Suhoi - "В крушеньях звезд
Классификация по плотности
Плотность звезды тем ниже, чем она больше. Так, большинство сверхгигантов и гигантов более разрежены, чем земная атмосфера. Да и плотность Солнца – 1,4 г/см3 – даже в полтора раза не превышает плотности воды.
Что касается белых карликов, то их П. достигает 50000000 г/см3.
Еще выше она у нейтронных звезд – 1014 г/см3. Дабы земной шар имел такую, его надо было бы сжать до диаметра 0,5 км.
Черные же дыры вообще имеют плотность, граничащую с фантастической, – 5 х 1093 г/м3. Эта т. н. плотность Планка.
10 звезд с наибольшим собственным движением
Звезда
Расстояние (пс)
Собственное движение (дуговых секунд)
Барнарда
1,8
10,27
Каптейна
4,0
8,79
Лакайль 9352
3,7
6,87
ВД 370 15492
4,8
6,09
61 Лебедя
3,4
5,22
Вольф 389
2,5
4,84
Лаланд 21185
2,5
4,78
Ипсилон Индейца
3,4
4,67
0 Индейца
4,9
4,08
Альфа Центавра
1,3
3,85
20 ближайших к Земле звезд
Звезда
Спектральный класс
Расстояние (пс)
Абсолютная звездная величина
Солнце
G2
1/206265
+ 4,9
Проксима Центавра
М
1,31
+ 15,7
Альфа Центавра А
G4
1,32
+ 4,7
Альфа Центавра В
К1
1,32
+ 6,1
Барнарда
М2
1,84
+ 13,1
Лаланд 21185
М2
2,46
+ 13,7
Вольф 359
G8
2,48
+ 16,5
+360 2147
М2
2,58
+ 10,4
Сириус
А1
2,66
+ 1,4
Спутник Сириуса
А5
2,66
+ 11,4
Росс 154
G5
2,86
+ 13,2
Росс 248
G6
2,99
+ 14,7
Лейтен 7896
G6
3,05
+ 14,9
Ипсилон Эридана
К2
3,30
+ 6,2
Процион
G2
3,37
+ 2,8
Спутник Проциона
G4
3,37
+ 13,1
61 Лебедя
К3
3,38
+ 7,7
Спутник 61 Лебедя
К5
3,38
+ 8,4
Тау Кита
G5
3,40
+ 6,0
Ипсилон Индейца
К5
3,47
+ 7,0
VI.2. Многоликий мир высокотемпературной плазмы
Визитная карточка
Авторы термина «плазма» – американские физики И. Ленгмюр и Л. Тонкс. Так они почти век назад назвали газ, значительная часть атомов которого ионизирована. То бишь, П. – нормальная форма существования вещества при температурах порядка 10000 градусов и выше.
А еще она – четвёртое состояние вещества. И какое: 99% (по массе) Вселенной – плазма!
Не исключено также, что именно П. – тот первоэлемент, который так упорно искали алхимики далекого прошлого.
Темная материя душила первые звезды
Первые звезды и галактики начали формироваться приблизительно через 0,4 млрд. лет после Большого взрыва. Увы, их эволюция была изрядно заторможена. Частицы, которые теперь считаются одним из наиболее вероятных кандидатов на темное вещество – нейтралино, препятствовали их уплотнению.
Иными словами, звезды столь глубоко «увязли» в темной материи, что были не способны зажечься и оставались темными и холодными в течение довольно продолжительного промежутка времени (не исключено, они существуют до сих пор).
Квазары
К. – компактные источники радиоизлучения, наблюдаемые в оптическом диапазоне в виде едва заметных голубых звездочек, внегалактические системы переменного блеска.
Несмотря на скромные собственные размеры, К. излучают в сотни раз мощнее, чем даже сверхгигантские галактики (S5 0014+81 сияет, как 10000 Млечных Путей с его 150 млрд. звезд!).
Энергия, которую выделяют К., в 107-108 раз превосходит энергию вспышки Сверхновой.
Тяжело объяснить и скорости, с которыми отдаляются К., – они, как правило, лишь чуточку не «дотягивают» до скорости света (например, для GSO она характеризуется цифрой в 270000 км/с).
В соответствии с одной из гипотез, К. – это голые галактические ядра. Согласно другой, колоссальное свечение вызвано падением вещества в черную дыру. Согласно третьей, это компактные диски материи, окружающие сверхмассивные черные дыры в центре молодых галактик.
Однако окончательного ответа на происхождение столь загадочных объектов нет.
Новейшая модель формирования квазаров
В рамках нового исследования астрофизики искали ответ на вопрос, почему ядра одних галактик активны, а ядра других (например, Млечного Пути) – относительно спокойны (2008).
И родилась новейшая модель формирования квазаров.
Происходит столкновение галактик, черные дыры которых сливаются в одну и оказываются в центре пылевого (последствия космического ДТП) кокона. Примерно через 100 млн. лет свечение вокруг дыры, активно поглощающей материю, становится настолько сильным, что оно начинает пробиваться сквозь кокон. В результате появляется привычный для сторонних наблюдателей квазар.
Еще через 100 миллионов лет процесс ослабевает, и черная дыра начинает вести себя спокойно.
Самый удаленный квазар
Астрономы обнаружили самый удаленный из известных на настоящий момент квазаров: ULAS J112001.48+064124.3 располагается на расстоянии около 13 млрд. св. лет от Земли. Таким образом, электромагнитное излучение, которое зарегистрировали ученые, начало свой путь, когда Вселенной исполнилось всего 770 миллионов лет.
Его масса составляет около двух миллиардов солнечных, а светимость - 63 триллиона солнечных. Новый квазар стал первым, обнаруженным при помощи наблюдений в инфракрасном диапазоне - до него подобные объекты искали при помощи оптических телескопов.
Ученые надеются, что этот квазар поможет ответить на вопросы, касающиеся загадочного периода в развитии Вселенной, называемого Эпохой Реионизации, сменившей эпоху Темных Веков.
Микроквазары
М. – чрезвычайно яркие и в то же время компактные по космическим меркам объекты, активно излучающие в радиодиапазоне: их еще называют двойными рентгеновскими звездами. Как правило, это - массивная звезда и компактный объект — небольшая черная дыра или нейтронная звезда. Согласно предположению, М. могут образовывать также парные черные дыры или парные нейтронные звезды.
Первый объект, беспрерывно «бомбардирующий» пространство радиоволнами и другими видами излучения, обнаружили в галактике M82 примерно на расстоянии 10 млн. световых лет
ученые Манчестерского университета (2009).
На сегодня их насчитывается больше десятка.
Кратные звезды
Д.з. – пары, объединенные в одну систему силами тяготения, которые вращаются по своих орбитах вокруг общего центра массы (бывают тройные, четверные и т.д. – их называют кратными).
Двойные и кратные составляют около 70 процентов всех звезд.
Существуют затменно-двойные, спектрально-двойные и т.д.
Наименьший из известных период обращения – 17 минут.
Наибольший – 2000 лет.
Раздельные звезды
Необычные звезды, у которых одна половина ярче …другой.
Их особенность еще и в том, что они обращаются быстрее обычных.
Расчеты свидетельствуют, что Р.з. могут делиться, превращаясь в двойные системы.
Нестационарные звезды *
Для них характерны нарушения равновесия внешних пластов, что приводит к выбросам вещества и возникновению вокруг них оболочек.
Сильно своего блеска не изменяют.
* По мнению ученых, в своем развитии фазу нестационарности проходят все звезды.
Сверхновые звезды
Это, в сущности, снятие «атмосферы» при образовании нейтронной звезды, если масса ее была 1,2-3 солнечных.
Самая первая из зарегистрированных Сн.з. - RCW 86, которую наблюдали китайские астрономы в глубокой древности (185).
Сила излучение – 1040 эрг/с.
Всего их насчитывают 158.
Известно с десяток подклассов этого явления.
Нд. з. взрываются намного реже, чем новые (в среднем – раз в 300-400 лет). Наблюдать в телескоп сам процесс ученым не приходилось, по крайней мере в Млечном Пути.
