Рождение и эволюция звезд

Как долго живут звёзды

Нас окружают звезды самого разного возраста. Солнце — сравнительно старая звезда, как и планеты, вращающиеся вокруг него. По оценкам геологов, возраст Земли — около 4,5 млрд. лет, возраст Солнца должен быть не меньшим. Возраст абсолютного большинства звезд нашей Галактики — такой же, как у Солнца, или больше. В то же время многие звезды образовались совсем недавно, а некоторые давно закончили свой жизненный путь. Процесс рождения и умирания звезд непрерывен.

Массивные звезды эволюционируют намного быстрее, чем звезды малых масс. Звезда очень большой массы успевает пройти весь свой жизненный путь и стать сверхновой за тот период, которого самым легким звездам хватает лишь для того, чтобы прийти на главную последовательность. Соотношение возраста и отпущенного звезде времени жизни можно рассматривать как показатель молодости или старости звезды. Самые молодые звезды мы наблюдаем в областях звездообразования, близ ярких газовых туманностей. Они находятся на стадии образования или только что образовались из газовой среды, «проклюнулись» из непрозрачных околозвездных «коконов», на их поверхность продолжает падать газовое вещество из окружающего пространства. Эти активные процессы проявляются в переменности блеска молодых звезд. Особенно точно определяется возраст звездных скоплений. Звездное скопление — это группа звезд различной массы, которые сформировались практически одновременно из вещества с почти одинаковым содержанием химических элементов.

Сравнив диаграмму Герцшпрунга — Рассела звездного скопления с теоретической последовательностью, т.е. последовательностью, которую должны образовывать на этой диаграмме звезды разной массы, но одного возраста и химического состава, астрофизики могут оценить возраст скопления.

У очень молодых звездных скоплений (с возрастом около 1 млн. лет) правая нижняя часть наиболее «населенной» последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела проходит выше теоретической главной последовательности. Это результат того, что самые маломассивные звезды молодых скоплений еще не достигли эволюционного этапа главной последовательности и только приближаются к ней справа. У более старых скоплений (десятки миллионов лет) становится заметным загиб вправо верхнего конца главной последовательности. Масса звезд вдоль главной последовательности убывает сверху вниз. Самые массивные звезды рассматриваемых скоплений уже завершают эволюционную стадию главной последовательности и начинают уходить с нее вправо. Место этого загиба обычно называют точкой поворота главной последовательности. Чем старше скопление, тем дальше точка поворота сдвигается вправо вниз (в сторону меньшей светимости и более низкой температуры поверхности звезд). У самых старых шаровых скоплений (около 10 млрд. лет и больше) на главной последовательности вообще нет ярких горячих звезд. Теоретики предсказывают, что Солнце останется на главной последовательности еще примерно 5— 6 млрд. лет, и если в шаровых скоплениях звезды солнечного типа уже отсутствуют на главной последовательности, значит, возраст таких скоплений (и возраст населяющих их звезд) должен превышать 10 млрд. лет.

Созвездия звездного неба Зеркало Невероятного

Звезды – светящиеся небесные тела, состоящие из газов и мерцающие в ночном небе. Наше Солнце – одна из приблизительно 100 квинтильонов (единица с 18 нолями) звезд Вселенной. Все химические вещества в твоем организме – от кальция в костях до цинка в волосах – образуются в раскаленных недрах звезд!

Насколько далеко находятся звезды?

Во Вселенной миллиарды звезд. Расстояние до ближайшей звезды – более 4 световых лет. Звезды, которые можно увидеть в телескоп, находятся на расстоянии тысяч световых лет. Благодаря скорости света мы видим, как выглядели ближние звезды несколько лет назад, а дальние – несколько тысячелетий назад.

Почему звезды разноцветные?

Если рассмотреть звезды в бинокль или телескоп, можно увидеть, что звезды бывают красными, желтыми, голубыми. Цвет – показатель температуры звезд. Температура поверхности наиболее холодных красных звезд – 2500-3500 К (кельвинов), желтых – около 5500 К, голубых – 10 000 – 50 000 К.

Что такое созвездие?

Созвездие – несколько звезд, объединенных в группу и образующих очертания узнаваемого предмета, по которому созвездию дают название. Известно 88 групп звезд, или созвездий. Многие из них названы в честь героев мифов и легенд.

Звездные полушария.

Землю разделяет посередине воображаемая линия, которая называется экватором. От того, где мы находимся, выше или ниже экватора, зависит, в каком мы полушарии – в Северном или в Южном. От нашего положения на Земле зависит, какие звезды мы видим. Некоторые звезды можно увидеть только из Северного полушария. К примеру, жители Южного полушария не видят Полярную звезду.

В Северном полушарии можно увидеть несколько известных созвездий: Пегас, Лебедь, Кассиопея, Волопас, Большая Медведица, Лев, верхняя часть Ориона.

В Южном полушарии можно увидеть созвездия: нижняя часть Ориона, Большой Пес, Феникс, Южный Крест, Павлин, Скорпион.

Что такое новая звезда?

Новая звезда – внезапное увеличение излучения звезды в тысячи раз. Новая звезда может появиться в созвездии, где есть две звезды – белый карлик (спящая звезда) и какая-нибудь другая. Если эти две звезды находятся достаточно близко, вещество с одной притягивается к белому карлику. Температура его поверхности повышается настолько, что белый карлик внезапно вспыхивает и становится новой звездой!

Сколько живут звезды?

Чем больше звезда, тем быстрее она умирает. Это может показаться странным, но чем больше масса звезды, тем сильнее она раскаляется и быстрее расходует запас топлива. Миллиарды лет полезной жизни нашего Солнца пройдут прежде, чем у него кончится водородное топливо. Сейчас Солнце находится на середине своего жизненного пути.

ИНТЕРЕСНЫЙ ФАКТ.

Наше солнце в конце концов превратиться в маленького белого карлика – сферическое тело размером с Землю! С этого момента Солнце начнет угасать, тускнеть, пока наконец не погаснет!

Продолжительность жизни звезды

Нужно тщательно рассмотреть некоторые детали, связанные с рождением звезды, и оценить их воздействие на её дальнейшую судьбу. Звёзды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладать самым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю её судьбу. Чтобы лучше в этом разобраться, выйдем из дома и взглянем на ночное небо.

С вершины горы, вдали от мешающего нам городского света, мы увидим на небе по крайней мере 3000 звёзд. Наблюдатель с очень острым зрением при идеальных атмосферных условиях увидит в полтора раза больше звёзд. Одни из них удалены от нас на тысячу, другие – всего на несколько световых лет. Попытаемся теперь разместить все эти звёзды на диаграмме, на которой каждая звезда характеризуется двумя физическими величинами : температурой и светимостью. Разместив все 3000 звёзд, мы обнаружим, что самые яркие из них одновременно оказываются и самыми горячими, а самые слабые – самыми холодными. При этом заметим, что подавляющее большинство звёзд располагается вдоль наклонной линии, которая тянется из верхнего левого угла графика в нижний правый.

(Если, как это традиционно принято, ось температур направить влево, а ось светимостей – вверх.) Это нормальные звёзды, и их распределение называют “главной последовательностью”. Полученная диаграмма называется диаграммой Герцшпрунга – Рессела, в честь двух выдающихся астрономов, впервые установивших эту замечательную зависимость. В ней важную роль играет масса звезды. Если масса звезды велика, последняя при рождении попадает на верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, то звезда оказывается в нижней её части.

Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного “топлива” и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

А в верхней левой части диаграммы Б в верхней правой части диаграммы

В) в нижней левой части диаграммы; Г) в нижней правой части диаграммы.

1. Красные гиганты – это звезды:

А) больших светимостей и малых радиусов; Б) больших светимостей и низких температур поверхности;

В) больших температур поверхности и малых светимостей; Г) больших светимостей и высоких температур.

1. Эволюция звезд это:

А) процесс превращения из протозвезды и последующее постоянное излучение без изменения светимости;

Б) изменение светимости звезды со временем вследствие сильнейших потоков вещества типа “солнечного ветра”;

В) изменение химического состава и внутреннего строения с изменением светимости в результате реакций термоядерного синтеза;

Г) изменение светимости звезды со временем из-за увеличения массы звезды в результате поглощения межзвездного газа и пыли.

1. Белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры являются:

А) типичными звездами главной последовательности; Б) последовательными стадиями эволюции массивных звезд;

В) конечными стадиями звезд различной массы; Г) начальными стадиями образования звезд различной массы.

1. Звезда, ядро которой имеет размеры 10–30 км, и массу, близкую к массе Солнца, состоящую в основном из нейтронов, называют:

ОтветыMail.Ru Сколько живут морские звёзды

Морские звёзды (Asteroidea от греч. звезда) — класс беспозвоночных типа иглокожих. Примерно 1600 современных видов. В ископаемом состоянии известны с ордовика. Звездообразные или пятиугольные иглокожие. Величина колеблется от 2 см до 1 м, хотя большинство — 12-24 см. Многие виды ярко окрашены. От центрального плоского или слабовыпуклого диска у морской звезды отходят 5 (редко — до 40) лучей, или рук. При укорочении лучей форма тела приближается к пятиугольной. Руки заключают в себе пищеварительные выросты желудка и отростки половых органов; внутри них находится по продольному ряду позвонков. Кожа снабжена правильно расположенными скелетными пластинками, которые вооружены шипами, иглами, иногда педицелляриями. Амбулакральные ножки сидят в открытых бороздках, тянущихся по нижней стороне лучей до рта. Ножки представляют собой гибкие трубчатые выросты, как правило, с присосками на конце, и приводятся в действие давлением воды во внутренних каналах и ампулах амбулакральной системы. Рот в центре брюшной стороны, заднепроходное отверстие на спинной стороне; мадрепоровая пластинка на спинной стороне. Пищеварительная система отличается своеобразием. Над ртом внутри диска расположены два желудочных мешка; от верхнего (пилорического) отходит десять пищеварительных (печёночных) выростов, по два в каждую руку. Нижний желудок способен выворачиваться, обволакивая и частично переваривая пищу. Органы чувств: красные глазные пятна на концах лучей и осязательные окончания кожи. У морских звёзд сильно развита способность к регенерации: восстановлению оторванных лучей. Кроме того, часть морской звезды, включающая в себя достаточно крупный кусок центрального диска, способна вырасти в полноценное животное. Особенно примечателен этим род Linckia, у представителей которого оторвавшийся луч способен развиться в новый организм. Продолжительность жизни морской звезды — до 35 лет. Донные животные, ползающие при помощи амбулакральных ножек, обычно снабженных присосками. Повсеместно обитают в океанах и морях (кроме опреснённых районов) до глубины 8,5 км. Большинство морских звёзд — хищники, питающиеся главным образом моллюсками, морскими уточками, многощетинковыми червями и другими беспозвоночными. Некоторые питаются планктоном и детритом; есть виды, способные ловить добычу при помощи педицеллярий. Обнаружив двустворчатого моллюска, морская звезда обхватывает его раковину руками, присасывается к ней амбулакральными ножками и за счет мышечного напряжения раздвигает створки. Нижний желудок выворачивается, проникая в раковину, обволакивает мягкие части моллюска и переваривает без заглатывания. Разжиженный корм втягивается затем внутрь тела. Некоторые морские звёзды причиняют ущерб, уничтожая промысловых моллюсков (устриц, мидий и др.) ; другие (терновый венец, Acanthaster planci) поедают рифообразующие кораллы.

сколько получится

в зависимости от того сколько она уже прожила

Продолжительность жизни морской звезды — до 35 лет

Схема звезды Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Схема «звезды», схема звёздного соединения, звездоподобная схема, звёздная схема (от англ. star schema) — специальная организация реляционных таблиц, удобная для хранения многомерных показателей. Лежит в основе реляционного OLAP.

Модель данных состоит из двух типов таблиц: одной таблицы фактов (fact table) — центр «звезды» — и нескольких таблиц измерений (dimension table) по числу измерений в модели данных — лучи «звезды».

Таблица фактов обычно содержит одну или несколько колонок типа DECIMAL, дающих числовую характеристику какому-то аспекту предметной области (например, объём продаж для торговой компании или сумма платежей для банка), и несколько целочисленных колонок-ключей для доступа к таблицам измерений.

Таблицы измерений расшифровывают ключи, на которые ссылается таблица фактов; например, таблица «products» измерения «товары» базы данных торговой компании может содержать сведения о названии товара, его производителе, типе товара. За счёт использования специальной структуры таблицы измерений реализуется иерархия измерений, в том числе ветвящаяся.

Обычно данные в таблицах-измерениях денормализованы: ценой несколько неэффективного использования дискового пространства удается уменьшить число участвующих в операции соединения таблиц, что обычно приводит к сильному уменьшению времени выполнения запроса. Иногда, тем не менее, требуется произвести нормализацию таблиц-измерений; такая схема носит название «снежинка» (snowflake schema).

SQL-запрос к схеме «звезда» обычно содержит в себе:

• одно или несколько соединений таблицы фактов с таблицами измерений;
• несколько фильтров (SQL-оператор WHERE), применяемых к таблице фактов или таблицам измерений;
• группировку и агрегирование по требуемым элементам иерархии измерений (dimension elements).

Например:

Рождение звёзд

NGC 604, огромная звёздообразующая туманность в Галактике Треугольника

Основная статья: Формирование звёзд

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

Пока облако свободно обращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационное сжатие облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождение облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звёздообразования.

Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием гравитационных сил притяжения собираться вокруг центров будущих звезд, в масштабе времени:
tff≃1Gρ{\displaystyle t_{ff}\simeq {\frac {1}{\sqrt {G\rho }}}} К примеру, для Солнца tff=5⋅107{\displaystyle t_{ff}=5\cdot 10^{7}} лет.

По теореме вириала половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается, и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим — глобула прозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счёт этого растет в размерах. В конце концов масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается, и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды.

Вышеописанный сценарий правомерен только в случае, если молекулярное облако не вращается, однако все они в той или иной мере обладают вращательным моментом. Согласно закону сохранения импульса, по мере уменьшения размера облака растёт скорость его вращения, и в определённый момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоёв зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: звёздные скопления, двойные звёзды, звёзды с планетами.

Молодые звёзды код

Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть её химический состав.

Молодые звёзды малой массы | код

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца)[источник не указан 1847 дней], находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны — процесс конвекции охватывает все тело звезды. Это ещё по сути протозвёзды, в центрах которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит в основном из-за гравитационного сжатия. До тех пор пока гидростатическое равновесие не установится, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца.

В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением звездного вещества. Во внешних же слоях тела звезды превалирует конвективный перенос энергии.

О том, какими характеристиками в момент попадания на главную последовательность обладают звёзды меньшей массы, достоверно неизвестно, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной[источник не указан 1428 дней]. Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.

По мере сжатия звезды начинает расти давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста температуры в ядре звезды, вызываемого сжатием, а затем и к её снижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца это не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы вместе с внутренним давлением газа уравновесить гравитационное сжатие. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем она образуется в процессе термоядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам. Их судьба — постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и затем постепенное остывание с прекращением всех начавшихся термоядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной массы | код

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 масс Солнца)[источник не указан 1847 дней] качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры и братья, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербига неправильными переменными спектрального класса B—F0. У них также наблюдаются диски и биполярные джеты. Скорость истечения вещества с поверхности, светимость и эффективная температура существенно выше, чем для T Тельца, поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс | код

Звезды с такими массами уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, которая компенсировала потери энергии на излучение, пока накапливалась масса для достижения гидростатического равновесия ядра.
У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают гравитационный коллапс ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, разгоняют их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд с массой больше, чем около 300 масс Солнца.

Термоядерный синтез в недрах звёзд

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез. Большинство звёзд испускают излучение потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным (или p-p-циклом) и углеродно-азотным (или CN-циклом). В маломассивных звёздах энерговыделение, в основном, обеспечивается первым циклом, в тяжёлых — вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции.

Схема блока Звезда Огайо в лоскутном шитье

Тому, кто любит звезды и пэчворк, пригодится эта схема  блока Звезда Огайо в стиле пэчворк.

Звезда Огайо

Конечное изделие будет 30.48 см в длину.

Необходимая ткань

Блок Звезда Огайо в технике пэчворк состоит из 9 квадратов, которые состоят из треугольников в четверть квадрата.

Схема блока Звезда Огайо. Сборка.

Для большей звезды понадобятся:

• 4 квадрата стороной 11.43 см для создания фона,
• 2 квадрата стороной 13.36 см на лучи звезды,
• 1 квадрат с такой же стороной на центр звезды,
• 1 квадрат со стороной 13.36 см для фона.

Разрез по диагонали

Четыре сшитых треугольника

Положите квадрат стороной 13.36 см цвета луча звезды на квадрат цвета центра, затем еще один такой квадрат на квадрат цвета фона. На обеих парах проведите линию по диагонали, прострочите по обе стороны от нее стежком 0.66 см. Разрежьте по линии, заутюжьте шов.

Складываем два квадрата

Разрез по диагонали

Положите сшитые квадраты друг на друга, чтобы линии швов были точно друг напротив друга.

Проведите линию по другой диагонали, перпендикулярно шву. Прострочите по обе стороны от нее стежком 0.66 см. Разрежьте по линии, заутюжьте раскрытый шов.

Коррекция размера

При необходимости подравняйте получившиеся квадраты до стороны 11.43 см.

Схема сборки

Сложите звезду по схеме, указанной на фото.

Меньшая звезда

Чтобы сделать еще один блок Звезда Огайо, который будет помещен в центре большей звезды, Вам необходимо повторить вышеизложенные шаги. Вам понадобятся:

• четыре квадрата стороной 3.81 см для фона,
• один квадрат с такой же стороной для центра,
• два квадрата стороной 5.72 см для лучей звезды,
• один квадрат стороной 5.72 см для внутренней части лучей,
• один квадрат такой же стороной для рамки.

Вы могли заметить важную для лоскутного шитья формулу: чтобы сделать треугольник в четверть квадрата, нужно добавить 3.16 см к конечному размеру лоскута, который нужно получить.

Три сшитых слоя

Сострочите три детали каждого слоя. Проутюжьте швом в сторону от центра. Сшейте три слоя, проутюжьте шов раскрытым.

Готовая меньшая звезда

Меньшая звезда с рамкой

Обрамите маленькую звезду полосками в 2.54 см. Проутюжьте и подгоните под квадрат стороной 11.43 см.

Схема соединения двух частей

Сшейте меньшую звезду и большую, проутюжьте.

Звезда Огайо

Наслаждайтесь видом Вашего шедевра лоскутного шитья.

Рис. 9.7. Эволюция звезд, типы ядерных реакций в них и распределение химических элементов характеристика металличности звезд

332

ная атмосфера будет отброшена растущим давлением и превратится в расширяющуюся газовую туманность, которая может рассеяться в пространстве за сотни тысяч лет. Вероятно, наблюдаемая туманность в созвездии Лиры имеет такое же происхождение. Соединения ядер гелия возможны, но они дают меньше энергии (до 9 %), чем соединения ядер водорода. Звезда может продлить свое существование, если из углерода, получающегося при соединении трех атомов гелия, начнут возникать более сложные ядра. Конец наступает при синтезировании железа, которое имеет самые устойчивые ядра и уже не выделяет энергии (рис. 9.7).

9.3. Переменные звезды и их эволюция. Конечные стадии эволюции звезд и Солнца

Эволюционный путь звезды определяется ее массой, так как масса определяет количество горючего и с ее ростом увеличиваются температура в центре звезды и интенсивность термоядерных реакций. У звезд относительно небольшой массы (до 30 МC) светимость L пропорциональна Μγ, где γ= 3 — 5. Время жизни TS звезды пропорционально M/L, т.е. Μ1-γ, и для γ = 4, например, получаем Ts, пропорциональное М-3. Значит, если для Солнца ТC порядка 1010 лет, то у звезды массой 2МС Ts = 109 лет. Для очень массивных звезд светимость не столь высока, и она пропорциональна массе, т.е. время жизни почти не зависит от массы и равно 3 — 5 млн лет.

Если звезда имеет массу, близкую массе Солнца, то возможен переход звезды в кратковременную — на несколько миллионов лет — стадию пульсаций (стадия цефеиды), после чего звезда станет белым карликом. Возможно, что Солнце через миллиарды лет тоже начнет расширяться, достигнет стадии красного гиганта, и, если к тому времени человечество не покинет Солнечную систему (или не уничтожит себя раньше этого срока), его судьба будет предрешена. Красные гиганты типа Бетельгейзе и Антареса развились из звезд Главной последовательности и были массивнее Солнца. Возможно, большие звезды станут инфракрасными гигантами.

Оценим размер Солнца в стадии красного гиганта. По закону Стефана — Больцмана светимость L

Полученное значение показывает, что Солнце расширится до орбиты Меркурия (среднее расстояние 0,387 а.е., расстояние в перигелии — 0,31 а. е.) и поглотит только планету Меркурий.

333

Переменные звезды — это звезды, блеск которых меняется (беспорядочно или периодически). Они отличаются от звезд типа нашего Солнца, «жизнь» которых относительно стационарна. Затменнопеременными являются двойные звезды.

Отмеченное более тысячи лет назад арабскими астрономами изменение блеска звезды β Персея отражено в ее названии — Эль-Гуль, или «дьявол», что в Европе превратилось в Алголь. Причину колебаний ее блеска разгадал английский астроном-любитель Дж. Гудрайк, предположив «существование большого тела, вращающегося вокруг Алголя». Он же обнаружил (1784) пульсации звезды дельта Цефея с периодом меньше 0,2 суток. Еще раньше Д. Фабрициус заметил новую яркую звезду в созвездии Кита, блеск которой менялся с периодом в 348 дней, и назвал ее Мирой («Чудесная»). Такие долгопериодические переменные звезды — преимущественно звезды-гиганты «холодного» спектрального класса М. Впоследствии были обнаружены и классифицированы более 14 тыс. переменных звезд.

Физически переменные звезды на диаграмме «спектр — светимость» занимают широкую полосу в направлении от Главной последовательности в область гигантов и сверхгигантов. При переходе слева направо