От искры до космоса

Искра света

В прошлый раз, если помните, мы остановились на том, что наша сформировавшаяся из газопылевого облака протозвезда как следует разогрелась и в её ядре начался процесс горения водорода. Во второй части мы рассмотрим наиболее продолжительный этап в жизни звёзд — нахождение на главной последовательности и сход с неё. Звучит довольно куце, но фактически — это настолько огромные периоды времени, что некоторые звёзды, если бы они сформировались прямо в момент рождения Вселенной — были бы только на полпути. Но обо всём по порядку.

Вторая часть будет побольше и посложнее, с бóльшим количеством зубодробительных терминов — но я старался, как мог, популяризировать. Получилось ли это — можно узнать только одним способом, поэтому милости прошу под кат.

Искра света, фейерверк,
Вспыхнул где-то, и померк,
Сгорел,
Ярким огнём дотла,
Успел,
Кто-то сказать: «Звезда».

У звёзд есть два основных параметра, влияющих на ход их эволюции — масса и, в меньшей степени, химический состав. От первой, в частности, напрямую зависит размер и, как следствие, светимость. По мере старения параметры звезды меняются, продвигая её по диаграмме Герцшпрунга — Рассела.

Для классификации и краткого обозначения параметров звёзд используются так называемые спектральные классы. Они «пляшут» не от массы, а от спектра излучения, но, как мы уже знаем — эти величины находятся в прямой зависимости друг от друга. Есть несколько разновидностей обозначения СК, в том числе — с указанием, например, дополнительных особенностей звёзд. Мы не будем сейчас углубляться, ограничившись основной классификацией:

Универсальное свойство — чем звезда тяжелее (ярче, больше), тем быстрее в ней проходят все процессы и короче срок жизни.

В соответствии с этим свойством вполне логично выглядит статистическое распределение звёзд на главной последовательности: маленьких, тусклых и относительно холодных звёзд очень много, и чем «выше» их класс — тем их становится меньше, вплоть до драматической редкости:

0,00003034%

Класс B — 0,1%

Класс A — 0,6%

Класс F — 3%

Класс G — 7%

Класс K — 12%

Класс M — 76%

Основные спектральные классы делятся на численные подклассы в соответствии со своей температурой — от наиболее горячих представителей подкласса 0 до самых холодных подкласса 9. Наше Солнце со своим классом G2, как видите, находится примерно «посередине» таблицы.

В зависимости от размера звезды, в ней совершенно по-разному происходят внутренние процессы. Продолжая, как выразились в комментариях к прошлой заметке, первые параграфы школьного учебника астромонии, напомню, что у звёзд можно выделить несколько структурных частей. Центральная зона — ядро, в котором протекают термоядерные реакции, самая горячая часть. Собственно, на этом общее место заканчивается — ибо всё остальное опционально и существенно различается.

Существует ещё так называемая зона лучистого переноса — обычно её называют средней частью, но только потому, что она является таковой для Солнца. Вещество в лучистой зоне сжато настолько сильно, что препятствует движению протонов. Следовательно, перенос энергии из ядра к наружным слоям звезды сквозь зону лучистого переноса возможен в основном только в виде излучения. Но вот какая незадача — водород лучистой зоны непрозрачен для этого излучения, а значит — фотоны, прилетающие из ядра, не в состоянии выбраться наружу. Вместо этого они поглощаются атомным ядром или свободным протоном — и переизлучаются. Куда переизлучаются — большой вопрос, иногда ровно туда, откуда прилетели, хе-хе. Поэтому для того, чтобы достичь верхних слоёв Солнца, например, фотону требуется, по современным расчётам, от 10 до 170 тысяч лет.

Конвективная зона звезды — это область, где перенос энергии, напротив, происходит в основном не за счёт излучения, а попросту из-за перемешивания вещества. Условием её существования является температурный градиент. Более горячая плазма куда-то (это бывает по-разному) отдаёт энергию, в ходе чего остывает и возвращается в «тёплые края», а её место занимает новая порция. Примерно как при проветривании комнаты или варке макарон.

Интересно то, что в зависимости от массы звезды, эти зоны могут меняться местами и существенно отличаться размерами. У лёгких звёзд, например, давление в недрах недостаточно высокое, чтобы препятствовать перемешиванию вещества — соответственно, они полностью конвективны, без зон лучистого переноса. У молодых звёзд массой от 2 до 8 солнечных до вступления на главную последовательность отсутствует конвективная зона — перенос энергии происходит только за счёт излучения.

Промежуточные варианты — когда у звезды есть и та и другая зона, тоже различаются. В случае массы больше 1,4 солнечных у звезды конвективное ядро и лучистая атмосфера, в противном случае (в том числе у нашего Солнца) — лучистое ядро и конвективная атмосфера.

Перейдём непосредственно к эволюции звёзд. Как я уже упоминал — и здесь всё тоже зависит от массы/размера. Фактически, изменения всегда связаны с тем, что в процессе термоядерных реакций постепенно накапливается всё больше и больше гелия, и на определённом этапе горение продолжается уже в другом режиме.

Звёзды малой массы

Исследования таких звёзд затруднены тем фактом, что, как мы помним, чем легче звезда — тем медленнее происходит её эволюция. Фактически — у наиболее лёгких звёзд срок пребывания на главной последовательности превышает текущий возраст Вселенной, то есть они ещё посреди этого пути. Однако, учёные компенсировали отсутствие наглядных примеров теоретическими расчётами, показавшими, что звёзды с массой менее 0,2 солнечных по мере старения не превратятся, по аналогии со своими более массивными собратьями, в красные гиганты — яркие звёздные объекты, у которых реакции происходят не в ядре (в котором для этого слишком много гелия), а в оболочке. Взамен этого предполагается, что по мере накопления гелия, они начнут нагреваться и эволюционируют в голубые карлики.

Звёзды средней массы

У звёзд с массой, сравнимой с солнечной, можно отметить несколько этапов эволюции. При достаточном выгорании водорода в ядре, термоядерные реакции постепенно перемещаются к внешним слоям, где, из-за неполной конвективности, ещё остаётся водород. У звёзд массой больше 1,5 солнечных это, вдобавок, сопровождается кратковременным сжатием с сопутствующим разогревом оболочки. Массивные звёзды на стадии субгигантов ненадолго (от 100 до 10000 лет) оказываются в нестабильном состоянии, становясь пульсирующими цефеидами.

В конце стадии субгигантов гелиевое ядро звезды становится достаточно массивным и начинает сжиматься, нагреваясь (эта стадия называется ветвью красных гигантов). Внешние же слои звезды при этом сильно расширяются. Точный механизм этого, слегка парадоксального, явления на данный момент неизвестен. Звезда обзаводится протяжённой конвективной зоной, которая постепенно достигает ядра и равномерно перемешивает вещество. Происходит быстрое увеличение размера и светимости, хотя температура уменьшается — ещё один парадокс. Вещество звезды в виде звёздного ветра начинает активно исторгаться в межзвёздное пространство, от чего масса звезды слегка уменьшается.

С ростом температуры и плотности ядра у звёзд массой 2,5-3 солнечных постепенно загорается гелий, продуцируя в ходе тройной гелиевой реакции углерод. У звёзд же с меньшей массой (от 0,5 солнечных) гелий загорается существенно позже, но лавинообразно — буквально за несколько минут выделяется огромное количество энергии. Это явление носит название гелиевой вспышки. Ещё более лёгкие, с массой 0,2-0,5 солнечных, звёзды, из-за недостаточной температуры в недрах, вовсе никогда не смогут поддерживать горение гелия, превратившись в результате в белых гелиевых карликов.

Звёзды большой массы

Эволюция звёзд массой более 8 солнечных во многом протекает так же, как и у их более лёгких собратьев, но существуют и отличия. Например, для них в принципе не выделяется стадия субгигантов. Ещё интересен тот факт, что на завершающих стадиях эволюции они способны инициировать горение углерода в своих недрах. Этот процесс называется углеродной детонацией, и, как и гелиевая вспышка, он происходит лавинообразно, в некоторых случаях выделяя настолько много энергии, что происходит взрыв сверхновой типа II. Если же взрыва не происходит, то в ядре начинает накапливаться неон. У таких звёзд два возможных пути — либо в ходе температурных пульсаций они сбрасывают оболочку, становясь белым карликом, либо, опять же — взрывается как сверхновая, превращаясь в нейтронную звезду.

В звёздах с массой более 10 солнечных углеродной детонации не происходит — после того, как прекращается горение гелия в ядре, углерод загорается постепенно. Это происходит уже после схода с главной последовательности (помним про то, что чем тяжелее звезда — тем быстрее протекает её жизненный цикл), и такие звёзды называются сверхгигантами. Аналогичный углероду процесс происходит и с более тяжёлыми элементами, из-за чего в звезде образуется несколько слоёв разного химического состава, которые двигаются от центра. На каком элементе термоядерный синтез закончится — зависит от массы (опять!), но неизменно одно — рано или поздно благодаря этому процессу образуется всё более увеличивающееся по массе ядро, в котором не идут термоядерные реакции, и в момент, когда эта масса достигает предела Чандрасекара — происходит его коллапс с сопутствующим взрывом сверхновой. В зависимости от массы остатка звезды, он становится либо нейтронной звездой, либо превращается в чёрную дыру.

В заключительной части заметки я хотел бы коротенечко коснуться финальных стадий звёздной эволюции. Их всего три — белые карлики, нейтронные звёзды и всеми любимые чёрные дыры.

Белые карлики

Очень маленькие, плотные и горячие объекты. Для примера, белый карлик солнечной массы по размерам будет в сто раз меньше Солнца. Такими в конце эволюции становятся звёзды с массой менее 8-10 солнечных, а также лёгкие звёзды с массой менее 0,2 солнечных. Последние переходят на эту стадию без сброса оболочки, целиком состоя из гелия вследствие полной конвективности. Тяжёлые же звёзды перед тем, как стать белым карликом, сбрасывают значительную часть вещества в космос, которое затем становится туманностью, а лишённое оболочки ядро — белым карликом. В таких звёздах не вырабатывается энергия, а светятся они лишь за счёт высокой температуры внутри. Постепенно белые карлики остывают и становятся чёрными карликами.

Нейтронные звёзды

Звёзды с массой ядра больше приблизительно 1,46 солнечных (в сответствии с пределом Чандрасекара, о котором мы говорили выше) не могут внутренним давлением компенсировать собственный вес и коллапсируют, в процессе чего вещество нейтронизируется, и ядро превращается не в белый карлик, а в нейтронную звезду. При этом выделяется огромное количество энергии и происходит процесс, который известен как взрыв сверхновой. Нейтронные звёзды — ещё более плотные объекты, чем белые карлики. Минимально возможная масса нейтронной звезды — 0,1 солнечной, при этом её радиус всего 200 километров. При массе в две солнечные (опять на первый взгляд контринтуитивный факт) — порядка 10 километров.

В момент взрыва сверхновые звёзды обладают очень высокой температурой, которая, однако, быстро уменьшается за счёт излучаемых нейтрино. Всего за несколько минут температура падает в сто раз, до 10 9 K, за месяц — ещё в десять раз. Затем интенсивность излучения нейтрино резко снижается и остывание существенно замедляется, поскольку происходит уже в основном за счёт излучения фотонов.

Чёрные дыры

Наиболее воспетый вид астрономических объектов, появляющийся в случае, когда масса ядра превышает (очередной сложный термин, приготовьтесь) предел Оппенгеймера-Волкова, равный 2-2,5 солнечным массам. Нейтронная звезда такой массы не будет устойчивой и коллапс её вещества продолжится до того момента, как радиус ядра не станет меньше радиуса Шварцшильда, то есть вторая космическая скорость не станет равной скорости света. После этого появляется чёрная дыра звёздной массы (существуют ещё и другие виды).

Бывает, кстати говоря, и так, что чёрная дыра формируется без предшествующего этому взрыва сверхновой, просто в ходе коллапса. Предположительно, от 10 до 30% массивных звёзд заканчивают жизнь именно так, однако, астрономами почему-то до сих пор было замечено лишь два таких события, вкусно называемых «Failed Supernova».

Тот галоп, которым я промчался по ужасающей в своей содержательности и массе интересных нюансов теме, конечно же, не даёт никаких систематических знаний. Цель этих двух заметок, в общем-то, совершенно не в этом, а в попытке заинтересовать, показав, что астрономия, и, в частности, звёзды — это не только разной степени яркости точки на небосводе, но и разнообразнейшие объекты, изучая которые, мы можем прикоснуться, фактически, к вечности — миллиардам и триллионам лет изменений, которые происходили задолго до нас — и невообразимо долго после нас продолжатся. Если, конечно, не произойдёт ничего непредвиденного (подмигивающий смайлик).

_{P.S. Как и в прошлый раз, все изображения в заметке — самые настоящие фотографии, взятые с spacetelescope.org}

Автор: ky0uraku

Тяжела и неказиста жизнь простого холиприста…

Источник

Космос: что такое, границы, где начинается, описание, строение, фото и видео

Космос привлекал людей еще с древних времен. Глядя на звезды и безграничное пространство, человек мечтал изучить его. Однако оно настолько велико, что сделать это не так-то просто. Несмотря на то, что люди уже обладают технологиями, позволяющими отправиться в открытый космос, его освоение идет очень медленно.

Что такое космос

Под космосом подразумевается пустое пространство во Вселенной, находящееся за пределами планетарных атмосфер. В нем присутствуют частицы водорода, кислорода и пыли, правда их концентрация очень мала и составляет лишь несколько молекул на кубический метр.

Также в некоторых участках межзвездной среды могут встречаться электромагнитное излучение и космические лучи. Последние представляют собой движущиеся на большой скорости атомы ядер и элементарные частицы.

Границы

Космос обладает множеством границ, пролегающих на разных расстояниях относительно Земли:

35 км – на этой высоте вода уже не может существовать в жидком виде, поскольку из-за атмосферного давления в 611 Па она закипает даже при нулевой температуре;
100 км – здесь проходит официально признанная граница между атмосферой Земли и ближним космосом, за ее пределами, для перемещения, люди вынуждены прибегать не к аэронавтике, а космонавтике;
100 тыс. км – наружная граница экзосферы – самого верхнего атмосферного слоя;
260 тыс. км – расстояние от Земли, где притяжение планеты сильнее солнечного;
13 млрд км – начало межзвездного пространства и дальнего космоса;
20 трлн км – граница Облака Оорта, за пределами которой не действует притяжение Солнечной системы;
300 квдрлн км – расстояние до границы Млечного Пути;
30 квнтлн км – граница Местной группы галактик, куда входят Млечный Путь, Андромеда и Треугольник;
250 скстлн км – предел видимости вещества в космическом пространстве;
870 скстлн км – граница видимости излучения.

Чем космос отличается от Вселенной

Довольно трудно установить четкую разницу между этими понятиями, поскольку в определенном контексте под ними могут подразумеваться разные вещи.

В современном мире за космос принимают бескрайнее пространство, начинающееся сразу после атмосферы Земли. В нем находятся планеты, звезды, галактики и другие небесные объекты. Для большего удобства космос разделяют на ближний, который можно исследовать с помощью современных спутников и аппаратов, и дальний, добраться до которого пока невозможно.

Под Вселенной подразумевается не только пространство между объектами, но и сами небесные тела. В философии даже человек является ее частью. Также существует мнение, что космос существовал всегда, а Вселенная возникла в момент Большого Взрыва.

Межпланетное пространство

Под межпланетным подразумевается пространство, ограниченное орбитой наиболее отдаленной планеты от звезды. В нем могут присутствовать различные вещества: газ, частички пыли, водород и т.д. Также пространство пронизано электромагнитным излучением.

Температура в конкретной точке межпланетного пространства определяется путем помещения в нее абсолютно черного тела. Последнее впитывает в себя электромагнитное излучение и тепло, постепенно нагреваясь. Его температура и будет считаться за истинное значение.

Межпланетная среда

Данная среда представляет собой совокупность веществ и полей, находящихся в межпланетном пространстве. В Солнечной системе она состоит из:

магнитного поля;
космических лучей;
нейтрального газа;
пыли;
электромагнитного излучения;
солнечного ветра.

Последний компонент преобладает в межпланетной среде, поскольку звезда испускает в пространство большое количество ионизированных частиц.

Межгалактическое пространство

Под данным пространством подразумевается область космоса, находящаяся между галактиками. В ней практически отсутствуют какие-либо вещества, и по своему составу она схожа с вакуумом.

Между галактиками температура способна доходить до 10 млн градусов Цельсия. Такое высокое значение обусловлено большим количеством звездного ветра и излучения, исходящего от черных дыр.

Войдом называется космическое пространство, в котором отсутствуют галактики. Плотность объектов в таких областях на 90% меньше, чем в звездных системах. Размеры войда могут варьироваться от 10 000 до 100 000 парсек. Если габариты превышают этот диапазон, то его называют “супервойдом”. Границы таких областей определяются с помощью галактических нитей. Последние представляют собой прямые, состоящие из скопления звездных систем.

Межгалактическая звезда

Межгалактическими звездами называются светила, которые не входят в состав галактик. Первые объекты такого типа были открыты во второй половине 90-х. Считается, что они образуются за счет столкновения галактик или при сближении двойной звезды с черной дырой. В последнем случае одно из светил “выстреливается” в сторону и перемещается на большое расстояние.

Большое число звезд такого типа обнаружено в Скоплении Девы. Их количество находится в районе триллиона. Также найдено 675 светил в окрестностях Млечного Пути. Большинство из них являются красными гигантами, а состав указывает на то, что звезды образовались в центре галактики, после чего переместились на ее границу.

Процесс изучения

Изучать космос человечество начинало постепенно, и в будущем ему предстоит совершить еще массу увлекательных открытий. Процесс освоения внеземного пространства начался 4 октября 1957 года, когда состоялся запуск аппарата “Спутник-1” – первого устройства, отправленного за пределы атмосферы.

А 12 апреля 1961 года Юрий Гагарин полетел в космос. Спустя пять лет люди успешно состыковали пилотируемые корабли, а через год повторили это с беспилотными. В 1969 году, 21 июля, Нил Армстронг первым высадился на Луну. Через два года в эксплуатацию была введена станция “Салют-1”, движущаяся по орбите Земли. В ноябре 1998 года был запущен первый модуль МКС.

С тех пор люди всячески стараются улучшать технологии, позволяющие осваивать космическое пространство.

Скорости, необходимые для выхода в ближний и дальний космос

Для того, чтобы объект мог выйти на орбиту планеты, он должен двигаться с определенными скоростями, которые называются космическими. Для Земли они равны следующим значениям:

7,9 км/с – 1-я космическая скорость, позволяет выйти на орбиту Земли;
11,1 км/с – 2-я космическая скорость, на которой объект попадает в межпланетное пространство;
16,67 км/с – 3-я космическая скорость, позволяет выйти в межзвездное пространство;
550 км/с – 4-я космическая скорость, необходимая для полета за пределы галактики Млечный путь.

Если объект движется с меньшей скоростью, то сила притяжения планеты, звезды или галактики не позволит ему достигнуть нужной границы.

Воздействие пребывания в открытом космосе на организм человека

Если человек окажется в открытом космосе без средств защиты, у него начнется декомпрессия – процесс расширения пузырьков газа в организме. Параллельно с этим он будет испытывать нехватку кислорода и получать солнечные ожоги. Также если в легких находится воздух, они могут деформироваться из-за разницы давления.

Поскольку вещества не могут находиться в космосе в жидком состоянии, влага на глазах и в ротовой полости сразу начинает испаряться. Также с большой долей вероятности человек потеряет сознание уже через 15-20 секунд.

Почему в космосе холодно

Температура в космоса равна -273 градусам Цельсия. Такое значение называют “абсолютным нулем”, поскольку при нем атомы веществ перестают двигаться. Но почему же в космосе так холодно, даже несмотря на то, что сквозь него проходят солнечные лучи?

Низкая температура связана с тем, что в межпланетном пространстве практически отсутствуют какие-либо вещества. Соответственно, солнечным лучам нечего нагревать.

Почему в космосе холодно, если там вакуум

Теплопроводность вакуума равна нулю, и он полностью пропускает излучение. Поскольку в нем отсутствуют какие-либо вещества и объекты, проходящие сквозь него солнечные лучи ничего не нагревают. Соответственно, температура не меняется и остается равной абсолютному нулю.

Почему космос черный?

Несмотря на то, что в космосе находится множество звезд, испускающих свет, он остается черным. В 1823 году астроном Вильгельм Ольберс предположил, что если пространство вокруг безгранично, а объекты в нем статичны, человек должен видеть свет звезд в любой точке пространства. Однако его глаза распознают лишь мелкие точки на черном фоне. Получается, космос имеет границы. А в 1920-х годах Эдвин Хаббл доказал, что галактики движутся и постепенно отдаляются друг от друга. На основе его выводов появилась теория Большого Взрыва.

Она и объясняет, почему космос черного цвета. Галактики и звезды отдаляются друг от друга с такой скоростью, что свет от них не успевает доходить до точки, с которой ведется наблюдение. И когда человек смотрит на черную область в пространстве, то в ней также находятся звезды, просто он не может их разглядеть. Ведь свет от них не успевает дойти до него.

На какой высоте официально начинается космос?

Космос начинается в 100 км над поверхностью Земли, где пролегает линия Кармана. Ее назвали в честь американского инженера Теодора фон Кармана. В XX веке он первым установил, что на этой высоте атмосфера становится настолько разреженной, что для продолжения движения вверх аппарат должен двигаться с первой космической скоростью.

Позже астрономы провели более точные расчеты и вычислили, что атмосферные ветра полностью отсутствуют на высоте в 118 км, и там же появляются космические частицы.

Важнейшие этапы освоения космоса

Человечество со временем изобретает новые технологии, позволяющие дальше продвинуться в освоении космоса. В истории можно выделить важнейшие этапы данного процесса:

4 октября 1957 года состоялся пуск аппарата “Спутник-1”;
4 января 1959 года спутник “Луна-1” начала вращение вокруг Солнца, став его первым искусственным спутником;
12 апреля 1961 года Юрий Гагарин первым отправился в космос;
15 сентября 1968 года аппарат Зонд-5 сумел вернуться на Землю после того, как совершил полет вокруг Луны;
15 декабря 1970 года аппарат “Венера-7” сел на Венеру;
2 декабря 1971 года “Марс-3” сел на Марс;
с 1975 по 2011 года состоялись запуски первых искусственных спутников разных планет Солнечной системы;
20 ноября 1998 года состоялся запуск модуля “Заря”, ставшего первым блоком МКС.

Также разные страны планируют свои космические программы на годы вперед и продумывают дальнейшее освоение космоса.

Что означает слово “космос”?

Под космосом в современном мире понимают пространство между небесными телами, лежащее за пределами их атмосфер. В философии это слово означает “порядок” и “мироздание”. Также в этой области космос ставится в противоположность хаосу.

Интересное видео о космосе

Если Вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.