Масса звезды

Как отличить планеты от звезд на небе?

Теперь, когда вы знаете как отличить планету от звезды в космосе, давайте разберемся с более приземленными задачами. С поверхности Земли звезды и планеты выглядят очень похоже; вот несколько подсказок, которые помогут вам их различить.

Проверьте, мерцает ли объект. Если да, то это звезда; если он светит с постоянной яркостью, то это планета.

Сравните видимую яркость. Самая яркая точка, которую вы видите на небе, — это, скорее всего, Венера. Ее звездная величина колеблется от -3 до -4,9, в то время как самая яркая звезда, Сириус, имеет звездную величину -1,46. Юпитер и иногда даже Марс также светят ярче звезд.

Ищите планеты рядом с эклиптикой. Эклиптика представляет собой видимый путь Солнца в небе. Поскольку орбиты всех планет находятся более или менее в одной плоскости, все они движутся практически через те же созвездия, что и Солнце на нашем небе — то есть, через созвездия эклиптики. Поэтому вы не увидите планету в Большой Медведице или в Единороге

Ищите планеты в созвездиях эклиптики!

Обратите внимание на цвет. Каждая планета имеет свой собственный цвет — это поможет вам определить, на какую именно планету вы смотрите

Хотя звезды также имеют оттенок, цвет планет более заметен. Венера — белая, Юпитер и Сатурн — желтые, а Марс — красноватый. Цвет Меркурия трудно определить, так как эта планета достаточно тусклая. Цвет Урана невозможно определить без телескопа; Нептун вообще не виден без оптики.

Используйте приложение для наблюдения за звездами, например Star Walk 2 или Sky Tonight. Если вы видите сияющую точку и не уверены, звезда это или планета, достаньте телефон, направьте его на небо, и приложение разрешит ваши сомнения.

«Бисы» на Балтике

В июне 1941 г. в составе ВВС КБФ числилось 38 истребителей И-15бис. «Бисы» Прибалтийского ВО почти все погибли в первые дни войны, 65-й шап из состава ВВС ЛВО был передислоцирован на север, поэтому указанные истребители морской авиации в основном представляли данный тип в районе Ленинграда.

В первый период боевых действий И-15бис практически не указываются в боевых донесениях. В январе 1942 г. 8 И-15бис входят в состав 71-го иап 61-й авиабригады. Базировались они на аэродроме Новая Ладога, основная задача — прикрытие трассы через Ладожское озеро.

В конце октября 1942 г. противник предпринял попытку захвата острова Сухо на Ладожском озере. 22 октября в разгроме вражеского десанта участвовали И-15бис 71-го иап. В этот день состоялся воздушный бой пятерки И-15бис с шестью Bf 109. Один «109-й» удалось сбить, но и мы лишились двух самолетов.

По состоянию на 1 июля 1943 г. в ВВС КБФ числится восемь И-15бис в составе 25-й оаэ на аэродроме в Бернгардовке и три И-15бис 7-й учебной авиаэскадрильи на аэродроме Белые Кресты. Кроме этого, несколько

И-15бис имелось в составе 10-го гвардейского иап (совместно с И-153). Характер их боевых действий заключался в вылетах на свободную охоту вдоль дорог, участии в контрбатарейной борьбе, борьбе с прожекторами.

Может ли планета стать звездой?

Теоретически, да. Планета может стать звездой, если добавить к ней достаточно массы, чтобы она сжалась и нагрелась, вызвав реакцию ядерного синтеза. Для того чтобы эта гипотетическая планета превратилась в звезду, она должна состоять в основном из водорода. Это необходимо для осуществления процесса ядерного синтеза, в результате которого водород превращается в гелий.

В качестве примера возьмем Юпитер, состоящий в основном из водорода. Его масса составляет 1,898 × 10²⁷ кг, тогда как масса Солнца — 1,989 × 10³⁰ кг. Таким образом, Юпитер примерно в 1,000 легче Солнца. Другими словами, чтобы превратить Юпитер в звезду, подобную Солнцу, (https://www.youtube.com/watch?v=v9HtCAHv54E). Однако можно обойтись и меньшим количеством планет. Например, чтобы получить красный карлик, нужно около 7,5% массы водорода Солнца. Для этого нам нужно столкнуть друг с другом всего 80 Юпитеров.

Так что гипотетически превратить планету в звезду возможно, но для этого потребуется ряд мощных столкновений. И, кто знает, может быть, это происходит прямо сейчас, где-то в просторах космоса.

Типичные измерения массы звезды

Астрономам понадобилось до 21 века, чтобы применить гравитационное линзирование для измерения звездных масс. До этого им приходилось полагаться на измерения звезд, вращающихся вокруг общего центра масс, так называемых двойных звезд. Массу двойных звезд (двух звезд, вращающихся вокруг общего центра тяжести) астрономам довольно легко измерить. Фактически, множественные звездные системы являются учебным примером того, как вычислить их массы. Это немного технический вопрос, но его стоит изучить, чтобы понять, что должны делать астрономы.

Сначала они измеряют орбиты всех звезд в системе. Они также измеряют орбитальные скорости звезд, а затем определяют, сколько времени требуется данной звезде, чтобы пройти по одной орбите. Это называется его «орбитальным периодом».

Алголь, Голова дьявола

Птолемей называл эту звезду Головой Медузы, которую Персей (в его честь названо созвездие) держит в руке. Евреи дали ей имя Голова дьявола, а арабы-Рас аль Гуль, что означает «неспокойный дух». К арабскому названию восходит и современное наименование этой звезды: Алголь. Монтанари заметил, что Алголь — переменная звезда, а более чем через сто лет 18-летний англичанин Джон Гудрайк понял, в чем тут дело. В ночь на 12 ноября 1782 года он был поражен тем, что яркость звезды уменьшилась раз в шесть по сравнению с обычной. Следующей ночью Анголь вновь ярко сиял. 28 декабря того же года явление повторилось: в 17.30 Алголь светил слабо, но через три с половиной часа он вновь был ярким. Гудрайк продолжал наблюдения, и вскоре ключ к загадке был найден. Обычно Алголь ярок, но через каждые 69 часов его яркость в течение 3,5 часа убывает более чем в шесть раз, а в следующие 3,5 часа восстанавливается до нормальной.

Гудрайк нашел объяснение, которое и сегодня остается верным. В журнале «Philosophical Transactions» Лондонского Королевского общества одаренный молодой человек (как мы уже знаем, глухонемой от рождения) писал: «Если бы не было еще слишком рано высказывать догадки о причинах этого явления, я мог бы предположить, что едва ли ответственным за него может быть нечто иное, нежели либо прохождение перед звездой крупного небесного тела, обращающегося вокруг Алголя, либо же собственное движение Алголя, в ходе которого к Земле регулярно поворачивается его сторона, покрытая пятнами или чем-то подобным». Но понадобилось еще сто лет, чтобы ему поверили. Сегодня мы знаем, что первое объяснение было верным. Звезда-спутник с периодом обращения 69 часов регулярно проходит перед Алголем и частично затмевает его.

Это явление каждый может наблюдать невооруженным глазом нужно только знать, где находится на небе Алголь. Звезда эта почти всегда яркая, и обычно в ней не обнаруживается ничего особенного. Время от времени, однако, Алголь оказывается столь же слабым, как и находящаяся по соседству слабая звездочка Ро Персея.

Сегодня известно много переменных звезд, которые, подобно Алголю, периодически затмеваются своими спутниками в начале этой книги мы уже упоминали о затменно-переменной звезде Дзета Возничего. Все затменно-переменные представляют собой очень тесные двойные системы и находятся так далеко, что даже в лучший телескоп не удается увидеть каждую из звезд по отдельности. Однако по тому, как протекает затмение, можно много сказать о звездной паре. И го, что удалось узнать о звездах типа Алголя, противоречило, казалось, всему, что считалось известным о развитии звезд.

Эпизод I. Протозвезды

Жизненный путь звезд, как и всех объектов макромира и микрокосма, начинается с рождения. Это событие берет свое начало в формировании невероятно огромного облака, внутри которого появляются первые молекулы, поэтому образование называется молекулярным. Иногда употребляется еще и другой термин, непосредственно раскрывающий суть процесса, – колыбель звезд.

Только когда в таком облаке, в силу непреодолимых обстоятельств, происходит чрезвычайно быстрое сжатие составляющих его частиц, имеющих массу, т. е. гравитационный коллапс, начинает формироваться будущая звезда. Причиной этому является выплеск энергии гравитации, часть которой сжимает молекулы газа и разогревает материнское облако. Затем прозрачность образования постепенно начинает пропадать, что способствует еще большему нагреванию и возрастанию давления в его центре. Заключительным эпизодом в протозвездной фазе является аккреция падающего на ядро вещества, в ходе чего происходит рост зарождающегося светила, и оно становится видимым, после того, как давление испускаемого света буквально сметает всю пыль на окраины.

Найди протозвезды в туманности Ориона!

Эта огромная панорама туманности Ориона получена из снимков . Данная туманность одна из самых больших и близких к нам колыбелей звезд. Попробуйте найти в этой туманности протозвезды, благо разрешение этой панорамы позволяет это сделать.

Старение звезды и изменение состава

Со временем термоядерные реакции внутри звезд постепенно изменяют их состав. Главной и самой простой реакцией синтеза, который протекает в большинстве звезд во Вселенной, и в нашем Солнце в том числе, является протон-протонный цикл. В нем четыре атома водорода сливаются воедино, образуя в итоге один атом гелия и очень большой выход энергии — до 98% общей энергии звезды.

Такой процесс называется еще «горением» водорода: в Солнце «сгорает» до 4 миллионов тонн водорода ежесекундно.

Изменение состава на примере Солнца

Количество гелия в ядре Солнца будет увеличиваться; соответственно, будет расти объем ядра звезды. Из-за этого увеличится площадь термоядерной реакции, а вместе с ней — интенсивность свечения и температура Солнца. Через 1 миллиард лет (в возрасте 5,6 млрд лет) энергия звезды вырастет на 10%. В возрасте 8 миллиардов лет (через 3 млрд лет от сегодняшнего дня) солнечное излучение составит 140% от современного.

Рост интенсивности протон-протонной реакции сильно отразится на составе звезды — водород, мало затронутый с момента рождения, станет сгорать куда быстрее. Нарушится баланс между оболочкой Солнца и его ядром — водородная оболочка станет расширяться, а гелиевое ядро, наоборот, сужаться. В возрасте 11 миллиардов лет сила излучения из ядра звезды станет слабее сжимающей его гравитации — греть ядро теперь станет именно растущее сжатие.

Существенные изменения в составе звезды произойдут еще через миллиард лет, когда температура и сжатие ядра Солнца вырастет настолько, что запустится следующая стадия термоядерной реакции — «горение» гелия.

В итоге реакции, атомные ядра гелия сначала сбиваются вместе, превращаясь в нестабильную форму бериллия, а затем в углерод и кислород. Сила этой реакции невероятно велика — когда будут зажигаться нетронутые островки гелия, Солнце будет вспыхивать до 5200 раз ярче, чем сегодня!

Во время этих процессов ядро Солнца будет продолжать накаляться, а оболочка расширится до границ орбиты Земли и значительно остынет — ибо чем больше площадь излучения, тем больше энергии теряет тело. Пострадает и масса светила: потоки звездного ветра будут уносить остатки гелия, водорода и новообразованных углерода с кислородом в далекий космос.

Так наше Солнце превратится в красного гиганта. Полностью завершится развитие светила тогда, когда оболочка звезды окончательно истощится, и останется только плотное, горячее и маленькое ядро — белый карлик. Оно медленно будет остывать миллиардами лет.

Изменение состава звезд-гигантов

Цепочка трансформации крупных звезд куда дольше: она доходит вплоть до самого железа. Создаются и элементы потяжелее. У таких звезд уже нет пути назад — они взорвутся сверхновой, оставив по себе черную дыру или нейтронную звезду.

Хотя углерод и кислород существуют в звезде одновременно, во время реакций синтеза они создают вещества, распределяющиеся на принципиально разных уровнях звезды.

Так, углерод порождает легкие вещества, вроде неона, натрия или магния.

Кислород же создает тяжелые неметаллы, наподобие серы или фосфора, или неплотные металлы, как вот алюминий. А вместе с азотом они участвуют в CNO-цикле горения водорода — основном термоядерном процессе в больших звездах Главной последовательности.

Остаток эволюции — нейтронное космическое тело

Ученые уже посчитали когда и как потухнет Солнце и закончит свою эволюцию.

По состоянию на сейчас термоядерная реакция на Солнце израсходована на 50% в течении 5 млрд лет, следовательно Солнце не потухнет еще 5 млрд лет.

После того как полностью будут исчерпаны ядерные реакции Солнце под влиянием гравитации коллапсирует в шар диаметром примерно 20-30 километров.

В результате этого плотность коллапсировавшего ядра станет огромной: 10 15 — 1017 кг/м3, то есть 1012-1014 г/см3.  При столь большой плотности вещество способно существовать лишь в виде нейтронов, потому что все протоны в ядрах, соединившись с электронами, превратились в нейтроны. Образуется нейтронная звезда на небе.

При гравитационном коллапсе ядро газового шара сосредотачивает в себе магнитные силовые линии. Поскольку их количество не изменилось, а они были всего лишь сжаты на маленькой поверхности нейтронной звезды, интенсивность магнитного поля на поверхности резко возрастает при коллапсе ядра. Нейтронная звезда при коллапсе начинает быстро вращаться. Магнитное поле нейтронной  уносит с собой множество электронов, которые светятся всякий раз, когда двигаются по направлению к нам. Излучение нейтронной звезды (прежде всего в диапазоне радиоволн) напоминает мигающий свет на машине скорой помощи. Излучение нейтронных тел пульсирует, и по этой причине их называют также пульсарами.

До сих пор мы говорили только о ядре, которое вследствие коллапса превращается в нейтронный пульсар. Слои оболочки, потерявшие опору, находятся на высоте сто тысяч километров над нейтронной звездой, но это продолжается всего лишь несколько секунд. В мощном гравитационном поле нейтронной звезды слои оболочки красного гиганта падают, подобно гигантскому стремительному водопаду на поверхность. При падении на нейтронный шар богатая водородом плазма оболочки гиганта сильно нагревается, в результате чего в ней в ничтожно короткое время происходят различные термоядерные реакции.

Собственно, речь идет о невероятно большой «водородной бомбе», разбросавшей всю плазму в окружающее межзвездное пространство. Взрыв — его называют сверхновой — столь грандиозен, что разбросанные вокруг нейтронного пульсара слои оболочки можно наблюдать спустя столетия.

Примером может послужить сверхновая в созвездии Тельца. Световое излучение этого процесса достигло Земли и было записано китайскими и арабскими астрономами в 1054 году. Сейчас определено, что  нейтронная звезда пульсирует не только в диапазоне радиоволн, но также в видимом инфракрасном спектре, в диапазоне рентгеновском и дает космическое гамма излучение. Расширяющаяся плазма этой сверхновой — туманность, которая названа Крабовидной.  Сейчас «Крабовидная туманность» в виде продолговатого пятна хорошо видна в бинокль.

Таким образом, звезды на небе представляют небесные светила имеющие различные «внеземные» характеристики и свойства.

Как измеряется масса звезд?

Масса звезды — это один из самых важных параметров, который позволяет узнать, насколько она яркая, как долго она будет светиться и когда прекратит свою жизнь. Масса звезды измеряется посредством наблюдений и рассчетов её гравитационного воздействия на окружающие объекты.

Одним из наиболее распространенных методов измерения массы звезд является спектроскопия. Этот метод позволяет узнать длину волн потока света, испускаемого звездой, и определить ее скорость. Зная скорость, исследователи могут рассчитать массу звезды посредством закона Галилея.

Второй метод — это изучение движения звезд в двойных и многократных системах. Здесь, на основе законов Кеплера, можно определить массу каждой из звезд в системе путем наблюдения за их орбитальными движениями. Третий метод — это измерение яркости звезды и ее расстояния от Земли, затем по формулам устанавливается ее масса.

В ряде случаев, когда невозможно использовать вышеописанные методы измерения, для оценки массы звезд используются математические модели.

Физические характеристики

Массы подавляющего большинства современных звёзд лежат в пределах от 0,071 масс Солнца (75 масс Юпитера) до 100-150 масс Солнца , возможно, первые звёзды были ещё более массивными. Температура в недрах звёзд достигает 10-12 млн .

Расстояние

Существуют множество способов определить расстояние до звезды. Но наиболее точный и основой для всех остальных методов является метод измерения параллаксов звёзд. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в 1837 году. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек , а со специальных астрометрических спутников, таких как Hipparcos , — до 1000 пк. Если звезда входит в состав звездного скопления, то мы не сильно ошибемся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления. Если звезда принадлежит к классу цефеид , то расстояние можно найти из зависимости период пульсации — абсолютная звездная величина. В основном, для определения расстояния до далеких звёзд используется фотометрия .

Масса

Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной звезды . В этом случае массу можно вычислить, используя обобщенный третий закон Кеплера . Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20 % до 60 % и, в значительной степени, зависит от погрешности определения расстояния до звезды. Во всех прочих случаях приходится определять массу по косвенным признакам, например, зависимости светимости и массы звезды. .

Химический состав

Крайне важной характеристикой является ее химический состав, как с точки зрения звезды, так и с точки зрения наблюдателя. И хотя доля элементов тяжелее гелия исчисляется не более чем несколько процентов, но они играют важную роль в жизни звезды

Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускорятся, а это отразиться как на яркости, звезды, так и на цвете, так и на продолжительности жизни. Так чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой. Наблюдатель, зная химический состав звезды, может довольно уверенно сказать время образования звезды. Так как все те трагические изменения, происходящие со звездой на протяжении ее жизни, не касаются поверхности звезды. Это всегда так мало массивных и средне массивных звезд, и почти всегда для массивных звезд.

Какого размера красные карлики

Красные карлики – полноценные звёзды. Их масса – примерно втрое меньше, чем у Солнца, а температура поверхности около 3500 градусов. То есть они относительно холодные по сравнению с другими и их свет преимущественно в красном диапазоне, отчего эти звёзды и получили своё название.

Сравнительные размеры красных и коричневых карликов.

Размер красного карлика гораздо меньше солнечного. Самые маленькие из известных имеют радиус 11% и массу 8% солнечного. То есть радиус такого красного карлика – порядка 150 тысяч километров. Да, это немало в нашем понимании, но просто мизерная величина в звёздном масштабе.  Но рядом с 10 – 20 км нейтронной звездой красный карлик колоссален. Даже белый карлик в 10 раз меньше красного.

С самыми маленькими звёздами разобрались. А какого же размера большие?

Движение Марса. Основные параметры

Характеристики движения Марса по орбите и вокруг своей оси имеют много общего с земными. Однако осевое движение Марса более хаотично и неустойчиво, чем движение Земли. Во время движения марсианская ось может хаотично и непредсказуемо наклоняться, это связано с отсутствием массивного спутника, такого как Луна, который регулировал бы и стабилизировал движение планеты под действием силы тяжести. Его спутники Фобос и Деймос незначительны, их влияние на скорость вращения незначительно и в расчетах не учитывается.

Характеристики марсианской орбиты

Марс движется вокруг Солнца по круговой орбите, которая представляет собой не круг, а сложную эллиптическую форму. Орбита Марса в полтора раза дальше от Солнца, чем орбита Земли. Он имеет эллиптическую форму, которая образовалась под действием сил притяжения на него со стороны других планет Солнечной системы. Ученые выяснили, что 1,35 миллиона лет назад его орбита представляла собой почти плоский круг. Эксцентриситет марсианской орбиты (характеристика, показывающая, насколько орбита отклоняется от круга) составляет 0,0934. Его орбита — вторая по эксцентриситету в системе, в первую очередь Меркурий. Для сравнения, эксцентриситет земной орбиты равен 0,017.

Когда планета находится в ближайшей к Солнцу точке — перигелии, радиус ее орбиты составляет 206,7 миллиона километров, при нахождении на максимальном удалении от Солнца — афелии радиус увеличивается до 249,2 миллиона километров. Из-за разницы расстояний меняется количество поступающей на планету солнечной энергии, оно составляет 20-30%, поэтому на Марсе наблюдается широкий диапазон температур.

Одна из основных характеристик — орбитальная скорость. Средняя скорость вращения вокруг Солнца — 24,13 км / с.

Марс находится на большем расстоянии от Солнца, чем Земля, поэтому радиус марсианской орбиты также отличается вверх. Мы уже выяснили, что траектория движения Марса представляет собой вытянутый эллипс, поэтому его радиус непостоянен, среднее расстояние от Солнца составляет 228 миллионов километров.

Каждые 26 месяцев Земля выходит на орбиту Марса. Это связано с разницей в скорости движения планет (Земли — 30 километров в секунду) и меньшим диаметром орбиты. В это время расстояние между планетами минимально, поэтому в этот период удобнее планировать космические миссии по изучению планеты. Это сокращает расходы на топливо и время в пути до 6-8 месяцев, что не так много по космическим меркам.

Осевое вращение

Марс не ограничивается движением только по своей орбите, он также вращается вокруг своей оси. Экваториальная скорость вращения составляет 868,22 км / ч, для сравнения, на Земле она составляет 1674,4 км / ч

День на красной планете длится 24 часа, если вас интересует средний солнечный день, или 24 часа 56 минут и 4 секунды, если вы принимаете во внимание звездный день. Оказывается, красная планета вращается всего на 40 минут медленнее Земли

Вращение обеспечивает не только смену дня и ночи на планете, но и изменяет форму планеты под действием центробежной силы, сплющивая ее от полюсов на 0,3%. Изменение формы не так заметно из-за высокой плотности планеты.

Наклон оси вращения Марса составляет 25,19 °, Земли — 23,5 °. Смена марсианских зимне-весенних сезонов происходит из-за наклона оси вращения и эксцентриситета орбиты. Смена зимнего и летнего сезонов на Марсе происходит в противофазе, то есть когда в одном полушарии начинается летний период, в другом неизменно начинаются зимние холода. Но из-за формы орбиты продолжительность сезонов здесь может быть увеличена, а может быть, и сокращена. Так в Северном полушарии лето и весна длятся 371 сол. Они возникают, когда Марс находится в наиболее удаленной от Солнца области орбиты. Поэтому марсианское лето на севере продолжительное, но прохладное, а на юге — короткое и жаркое. На Земле времена года распределены более равномерно, так как орбита Земли близка к идеальной окружности. Стоит отметить, что Марс вращается вокруг своей оси более хаотично, чем планеты с более массивными спутниками, что в любой момент может повлиять на продолжительность зимне-весеннего сезона.

В 21 веке с помощью современного оборудования изучение движения планет прошло долгий путь, хотя первые свидетельства, подтверждающие изучение марсианского движения, были найдены в Древнем Египте. Еще в древние времена ученые вычисляли траекторию планеты в ночном небе относительно Земли и фиксировали ее ретроградное движение. Но красная планета не спешит раскрывать все свои секреты, до сих пор ученым не известны все параметры движения Марса в космосе. И многие из доступных расчетов необходимо доработать и интегрировать.

Звездные скопления

Астрономы очень любят исследовать скопления звезд. Есть гипотеза, что все светила рождаются именно группами, а не поодиночке. Так как звезды, принадлежащие к одному скоплению, обладают схожими свойствами, то и различия между ними являются истинными, а не обусловленными расстоянием до Земли. Какие бы изменения не приходились на долю этих звезд, свое начало они берут в одно и то же время и при равных условиях. Особенно много знаний можно получить, изучая зависимость их свойств от массы. Ведь возраст звезд в скоплениях и их удаленность от Земли примерно равны, поэтому отличаются они только по этому показателю. Скопления будут интересны не только профессиональным астрономам – каждый любитель будет рад сделать красивую фотографию, полюбоваться их исключительно красивым видом в планетарии.

Звезды и масса

Предположим, что типичная звезда довольно массивна, обычно намного больше, чем типичная планета. Зачем заботиться о его массе? Эта информация важна, потому что она дает подсказки об эволюционном прошлом, настоящем и будущем звезды.

Астрономы могут использовать несколько косвенных методов для определения звездной массы. Один метод, называемый гравитационным линзированием, измеряет путь света, который отклоняется гравитационным притяжением близлежащего объекта. Хотя величина изгиба невелика, тщательные измерения могут выявить массу гравитационного притяжения объекта, который тянет за собой.

Внутреннее строение

Из-за неравномерного распределения вещества в подфотосферной области невозможно узнать точную картину строения Солнца. Поэтому для того, чтобы иметь представление об условиях в его недрах, предполагают, что вещество в нем распределено равномерно. Наиболее близкие к реальному Солнцу условия такая модель дает в средней точке, на глубине, равной половине радиуса. Именно для этой точки определены средние значения плотности (1,41 г/см³), давления (6,6·1013) и ускорения свободного падения (1,37·102). Температура в средней точке достигает 2,8 млн. кельвинов.

С глубиной температура и давление в Солнце увеличивается и вблизи центра достигает десятка миллионов кельвинов и порядка нескольких сотен миллиардов атмосфер. При таких колоссальных температурах атомы и их частицы разгоняются до невероятно высоких скоростей. Из-за высокой плотности частицы постоянно сталкиваются с фотонами и между собой. Из-за этого атомы теряют свои внешние оболочки и остаются только ядра атомов. Их размеры уменьшаются на несколько порядков (от 10-10 до 10-15 м). Такое состояние называется высокой степенью ионизации, а газообразное вещество в нем – плазмой. Частицы плазмы постоянно сильно сталкиваются между собой, при этом происходят термоядерные реакции.

В недрах Солнца идут термоядерные реакции нескольких типов. Основные цепочки реакций – водородный и углеродный циклы. Первый вид называют также протон-протонной цепочкой, поскольку суть этого процесса состоит в столкновении протонов. Такая цепочка реакций приводит к превращению атомов водорода в атомы гелия. Наибольшая часть солнечной энергии синтезируется именно в ходе водородного цикла, поэтому он является важнейшим типом реакций в ядре Солнца. Второй тип – углеродный цикл – также приводит к превращению протонов в гелий (альфа-частицу). Но эти реакции происходят, только если в окружающей среде находится углерод. Этот цикл – важнейший источник энергии для звезд, масса которых чуть больше солнечной, однако у самого Солнца он обеспечивает лишь 1-2% синтеза.

Во время термоядерных реакций в ядре Солнца кроме непосредственно энергии образуются нейтрино – частицы, практические не взаимодействующие с веществом. Они проходят через звезду с околосветовой скоростью и практически не поглощаются веществом, распространяясь в космосе. Именно поэтому с помощью регистрации их потоков можно получить непосредственные данные об условиях в солнечных недрах.

Таким образом, тепловая энергия Солнца синтезируется только в ее ядре, а остальная ее часть нагревается посредством этом энергии, проходя постепенно сквозь все слои до фотосферы, где она выделяется в виде солнечного света.

С увеличением расстояния от ядра уменьшаются плотность и температура, а также прекращается углеродный цикл. На уровне 0,3 радиуса Солнца перестает идти и водородный цикл, поскольку здесь происходит резкое падение температуры и плотности. Выше этого уровня энергия  передается только за счет теплопроводности между слоями. Эта область звезды простирается до 0,7 солнечного радиуса и называется зоной лучистого переноса.

Выше уровня в 0,7 радиуса энергия переносится за счет движения вещества. Верхние слои сильно охлаждаются из-за постоянного оттока излучения во внешнюю среду. Следовательно, газ становится менее ионизированным, а из-за этого уменьшается его непрозрачность. Возникают условия для конвекции – перемешивание холодных слоев с более горячими и их нагревание. Эта конвективная зона располагается до начального уровня атмосферы Солнца.

Какую массу имеют обычные звезды?

Звезды в нашей галактике имеют различные массы — от нескольких десятков до сотен масс Солнца. Самые распространенные звезды неподалеку от Солнца обладают массой от 0.1 до 2 масс Солнца и называются красными карликами. Они являются основной группой звезд в нашей галактике и занимают около 75% всех звезд. Красные карлики очень долго излучают свет, они очень экономичные в использовании своих ресурсов и очень долго горят.

Более массивные звезды могут иметь массу до 200 масс Солнца. Такие звезды называются гигантами и супергигантами в зависимости от своей яркости. Они гораздо более мощные, чем красные карлики, но настолько же и кратковечны — они истощают свои ресурсы гораздо быстрее, и их жизнь может продолжаться всего лишь несколько миллионов лет.

Существуют также ультрамассивные звезды, которые имеют массу более 200 масс Солнца, но они являются довольно редким явлением и обычно имеют короткий жизненный цикл. Их яркость может превышать яркость сотен миллионов Солнц, и они могут быть настолько тяжелыми, что накачиваются гравитационной энергией и взрываются в виде сверхновых.