Этот курс посвящен ключевым проблемам современной астрофизики: рождению, эволюции и финальной стадии жизни звезд.
Некоторые из них, например, нейтронные звезды отличаются сверхвысокой плотностью вещества и сверхсильными магнитными полями — такие условия пока недостижимы для современных лабораторий. Как же ученые исследуют эти объекты?
В курсе вы познакомитесь с работой специалистов астрофизики высоких энергий и нейтринной астрономии и разберетесь, зачем люди изучают вспышки сверхновых, ускорение заряженных частиц на космических ударных волнах и высокоэнергитичные нейтрино.
А главы, посвященные теоретической и наблюдательной космологии, объяснят, как эта наука отвечает на вопросы о рождении Вселенной, динамике ее расширения и о формах материи ее заполняющих.
Из урока
Звезды: от рождения до смерти
Данный раздел, состоит из трех лекций. Он посвящен вопросам образования звезд (где они образуются, как, из чего, при каких условиях), их жизни (эволюция звезд, основные параметры, определяющие характеристики звезд: время жизни, температуру поверхности, светимость и пр.) и смерти (конечная стадия эволюции звезд, и что происходит после нее).
Физик-теоретик, доктор физико-математических наук, академик РАН, лауреат Государственной премии 2008 года в области науки и технологий. Заведующий кафедрой "Космические исследования" Санкт-Петербургского политехнического университета Петра Великого.
[МУЗЫКА]
[МУЗЫКА] [МУЗЫКА]
[МУЗЫКА] Прежде
чем говорить о других звездах, начнем с нашего Солнца,
потому как все остальные звезды мы будем сравнивать и по массе, и по энергии,
мощности излучения, по температуре поверхности именно с нашим солнышком.
Прежде всего, какова масса Солнца?
Масса нашего Солнца — 2 *
10 в 27-й степени тонн.
Это в 300 000 раз больше, чем масса нашей Земли.
Радиус Солнца, он всего в 100 раз больше, чем радиус Земли.
Если мы поделим полную массу Солнца на объем — на 4/3 * π * R³,
то мы определим среднюю плотность вещества в Солнце.
Средняя плотность оказывается низкая довольно — 1,4 г/см³.
Но в центре Солнца (в основном масса в центре сосредоточена),
и в центре плотность много выше — около 160 г/см³.
А дальше быстро спадает.
На половине Солнца — уже единица.
А на поверхности — той поверхности, которую мы и видим в оптике глазами,
это фотосфера, — там всего 2 * 10 в −7-й степени г/см³.
В этом смысле мы видим,
как сильно распределено вещество,
как быстро спадает от центра плотность вещества.
Теперь энергетика солнца.
Что является энергией, и какова мощность?
Мощность излучения ну мы можем сказать...
Это называют светимостью Солнца.
Это 4 * 10 в 20-й степени МВт, то есть 4 и 20 нулей.
Вот столько МВт — миллионов ватт — излучает наше Солнце.
Мы, конечно,
не можем сравнить даже с нашими какими-то гидростанциями — это будет ничто.
Источником энергии, как вы знаете, являются термоядерные реакции.
В основном это водородный цикл, то есть горение...
Ну, не горение, а объединение водорода в альфа-частицу.
Ну иногда говорят «горение».
Значит, при объединении четырех протонов в альфа-частицу выделяется два позитрона,
то есть положительно заряженных электрона, и два нейтрино.
Нейтрино эти уносят часть энергии безвозвратно из Солнца,
потому что для нейтрино Солнце прозрачно.
А вот вся энергия, которая выделяется в этой реакции за счет того,
что масса альфа-частицы меньше,
чем масса четырех протонов, из которых она создается,
на 26,7 МэВ, большая часть этой энергии идет на гамма...
на излучение, на нагрев фактически внутренней части Солнца.
Ну вот здесь представлено внутреннее строение нашего Солнца.
В центре вы видите ярким выделенное ядро.
Именно там высокая плотность вещества, там высокая температура
порядка 16 миллионов градусов Кельвина и плотность порядка 160 г/см³.
И там-то и идут термоядерные реакции — превращение протона в альфа-частицы.
Дальше энергия, выделившаяся там,
распространяется в виде излучения по Солнцу к поверхности.
Большая часть идет именно вот за счет лучистого переноса, но у поверхности...
Вот вы видите, там она так изображена в виде такой
гармошечки — это так называемая конвективная зона,
где излучение уже не справляется с переносом энергии и вещество закипает.
Вот эта зона кипения — это и есть фактически зона
конвективного переноса энергии.
Ну а дальше самая поверхность — это фотосфера, которую мы и видим.
Ну вот такова общая структура Солнца.
Та же самая структура показана и на графике.
Здесь можно видеть цифры.
Нужно иметь в виду, что график логарифмический.
Падение на пять порядков происходит и температуры и плотности.
Ну и вот это нужно иметь в виду.
Таково строение нашего Солнца.
А в других звездах бывает немножко по-другому.
Там конвективная зона может занимать все внутреннее пространство.
Может быть только в ядре конвективная зона, а у поверхности — нет.
Но вот это уже индивидуальные особенности различных звезд.
На этом слайде представлена диаграмма Герцшпрунга — Рассела.
Это главная диаграмма звездной астрофизики.
По вертикали отложена в логарифмическом масштабе светимость звезды,
то есть мощность ее излучения, а по горизонтали (только ось
направлена не справа налево, а слева направо) показана
температура в логарифмическом масштабе, ну и спектральные классы — O, B, A.
Теперь, тот факт,
что звезды не занимают всю плоскость этой диаграммы,
а легли такой дорожкой, говорит о том, что вот в этих звездах есть что-то
общее и один ключевой параметр, который как-то меняется вдоль вот этого...
Этот параметр, это и есть ключевой параметр, — масса этой звезды.
От массы зависит и светимость, и температура,
и на самом деле все остальное — и время жизни этой звезды.
Справа указана аналогичная схема, но только схематично.
Здесь, в отличие от того, что там просто звезды нанесены,
а здесь указаны массы этих звезд, вот слева под кривой.
А справа указан соответствующий возраст —
время жизни звезд вот на этой главной последовательности.
И видно, что звезды высокой массы (сверху),
они живут 30 масс Солнца, это порядка миллиона лет,
а звезды массой 1 солнечная масса живут порядка 10 миллиардов лет.
Наше Солнце, например, половину возраста своего прожило,
5 миллиардов лет, 5,6 миллиардов, и столько же еще ему предстоит.
А звезды меньшей массы, чем единица, они живут еще дольше,
и у них там вон видите: 100 миллиардов лет могут жить.
Ну это значительно дольше, чем возраст нашей Вселенной в целом.
Итак, диаграмму Герцшпрунга — Рассела можно использовать для определения
возраста звездных скоплений, то есть возраста звезд в этих скоплениях.
То есть если мы на вот этой диаграмме будем откладывать конкретно показания
звезд (не всех звезд галактики, а только относящихся к данной диаграмме,
к данному скоплению), то мы увидим, что вот нижняя часть кривой,
она заполнена до какого-то места, а дальше звезды уходят вправо и вверх.
И вот по этому месту, до которого доходят
звезды на главной последовательности, можно определить возраст скоплений.
Например, Гиады.
Вот у них там еще остались звезды с массой 2,5 массы Солнца.
И это скопление имеет возраст порядка миллиарда лет.
А вот если мы пойдем к более молодому скоплению — к Персею,
то там до сих пор еще оказываются живыми
звезды около 20 масс Солнца, и там возраст всего три миллиона лет.
То есть оно значительно более молодое.
Вот так можно определять и определяют возраст отдельных
звездных скоплений и звезд в этих скоплениях.
[БЕЗ_ЗВУКА]
Ознакомьтесь с нашим каталогом
Присоединяйтесь бесплатно и получайте персонализированные рекомендации, обновления и предложения.
Варшалович Дмитрий АлександровичФизик-теоретик, доктор физико-математических наук, академик РАН, лауреат Государственной премии 2008 года в области науки и технологий.
