Эволюция звезд

- от четвертого взрыва  образовался спутник Европа с  удельной плотностью р=2,97 г/см3 и удалением R=670*103 км,

- от пятого взрыва  образовался спутник Ио с удельной  плотностью р=3,75 г/см 3 и удалением R=421*10 3 км.

Остальные спутники Юпитера  имеют неправильную форму. Они либо обломки расколовшейся от столкновения кометы со спутником планетой, либо захваченные обломки из пояса астероидов.

Из описанного примера  видно, в каком порядке шло  образование сначала комет, а  затем спутников – планет и  как со временем нарастала их удельная плотность вещества. На примере Юпитера закономерность планетообразования хорошо  просматривается.  
Удаление спутников – планет от родительского тела (Юпитера) приводится на настоящее время. Миллиарды лет назад, конечно, они были много дальше, но строго в том порядке как написано.

Расстояния до звезд

Находясь на Земле, астрономы  могут измерять только видимый блеск  звезд и угловые расстояния между  ними. Чтобы установить линейные размеры, мощность излучения и размещение звезд в пространстве, нужно уметь  находить расстояние до них. Однако в  астрономии нет единого, как говорят, универсального способа определения расстояний. По мере перехода от близких светил к далеким один способ сменяется другим, так что для определения расстояния до очень далеких объектов приходится, в сущности, пройти ступеньки целой лестницы способов. Первая ступенька - определение среднего расстояния от Солнца до Земли (его называют еще астрономической единицей длины). До недавнего времени для вычисления этого расстояния требовалось измерить геодезическими средствами радиус Земли. Сейчас по радиолокационным измерениям расстояний до планет и по наблюдениям за движением межпланетных станций астрономическая единица определяется очень точно и найдена равной 149.6 млн. км.

Для определения расстояний до звезд в астрономии используется мера длины более крупная, чем астрономическая единица. Ее называют парсеком (пс), она содержит 206265 астрономических единиц или 30.8*10¹² км (читается: 30.8 триллиона км). Тысяча парсеков составляет килопарсек (кпс), а миллион парсеков - мегапарсек (Мпс).

Расстояние до самой  близкой от Солнца звезды - Проксимы (что в переводе с греческого означает "ближайшая") - в созвездии Центавра равно 1.32 пс, т. е. 40.7 триллиона км.

Часто используется и  еще одна астрономическая мера расстояний - световой год, т. е. путь, который свет проходит за год. Он равен 9.46*10¹² км, или 0.307 пс, другими словами, 1 пс равен 3.26 светового года.

Метод сравнения видимого блеска и светимости звезд. Светимостью называется мощность всей излучаемой светилом энергии. Вычисление светимости в энергетических единицах-задача сложная и не всегда выполнимая. Но, к счастью, для сравнения светимостей достаточно знать блеск светил в видимых звездных величинах m   и расстояние r   до них, выраженное в парсеках. В этом случае мерой светимости будут служить так называемые абсолютные звездные величины.

Чтобы сравнить светимости звезд, их нужно условно отнести  на одинаковое расстояние от наблюдателя. Это расстояние выбрано равным 10 пс. Освещенности, создаваемые одинаковыми  источниками, согласно закону освещенностей, обратно пропорциональны квадратам расстояний до источников света. Следовательно, если звезда на расстоянии r   от наблюдателя имеет блеск m  , то на расстоянии в 10 пс она будет иметь блеск М, который соответствует изменению освещенности, создаваемой звездой, в (10/r )²   раз. Подставив теперь эти соотношения в формулу Погсона, получим такое выражение для М:

М = m + 5 - 5lg r.

 
Звездная величина М, которую имеет  светило на расстоянии 10 пс от наблюдателя, и называется его абсолютной звездной величиной.

Из последней формулы  можно найти и расстояние r  в парсеках, если известны видимая m  и абсолютная М звездные величины светила. Следует еще отметить, что видимые звездные величины удаленных объектов ослабляются не только вследствие закона падения освещенностей, но еще и из-за поглощения света пылинками, имеющимися в межзвездном пространстве. Поэтому видимая звездная величина светила должна быть предварительно исправлена, После исправления формула для определения расстояния будет такая:

lg r = 0,2(m - M) + 1.

Таким образом, чтобы  найти расстояние до светила, нужно  знать его абсолютную величину. Имеется  несколько способов оценить ее. Мы уже упоминали, что период колебаний  блеска переменных звезд - цефеид - тем  длиннее, чем больше их абсолютные величины. Следовательно, сравнительно простым способом - по длительности периода колебаний блеска - мы можем узнать расстояние до цефеиды и до того скопления или звездной системы, где эта цефеида находится.

Если звезды, абсолютные величины которых известны, сопоставить с их спектральными классами, то обнаружится систематическое убывание абсолютных величин большинства звезд по мере перехода от горячих классов к холодным, т. е. от классов O и B к классам K и M (рис. 4). Это большинство, так называемые обыкновенные звезды-карлики, образует главную последовательность на этой диаграмме. Некоторая часть звезд классов F-M сохраняет почти одинаковые высокие абсолютные величины; это - последовательность звезд-гигантов. Самые мощные по светимости звезды, называемые сверхгигантами, встречаются чрезвычайно редко и имеют самые различные спектральные классы. Немного ниже главной последовательности располагаются на диаграмме звезды, называемые субкарликами, а еще ниже - звезды особой категории, называемые белыми карликами.

Рис. 4. Диаграмма спектр - светимость (Герцшпрунга - Рессела). 
На нижней горизонтальной рамке отмечены спектральные классы и температуры звезд главной последовательности, на верхней рамке - то же для звезд гигантов. На левой вертикальной рамке отмечены абсолютные величины звезд, а на правой - светимости и массы звезд, выраженные в долях светимости и массы Солнца.

Графическая зависимость  между абсолютными величинами и  спектральными классами, изображенная на рис. 4, носит название диаграммы  Герцшпрунга - Рессела по имени астрономов, получивших ее впервые в начале текущего века. По горизонтальной оси на ней  откладываются спектральные классы (а иногда цвет или температура звезд), а по вертикальной - абсолютные величины звезд (или их светимости). Как мы увидим впоследствии, диаграмма Герцшпрунга - Рессела помогает разобраться в эволюции звезд. Кроме того, она широко применяется и для определения расстояний до звездных скоплений.

Хотя карликовые и  гигантские звезды могут иметь один и тот же спектральный класс, второстепенные детали их спектров различны. Например, у карликов усилены линии водорода, тогда как у гигантов в спектрах интенсивными становятся линии ионизованных атомов. Благодаря этому по интенсивности линий оказалось возможным оценивать абсолютные величины звезд, принадлежащих одному и тому же спектральному классу. В этом и заключается спектральный способ определения абсолютных величин звезд и расстояний до них. Этим способов найдены расстояния до множества далеких от нас звезд.

Заключение

Существует Вселенная  вместе с материей. Материя представлена звездными системами – галактиками. В галактиках – звезды, вокруг которых вращаются планеты. Все свободное пространство во Вселенной, как в веществе, так и вен его, занято обменными частицами и эфиром. Все временные эволюционные процессы происходят в галактике. Галактика – это ячейка Вселенной. Вселенная разновозрастная. Только в разновозрастной Вселенной возможен эволюционный круговорот материи. В результате мы наблюдаем то многообразие, которое нас окружает.

Используемая  литература

1. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть.
2. Киппенханн Сто миллиардов солнц.
3. Каплан С. А. Физика звезд.
4. Порфирьев В. В. Астрономия.
5. Николаев С.А. Эволюционный круговорот материи во Вселенной.