Астроном это звезда или космос

В чём разница между такими профессиями как космолог, астроном и астрофизик?

В астро тусовке есть некое внутреннее разграничение. Не знаю, насколько оно распространяется за пределы этой тусовки.

Астрономы — это в основном непосредственно наблюдатели. Их готовят на специальных факультетах. По моим ощущениям, физику они знают плохо, зато обязаны хорошо знать звездную механику и какую-то с этим связанную математику. Они должны знать все детали наблюдений, калибровки приборов, i.e., спектрометров и телескопов и прочую неинтересную (для меня) информацию. В основном они наблюдают какие-то звезды, галактики, скопления, туманности; и на выход дают необработанную или очень слабо обработанную информацию, разбираться в которой уже будут астрофизики.

Среди астрономов есть и инструменталисты, которые разрабатывают, проектируют и сами строят всякие инструменты, типа спектрометров и телескопов, пишут софты и т.д. Этот бранч постепенно становится более специализированным, так как большие миллиардные эксперименты требуют всё-же профессиональных инженеров и программистов. Однако, в частности в области проектов сетей телескопов для нахождения экзопланет, до сих пор есть люди, которые сами буквально своими руками собирают проекты, хард, софт и что-то с этим делают.

Астрофизики бывают как наблюдателями, так и теоретиками.

В отличие от астрономов, астрофизики наблюдатели непосредственно сами наблюдения не делают, а работают уже с полученными данными: как-то их структурируют, обрабатывают и проверяют какие-то свои или не свои теории. Они стоят где-то на грани наблюдений и теории и, в принципе, должны неплохо разбираться и там и там.

Астрофизики теоретики (я интенсивно учусь и работаю, чтобы в будущем иметь право таковым называться), в зависимости от того над чем работают, в основном люди с физическим бэкграундом. По большей части это бэкграунд в физике плазмы или гравитации, реже в физике частиц. Последние в основном занимаются теорией космических лучей. Огромную часть времени теоретики кодят (особенно сейчас) или ждут результатов симуляций 🙂 — это может занять от нескольких дней до недели, в зависимости от перегруженности очереди на суперкомпьютер. С наблюдениями теоретики имеют очень слабое соприкосновение, разве что для того чтобы проверить, проходит ли смоделированный график через точки, полученные наблюдениями.

В целом астрофизики как наблюдатели так и теоретики изучают конкретные объекты, типа галактик, активных ядер, нейтронных звезд и карликов, обычных звезд и т.д. Либо же пытаются описать какие-то определенные физические механизмы, например механизмы ускорения космических лучей или возникновения гамма-всплесков.

Космологи, напротив, мало интересуются конкретными объектами, а в основном их интересуют общие вещи, связанные с общей динамикой Вселенной, её расширением и возникновением (плюс развитием в ранних стадиях), темной энергией и темной материей.

Космологи наблюдатели занимаются примерно тем же, чем астрофизики наблюдатели, только в своём кругу интереса. В основном это обработка данных спектра космического микроволнового фона, линзирование галактик на темной материи, статистика по далёким галактикам, включая image recognition, который автоматизированно помогает обнаруживать эти самые галактики, и так далее.

Теоретики в космологии работают либо над чем-то похожим на астрофизиков, т.е. плазмой в ранних стадиях Вселенной, распространением, диффузией галактик и т.д. Т.е. в основном это тоже какое-нибудь моделирование (subgrid), например Millenium Simulation.

Либо, другая часть теоретиков занимается теорией поля, т.е. фактически это специалисты по физике частиц и КТП: это экзотические поля и симметрии, теория возникновения Вселенной (инфляция), теория темной материи и темной энергии и может еще какие-то штуки, которые я пропустил. В целом, это та малая часть астрофизики/космологии, которая не очень-то ей и является, но которую все (не учёные) почему-то знают больше всего.

Вот как-то так. Есть еще сейчас выделяющаяся, популярная сейчас область astroparticle physics, это в основном теория и наблюдения космических лучей, космических нейтрино (эксперимент IceCube), гамма высоких энергий (FERMI/LAT) и т.д. Фактически же, это что-то между астрофизикой и физикой частиц.

Стоит, конечно, отметить, что это разграничение очень смутное, есть много людей, которые работают как в одной, так и в другой группе: начинают карьеру как теоретики, а заканчивают, проектируя CCD для Sloan Digital Sky Survey. При этом, надо тоже понимать, что есть наблюдатели, которые теорию знают гораздо лучше многих теоретиков и наоборот. Поэтому к этому разграничению надо относится чисто символически.

Источник

Звезда (астрономия)

Другие значения слова «звезда» см. в статье Звезда (значения).

Звезда́ — небесное тело, в котором происходят, происходили или будут происходить ядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в которой идут в данный момент ядерные реакции. Солнце — типичная звезда спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами Кельвинов, а на их поверхности — тысячами Кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звезды имеют отрицательную теплоемкость [1] .

Ближайшей к Земле звездой (не считая Солнца) является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 св. лет от нашей Солнечной системы ( 4,2 св. лет = 39 Пм = 39 триллионов км = 3,9 × 10 13 км ). См. также список ближайших звёзд.

Невооружённым взглядом на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.

Содержание

Единицы измерения

Большинство звёздных характеристик как правило выражается в СИ, но также используется и СГС (например, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:

Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы как световой год и парсек

Большие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёздных систем часто выражаются с использованием астрономической единицы ( а. е. ) — среднее расстояние между Землёй и Солнцем ( 150 млн км ).

Физические характеристики

Массы подавляющего большинства современных звёзд лежат в пределах от 0,071 масс Солнца (75 масс Юпитера) до 100—150 масс Солнца, возможно, первые звёзды были ещё более массивными. Температура в недрах звёзд достигает 10—12 млн К.

Расстояние

Существуют множество способов определить расстояние до звезды. Но наиболее точный и основой для всех остальных методов является метод измерения параллаксов звёзд. Первым измерил расстояние до звезды Веги российский астроном Василий Яковлевич Струве в 1837 году. Определение параллаксов с поверхности Земли позволяет измерить расстояния до 100 парсек, а со специальных астрометрических спутников, таких как Hipparcos, — до 1000 пк. Если звезда входит в состав звездного скопления, то мы не сильно ошибемся, если примем расстояние до звезды равным расстоянию до скопления. Если звезда принадлежит к классу цефеид, то расстояние можно найти из зависимости период пульсации — абсолютная звездная величина. В основном, для определения расстояния до далеких звёзд используется фотометрия [2] [3] .

Масса

Достоверно определить массу звезды можно, только если она является компонентом двойной звезды. В этом случае массу можно вычислить, используя обобщенный третий закон Кеплера. Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20 % до 60 % и, в значительной степени, зависит от погрешности определения расстояния до звезды. Во всех прочих случаях приходится определять массу по косвенным признакам, например, зависимости светимости и массы звезды. [4] .

Химический состав

Крайне важной характеристикой является ее химический состав, как с точки зрения звезды, так и с точки зрения наблюдателя. И хотя доля элементов тяжелее гелия исчисляется не более чем несколько процентов, но они играют важную роль в жизни звезды. Благодаря им ядерные реакции могут замедляться или ускорятся, а это отразиться как на яркости, звезды, так и на цвете, так и на продолжительности жизни. Так чем больше металличность массивной звезды, тем меньше будет остаток при взрыве сверхновой. Наблюдатель, зная химический состав звезды, может довольно уверенно сказать время образования звезды. Так как все те трагические изменения, происходящие со звездой на протяжении ее жизни, не касаются поверхности звезды. Это всегда так мало массивных и средне массивных звезд, и почти всегда для массивных звезд.

Строение звёзд

Возникновение и эволюция звёзд

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а внутрениие наоборот, сжимаются. И до поры до времени яркость звезды тоже понижается. Температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Белые карлики и нейтронные звёзды

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

У звёзд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 280 трлн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

Чёрные дыры

У звёзд более массивных, чем предшественники нейтронных звёзд, ядра испытывают полный гравитационный коллапс. По мере сжатия такого объекта сила тяжести на его поверхности возрастает настолько, что никакие частицы и даже свет не могут её покинуть, — объект становится невидимым. В его окрестности существенно изменяются свойства пространства-времени; их может описать только общая теория относительности. Такие объекты называют чёрными дырами.

Схема эволюции одиночных звёзд

малые массы 0.08M_sun 10M_sun

горение водорода в ядре

невырожд. He ядро

спокойное горение гелия в ядре

CO белый карлик

вырожд. CO ядро невырожд. CO ядро горение углерода в ядре. CO в Fe

горение углерода в ядре. C в O, Ne, Si, Fe, Ni..

O,Ne,Mg… белый карлик или нейтронная звезда

Продолжительность эволюции звёзд

Классификация звёзд

Звёзды классифицируют по светимости, массе, температуре поверхности, химическому составу, особенностям спектра (спектральному классу) и кратности.

Кратные звёзды

Звёздные системы могут быть одиночными и кратными: двойными, тройными и большей кратности. В случае если в систему входит более десяти звёзд то принято её называть звёздным скоплением . Двойные (кратные) звёзды очень распространены. По некоторым оценкам более 70% звёзд в галактике кратные [5] . Так среди 32 ближайших к Земле звёзд 12 кратных из которых 10 двойных в том числе и самая яркая из визуально наблюдаемых звёзд Сириус. В окрестностях 20 парсек от Солнечной системы из более 3000 звёзд, около половины — двойные звёзды всех типов [6]

Обозначения звёзд

В нашей галактике более 100 млрд. звёзд. На фотографиях неба, полученных крупными телескопами, видно такое множество звёзд, что бессмысленно даже пытаться дать им всем имена или хотя бы сосчитать их. Около 0,01 % всех звёзд Галактики занесено в каталоги. Таким образом, подавляющее большинство звёзд, наблюдаемых в крупные телескопы, пока не обозначено и не сосчитано.

Самые яркие звёзды у каждого народа получили свои имена. Многие из ныне употребляющихся, например, Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель и др., имеют арабское происхождение; культура арабов послужила мостом через интеллектуальную пропасть, отделяющую падение Рима от эпохи Возрождения.

В прекрасно иллюстрированной Уранометрии (Uranometria, 1603) немецкого астронома И. Байера (1572—1625), где изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры, звёзды были впервые обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска: α — ярчайшая звезда созвездия, β — вторая по блеску, и т. д. Когда не хватало букв греческого алфавита, Байер использовал латинский. Полное обозначение звезды состояло из упомянутой буквы и латинского названия созвездия. Например, Сириус — ярчайшая звезда в созвездии Большого Пса (Canis Major), поэтому его обозначают как α Canis Majoris, или сокращённо α CMa; Алголь — вторая по яркости звезда в Персее обозначается как β Persei, или β Per. Байер, однако, не всегда следовал введенному им правилу, и в байеровских обозначениях есть большое количество исключений.

Джон Флемстид (1646—1719), первый Королевский астроном Англии, ввёл систему обозначения звёзд, не связанную с их блеском. В каждом созвездии он обозначил звёзды номерами в порядке увеличения их прямого восхождения, то есть в том порядке, вкотором они пересекают меридиан. Так, Арктур, он же a Волопаса (α Bootes), обозначен как 16 Bootes.

Некоторые необычные звёзды иногда называют именами астрономов, впервые описавших их уникальные свойства. Например, звезда Барнарда названа в честь американского астронома Э. Барнарда (1857—1923), а звезда Каптейна — в честь нидерландского астронома Я. Каптейна (1851—1922). На современных картах звёздного неба обычно нанесены древние собственные имена ярких звёзд и греческие буквы в системе обозначений Байера (его латинские буквы используют редко); остальные звёзды обозначают согласно Флемстиду. Но не всегда на картах хватает места для этих обозначений, поэтому обозначения остальных звёзд нужно искать в звёздных каталогах.

Для переменных звёзд используется свой способ обозначения. Такие звёзды обозначают в порядке их обнаружения в каждом созвездии. Первую обозначают буквой R, вторую — S, затем T и т. д. После Z идут обозначения RR, RS, RT и т. д. После ZZ идут AA и т. д. (Букву J не используют, чтобы не было путаницы с I.) Когда все эти комбинации истощаются (всего их 334), то продолжают нумерацию цифрами с буквой V (variable — переменный), начиная с V335. Например: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Также необходимо подчеркнуть, что никаких официально присвоенных имён у звёзд не существует, лишь по сложившейся традиции, поддерживаемой астрономами, около 300 ярких звёзд имеют собственные имена. В связи с этим, выдаваемые некоторыми организациями сертификаты о наименовании звёзд являются частной инициативой и не признаются Международным астрономическим союзом [7] [8] [9] .

Реакции термоядерного синтеза в недрах звёзд

Реакции термоядерного синтеза элементов — основной источник энергии большинства звёзд.

Источник