Происхождение туманностей
Смотрящие из глубин космоса загадочные объекты давным-давно привлекали интерес людей, наблюдающих за небом. Еще древнегреческий ученый Гиппарх в своем каталоге отметил наличие в ночном небе нескольких туманных объектов. Его коллега Птолемей пополнил список еще пятью туманностями. В XVII веке Галилей изобрел телескоп и с его помощью смог увидеть туманности Ориона и Андромеды. С тех пор по мере совершенствования телескопов и других приборов начались новые открытия в космическом пространстве. А туманности отнесли к отдельному классу звездных объектов.
Туманность — участок межзвёздной среды, выделяющийся своим излучением или поглощением излучения на общем фоне неба. Они состоят из пыли, газа и плазмы.
Когда физическая природа звезд и туманностей была еще не известна, то предполагали, что туманности, газовые и пылевые, — это остатки того вещества, из которого когда-то образовались звезды. Туманности, наблюдаемые нами сейчас, наоборот, сами являются продуктом деятельности звезд и результатом грандиозных катастроф.
Первоначальный принцип, по которому квалифицируют туманности, заключается в поглощении или рассеивании (излучении) ими света. Данный критерий делит туманности на светлые и темные. Излучение светлых зависит от их происхождения. А источники энергии, которые возбуждают их излучение, зависят от собственной природы. Очень часто в туманности могут действовать не один, а два механизма излучения. Темные можно увидеть только благодаря поглощению расположенных за ними источников излучения.
Так же, среди видов туманностей выделяют планетарные туманности и сверхновые, а также т уманности, ионизованные излучением и другие. Выделение различных типов туманностей в значительной степени связано с особенностями их происхождения.
Происхождение различных типов туманностей
Тёмные туманности
Тёмные туманности представляют собой плотные (обычно молекулярные) облака межзвёздного газа и межзвёздной пыли, непрозрачные из-за межзвёздного поглощения света пылью. Обычно они видны на фоне светлых туманностей. Реже тёмные туманности видны прямо на фоне Млечного Пути.
Таковы туманность Угольный Мешок и множество более мелких, называемых гигантскими глобулами.
Туманность Угольный мешок
В тех частях туманностей, которые полупрозрачны в оптическом диапазоне, хорошо заметна волокнистая структура. Волокна и общая вытянутость туманностей связаны с наличием в них магнитных полей, затрудняющих движение вещества поперёк силовых линий и приводящих к развитию ряда видов магнитогидродинамических неустойчивостей. Пылевой компонент вещества туманностей связан с магнитными полями из-за того, что пылинки электрически заряжены.
Отражательные туманности
Отражательные туманности являются газово-пылевыми облаками, подсвечиваемыми звёздами. Если звезда (звёзды) находятся в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода, то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд, рассеиваемый межзвёздной пылью.
Примером таких туманностей являются туманности вокруг ярких звёзд в скоплении Плеяды.
Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Млечного Пути. В ряде случаев наблюдаются отражательные туманности на высоких галактических широтах. Это газово-пылевые (часто молекулярные) облака различных размеров, формы, плотности и массы, подсвечиваемые совокупным излучением звёзд диска Млечного Пути.
Редкой разновидностью отражательной туманности является так называемое световое эхо, наблюдавшееся после вспышки новой звезды 1901 года в созвездии Персея. Яркая вспышка новой звезды подсветила пыль, и несколько лет наблюдалась слабая туманность, распространявшаяся во все стороны со скоростью света. Кроме светового эха, после вспышек новых звёзд образуются газовые туманности, подобные остаткам вспышек сверхновых звёзд.
Диффузные туманности
Диффузные туманности всегда находятся в областях звездообразования – как правило, в спиральных рукавах галактик. Обычно они связаны с крупными и холодными газопылевыми облаками, в которых формируются звезды. Яркая диффузная туманность – это небольшой кусочек такого облака, разогретый родившейся поблизости горячей массивной звездой.
Поскольку такие звезды формируются нечасто, диффузные туманности далеко не всегда сопровождают холодные облака. Например, в Орионе есть такие звезды, поэтому есть несколько диффузных туманностей, но они крошечные по сравнению с невидимым для глаза темным облаком, занимающим почти все созвездие Ориона. В небольшой области звездообразования в Тельце нет ярких горячих звезд, и поэтому нет заметных диффузных туманностей (есть лишь несколько слабых туманностей вблизи активных молодых звезд типа Т Тельца).
Планетарные туманности
Планетарные туманности – это оболочки, сброшенные звездами на заключительном этапе их эволюции. Нормальная звезда светит за счет протекающих в ее ядре термоядерных реакций, превращающих водород в гелий. Но когда запасы водорода в ядре звезды истощаются, с ней происходят быстрые перемены: гелиевое ядро сжимается, оболочка расширяется, и звезда превращается в красный гигант.
Обычно это переменные звезды типа Миры Кита или OH/IR с огромными пульсирующими оболочками.
В конце концов они сбрасывают внешние части своих оболочек. Лишенная оболочки внутренняя часть звезды имеет очень высокую температуру, иногда выше 100 000° C. Она постепенно сжимается и превращается в белый карлик, лишенный ядерного источника энергии и медленно остывающий.
Планетарная туманность Улитка
Таким образом, планетарные туманности выбрасываются их центральными звездами, тогда как диффузные туманности типа Туманности Ориона – это вещество, которое осталось неиспользованным в процессе формирования звезд.
Виды и происхождение туманностей, созданных ударными волнами
Разнообразие и многочисленность источников сверхзвукового движения вещества в межзвёздной среде приводят к большому количеству и разнообразию туманностей, созданных ударными волнами. Обычно такие туманности недолговечны.Они исчезают тогда, когда исчезает кинетическая энергия движущегося газа.
Существует несколько источников для возникновения таких ударных волн. Чаще всего – это результат взрыва звезды. Реже – звездный ветер, вспышки новых и сверхновых звезд. В любом случае присутствует один источник выброса подобного вещества – звезда Туманности такого происхождения имеют форму расширяющейся оболочки или форму сферы.
Вещество, которое выбросилось в результате взрыва, может иметь различные скорости от сотен до тысяч км/с, из-за этого температура газа за ударной волной достигает не миллионов, а миллиардов градусов.
Остатки сверхновых и новых звёзд
Наиболее яркие туманности, созданные ударными волнами, вызваны взрывами сверхновых звёзд и называются остатками вспышек сверхновых звёзд. Они играют очень важную роль в формировании структуры межзвёздного газа. Наряду с описанными особенностями для них характерно нетепловое радиоизлучение со степенным спектром, вызванное релятивистскими электронами, ускоряемыми как в процессе взрыва сверхновой, так и позже пульсаром, обычно остающимся после взрыва. Туманности, связанные со взрывами новых звёзд, малы, слабы и недолговечны.
Существует два возможных сценария рождения сверхновой звезды:
- Массивная звезда, исчерпав своё топливо, прекращает производство термоядерной энергии, что влечёт коллапс звезды под действием силы собственной гравитации и её превращение в нейтронную звезду или чёрную дыру.
- Белый карлик, накапливая вещество звезды-компаньона (явление аккреции), достигает критической массы и становится сверхновой в термоядерной вспышке.
В обоих случаях взрыв сверхновой выбрасывает в окружающее пространство всё или почти всё вещество из внешних слоёв звезды, со скоростью около 1 % от скорости света, что соответствует порядка 3000 км/с.
Когда выброшенное вещество сталкивается с околозвёздным или межзвёздным газом, формируется ударная волна, превращающая газ в горячую плазму, разогревая его до температуры порядка 10 миллионов кельвинов.
Вероятно самый красивый и лучше всего исследованный молодой остаток образован сверхновой SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке, вспыхнувшей в 1987 г. Другие хорошо известные остатки сверхновых, это Крабовидная туманность, остаток относительно недавнего взрыва (1054 год), остаток сверхновой Тихо (SN 1572), получившей имя в честь Тихо Браге, который наблюдал и зафиксировал её первоначальную яркость сразу после вспышки в 1572 г., а также остаток сверхновой Кеплера (SN 1604), названной в честь Иоганна Кеплера.
Туманности вокруг звёзд Вольфа — Райе
Другой тип туманностей, созданных ударными волнами связан со звёздным ветром от звёзд Вольфа — Райе. Эти звёзды характеризуются очень мощным звёздным ветром с потоком массы и скоростью истечения 1⋅103—3⋅103 км/с. Звезды Вольфа имеют довольно мощный ветровой поток массы и скорость истечения. Они образуют туманности средних размеров с очень яркими волокнами.
В отличие от остатков вспышек сверхновых звёзд, радиоизлучение этих туманностей имеет тепловую природу.
Время жизни таких туманностей ограничено продолжительностью пребывания звёзд в стадии звезды Вольфа — Райе и близко к 105 лет.
Туманности вокруг O-звёзд
Аналогичны по свойствам туманностям вокруг звёзд Вольфа — Райе, но образуются вокруг наиболее ярких горячих звёзд спектрального класса О — Of, обладающих сильным звёздным ветром. В отличие от туманностей, расположенных вокруг звезд Вольфа – Райе, туманности О-звезд менее яркие, но имеют намного большие размеры и продолжительность существования.
Туманности в областях звездообразования
Ударные волны меньших скоростей возникают в областях межзвёздной среды, в которых происходит звездообразование. Они приводят к нагреву газа до сотен и тысяч градусов, возбуждению молекулярных уровней, частичному разрушению молекул, нагреву пыли. Такие ударные волны видны в виде вытянутых туманностей светящихся преимущественно в инфракрасном диапазоне.
Ряд таких туманностей обнаружен, например, в очаге звездообразования, связанном с туманностью Ориона.
Таким образом, во вселенной, хотя и в разное время и в разных местах, происходит как процесс сгущения звезд из туманностей, так и, наоборот, образование новых туманностей за счет звезд. Это круговорот вселенной, вечное зарождение одних миров и гибель других.
Видео
Источник
Эволюция солнца: происхождение, строение и стадии
Солнце — это звезда, находящаяся в центре собственной Солнечной системы. Вокруг него вращаются восемь планет, одна из которых — это наш дом, планета Земля. Солнце является той звездой, от которой напрямую зависит наша жизнь и существование, ведь, не будь его, мы бы даже не родились. А если Солнце пропадет (как все-таки прогнозируют наши ученые, это произойдет в далеком будущем, через несколько миллиардов лет), то человечеству, да и всей планете в целом придется очень несладко. Именно поэтому оно на данный момент является самой главной звездой для нас. Одна из самых интригующих и интересных тем, связанных с космосом, — это строение и эволюция Солнца. Именно этот вопрос мы рассмотрим в этой статье.
Как эта звезда родилась?
Эволюция Солнца является очень важным вопросом для нашей жизни. Оно появилось гораздо раньше Земли. Ученые предполагают, что сейчас оно находится на середине своего жизненного цикла, то есть этой звезде уже порядка четырех или пяти миллиардов лет, что очень и очень много. Происхождение и эволюция Солнца тесно переплетаются между собой, ведь зарождение звезды играет важную роль в ее развитии.
Если говорить очень коротко, то Солнце образовалось от большого скопления газовых облаков, пыли и различных веществ. Вещества все накапливались и накапливались, вследствие этого центр данного накопления начал приобретать собственную массу и гравитацию. Затем это распространилось и по всей туманности. Дело дошло до того, что середина всей этой массы, состоящая из водорода, приобретает плотность и начинает затягивать в себя летавшие вокруг газовые облака и частицы пыли. Затем произошла термоядерная реакция, благодаря которой и зажглось наше Солнце. Так, постепенно разрастаясь, данная субстанция преобразовалась в то, что мы сейчас называем звездой.
На данный момент она является одним из главных источников жизни на Земле. Если бы только ее температура увеличилась на несколько процентов, то нас бы уже не существовало. Именно благодаря Солнцу наша планета зародилась и имела идеальные условия для дальнейшего развития.
Характеристики и состав Солнца
Строение и эволюция Солнца взаимосвязаны. Именно по его строению и еще нескольким факторам ученые и определяют то, что произойдет с ним в будущем и как это может повлиять на человечество, животный и растительный мир нашей планеты. Разузнаем немного об этой звезде.
Раньше считалось, что Солнце — обыкновенный желтый карлик, ничего собойне представляющий. Но позже выяснилось, что оно имеет в своем составе множество химических элементов, причем весьма массивных. Если подробно расписывать, из чего состоит наша звезда, можно потратить на это целую статью, так что можно упомянуть об этом лишь вкратце.
Самую весомую часть в составе Солнца играют водород и гелий. Также оно содержит множество других веществ, например, железо с кислородом, никелем и азотом, много других, однако на их долю приходится всего 2% состава.
Поверхностное покрытие этой звезды называется короной. Она очень тонкая, так что ее практически не видно (за исключением тех случаев, когда Солнце темнеет). Корона имеет неровную поверхность. В связи с этим она покрывается дырами. Именно через эти дыры с огромной скоростью просачивается солнечный ветер. Под тонкой оболочкой находится хромосфера, которая в толщину вытянулась на 16 тысяч километров. Именно в этой части звезды происходят различные химические и физические реакции. Тут же и образуется знаменитый солнечный ветер — наплыв вихря энергии, который зачастую является причиной различных процессов на Земле (северные сияния и магнитные бури). А самые мощные бури огня происходят в фотосфере — плотном и не просвечивающем слое. Основная задача газов в данной части — это потребление энергии и света из более нижних слоев. Температура здесь достигает шести тысяч градусов. Место обмена энергии газов — в конвективной зоне. Отсюда газы поднимаются в фотосферу, а затем обратно возвращаются для получения необходимой энергии. А в котле (самом нижнем слое звезды) происходят очень важные и сложные процессы, связанные с протонными термоядерными реакциями. Именно отсюда все Солнце получает свою энергию.
Последовательность эволюции Солнца
Вот мы и подошли к самому главному вопросу нашей статьи. Эволюция солнца — это изменения, происходящие со звездой в процессе ее жизни: начиная от рождения и заканчивая смертью. Ранее говорилось, почему людям важно знать об этом процессе. Сейчас же мы разберем несколько стадий эволюции Солнца по порядку.
Через один миллиард лет
Прогнозируется повышение температуры солнца на один десяток процентов. В связи с этим все живое на нашей планете вымрет. Так что остается надеяться на то, что люди освоят другие галактики к этому времени. Возможно и то, что некоторая жизнь в океане все-таки сможет иметь шанс на существование. Наступит период максимальной температуры звезды за всю ее жизнь.
Через три с половиной миллиардов лет
Яркость Солнца увеличится чуть ли не вдвое. В связи с этим произойдет полное испарение и улетучивание воды в космос, после чего любая земная жизнь не будет иметь и шанса на существование. Земля станет подобна Венере. Далее в процессе эволюции Солнца его энергетический источник начнет постепенно выгорать, покров расширится, а ядро, наоборот, начнет уменьшаться.
Через шесть с половиной миллиардов лет
В центральной точке солнца, где находится источник энергии, запасы водорода до конца истощатся, а гелий начнет собственное сжатие из-за того, что не может существовать в подобных условиях. Частицы водорода продолжают сгорать лишь в короне Солнца. Сама звезда начнет превращаться в сверхгиганта, увеличиваясь в объемах и размере. Яркость постепенно будет повышаться вместе с температурой, что приведет к еще большему расширению.
Через восемь миллиардов лет (крайняя стадия развития Солнца)
Горение водорода запустится по всей звезде. Это когда ее ядро накаляется очень и очень сильно. Солнце совсем сойдет со своей орбиты в процессе расширения от всех вышеперечисленных процессов и будет вправе называться красным гигантом. В этот момент радиус звезды разрастется более чем в 200 раз, а поверхность ее охладится. Земля же не поглотится разгоревшимся Солнцем и отойдет со своей орбиты. Позже она может быть поглощена. Но если этого и не произойдет, то все равно вся вода на планете перейдет в газообразное состояние и улетучится, а атмосфера все-таки будет поглощена сильнейшим солнечным ветром.
Далее на протяжении нескольких миллиардов лет Солнце будет менять свое состояние от красного гиганта до маленького карлика несколько раз. В дальнейшем оно истощится и погаснет окончательно.
Как говорилось ранее, эволюция Солнца очень сильно повлияет на нашу жизнь и существование планеты в целом. Как не очень сложно догадаться, в любом случае это будет очень плохо для Земли. Ведь вследствие своей эволюции звезда разрушит всю цивилизацию, возможно, и вообще поглотит нашу планету.
Делать такие выводы было просто, ведь люди уже знали, что Солнце — это звезда. Эволюция Солнца и звезд того же размера и типа протекает похожим способом. На почве этого и строились, а также подтверждались фактами эти теории. Смерть — неотъемлемая часть жизни любой звезды. И если человечество хочет выжить, то нам придется в будущем вложить все силы в то, чтобы покинуть нашу планету и избежать ее участи.
Источник