Спектральный анализ в исследовании Солнца
Очевидно, Солнце — раскаленное тело, испускающее белый свет, спектр которого непрерывен — окружено слоем более холодных, но все же раскаленных газов. Эти газы и образуют вокруг Солнца его оболочку, или атмосферу. А в этой атмосфере содержатся пары натрия, которые и поглощают из лучей солнечного спектра лучи с гой самой длиной волны, которую натрий способен испускать. Поглощая, задерживая эти лучи, пары натрия создают в свете Солнца, прошедшем сквозь его атмосферу и дошедшем до нас, недостаток желтых лучей с этой длиной волны. Вот почему в соответствующем месте желтой части спектра Солнца мы находим темную линию.
Так, не побывав никогда на Солнце, находящемся от нас на расстоянии 150 миллионов километров, мы можем утверждать, что в составе солнечной атмосферы есть натрий.
Таким же образом, определив длины волн других темных линий, видимых в спектре Солнца, и сравнив их с длинами волн ярких линий, испускаемых парами различных веществ и наблюдаемых в лаборатории, мы точно определим, какие еще другие химические элементы входят в состав солнечной атмосферы.
Так было выяснено, что в солнечной атмосфере присутствуют те же химические элементы, что и на земле: водород, азот, натрий, магний, алюминий, кальций, железо и даже золото.
Спектры звезд, свет которых тоже можно направить в спектроскоп, похожи на спектр Солнца. И по темным линиям их мы можем определить химический состав звездных атмосфер так же, как мы определили химический состав солнечной атмосферы по темным линиям спектра Солнца.
Таким путем ученые установили, что даже количественно химический состав атмосфер Солнца и звезд очень похож на количественный химический состав земной коры.
Самый легкий из всех газов, из всех химических элементов — водород — составляет на Солнце 42% по весу. На долю кислорода приходится 23% по весу. Столько же приходится на долю всех металлов, вместе взятых. Углерод, азот и сера составляют вместе 6% от состава солнечной атмосферы. И только 6% приходится на все остальные элементы, вместе взятые.
Надо учесть, что атомы водорода легче всех остальных. Поэтому их число далеко превосходит число всех других атомов. Из каждой сотни атомов в атмосфере Солнца 90 атомов принадлежит водороду.
Средняя плотность Солнца на 40% больше плотности воды и все-таки оно ведет себя во всех отношениях как идеальный газ. Плотность на внешнем видимом краю Солнца составляет приблизительно одну миллионную от плотности воды, в то время как плотность вблизи его центра примерно в 50 раз выше плотности воды.
Переменные звезды
04.05.2012 Тема: Переменная звезда
Сверхновая NGC 4526 явно ярче, чем должна быть (wikipedia.org)
Переменная звезда – всего лишь звезда, видимая яркость которой изменяется. Эти изменения могут иметь период в несколько лет или в тысячные доли секунды, а величина изменений варьируется от тысячной доли средней яркости до увеличения в 20 раз. Более 100000 переменных звезд было занесено в каталоги, и к ним можно отнести даже Солнце. Плотность потока энергии нашего светила изменяется примерно на 0.1 процента, или тысячную долю, в ходе 11-летнего солнечного цикла.
История переменных звезд
Первая идентифицированная переменная звезда – Омикрон Кита, позднее получившая имя Мира. В 1596 году она была отнесена к новым звездам, а в 1638 году Иоганн Холвардс наблюдал изменения в яркости звезды в ходе 11-месячного цикла. Расстояние до звезды составляет 200-400 световых лет. Это двойная система, состоящая из красного гиганта – переменной звезды. Период колебаний яркости – 332 дня, а яркость в видимом диапазоне изменяется в сотни раз в ходе одного цикла, тогда как в инфракрасной части спектра яркость колеблется всего в два раза. Вторая звезда также переменная, но без точного периода. Ее колебания скорости вызваны поступлением вещества с первой звезды. Это было важное открытие, так как вместе со сверхновыми оно показало, что звезды не являются постоянными сущностями, как считалось со времен Древней Греции.
Вторая переменная звезда, Алголь, была открыта в 1669 году. Правда, причина изменений ее яркости была понята в 1784 году. Алголь – тройная система, в которой яркая звезда постоянно затемняется меньший компаньоном, так как их плоскость вращения практически точно содержит линию наблюдения с Земли. Затемнение меньшей звезды также приводит к колебаниям яркости, но они незначительны. Расстояние между звездами составляет лишь 0.062 а.е., так что и период обращения очень мал – менее трех суток.
Третья переменная звезда – Хи Лебедя, открытая в 1686 году. В течение последующих 80 лет были открыты еще 7 переменных звезд, а начиная с 50-х годов XIX века их счет стал бессмысленным.
Заметим, что на этой неделе на Арксиве было опубликовано исследование, указывающее, что Алголь открыли еще древние египтяне.
Хвост материала за звездо Мира А (wikipedia.org)
Свойства переменных звезд
Существует множество причин для изменения видимой яркости звезд. Подчеркнем, именно видимой, то есть сама звезда совершенно не должна меняться, изменяются обычно условия наблюдения – как, например, в случае Алголя. Тем не менее, часть звезд мигает из-за изменений своих свойств – пульсирующие переменные имеют переменные радиус или массу. Некоторые переменные звезды – двойные системы, в которых звезды-собраты расположены так близко, что материал постоянно перетекает от одной к другой и обратно. Вообще, классификация переменных звезд очень богата, но они, в первую очередь, делятся по причине переменности – внутренней (в отечественной астрономии принято отдельно рассматривать эруптивные переменные) или внешней.
Внутренние причины
Цефеиды – очень яркие звезды, с яркостью в 500-300000 солнечных, и с очень малым периодом пульсаций – от 1 до 100 дней. Эти звезды расширяются и уменьшаются в соответствии с четкой схемой. Эти звезды особенно ценны для астрономов, так как измерения изменений их яркости позволяют очень точно определить расстояния до них, превращая цефеиды в дорожные столбы Вселенной. Другие типы переменных звезд с внутренними причинами колебаний яркости: RR Лиры, короткопериодические, старые звезды меньшего размера, нежели цефеиды; RV Тельца, сверхгиганты с огромными колебаниями яркости; типа Миры (по имени первой переменной звезды), холодные красные сверхгиганты; неправильные, красные гиганты или сверхгиганты с большими периодами в пределах от 30 до 1000 дней, к этому типу относится Бетельгейзе и в основном это красные сверхгиганты.
Вспышка на Солнце — один из механизмов изменения яркости светила (wikipedia.org)
Эруптивные переменные также связаны с внутренними процессами, они резко увеличивают свою яркость из-за термоядерных взрывов внутри или на поверхности звезды. К ним относятся близкие двойные звезды, обменивающиеся массой. Сверхновые, новые, повторные новые, карликовые новые и другие – группа звезд, испытывающих сильные резкие изменения яркости, обычно из-за взрыва. Самые известные из них – сверхновые, способные затмить целую галактику и увеличить яркость в сто миллионов раз. Новые и повторные новые – близкие двойные звезды, на поверхностях которых происходят взрывы, но, в отличие от сверхновых, звезды при этом не разрушаются. Карликовые новые – двойные системы белых карликов, обменивающихся массой, вызывающей на них периодические взрывы. На них похожи симбиотические переменные, состоящие из красного гиганта и горячей голубой звезды, заключенных в общей оболочке пыли и газа.
Внешние причины
Затменные переменные – звезды, проходящие друг перед другом, закрывая часть света. Это также может быть вызвано планетами звезды. Вращающиеся звезды имеют переменную яркость из-за наличия на их поверхности темных, или, наоборот, ярких пятен и вращением звезды. Аналогичные изменения наблюдаются в случае звезды, форма которой заметно отлична от сферы (обычно в двойной системе). В этом случае вращение эллипсоида приводит к изменениям площади излучающей поверхности. К этому типу относятся и пульсары.
Будущие исследования
Исследования переменных звезд снабжают астрономов данными о массах, радиусах, температурах и других свойствах звезд. Косвенно получается информация о структуре и эволюции звезды. Однако, для изучения переменных звезд с большим периодом нужно много времени – обычно десятилетия. Большую роль в постоянном наблюдении переменных звезд играют астрономы-любители. Некоторые переменные особенно важны для науки, как например цефеиды, дающие информацию о возрасте Вселенной. Изучение переменных типа Миры дает сведения о Солнце и похожих на него звездах, сверхновые типа Ia используются для измерения скорости расширения Вселенной, эруптивные переменные – при исследовании активных галактических ядер и сверхмассивных черных дыр.
Космос-Журнал По материалам space.com
История наблюдений за звездами
Примерно 150 лет назад русскому астроному В.Я.Струве, немецкому ученому Ф.В.Бесселю и английскому астроному Т.Гендерсону удалось измерить расстояния некоторых звезд. Расстояние до Альфы Центавра оказалось наименьшим. Гендерсон вел свои наблюдения на обсерватории мыса Доброй Надежды, так как созвездие Центавра находится в южном полушарии неба и в большей части Европы главная звезда этого созвездия вовсе не видна. Позже результаты измерений Гендерсона уточнялись, но главный их вывод остался неизменным — Альфа Центавра действительно оказалась ближайшей из звезд.
Южное полушарие неба с его яркими звездами издавна привлекало внимание астрономов. Еще очень давно, в 1689 г., французский астроном Ришо обнаружил, что Альфа Центавра — двойная звезда. Две почти одинаковые желтые звездочки различимы в отдельности в самые небольшие телескопы, и по мнению многих наблюдателей эта пара звезд — одна из самых красивых на звездном небе. Знаменитый древнегреческий астроном Евдокс Книдский около 370 г. до н. э. составил древнейшую звездную карту, в которой многие названия созвездий были им заимствованы из бытовавших в ту пору мифов. Среди них мы находим и Кентавра — странное существо, причудливым образом сочетавшее в себе коня и человека.
Древние греки называли кентаврами (или центаврами) кочевой народ, живший в окрестности горы Ассы. Кентавры приручали диких лошадей, были отличными наездниками, и так как они почти всегда ездили верхом, человеческая фантазия постепенно начала их представлять в виде получеловека-полулошади. Об одном из кентавров по имени Хирон сложилась легенда, что он был астроном и медик, изобрел небесную сферу (древнее астрономическое пособие) и был наставником знаменитого бегуна Ахиллеса. Считалось, что именно кентавра Хирона Евдоке и решил запечатлеть среди 48 древнейших созвездий.
Уже давно выяснилось, что Альфа Центавра не просто двойная, а тройная, то есть, как говорят, кратная звезда. Третий компонент этой системы, получивший название Проксима (т.е. Ближайшая) на небе отстоит от двух главных звезд на 2,20, что превышает четыре видимых поперечника Луны. Вот эти три звезды с полным основанием можно назвать нашими соседями. Знакомство с ними покажет, какими могут быть ничем особенно не выделяющиеся звезды.
Луч света от Альфы Центавра доходит до нас за 4,3 года. При современном состоянии космонавтики такое расстояние можно преодолеть не быстрее, чем за 1,1 миллиона лет. Преодолев его, мы окажемся в сообществе двух солнц, главных компонентов системы, мало отличающихся от нашего животворного светила. Компонент А имеет массу, равную 1,08 (в долях массы Солнца). Стало быть, он немного массивнее Солнца, и потому его лучеиспускательная способность также чуть выше солнечной.
Компонент В меньше и холоднее Солнца. По массе он на 12% уступает Солнцу, а температура его поверхности близка к 4500К. С расстояния в 10 парсек он выглядел бы еле различимой звездочкой 6-й звездной величины, и для наблюдения её потребовался бы бинокль. Если звезду α Центавра считать неподвижной, то тогда β Центавра будет обращаться вокруг нее по вытянутому эллипсу (эксцентриситет 0,52), завершая полный оборот за 80 лет. Среднее расстояние между звездами равно 23 а.е. (т.е. в 23 раза превосходит расстояние Земли от Солнца). Однако при наибольшем сближении расстояние между ними сокращается до 11,2 а.е., а при наибольшем удалении увеличивается до 35,3 а.е.
Американский астроном С.Доул провел любопытное исследование. Он рассчитал для многих звезд радиусы так называемых экосфер, то есть таких областей, в которых могут существовать планеты, где человек смог бы жить без специальных приспособлений типа скафандров. Так вот для α Центавра радиус экосферы равен 2,68 а.е., для β Центавра — 2,34 а.е. По подсчетам Доула существует один шанс против десяти, что около главных компонентов Альфы Центавра могут в принци,пе существовать землеподобные планеты, на которых человек чувствовал бы себя, как на Земле. Таким образом, даже ближайшая из звезд может в своих окрестностях поддерживать жизнь, похожую на земную.
К сожалению, этого нельзя утверждать о Проксиме Центавра. Будучи к нам несколько ближе, чем главные звезды системы, она обращается вокруг них за огромный период времени порядка миллиона лет. Проксима Центавра принадлежит к типу красных карликовых звезд. Время от времени она испытывает вспышки типа солнечных, но гораздо большей мощности. Это обстоятельство, а также то, что светимость и температура Проксимы очень малы, исключают возможность существования в её окрестностях землеподобных планет.
В 1975 г. Проксима дала очередную вспышку. Она оказалась необычно яркой, причем в рентгеновском диапазоне выделилось в десятки раз больше энергии, чем в видимой области спектра. Позже установили, что Проксима является постоянным источником рентгеновского излучения с мощностью 1,5·1020 Вт. Этим источником, по-видимому, служит плазма с температурой 4 млн. градусов. Во время вспышки даже эта трудно представимая температура увеличилась еще в 6 раз. Все это плохо увязывалось с тем фактом, что Проксима вдвое холоднее Солнца и гораздо меньше его по размерам. В то же время Проксима оказалась вдесятеро более мощным источником рентгеновского излучения, чем Солнце в спокойном состоянии. Причина этих странностей до сих пор не выяснена.
Две обычных, очень похожих на Солнце звезды и странный вспыхивающий красный карлик — таковы три соседа, которых мы встречаем на пороге безграничного!
Огни Вселенной
Звезда — это огромных размеров газовый шар, излучающий свет и тепло (в этом состоит главное её отличие от планет, которые, будучи абсолютно тёмными телами, способны лишь отражать падающие на них световые лучи). Энергия порождает свет и тепло, возникшая в результате термоядерных реакций, происходящих внутри ядра: в отличие от планет, в состав которых входят как твёрдые, так и лёгкие элементы, небесные светила имеют в своем составе легкие частицы с незначительной примесью твёрдых веществ (например, Солнце почти на 74% состоит из водорода и на 25% – из гелия).
Температура небесных светил чрезвычайно раскалена: в результате большого количества термоядерных реакций температурные показатели звёздных поверхностей колеблются от 2 до 22 тыс. градусов Цельсия.
Поскольку вес даже самой маленькой звёздочки значительно превосходит массу самых крупных планет, небесные светила обладают достаточной гравитацией для того, чтобы удерживать вокруг себя все объекты меньших размеров, которые начинают крутиться вокруг них, образуя планетную систему (в нашем случае – Солнечную).
Откуда берутся облака?59314.382
Вспыхивающие светила
Интересно, что в астрономии существует такое понятие, как «новые звёзды» – при этом речь идёт не о появлении новых небесных тел: на протяжении своего существования горячие небесные тела умеренной светимости периодически ярко вспыхивают, причём они настолько сильно начинают выделяться на небосводе, что люди в прежние времена считали, будто это рождаются новые звёзды.
В действительности анализ данных показал, что эти небесные светила существовали и раньше, но из-за вздутия поверхности (газообразной фотосферы) внезапно приобрели особую яркость, увеличив своё свечение в десятки тысяч раз, в результате чего создаётся впечатление, будто на небе появились новые звёзды. Возвращаясь к первоначальному уровню яркости, новые звёзды могут изменять свой блеск до 400 тыс. раз (при этом, если сама вспышка длится лишь несколько дней, их возврат к предыдущему состоянию нередко длится годами).
