное, что нейтронные звезды ученые наблюдали еще за пять лет до открытия радиопульсаторов. Вот только сделать это помогли не радиоволны, а рентгеновские лучи.
В 1962 году ученые установили на ракете специальный детектор и с его помощью смогли обнаружить достаточно мощный источник рентгеновского излучения в созвездии Скорпиона. С Земли подобные исследования провести не удавалось, поскольку рентгеновские лучи поглощаются нашей атмосферой.
В 1970 году специалистам был известен уже целый ряд подобных объектов. Причем все они входили в состав двойных тесных систем и забирали себе часть вещества нейтронной звезды, которая находилась по соседству. В этом случае вещество приобретает скорость, близкую к скорости света, и при столкновении с поверхностью нейтронной звезды переходит в тепло (температура достигает нескольких миллионов градусов), которое и излучается в рентгеновском диапазоне.
Современной науке известны интересные тесные двойные системы, состоящие из двух нейтронных звезд. За счет гравитационных волн они довольно быстро сближаются.
В итоге за время, меньше возраста Вселенной, они должны слиться, выделив при этом колоссальное количество энергии, намного превосходящее энергию взрыва сверхновой звезды. За одной из таких систем и наблюдали в 1970 году Р. Халс и Жд.Тейлор, которые за результатами своей работы были удостоены Нобелевской премии в области физики.
Столкновение двух нейтронных звезд Источник
Что такое черные дыры
Нейтронные звезды образуются в результате эволюции звезд с массами от 8 до 40 солнечных масс. А вот из более крупных тел появляются черные дыры. Во Вселенной это самые фантастические объекты. Здесь не имеют силы законы нашего мира, время и пространство меняются местами, и оттуда нет выхода. Это связано с тем, что невероятной гравитации такого тела не может противостоять ничто во Вселенной.
Черные дыры – это звезды, у которых все наоборот. Если обычные светила излучают свет, то эти объекты их поглощают. Как, впрочем, и все, что оказывается поблизости – планеты, звезды, кометы и прочие объекты. Гравитация внутри черных дыр настолько большая, что это с трудом могут представить себе даже ученые.
Черные дыры являются последней стадией эволюции сверхмассивных звезд. В них заключено 0,1% массы всей нашей Галактики.
Название черная дыра было предложено в 1968 году американским физиком Джоном Уилером. Впервые астрономы обнаружили черную дыру, когда исследовали двойные звезды. Тогда оказалось, что одна из звезд такой системы как-то странно блестит. В результате произведенных расчетов было установлено, что рядом с ней находится черная дыра. Эта «невидимка» поглощала свою соседку, забирая у нее материю.
Поглощение звезды черной дырой Источник
Таинственные объекты активно поглощают вещество своих соседей, нагревая его при этом до температуры миллионов градусов. При таких условиях черная дыра становится источником рентгеновского излучения. Неподалеку от этих объектов отмечается сильное искривление пространства. Здесь даже движение световых лет изменяется. Это помогает найти удивительные образования – гравитационные линзы, которые указывают на то, что в их центре прячутся черные дыры.
Сегодня ученым известно местоположение 20 массивных и 200 сверхмассивных черных дыр. Кроме того, отмечено еще 220 мест, где эти таинственные объекты могут находиться. Особое пристальное внимание ученых к этим объектам объясняется достаточно просто. Относительно недавно американский телескоп «Хаббл» зафиксировал интересный, но не слишком приятный факт. Оказывается, черная дыра GROJ 11655 – 40 из созвездия Скорпиона прямиком приближается к нашему Солнцу, поглощая по дороге звезды. Невидимка находится от нас достаточно далеко – в 600 световых лет. Однако скорость движения этого объекта составляет 40 000 км/час. Поэтому это вызывает опасение у современных исследователей.
Самая знаменитая черная дыра расположена в созвездии Лебедя. Предположительно неизвестный объект тяжелее нашего Солнца в 15 раз.
Двойные, кратные и переменные звезды
С развитием астрономической техники оказалось, что часть звезд, которые мы видим, представляют собой системы из двух объектов разной массы и разного спектрального класса. Обнаружить небольшое расстояние между небесными телами порой бывает достаточно сложно, и часто для этого требуется специальная современная аппаратура и тщательные расчеты.
Двойными звездами ученые называют две звезды, которые под действием тяготения вращаются вокруг общего центра масс по эллиптическим орбитам. Они находятся недалеко друг от друга и поэтому оказываются в плену взаимного притяжения. Соотношения размеров подобных тел может быть различным. Если звезды-близняшки относительно равны, то они движутся вокруг общего центра масс. В том же случае, если одна из них значительно меньше другой, она становится своеобразным спутником своей соседки.
Двойственность космических объектов приходится определять различными способами. Одни из них, визуально-двойные, охотно демонстрируют свою природу даже при обычном наблюдении в телескоп. Другие, спектрально-двойные, требуют тщательного спектрального анализа. Установить, что в некоторых случаях перед нами находится не обычная звезда, а двойная, помогают периодические раздвоения или колебания спектральных линий.
Больше всего хлопот доставляют ученым затменно-двойные звезды. Периодичность их угасания и разгорания часто становится причиной серьезных исследований, в ходе которых выясняется, что данный объект на самом деле двойной. А во время вращения вокруг общего центра одна звезда просто на время заслоняет от нас другую. Поэтому ее блеск изменяется.
Кроме двойных звезд, во Вселенной существует немало систем, в которых три и более звезды вращаются вокруг общего центра масс под воздействием гравитационной силы. Их принято называть кратными звездами.
Чем больше светил входит в систему кратных звезд, тем меньше шансов ее найти. А все потому что она характеризуется нестабильностью. Ведь в любой момент одна из звезд может превратиться в карлика, взорваться сверхновой или вообще стать черной дырой. Все эти процессы приведут к сильному гравитационному возмущению, что нарушит систему из большого количества объектов.
Поэтому кратные звезды практически всегда состоят из 3-х или 4-х тел. На сегодняшний день известны две системы, состоящие из 7 объектов — AR Кассиопея и Ню Скорпиона.
В тройных системах две звезды вращаются вокруг друг друга, а третья находится на большом расстоянии и вращается вокруг них. Пример ближайшей тройной системы кратных звезд – Альфа Центавра. В ней Альфа Центавра А и Альфа Центавра В являются желтыми карликами (похожи на наше Солнце). Они вращаются вокруг барицентра (общего центра) за 79 лет. Третья звезда Проксима Центавра движется по собственной орбите. Для полного оборота вокруг звезд ей необходимо 500 тыс. лет.
Источник
Одним из самых интересных явлений на небосводе, за которым можно наблюдать даже невооруженным взглядом, являются переменные звезды – те, которые со временем могут менять свою яркость. Некоторые звезды способны поменять свой блеск за несколько минут, в то время как другим понадобится несколько месяцев.
Причинами звездных мерцаний могут быть активность хромосферы, вспышки сверхновых, затмения в системе двойных звезд и т.д.
Источник
В зависимости от них существуют разные типы переменных звезд:
- Затменно-переменные звезды – они меняют свою яркость по простой схеме. Дело в том, что такие светила представляют собой не одну звезду, а двойную систему, которая очень тесно связана между собой. Звезды в системе движутся таким образом, что периодически одна закрывает собой другую, происходит что-то наподобие затмения. Яркость таких светил отличается. Если более яркая звезда закрывает слабую, то земной наблюдатель видит увеличение яркости и наоборот. Примеры таких звезд – Алголь, β Лиры, W Большой Медведицы.
Пульсирующие переменные звезды – яркость меняется за счет изменения объема звезды. Светило то расширяется, то сжимается. Причина явления кроется в неустойчивости внутреннего давления и гравитационных сил. В результате пульсации происходит увеличение фотосферы светила, за счет чего растет и площадь излучаемой поверхности. Меняются температурные показатели поверхности и цвет звезды. Первая пульсирующая звезда была открыта в 1596 году – Мира Кита. К пульсирующим переменным светилам также относят цефеиды – гиганты с периодом мерцания 1,5-50 суток. Одна из самых известных переменных звезд — Полярная. Ее период 4 суток. Еще один интересный подпит пульсирующих светил – звезды RV Тельца. Их период длится 30-150 суток.
Источник
- Неправильные переменные звезды – это большой класс, который относится к пульсирующим. Изменение блеска у таких объектов предвидеть практически невозможно, так как процесс не имеет никакой периодичности. Такие звезды изучены меньше всего. Пример — Бетельгейзе. Изменение блеска объясняется наличием на поверхности светила темных и светлых пятен.
Новые и сверхновые звезды
Иногда на небе ученые наблюдают резкую сильную вспышку, которая не имеет никакого отношения к мерцанию переменных светил. Так образуются новые и сверхновые звезды. Новые получили свое название, потому что раньше считалось, что на месте появления такого объекта первоначально была пустота. В ХХ веке, когда проводилось регулярное фотографирование небосвода, установили, что на месте вспышки «новых» светил все-таки была небольшая слабозаметная звездочка, но в определенный момент она почему-то резко увеличила свое свечение.
Новые звезды вспыхивают раз в несколько лет. И даже, несмотря на то, что количество излучаемого света увеличивается в десятки тысяч раз, заметить их невооруженных взглядом невозможно, настолько далеко они расположены.
Вспышка сверхновой звезды – куда более масштабное явление. Энергия, которая образуется при взрыве, сопоставима с солнечной, которую оно излучает за несколько миллиардов лет. Сверхновые звезды вспыхивают еще реже. Данное явление происходит как в нашей Галактике, так и за ее пределами. В 1054 г в китайских и японских хрониках в Галактике был отмечен взрыв сверхновой звезды, который видели даже в дневное время. В 1987 году с помощью современной аппаратуры удалось наблюдать вспышку сверхновой от начала до конца. Произошла она в галактике Большое Магелланово Облако.
Почему же вспыхивают новые и сверхновые звезды? Ответ на этот вопрос удалось найти лишь в середине ХХ века. Во время очередной вспышки, специалисты заметили, что произошел взрыв одной звезды из двойной системы. В этой паре одна звезда похожа на Солнце, относится в главной последовательности. Вторая – очень плотный белый карлик, его диаметр в 100 раз меньше Солнца. Звезды находятся очень близко друг к другу. В результате приливных сил вещество из желтого светила «переливалось» на карлика. Там оно попало в условия высоких температур и давления, что запустило термоядерные реакции. На Солнце такие реакции происходят в недрах и являются относительно спокойными. В системе звезд это спровоцировало взрыв, в результате которого оболочка белого карлика начала сильно расширяться, а светимость двойной системы многократно увеличилась. Однако плотность оболочки была настолько низкой, что она никак не повредила желтой звезде. Сейчас светило продолжает «снабжать» карлика веществом и вполне вероятно, что через несколько сотен лет произойдет еще одна вспышка новой звезды на небе.
Источник
Со сверхновыми дела обстоят немного иначе. В созвездии Тельца учеными было обнаружено светящееся газовое облако – Крабовидная туманность. Сейчас оно расширяется и специалистам удается определить скорость этого расширения. Если в течение определенного времени скорость не менялась, то примерно 1000 лет назад, вещество из туманности находилось в одной точке – в том месте, где произошла вспышка сверхновой звезды. Так ученые определили, что Крабовидная туманность – это остатки после вспышки. Позже были обнаружены еще аналогичные туманности. Самое интересное, что в центре Крабовидной туманности находится звезда пульсар. Ее вещество гораздо плотнее, чем у белых карликов. Ели очень массивные светила в конце своей жизни теряют устойчивость, то это становится причиной взрыва сверхновой звезды.
Источник
Наблюдать за звездами увлекательно и познавательно. Даже не используя никакой современной аппаратуры, можно для себя сделать много удивительных открытий. На небосводе регулярно появляются новые объекты. Только в нашей Галактике Млечный Путь ежегодно рождается около пяти новых звезд.
Источник