Концепции современного естествознания: конспект лекций

Звезды могут образовывать звездные системы – две, три и т. д. звезды, вращающиеся вокруг общего центра; звездные скопления – от нескольких сотен до миллионов звезд; и галактики – миллиарды звезд. В последнее время существенно возрос интерес к двойным, тройным и т. д. звездам, поскольку с этими так называемыми кратными звездными системами связано образование сверхновых и нейтронных звезд, черных дыр и других загадочных космических объектов. Звездные скопления могут иметь рассеянную структуру, это, как правило, сотни звезд, и шаровую – миллионы звезд. Самые известные звездные скопления, доступные наблюдению, – Плеяды, Гиады, Ясли, Волосы Вероники. Скопления постепенно теряют свои звезды, но все же живут достаточно долго: от 500 млн до нескольких млрд лет.

В зависимости от того, меняет звезда свои физические характеристики или нет, различают стационарные и нестационарные (переменные) звезды. Стационарность состояния обеспечивается за счет равновесия между внутренним давлением газа в звезде и силами тяготения. Большинство звезд стационарны. К нестационарным звездам относят новые и сверхновые звезды, на которых с различной периодичностью происходят вспышки.

Звезды имеют разный возраст– от 15 млрд до сотен тысяч лет. В наблюдаемой Вселенной существуют также протозвезды,

которые пока не преобразовались в настоящие звезды. Слово «протозвезда» происходит от греческого protos – первый. В отличие от звезд протозвезды имеют низкую температуру и представляют собой слабосветящиеся газовые шары. Процесс звездообразования происходит постоянно. Однако его темп в настоящее время гораздо ниже, чем миллиарды лет назад. Ближайшие к нам области, где происходит возникновение новых звезд, – это темные газовые облака в созвездиях Тельца, Змееносца и Ориона.

Рождением звезды считается формирование равновесного объекта, который излучает собственную энергию. Смерть звезды – нарушение равновесия, ведущее к катастрофическому сжатию. Звезды образуются из космического вещества в результате его конденсации под действием гравитационных, магнитных и других сил. Под влиянием сил всемирного тяготения из газового облака образуется плотный шар – протозвезда. В эволюции протозвезды различают три этапа. Первый связан с обособлением и уплотнением космического вещества. Второй представляет собой стремительное сжатие протозвезды. В какой-то момент давление газа внутри протозвезды возрастает, что замедляет процесс сжатия, однако температура во внутренних областях пока еще недостаточна для протекания термоядерных реакций. На третьем этапе протозвезда продолжает сжиматься, ее температура повышается, что, в конце концов, приводит к началу термоядерных реакций. Давление внутри протозвез-ды уравновешивает силы притяжения, и газовый шар перестает сжиматься. Образуется равновесный объект – звезда. Преобразование протозвезды в звезду растягивается на миллионы лет, что сравнительно немного по космическим меркам.

Молодые звезды (около 100 тыс. лет) существуют за счет энергии гравитационного сжатия, которая разогревает центральную область звезды до температуры порядка 10–15 млн К и «запускает» термоядерную реакцию преобразования водорода в гелий. Именно термоядерная энергия является источником собственного свечения звезд. В результате преобразования водорода в гелий в центральной зоне образуется гелиевое ядро. Кроме этого в процессе ядерных реакций возникают и другие химические элементы. На той стадии, когда ядерные реакции уже не могут поддерживать устойчивость звезды, ее гелиевое ядро начинает сжиматься. При этом внутренняя температура звезды увеличивается (свыше 150 млн К), а периферийная зона, или внешняя оболочка, сначала расширяется, а затем выбрасывается в космическое пространство. Звезда превращается в красный гигант.

В процессе дальнейшего охлаждения, если звезда имела небольшую массу (менее 1,4 массы Солнца), она превращается в белого карлика

– стационарный космический объект с очень высокой плотностью. Белые карлики представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд, в которых весь водород «выгорает», а ядерные реакции прекращаются. Свечение белого карлика происходит за счет его остывания.

Тепловая энергия белого карлика продолжает иссякать, вследствие чего звезда меняет свой цвет сначала на желтый, а затем на красный. Постепенно она превращается в небольшое холодное темное тело, становится черным карликом. Размеры таких мертвых звезд сравнимы с размерами Земли, масса – с массой Солнца, а плотность превышает сотни тонн на 1 см2. Солнце превратится в красного гиганта примерно через 8 млрд лет, затем станет белым и черным карликом.