Двойные звезды во вселенной

Содержание

Слайд 1

Захарова Алина 25 гр.

Слайд 2

Двойные звёзды – это две и более звезды, обращающиеся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс под действием сил тяготения. Приблизительно половина всех ”звезд» на самом деле — двойные или кратные системы , хотя многие из них расположены так близко, что компоненты по отдельности наблюдать невозможно.

Слайд 3

Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально по изменению видимого блеска (можно перепутать с цефеидами) и близкому нахождению друг к другу. Иногда бывает, что две звезды случайно видны рядом, а на самом деле находятся на значительном расстоянии и не имеют общего центра тяжести (т.е. оптически двойные звезды), однако, это встречается довольно редко.

Слайд 4

Эти звезды имеют несколько вытянутую форму вследствие взаимного притяжения. Много таких звезд открыл и изучил в начале нашего века русский астроном С. Н. Блажко. Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление весьма распространенное

Слайд 5
Обычно физические двойные звезды связаны силами тяготения. Компоненты двойной звезды образуют тесные пары. Периоды обращения компонентов двойной звезды не превышают сотни лет, иногда бывают значительно меньше.

Слайд 6

Пример оптически двойной звезды, но физически они между собой не связаны. По Мицару и Алькору древние греки проверяли зоркость глаза. Угловое расстояние между Мицаром и Алькором 12 мин., а линейное расстояние между этими звездами порядка 17000 а.е.,

Слайд 7
Часто двойственность звезд можно выявить по периодическому изменению их блеска. Первая затменно-переменная звезда – Алголь (β Персея) – была открыта в 1669 году итальянским астрономом Монтанари Кривая блеска Алголя повторяется каждые 2 суток 20 часов и 49 минут. В 1784 году Гудрайк открывает вторую затменную звезду – β Лиры. Ее период 12 суток 21 час и 56 минут, и, в отличие от Алголя, блеск изменяется плавно. Затменно-двойные звёзды Алголи

Слайд 8

В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Вокруг этих двух звезд имеется некоторая область в форме трехмерной восьмерки, поверхность которой представляет собой критическую границу. Эти две грушеобразные фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звёзд вырастает настолько, что заполняет свою полость Роша, то вещество с нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный материал не опускается прямо на звезду, а сначала закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск.

Слайд 9

В Галактике найдено, по крайней мере, 100 мощных источников рентгеновского излучения. По мнению астрономов, причиной рентгеновского излучения могла бы служить материя, падающая на поверхность маленькой нейтронной звезды. В двойных системах с небольшими массами вокруг нейтронной звезды образуется газовый диск, В случае же систем с большими массами материал устремляется прямо на нейтронную звезду — ее магнитное поле засасывает его, как в воронку. Именно такие системы часто оказываются рентгеновскими пульсарами.

Слайд 10

Если предположить, что закон всемирного тяготения постоянен в любой части нашей галактики, то, возможно, измерить массу двойных звезд исходя из законов Кеплера. По III закону Кеплера: где m1 и m2 – массы звезд P – их период обращения T – один год A – большая полуось орбиты спутника относительно главной звезды a — расстояние от Земли до Солнца. Из этого уравнения можно найти сумму масс двойной звезды, то есть массу системы. Пусть М солнца = 1, учитывая, что М⊙>> М⊕, Т = 1 год, а – 1 а.е

Тогда Учитывая, что , получим

Слайд 11

— двойная звезда Сириус В – белый карлик

Слайд 12

Слайд 13

Слайд 14
Спасибо за внимание

Посмотреть все слайды

Почему мы не можем знать истинного блеска звёзд

Если мы хорошенько подумаем, то увидим, что ни этим способом, ни посредством нашего зрения и ни каким-либо иным средством мы никогда не будем в состоянии узнать, как велик в сущности блеск разных звезд. Мы можем знать, насколько ярок кажется он нам, можем рассчитать сравнительную силу света, доходящего до нас; но все это не истинный их блеск. Маленькая Луна, которая светит отраженным солнечным светом, гораздо больше блестит, чем огромный Сириус, который, вероятно, ярче тысячи наших солнц. Это различие в кажущейся нам яркости зависит от расстояния звезд от нас, а не от их истинной яркости.

Следовательно, всеми такими средствами мы можем сравнивать только кажущийся блеск звезд. И звезда, кажущаяся нам самой яркой на всем небесном своде, как, например, Сириус, на самом деле может быть одной из самых слабых и казаться нам яркой только потому, что она случайно находится к нам ближе всех других. Следовательно, мы можем узнать что-либо об истинном блеске звезд только познакомившись с расстояниями до них.

Расстояния являются первой великой проблемой изучения звезд. Над ней работают астрономы всего света, и теперь мы уже узнали очень простым путем расстояния до довольно большого количества звезд. Вот как они были найдены.

История исследование

Исследование двойных звезд имеет длительную и интересную историю, которая простирается на протяжении нескольких веков. Вот краткий обзор истории исследования двойных звезд:

1. Наблюдения и классификация: В древности и средневековье астрономы замечали, что некоторые звезды кажутся двойными или имеют прилегающие звезды. Однако до появления телескопов в XVII веке истинная природа этих объектов оставалась загадкой. В 1609 году итальянский астроном Галилео Галилей первым наблюдал двойную звезду, используя телескоп. Он открыл, что некоторые звезды, которые казались одиночными, на самом деле состоят из двух отдельных звезд.
2. Уточнение орбит и измерение масс: В XVIII и XIX веках астрономы продолжали наблюдать и изучать двойные звезды. Они смогли определить орбитальные характеристики двойных систем, такие как периоды обращения и эксцентриситеты орбит. Однако измерение масс компонентов оставалось сложной задачей. Это требовало точных наблюдений и развития математических моделей для интерпретации данных.
3. Развитие спектрального анализа: В конце XIX века появился метод спектрального анализа, который открыл новые возможности для исследования двойных звезд. Астрономы стали анализировать спектры света, излучаемого двойными звездами, и выявлять характеристики их компонентов, такие как температура и химический состав. Это помогло лучше понять физические свойства и эволюцию двойных систем.
4. Современные методы исследования: В XX веке и сегодня астрономы используют различные методы для изучения двойных звезд. Это включает астрометрию (измерение изменений положения звезд на небосклоне), фотометрию (измерение изменений яркости звезд), спектроскопию (анализ спектров света) и интерферометрию (комбинирование света с разных телескопов для получения более высокого разрешения). Современные телескопы и инструменты позволяют астрономам получать более точные данные о двойных звездах и исследовать их свойства с высокой степенью детализации.

Исследование двойных звезд продолжается и вносит значительный вклад в наше понимание физики звезд и процессов, происходящих во вселенной. Каждое новое открытие и наблюдение позволяет углубить наши знания о двойных звездах и их роли в различных астрофизических явлениях.

Мне нравитсяНе нравится

Двойная звезда

Двойная звезда, или двойная система — система из двух гравитационно связанных звёзд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. Двойные звёзды — весьма распространённые объекты. Примерно половина всех звёзд нашей Галактики принадлежит к двойным системам.

Измерив период обращения и расстояние между звёздами, иногда можно определить массы компонентов системы. Этот метод практически не требует дополнительных модельных предположений, и поэтому является одним из главных методов определения масс в астрофизике. По этой причине двойные системы, компонентами которых являются чёрные дыры или нейтронные звезды, представляют большой интерес для астрофизики.

Открытие

Несмотря на то, что гипотеза о существовании двойственных светил была выдвинута в 17 веке, двойные звезды открыли только в 18 веке. Уильям Гершель наблюдал за ними практически 25 лет и составил свой каталог с описанием 700 объектов.

Со временем по всему космическому пространству обнаружили множество таких систем.

Фри́дрих Вильге́льм Ге́ршель

Для примера, самыми популярными двойными звездами являются Мицар и Алькор. По правде говоря, их исследование продолжается до сих пор.

Что интересно, некоторые (не знаю почему) считают, что двойные и кратные звезды это одно и тоже. Наверное, лучше прояснить этот момент. Какие звезды называют двойными уже, надеюсь, понятно. А вот что такое кратные пока нет. Если система объединяет более двух светил, то она кратная. Проще говоря, в ней может быть три, четыре и более компонента. Причем все они связаны гравитационными силами и движутся вокруг общего центра масс.

Итак, мы разобрались с тем, что такое двойные и кратные звезды и какие они бывают.

Индивидуальные доказательства

1. Энциклопедия Брокгауза. Девятнадцатое издание, том 5, Мангейм 1988, ISBN 3-7653-1105-7 , стр 617, ключевое слово «двойная звезда»:. Оптический D. появляются только для формирования системы D.. (Жирный, как в оригинале).

2. Так в: A. Weigert, HJ Wendker, L. Wisotzki: Astronomie und Astrophysik. Базовый курс. 6-е издание Weinheim 2009 (3-е издание 2012 г.), ISBN 978-3-527-40793-4 , стр. 166 (введение в главу «Двойные звезды и кратные системы»): Двойные звезды, т. Е. Звезды, гравитационно связанные друг с другом. , …

3. Только

4. «17 октября 1777 года Майер представил свои наблюдения Избирательной академии наук в Мангейме» На сайте: epsilon-lyrae.de. В: jdso.org. (PDF; 347 kB), по состоянию на 7 мая 2016 г.

5. Философские труды Лондонского королевского общества, с момента их создания в 1665 году до 1800 года, опубликовано в 1809 году, (Пояснение на стр. 459); Журнал последних достижений в области физики и естествознания. Том 2, 2-я улица, Гота 1783,

6. JS хуже: Апрель 2006 г., по состоянию на 17 марта 2015 г. (частный веб-сайт).

7. ↑ Ладислав ВайнекАтлас науки о небе. Hartleben Verlag, Вена / Пешт / Лейпциг 1898, стр. 145–147.

8. Фридрих Беккер: История астрономии. С. 103 и сл., BI-Hochschultaschenbuch 298, Mannheim, 1968.

9. Карл Ганс Засс: История офтальмологии в кратком изложении с несколькими иллюстрациями и таблицей истории (= библиотека офтальмолога. Выпуск 18). Фердинанд Энке, Штутгарт, 1947, стр.29.

10. Д. Госсман: Кривые блеска и их секреты. Sky & Telescope (октябрь 1989 г., стр. 410).

11. Циммерманн, Вейгерт: Лексикон астрономии. С. 55-56, Спектрум, 1999.

12. Иоахим Крауттер: Meyers Handbuch Weltall. Bibliographisches Institut & FA Brockhaus AG, Mannheim 1994, p. 396.

13. ME Lohr, AJ Norton, E. Gillen, R. Busuttil, UC Kolb, S. Aigrain, A. McQuillan, ST Hodgkin, E. González: (PDF) В: Astronomy & Astrophysics не рукописи не 25973.. 27 апреля 2015, доступ к 8 июля 2015 года .

14. scinexx.de, 8 июля 2015, доступ к 8 июля 2015 .

15. PA Wiegert, MJ Holman: Стабильность планет в системе Альфа Центавра . В: Астрономический журнал . 113, 1997, стр. 1445-1450. bibcode .

16. Джером Орос и др.: Кеплер-47: Транзитная многопланетная система . В кн . : Наука

17. Эллиот Хорч: NOAO, 3 сентября 2014, доступ к 6 сентября 2014 .

Перемещения звёзд

Тут мы можем узнать один очень интересный факт. Неподвижные звезды совсем не неподвижны, следовательно, раз они движутся, то должны изменяться и созвездия. И они изменяются.

Первый изумительный факт, касающийся этих изменений, состоит в том, что они так незначительны. У нас сохранились небесные карты за несколько веков; но, в общем, картина небесного свода представляется и теперь почти такой же, какой она была тогда, когда только начали изучать звезды. А между тем многие из этих звёзд движутся, может быть, со скоростью десяти или даже ста километров в секунду

Это означает только, что расстояния от нас до звёзд огромны, потому что чем ближе движущиеся предметы к нашему глазу, тем заметнее их движение, и наоборот.

Второй важный факт — это тот, что хотя изменения созвездий и кажутся очень малы, принимая во внимание, ках давно уже люди наблюдают звезды, однако эти перемены все-таки имеются.

Во-первых, мы знаем некоторые созвездия или группы звезд, которых древние не называли и которые получили свои имена не так уж давно. Зная, как тщательно делали свои наблюдения древние астрономы и как охотно они давали имена, мы можем совершенно основательно предположить, что причина, почему они не обратили внимания на эти так называемые новые созвездия, состоит в том, что они их просто не видели. Образующие их звезды двигались по небесному своду, и, следовательно, наши новые созвездия являются действительно новыми в том смысле, что несколько тысяч лет тому назад образующие их звезды не имели вида группы, как в настоящее время.

Некоторые из имён, данных созвездиям, указывающие на то, что они похожи на известные нам предметы, могут казаться теперь абсурдными. И этот факт можно объяснить тем, что звёзды на самом деле совсем не неподвижны. Возможно, что когда им давалось то или другое имя, звёзды были так расположены, что созвездия более походили на то, чем их назвали, чем в настоящее время.

Исследование визуально-двойных звезд

Наблюдения визуально-двойных звезд имеют фундаментальное
значение для астрономии. Честь первооткрывателя двойных звезд
бесспорно принадлежит английскому астроному Вильяму Гершелю
(1738-1822 годы). Гершель больше известен как астроном, который
самостоятельно строил гигантские для того времени
телескопы-рефлекторы, начал систематические исследования Млечного
Пути и открыл планету Уран. Наблюдения двойных звезд Гершель
предпринял в 1770-1780 годах при попытке измерить звездные
параллаксы, используя идею Галилея о возможности
определить параллакс яркой звезды, составляющей оптическую пару со
слабой. Однако уже первые наблюдения таких пар подтвердили догадку
Гершеля, что многие из наблюдаемых им пар – физические двойные
звезды.

Повторные наблюдения этих звезд через 20 лет показали наличие
относительных смещений компонентов, похожие на орбитальное
движение. К 1803 году Гершель опубликовал списки нескольких сотен
двойных звезд и отметил среди них 50, у которых обнаружилось
смещение компонентов. В дальнейшем наблюдения двойных звезд
продолжил сын Вильяма – Джон Гершель, перенесший свой телескоп в
Южную Африку. В Европе планомерные наблюдения двойных звезд
организовал В. Струве на обсерватории в Тарту. В 1824 году Струве
применил для своих наблюдений телескоп-рефрактор с объективом
Фраунгофера диаметром D=24 см и
фокусным расстоянием F=410 см (

D/F=24/410) на экваториальной установке
с часовым механизмом, который можно считать прототипом современных
телескопов-рефракторов. Телескопы Гершелей были смонтированы на
азимутальной установке, что делало их очень неудобными в обращении.
С новым инструментом В. Струве открыл 3134 звездные пары.
Результаты его наблюдений опубликованы в трех каталогах, из которых
наибольшей известностью пользуется каталог «Двойные и кратные
звезды, измеренные микрометрически», опубликованный в 1837 году.
Этот каталог сохраняет свое значение и в наше время как первая
эпоха взаимных положений компонентов нескольких тысяч двойных
звезд. Точность измерений В. Струве – на уровне лучших современных
визуально-микрометрических наблюдений.

В конце XIX века инициативу в исследованиях двойных звезд
перехватили американские астрономы, использовавшие в своих
наблюдениях новейшие рефракторы высшего класса с объективами
Кларка: рефрактор обсерватории Дирборн с диаметром объектива D=47
см, рефрактор Вашингтонской
морской обсерватории (D=65 см) и
рефрактор Ликской обсерватории (D=91
см). Заслугой американских астрономов было то, что они не только
наблюдали двойные звезды, но собрали и систематизировали громадный
наблюдательный материал по этим звездам. Эта работа воплощена в
«Общем каталоге 13665 звезд» Ш.У.
Бернхема (1906 год), охватывающем все известные к тому времени
наблюдения двойных звезд в зоне склонений от
-30° до Северного полюса. В
новое время эта традиция продолжена американским астрономом Р.Дж.
Айткеном, создавшим «Новый общий каталог 17180
двойных звезд» (1934 год) и астрономами Ликской
обсерватории Г.М. Джефферсом и В.Х. ван ден Босом, составившими
«Индекс каталог 64247 двойных
звезд» (1961 год). В новое время наблюдения визуально-двойных
звезд продолжались во многих странах мира как прежними,
визуальными, так и новыми, фотографическими и фотоэлектрическими
методами. После пионерских работ Э. Герцшпрунга (1914 год) широкое
распространение получили фотографические наблюдения двойных звезд с
применением старых – визуальных рефракторов и фотографических
пластинок, сенсибилизированных (то есть сделанных особенно
чувствительными) к визуальным лучам (орто- и панхром). Особенно
интенсивно фотографические наблюдения двойных звезд производились
на обсерваториях США Дирборн и Вашингтон, в России в Пулкове на
26-дюймовом рефракторе Цейсса после второй мировой войны.
Возрастающий интерес к наблюдениям двойных звезд непосредственно
связан с теми новыми знаниями, которые стало возможным получать по
мере накопления наблюдательных данных о двойных звездах.

Происхождение

Теории с промежуточным ядром представляют самый многочисленный класс теорий образования двойных звезд. В этих теориях формирование двойных систем происходит в результате быстрого или раннего разделения протооблака.

Наиболее ранняя теория предполагает, что во время коллапсирования протооблака из-за различных нестабильностей оно распадается на локальные массы, которые продолжают расти до тех пор, пока самая маленькая из них не перестанет быть оптически прозрачной и не сможет эффективно охлаждаться. Однако расчетная функция масс звезд не соответствует наблюдаемой функции.

Еще одна ранняя теория предполагала, что коллапсирующие ядра могут размножаться из-за деформации в различные эллиптические фигуры.

Современные теории с промежуточным ядром считают, что основная причина фрагментации заключается в росте внутренней энергии и энергии вращения при сжатии облака.

В теориях с динамическим диском формирование двойных систем происходит позднее, чем в теориях с промежуточным ядром, и происходит в результате фрагментации протозвездного диска. Для этого требуется массивный диск, подверженный гравитационной нестабильности, и эффективное охлаждение его газа. В результате могут образоваться несколько компаньонов, находящихся в одной плоскости, которые аккрецируют газ из родительского диска.

В последнее время количество компьютерных расчетов подобных теорий значительно увеличилось. Такой подход хорошо объясняет происхождение близких двойных систем и иерархических систем с разной кратностью.

Последний механизм образования двойных звезд предполагает, что они формируются в результате динамических процессов, вызванных конкуренцией за аккрецию. В этом сценарии предполагается, что молекулярное облако, из-за турбулентности внутри него, формирует сгустки при близительно одинаковой массы. Эти сгустки взаимодействуют друг с другом, соревнуясь за вещество родительского облака. В этом случае модель с промежуточным ядром и динамическая гипотеза могут работать в сочетании, что позволяет объяснить частоту многократных звезд в скоплениях. Однако механизм фрагментации точно не описан.

Другой механизм предполагает, что взаимодействие гравитации с диском может привести к захвату близлежащей звезды. Хотя такой механизм подходит для массивных звезд, он маловероятен для маломассивных и, вероятно, не является основным при образовании двойных звезд.

Мне нравитсяНе нравится

Утверждение Джордано Бруно

Мы знаем, что Солнце представляет собой одну из звёзд, а это означает, что все звёзды — также «солнца». Так говорил Джордано Бруно задолго до того, когда это могло быть доказано, как теперь

В настоящее время наиболее важная часть астрономии основана на этой важной истине. Все, что мы знаем теперь относительно звезд, помогает нам понять и нашу звезду — Солнце; а всё, что мы узнаем относительно Солнца, помогает нам понять звёзды — чужие солнца

Джордано Бруно. Современная копия гравюры начала XVIII

Но мы должны начать с самого начала. Мы знаем, что начало изучения звёзд относится к очень давним временам, за много веков до изобретения телескопа или же какого-либо инструмента, когда человек имел только пару глаз и хорошие мозги. У ассирийцев и египтян, халдеев и греков не было телескопов. Но они узнали о звёздах почти все то, что было известно вплоть до наших времен. Потому что всякий, умеющий пользоваться своими глазами, может изучать звёзды и очень многое узнать о них.

Некоторые двойные звезды

Мы собираемся составить небольшой список с некоторыми из двойных звезд, наиболее известных своим цветом, яркостью или историей. Все, что мы собираемся упомянуть, доступно для просмотра любителям. Вам не нужно быть экспертом или иметь отличный материал, чтобы наблюдать за этими прекрасными звездами.

Альбирео

Это одна из самых популярных двойных звезд среди любителей астрономии. И дело в том, что он имеет поразительные цветовые контрасты, поскольку один из компонентов оранжевый, а другой голубоватый. Его очень легко найти, поскольку он является второй по яркости звездой Лебедя. Эти характеристики делают Альбирео одним из самых известных. К сожалению, недавно спутник Gaia показал, что это не двойная система, скорее это оптическая пара. Это просто выглядит так, как будто они визуально связаны, но на самом деле это не так.

Мицар

Ранее мы упоминали Мицар как одну из составляющих Большой Медведицы. Наблюдатель с хорошим зрением может отлично отличить центральную звезду от хвоста этого созвездия и увидит, что это двойная система. Алькор и Мицар — две звезды, которые вместе движутся в космосе. Неизвестно с полной уверенностью, является ли это двоичной системой или просто оптической парой.

Расстояние между этими двумя звездами достаточно, чтобы их можно было различить невооруженным глазом. Измерения вашего расстояния  в центре эти две звезды расположены в 3 световых годах друг от друга. Это расстояние слишком велико, чтобы думать, что эти звезды взаимодействуют гравитационно. Неопределенность в измерении настолько велика, что она может быть намного ближе, чем мы думаем. В любом случае, Мицар — это довольно простая для наблюдения двойная система, и для этого не обязательно иметь слишком много знаний.

Дзета Лиры

А вот еще одна любопытная двойная в созвездии Лиры (как много интересного в этом крошечном созвездии!) — ζ Лиры. Дзета находится чуть пониже яркой Веги, образуя равнобедренный треугольник с ней и со звездой эпсилон Лиры.

Компоненты ζ Лиры разделены угловым расстоянием в 43,8″, поэтому их очень легко разделить в бинокль. Блеск звезд составляет 4,3m и 5,6m. У таких ярких компонентов цвет должен быть отчетливо заметен при наблюдении в бинокль или небольшой телескоп. Тем не менее, существуют разные мнения о том, какого цвета звезды в паре ζ Лиры. Часть авторов утверждает, что их цвет — бледно-желтый, другая — что белый. Но встречаются и такие описания: «золотисто-белый», «топазовый и зеленоватый», «зеленовато-белый и желтый».

А какого цвета компоненты ζ Лиры покажутся вам?

Открытие и эволюция двойных звезд

Первые подобные объекты были визуальными бинарниками. В 1617 году Галилео Галилей сосредоточился на второй звезде в рукоятке Большого Ковша. Оказалось, что одна звезда была двойной. Но дальше случилось еще более невероятное открытие. При близком рассмотрении их насчитали шесть! В 1802 году Уильям Гершель создал каталог, куда вошли 700 звездный пар. Именно он впервые использовал слово «бинарный».

Звезды в небе путешествуют по пространству. Иногда случается так, что более массивная притягивает к себе меньшего спутника и продолжает путь уже вместе с ним. Но это очень редкий процент случаев. Чаще всего, в пылевом и газовом облаке создается массивный объект, раскалывающийся на две или более звезд. Они продолжат эволюционировать вместе, но могут делать это по-разному. Все зависит от дистанции между ними. Широкие оказывают слабое влияние и развиваются в качестве одиночек. А вот более близкие активно влияют при помощи передачи массы.

Если одна из них превращается в сверхновую или разрушает внешние слои, то спутник, в большинстве случаев, также уничтожается. Если же он переживет катастрофу, то будет отдавать свой материал уже новому телу.

Система двойных звезд – наилучший способ определить звездную массу. Астрономам удается рассчитать размер, радиус и температурные показатели. Более того, в некоторых системах они могут влиять на развитие жизни. Схемы демонстрируют, что при стабильной орбите это вполне возможно. Бинарность пугает, потому что это не привычно для нас. Но при правильном расположении они могут обеспечить необходимое количество тепла и света, чтобы жизненные формы эволюционировали.

Красный гигант Мира А (справа) и спутник – близкая бинарная пара

Лейтен 726-8, 7. Росс 154, 8. Росс 248

На шестой, седьмой и восьмой позиции мы снова встречаем красных карликов. Шестое место занимает Лейтен 726-8, звездная система, удаленная от Солнечной системы на 8,73 световых года. Это двойная система, состоящая из двух красных карликов. Один из них, звезда 726-8B, также известен как UV Кита. Это название может Вам ни о чем не говорить, но она является одной из так называемых «вспыхивающих звезд» (способных сильно увеличивать свою яркость в течение нескольких минут).

На седьмом месте идет звезда Росс 154. Она удалена на расстояние 9,68 световых лет от Солнечной системы. Находится она в созвездии Стрельца. Но, как и в случае с остальными красными карликами, она слишком тускла, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом. Звезда имеет лишь 17% массы Солнца и 24% его радиуса. Этот объект обычно рождает крупные вспышки раз в двое суток.

Восьмое место у Росс 248. Это небольшой красный карлик, который находится в 10,32 световых годах от Солнечной системы. Он имеет всего 0,2% яркости Солнца, и намного меньше его по размерам. Росс 248, однако, известен среди прочего еще и тем, что через 36000 лет он будет ближайшей к Солнцу звездой. В течение короткого периода времени (с астрономической точки зрения). В те далекие время она будет находиться на расстоянии 3,02 световых года от Солнечной системы. Продлится такая ситуация около 6000 лет. После чего Росс 248 улетит достаточно далеко, чтобы Проксима Центавра снова стала самой близкой к нам звездой.

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. 

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.

Процесс сжатия у протозвезд происходит очень медленно. Например, чтобы Солнце перешло в главную последовательность ему потребовалось 30 млн. лет.

Альфа Центавра

Все прекрасно знают, что наше Солнце – это тоже звезда. Поэтому формально оно должно войти в наш список. Но я предлагаю все-таки в список его не включать, а просто вспомнить о нем несколько фактов.

Солнце – это желтый карлик, проживший примерно половину своей жизни. Ему чуть более 4,5 миллиардов лет. И, по оценкам ученых, оно будет оставаться в фазе главной последовательности еще 4,5–5 миллиарда лет. После чего станет красным гигантом. А потом белым карликом.

Ближайшая к Солнцу звездная система – Альфа Центавра. Я говорю «звездная система» потому, что на самом деле она состоит из трех звезд. В этой системе есть звезды Альфа Центавра A и B, которые находятся на расстоянии около 4,36 световых лет от нас. Эти объекты очень похожи на наше Солнце. И их легко можно увидеть на небе южного полушария Земли. Правда как один объект. Третья звездочка – это маленький красный карлик по имени Проксима Центавра.

Именно эта крошечная звезда находится ближе всего к Солнцу среди всех остальных звезд. Она удалена на расстояние в 4,24 световых года от нас. И в последнее время с астрономической точки зрения она стала весьма интересна. Ведь возле нее астрономы обнаружили скалистую планету, которую назвали Проксима b. Она находится в обитаемой зоне своей звезды. И является ближайшей к Солнечной системе экзопланетой, о которой нам известно. Этот мир непременно будет предметом интереса ученых в ближайшие десятилетия.

Заключение

В окрестностях Солнца (d

а) Массы звезд не могут быть ни слишком большими (например,
больше массы Солнца в 100 раз), ни слишком малыми (например, меньше
1/100 солнечной).

б) Статистическая зависимость масса-светимость, по-видимому, имеет общую значимость и может различаться
только незначительно для звезд, принадлежащих разным типам
звездного населения.

в) Из а) и б), в частности, следует, что если обычные звезды
сравнительно мало различаются по массе, то по светимости они могут
различаться в тысячу раз.

г) Масса звезды в момент ее формирования является важнейшим
параметром, определяющим ее последующую эволюцию.

Заключение

В окрестностях Солнца (d

а) Массы звезд не могут быть ни слишком большими (например,
больше массы Солнца в 100 раз), ни слишком малыми (например, меньше
1/100 солнечной).

б) Статистическая зависимость масса-светимость, по-видимому, имеет общую значимость и может различаться
только незначительно для звезд, принадлежащих разным типам
звездного населения.

в) Из а) и б), в частности, следует, что если обычные звезды
сравнительно мало различаются по массе, то по светимости они могут
различаться в тысячу раз.

г) Масса звезды в момент ее формирования является важнейшим
параметром, определяющим ее последующую эволюцию.