Các ngôi sao là những quả cầu khí khổng lồ, nóng bỏng, phát ra lượng năng lượng khổng lồ. Nhiệt độ hàng nghìn và hàng chục nghìn độ chiếm ưu thế trên bề mặt các ngôi sao. Ở độ sâu của chúng, nhiệt độ thậm chí còn cao hơn, kết hợp với áp suất cao, dẫn đến xảy ra các phản ứng hạt nhân, trong quá trình tạo ra năng lượng sao. Những dòng năng lượng này được ngôi sao phát ra trong không gian xung quanh trong một thời gian dài. Nếu không có lực hấp dẫn hướng vào tâm thiên thể thì những dòng chảy này có thể làm nổ tung ngôi sao, nhưng đại đa số các ngôi sao đã đạt được trạng thái cân bằng hoàn toàn giữa hai lực này, cho phép ngôi sao tồn tại được lâu dài.

Thế giới của các ngôi sao rất đa dạng. Trong số đó có những ngôi sao khổng lồ có kích thước ngang lớn gấp hàng nghìn lần kích thước của Mặt trời và những ngôi sao lùn có kích thước không đáng kể. Một số ngôi sao phát ra năng lượng mạnh hơn nhiều so với Mặt trời của chúng ta, trong khi những ngôi sao khác tỏa sáng mờ nhạt đến mức nếu chúng ở vị trí của Mặt trời, Trái đất sẽ chìm trong bóng tối.

Các ngôi sao thường tạo thành cụm: chúng hợp nhất thành từng cặp, bộ ba và đôi khi có nhiều ngôi sao hơn trong một cụm như vậy. Các nhóm sao khổng lồ lên tới hàng triệu vật thể được gọi là thiên hà. Hệ thống sao mà Mặt trời của chúng ta thuộc về thường được gọi là Thiên hà. Có những thiên hà siêu khổng lồ chứa hàng trăm tỷ eusidae.

Ngay cả trong thời cổ đại, các nhà quan sát đã chia tất cả các ngôi sao thành các nhóm gọi là chòm sao. Hiện nay, bầu trời được chia thành 88 chòm sao, nhiều chòm sao trong số đó được người Hy Lạp cổ đại đặt tên, gắn chúng với nhiều truyền thuyết và huyền thoại khác nhau: các chòm sao Cassiopeia, Andromeda, Perseus và những chòm sao khác.

Các ngôi sao cực kỳ khác nhau không chỉ về kích thước mà còn về màu sắc. Trong số đó có những ngôi sao lạnh màu đỏ khổng lồ và những ngôi sao lùn trắng nóng bỏng. Mật độ vật chất của các ngôi sao lớn là rất nhỏ, trong khi mật độ của các sao lùn trắng cao đến mức một hộp diêm chứa vật chất của chúng có thể nặng hàng trăm tấn.

Hiện nay, các nhà thiên văn học sử dụng kính thiên văn mạnh mẽ đang quan sát hoạt động mạnh mẽ của các ngôi sao trải qua những đợt bùng phát lớn. Việc phát hiện ra tinh vân vô tuyến và các thiên hà vô tuyến đã dẫn đến những ý tưởng về sự thay đổi nhanh chóng của các thiên hà trên quy mô lớn.

Ngôi sao sáng nhất ở bán cầu bắc của bầu trời là Vega và ngôi sao sáng nhất trên toàn bộ bầu trời là Sirius.

Vì vậy, một hệ sao khổng lồ chứa hàng tỷ ngôi sao và tạo thành bức tranh Dải Ngân hà trên bầu trời chính là Thiên hà mà chúng ta đang sống. Ở khoảng cách 25 nghìn năm ánh sáng tính từ trung tâm Thiên hà của chúng ta, có Mặt trời - một ngôi sao đóng vai trò quan trọng trong sự sống của hành tinh chúng ta.

MẶT TRỜI

Đây là một thiên thể nằm ở trung tâm của Hệ Mặt Trời. Đây là ngôi sao gần nhất trong Thiên hà với Trái đất. Nó có hình dạng hình cầu và bao gồm các khí nóng. Đường kính của Mặt trời là 1.392.000 km, gấp 109 lần đường kính Trái đất. Trên bề mặt Mặt trời, nhiệt độ khoảng 6000°C, và ở phần trung tâm của nó lên tới 15.000.000°C.

Mặt trời được bao quanh bởi một bầu khí quyển bao gồm các lớp:

Lớp dưới được gọi là quang quyển, có độ dày 200-300 km. Tất cả bức xạ nhìn thấy được từ Mặt trời đều đến từ các lớp này. Các đốm và mặt được quan sát thấy trong quang quyển. Các đốm bao gồm một lõi tối và vùng bóng tối xung quanh. Điểm này có thể đạt đường kính 200.000 km;

Sắc quyển. Nó kéo dài trung bình 14.000 km so với rìa nhìn thấy được của Mặt trời. Sắc quyển trong suốt hơn nhiều so với quang quyển;

Corona mặt trời. Đây là phần mỏng nhất của bầu khí quyển mặt trời. Độ dày của nó bằng vài bán kính của Mặt trời và nó chỉ có thể được quan sát thấy khi nhật thực toàn phần.

Ở rìa của đĩa mặt trời, có thể nhìn thấy các điểm nổi bật - sự hình thành phát sáng từ khí nóng. Kích thước của các điểm nổi bật có khi lên tới hàng trăm nghìn km, độ cao trung bình của chúng từ 30 đến 50 nghìn km.

Khối lượng của Mặt trời lớn hơn khối lượng Trái đất 333 nghìn lần và thể tích của nó là 1 triệu 304 nghìn lần. Theo đó, mật độ của Mặt trời nhỏ hơn mật độ của Trái đất. Về cơ bản, Mặt trời bao gồm các nguyên tố hóa học giống như Trái đất, nhưng trên hành tinh của chúng ta có ít hydro hơn trên Mặt trời. Năng lượng do Mặt trời phát ra là rất lớn. Chỉ một phần rất nhỏ trong số đó đến được Trái đất, nhưng nó gấp hàng chục nghìn lần lượng năng lượng mà tất cả các nhà máy điện trên thế giới có thể sản xuất ra. Hầu như toàn bộ năng lượng này được phát ra bởi quang quyển.

Các quan sát bề mặt Mặt trời cho phép xác định rằng nó quay quanh trục của nó và thực hiện một vòng quay hoàn toàn trong 25,4 ngày Trái đất. Khoảng cách trung bình từ Trái đất đến Mặt trời là 149,5 triệu km. Mặt trời cùng với Trái đất và toàn bộ hệ mặt trời di chuyển trong không gian vũ trụ về phía chòm sao Lyra với tốc độ 20 km/giây.

Ánh sáng từ Mặt trời tới Trái đất trong 8 phút 18 giây. Mặt trời đóng vai trò rất quan trọng đối với sự sống trên hành tinh chúng ta - nó là nguồn ánh sáng và nhiệt lượng trên Trái đất.

9 hành tinh lớn cùng các vệ tinh của chúng, nhiều hành tinh nhỏ và các thiên thể khác quay quanh Mặt trời. Tất cả đều tạo nên một hệ thống các thiên thể gọi là Hệ Mặt trời. Đường kính của hệ thống này là khoảng 12 tỷ km.

CÁC HÀNH TINH CỦA HỆ MẶT TRỜI

Hành tinh là những thiên thể quay quanh một ngôi sao. Chúng, không giống như các ngôi sao, không phát ra ánh sáng và nhiệt mà tỏa sáng bằng ánh sáng phản chiếu của ngôi sao mà chúng thuộc về. Hình dạng của các hành tinh gần giống hình cầu. Hiện tại, chỉ có các hành tinh trong hệ mặt trời được biết đến một cách đáng tin cậy, nhưng rất có thể các ngôi sao khác cũng có hành tinh.

Tất cả các hành tinh trong Hệ Mặt trời được chia thành hai nhóm: bên trong hoặc trên mặt đất (Sao Thủy, Sao Kim, Trái Đất, Sao Hỏa) và bên ngoài, hoặc Sao Mộc (Sao Mộc, Sao Thổ, Sao Thiên Vương, Sao Hải Vương). Hành tinh Pluto vẫn chưa được khám phá và không thể phân loại thành bất kỳ nhóm nào.

Các hành tinh thuộc nhóm bên trong có khối lượng nhỏ hơn, kích thước nhỏ hơn, mật độ cao hơn và chúng quay quanh Mặt trời chậm hơn các hành tinh thuộc nhóm bên ngoài.

Hành tinh gần Mặt trời nhất là Sao Thủy. Nó ở gần Mặt trời hơn 2,5 lần so với Trái đất của chúng ta. Sao Thủy di chuyển toàn bộ quỹ đạo của nó trong 88 ngày. Hành tinh này quay chậm quanh trục của nó, hoàn thành một vòng cứ sau 158,7 ngày Trái đất. Đường kính của hành tinh là 4880 km.

Từ Trái đất, Sao Thủy có thể nhìn thấy bằng mắt thường trong tia sáng bình minh hoặc buổi tối dưới dạng một điểm sáng, và qua kính viễn vọng, nó có thể được nhìn thấy dưới dạng hình liềm hoặc hình tròn không hoàn chỉnh. Mặt trời luôn chỉ chiếu sáng một phía của hành tinh, vì vậy ở đó luôn là ngày và nhiệt độ ở đó lên tới +300°C, trong khi ở phía bên kia luôn là ban đêm và nhiệt độ ở đó giảm xuống -70°C. Bầu khí quyển của Sao Thủy rất loãng và bao gồm helium với hỗn hợp argon, neon và các dấu hiệu của carbon dioxide đã được tìm thấy ở đó. Trên Sao Thủy không có nước; bên trong hành tinh chứa nhiều nguyên tố nặng. Sao Thủy không có vệ tinh.

Sao Kim là hành tinh gần Trái đất nhất trong hệ mặt trời. Đường kính của nó là 12.400 km, khoảng cách tới Mặt trời là 108 triệu km. Nó hoàn thành một vòng quay quanh Mặt trời trong 243 ngày Trái đất. Khoảng cách ngắn nhất từ ​​Trái đất đến Sao Kim là 39 triệu km.

Bầu khí quyển của sao Kim bao gồm carbon dioxide (97%), nitơ (2%), hơi nước, oxy chỉ chứa ở dạng tạp chất (0,01%) và có các loại khí độc. Bầu không khí dày đặc ngăn cản hành tinh nguội đi vào ban đêm và nóng lên vào ban ngày, do đó nhiệt độ tại các thời điểm khác nhau trong ngày trên Sao Kim gần như giống nhau và lên tới 500°C. Áp suất cao gấp 100 lần áp suất trên bề mặt Trái đất. Các nghiên cứu khoa học đã chỉ ra rằng không có từ trường và vành đai bức xạ trên Sao Kim cũng như không có vệ tinh.

Trái đất là hành tinh thứ ba trong hệ mặt trời. Nó có hình dạng gần giống hình cầu. Bán kính của một quả cầu có kích thước bằng Trái đất là 6371 km. Trái đất quay quanh Mặt trời và quay quanh trục của nó. Có một vệ tinh tự nhiên quay quanh Trái đất - Mặt trăng. Mặt trăng nằm ở khoảng cách 384,4 nghìn km so với bề mặt hành tinh của chúng ta. Các chu kỳ quay quanh Trái đất và quanh trục của nó trùng nhau nên Mặt trăng chỉ hướng về Trái đất, còn phía bên kia không thể nhìn thấy được từ Trái đất. Mặt Trăng không có bầu khí quyển nên phía đối diện với Mặt Trời có nhiệt độ cao, còn phía đối diện, tối, có nhiệt độ rất thấp. Bề mặt của Mặt trăng không đồng nhất. Các đồng bằng và dãy núi trên Mặt Trăng bị giao nhau bởi các vết nứt.

Sao Hỏa là hành tinh thứ tư trong hệ mặt trời - khoảng cách tới Mặt trời được đo trong khoảng từ 200 đến 250 triệu km. Chu kỳ quỹ đạo của hành tinh quanh Mặt trời dài gần gấp đôi chu kỳ quỹ đạo của Trái đất - 1 năm 11 tháng. Marsoi và Trái đất có rất nhiều điểm chung. Có những vùng ấm áp trên sao Hỏa và các mùa thay đổi. Nhiệt độ trung bình của Sao Hỏa là 30°C. Bầu khí quyển của Sao Hỏa rất loãng và chứa nitơ (72%), carbon dioxide (16%), argon (8%). Không có oxy được tìm thấy trong đó và rất ít hơi nước. Bề mặt của Sao Hỏa bằng phẳng và có thể nhìn thấy “các lục địa” trên đó. và ";biển";. "Các lục địa" - sa mạc rộng lớn và có nhiều ý kiến ​​​​khác nhau về biển sao Hỏa: họ tin rằng đây là những không gian trũng, nhưng có thể đây là những nơi nền đá nổi lên. Sao Hỏa có hai mặt trăng nhỏ: Phobos và Deimos, trong đó Phobos quay quanh Sao Hỏa với tốc độ nhanh hơn Deimos và chính hành tinh này.

Sao Mộc là hành tinh lớn nhất trong hệ mặt trời. Hành tinh này nặng gấp đôi tất cả các hành tinh khác cộng lại. Đường kính của Sao Mộc là 143 nghìn km. Sao Mộc có thể tích lớn hơn Trái đất 1300 lần. Sao Mộc quay quanh trục của nó trong 10 giờ và thực hiện một vòng quay hoàn toàn quanh Mặt trời trong 12 năm Trái đất. Người ta vẫn chưa biết loại bề mặt của nó - rắn hay lỏng, chỉ quan sát được lớp vỏ khí của hành tinh. Bầu khí quyển của Sao Mộc bao gồm hydro, heli, metan và các loại khí khác. Nó có 14 vệ tinh.

Sao Thổ - hành tinh thứ sáu của hệ mặt trời - có nhiều điểm giống với Sao Mộc. Nó nằm cách Mặt trời gần gấp đôi so với Sao Mộc. Sao Thổ cũng thuộc về các hành tinh khổng lồ. Đường kính xích đạo của nó là 120 nghìn km. Nó thực hiện một vòng quanh Mặt trời trong 29,5 năm Trái đất và quanh trục của nó trong 10 giờ 14 phút. Sao Thổ, giống như các hành tinh khổng lồ khác, bao gồm khí hydro và heli, ở trạng thái rắn do áp suất cao. Khí mêtan và amoniac cũng đã được phát hiện trong bầu khí quyển của Sao Thổ. Nhiệt độ trên hành tinh này rất thấp, xấp xỉ -145°C. Điểm đặc biệt của Sao Thổ là các vòng sáng phẳng bao quanh hành tinh xung quanh đường xích đạo mà không chạm vào bề mặt của nó. Sao Thổ có 10 vệ tinh.

Sao Thiên Vương nằm ở vị trí thứ bảy trong hệ mặt trời. Nó nằm ở khoảng cách xa Mặt trời gấp đôi Sao Thổ. Thời kỳ sao Thiên Vương quay hoàn toàn quanh Mặt trời là hơn 84 năm Trái đất. Nó khác với các hành tinh khác ở chỗ nó chuyển động như thể nằm nghiêng: mặt phẳng xích đạo của nó vuông góc với mặt phẳng quỹ đạo của nó. Sao Thiên Vương quay quanh trục của nó trong 10 giờ 49 phút, nhưng theo hướng ngược lại so với các hành tinh khác. Nhờ sự "nói dối" này vị trí khi quay quanh Mặt trời, hành tinh này có ngày cực dài và đêm cực dài - mỗi ngày khoảng 42 năm Trái đất. Chỉ ở một dải hẹp dọc theo đường xích đạo, Mặt trời mới xuất hiện cứ sau 10 giờ. Nhiệt độ trên Sao Thiên Vương thấp - 220°C. Người ta đã xác định rằng bầu khí quyển của Sao Thiên Vương bao gồm hydro, metan và heli. Sao Thiên Vương có 5 vệ tinh.

Sao Hải Vương là hành tinh thứ tám của hệ mặt trời. Nó thậm chí còn ở xa Mặt trời hơn. Thời gian quay quanh Mặt trời của nó là gần 165 năm Trái đất và thời gian quay của hành tinh quanh trục của chính nó là 15,8 giờ. Bầu khí quyển của hành tinh này, giống như bầu khí quyển của các nước láng giềng khác của Sao Hải Vương, bao gồm hydro, metan và heli. Sao Hải Vương có hai vệ tinh. Khoảng cách của hành tinh này với Trái đất hạn chế đáng kể khả năng khám phá nó.

Sao Diêm Vương là hành tinh xa nhất trong hệ mặt trời. Khoảng cách của nó với Mặt trời là 5,9 tỷ km. Chu kỳ quay quanh Mặt trời là 250 năm Trái đất và hành tinh này quay quanh trục của nó khoảng 6,4 ngày Trái đất cho mỗi vòng quay. Sự hiện diện của bầu khí quyển tại Sao Diêm Vương chưa được chứng minh. Năm 1978, một vệ tinh của Sao Diêm Vương được phát hiện, tương đối sáng nhưng nằm rất gần hành tinh này. Sao Diêm Vương vẫn còn rất ít được nghiên cứu. Nó chỉ được mở vào năm 1930.

TỪ TRÁI ĐẤT

Trái đất có từ trường, điều này thể hiện rõ nhất ở tác dụng của nó lên kim từ. Tự do lơ lửng trong không gian, nó được lắp đặt ở bất cứ đâu theo hướng của các đường sức từ hội tụ tại các cực từ.

Các cực từ của Trái Đất không trùng với các cực địa lý và dần thay đổi vị trí. Hiện tại, chúng nằm ở phía bắc Canada và Nam Cực. Các đường sức từ cực này đến cực kia gọi là đường kinh tuyến từ. Chúng không trùng với hướng địa lý và kim từ không chỉ rõ hướng bắc-nam. Góc giữa kinh tuyến từ và kinh tuyến địa lý được gọi là độ lệch từ. Góc tạo bởi kim nam châm với mặt phẳng nằm ngang gọi là góc nghiêng từ.

Có từ trường không đổi và xen kẽ của Trái đất. Trường không đổi là do từ tính của chính hành tinh. Ý tưởng về trạng thái từ trường không đổi của Trái đất được đưa ra bởi các bản đồ từ tính, được biên soạn 5 năm một lần, do độ lệch và độ nghiêng của từ trường thay đổi rất chậm. Các hiện tượng như dị thường từ trường và bão từ xảy ra trong từ trường Trái đất.

Từ trường của Trái đất kéo dài lên tới độ cao khoảng 90 nghìn km. Lên tới độ cao 44 nghìn km. Sức mạnh của từ trường Trái đất suy yếu. Nó làm chệch hướng hoặc bắt giữ các hạt tích điện bay từ Mặt trời hoặc hình thành khi các tia vũ trụ tương tác với các nguyên tử hoặc phân tử không khí. Toàn bộ vùng không gian gần Trái đất nơi chứa các hạt tích điện được gọi là từ quyển. Sự phân bố của từ trường trên bề mặt trái đất liên tục thay đổi. Nó đang dần di chuyển về phía tây. Vị trí của các cực từ cũng thay đổi. Bây giờ tọa độ của chúng là 77° N. và 102°T, 65°N. và 139° Đ.

Từ tính có tầm quan trọng thực tế lớn. Sử dụng kim từ tính, hướng dọc theo các cạnh của đường chân trời được xác định. Sự kết nối của các phần tử từ tính với các cấu trúc địa chất làm cơ sở cho các phương pháp thăm dò khoáng sản từ tính.

GIẢ Thuyết VỀ NGUỒN GỐC CỦA TRÁI ĐẤT VÀ HỆ MẶT TRỜI

Câu trả lời cho câu hỏi về nguồn gốc Trái đất luôn phụ thuộc vào trình độ hiểu biết của con người. Ban đầu, có những truyền thuyết ngây thơ về sức mạnh thần thánh đã tạo ra thế giới, sau đó trong các tác phẩm của các nhà khoa học, Trái đất có hình dạng của một quả bóng, như người ta tưởng tượng khi đó, là trung tâm của Vũ trụ, xung quanh không chỉ có Mặt trăng. , mà cả Mặt trời và các ngôi sao khác cũng quay tròn. Vào thế kỷ 16, do sự xuất hiện của những lời dạy của N. Copernicus, trái đất đã trở thành một trong những hành tinh quay quanh Mặt trời. Đây là bước đầu tiên hướng tới một giải pháp khoa học cho câu hỏi về nguồn gốc của Trái đất. Hiện nay, có một số giả thuyết giải thích nguồn gốc của Vũ trụ và vị trí của Trái đất trong hệ Mặt trời.

GIẢ THUYẾT KANT-LAPLACE

Đây là nỗ lực nghiêm túc đầu tiên nhằm tạo ra một bức tranh về nguồn gốc của hệ mặt trời theo quan điểm khoa học. Nó gắn liền với tên của nhà toán học người Pháp Pierre Laplace và nhà triết học người Đức Immanuel Kant, người đã làm việc vào cuối thế kỷ 18. Họ tin rằng tiền thân của Hệ Mặt trời là một tinh vân khí-bụi nóng, quay chậm xung quanh một lõi dày đặc nằm ở trung tâm của tinh vân này. Dưới tác dụng của lực hút lẫn nhau, tinh vân bắt đầu dẹt ở hai cực và biến thành một đĩa, mật độ của đĩa không đồng đều, góp phần tách nó thành các vòng khí riêng biệt. Sau đó, mỗi vòng khí bắt đầu ngưng tụ và biến thành một khối khí duy nhất quay quanh trục của nó, sau đó các khối khí này nguội dần và dần biến thành các hành tinh, các vòng xung quanh chúng thành vệ tinh. Phần chính của tinh vân vẫn ở trung tâm và chưa nguội đi (nó trở thành Mặt trời). Vào thế kỷ 19, những thiếu sót của lý thuyết này đã được phát hiện, vì nó không thể được sử dụng để giải thích những dữ liệu khoa học mới, nhưng giá trị của nó vẫn rất lớn.

GIẢ THUYẾT CỦA O.YU.SHMIDT

O.Yu.Schmidt, một nhà địa vật lý làm việc vào nửa đầu thế kỷ 20 lại có quan điểm khác về sự xuất hiện và phát triển của Hệ Mặt trời. Theo giả thuyết của ông, Mặt trời khi du hành xuyên Thiên hà đã đi qua một đám mây bụi khí và mang theo một phần của nó. Sau đó, các hạt rắn của đám mây bị nghiền nát và biến thành những hành tinh lạnh lẽo ban đầu. Sự nóng lên của các hành tinh này xảy ra muộn hơn do bị nén, cũng như do năng lượng mặt trời truyền vào. Sự nóng lên của Trái đất đi kèm với một lượng lớn dung nham phun trào trên bề mặt hành tinh do hoạt động núi lửa đang hoạt động. Nhờ sự tuôn ra này, những lớp vỏ rắn đầu tiên của Trái đất đã được hình thành. Khí được giải phóng từ dung nham. Chúng hình thành nên bầu khí quyển sơ cấp chưa chứa oxy vì không có thực vật trên hành tinh. Hơn một nửa thể tích của khí quyển sơ cấp bao gồm hơi nước và nhiệt độ của nó vượt quá 100°C. Khi bầu khí quyển nguội đi, sự ngưng tụ hơi nước xảy ra, dẫn đến lượng mưa và hình thành đại dương nguyên sinh. Điều này xảy ra khoảng 4,5-5 tỷ năm trước. Sau đó, sự hình thành đất bắt đầu, dày lên, là những phần tương đối nhẹ của mảng thạch quyển, nhô lên trên mực nước biển.

GIẢ THUYẾT CỦA F.HOYLE

Theo giả thuyết của Fred Hoyle, nhà vật lý thiên văn người Anh làm việc vào thế kỷ 20, Mặt trời có một ngôi sao đôi phát nổ. Hầu hết các mảnh vỡ đã bị mang ra ngoài vũ trụ, trong khi một phần nhỏ hơn vẫn ở lại quỹ đạo Mặt trời và hình thành các hành tinh.

Cho dù các giả thuyết khác nhau giải thích nguồn gốc của hệ mặt trời và mối liên hệ gia đình giữa Trái đất và Mặt trời như thế nào, chúng đều nhất trí ở chỗ tất cả các hành tinh đều được hình thành từ một khối vật chất duy nhất. Sau đó số phận của mỗi người trong số họ đã được quyết định theo cách riêng của mình. Trái đất đã phải du hành khoảng 5 tỷ năm, trải qua một loạt biến đổi đáng kinh ngạc trước khi có được hình dạng hiện đại.

Chiếm vị trí trung bình trong số các hành tinh về kích thước và trọng lượng, Trái đất đồng thời trở thành nơi trú ẩn duy nhất cho cuộc sống tương lai. ";Được giải phóng"; khỏi một số khí do tính siêu bay hơi của chúng, nó giữ lại chúng vừa đủ để tạo ra một màn chắn không khí có khả năng bảo vệ cư dân của nó khỏi tác động hủy diệt của các tia vũ trụ và vô số thiên thạch liên tục bốc cháy ở các tầng trên của khí quyển.

Phân tích tất cả các giả thuyết sẵn có về nguồn gốc Trái Đất và Hệ Mặt Trời, cần lưu ý rằng chưa có một giả thuyết nào là không có những thiếu sót nghiêm trọng và trả lời được mọi câu hỏi về nguồn gốc của Trái Đất và các hành tinh khác trong Mặt Trời. Hệ thống. Nhưng có thể coi như đã khẳng định rằng Mặt trời và các hành tinh được hình thành đồng thời từ một môi trường vật chất duy nhất, từ một đám mây khí-bụi duy nhất.

HÌNH DẠNG VÀ KÍCH THƯỚC CỦA TRÁI ĐẤT

Các phép đo trắc địa đã chỉ ra rằng hình dạng của Trái đất rất phức tạp và không phải là một hình cầu điển hình. Điều này có thể được chứng minh bằng cách so sánh bán kính xích đạo và bán kính vùng cực. Khoảng cách từ tâm hành tinh đến xích đạo gọi là bán trục lớn là 6.378.245 m, khoảng cách từ tâm hành tinh đến cực của nó gọi là bán trục nhỏ là 6.356.863 mét. Từ đó suy ra rằng bán trục lớn lớn hơn trục nhỏ khoảng 22 km. Do đó, hành tinh của chúng ta không có tỷ lệ chính xác và hình dạng của nó không giống với bất kỳ hình hình học nào đã biết; nó không phải là một quả bóng thông thường. Dưới tác dụng của lực ly tâm phát sinh từ sự tự quay của Trái Đất quanh trục của nó, nó hơi dẹt ở hai cực. Vì vậy, khi xây dựng bản đồ, Trái đất được coi là một hình elip chuyển động, được hiểu là một vật thể được hình thành khi hình elip quay quanh một trục ngắn. Hình dạng thực sự của Trái đất được coi là Geoid. Geoid là một vật thể được bao bọc bởi bề mặt của một đại dương tĩnh lặng và trên đất liền cũng có cùng một bề mặt, được mở rộng về mặt tinh thần dưới các lục địa và hải đảo. Độ lệch của bề mặt này so với hình elip không vượt quá hàng chục mét. Bề mặt đất thực tế lệch lên trên 8848 m (Núi Chomolungma trên dãy Himalaya); độ lệch tối đa của đáy đại dương so với mực nước của nó là 11.022 m (rãnh Mariana ở Thái Bình Dương). Tổng diện tích bề mặt toàn cầu là 510 triệu mét vuông. km. Chiều dài đường xích đạo là 40.000 km.

Ngôi sao là một quả cầu khí khổng lồ phát ra ánh sáng và nhiệt do phản ứng tổng hợp nhiệt hạch xảy ra ở độ sâu của nó. Ví dụ, một loạt các phản ứng xảy ra trên Mặt trời, được gọi là một chu trình. Một đặc tính quan trọng của bất kỳ ngôi sao nào là đại lượng như độ sáng (nghĩa là sức mạnh của năng lượng phát ra). Các ngôi sao khác cũng chiếu sáng Trái đất, nhưng do khoảng cách rất xa so với chúng nên độ sáng này không đáng kể so với độ sáng do Mặt trời cung cấp.

Ví dụ, theo các phép đo, Sao Bắc Đẩu tạo ra độ sáng trên bề mặt Trái đất bằng 4,28×10–9 W/m2. Con số này ít hơn khoảng 370 tỷ lần so với độ sáng do Mặt trời tạo ra. Tuy nhiên, cần lưu ý rằng Polaris cách chúng ta khoảng 132 Parsec. Bây giờ hãy tính độ sáng của Sao Bắc Đẩu theo cách đã biết:

Các phép đo như vậy đã chỉ ra rằng có những ngôi sao có độ sáng lớn hơn hoặc nhỏ hơn hàng chục, hàng trăm nghìn lần so với độ sáng của Mặt trời. Người ta cũng phát hiện ra rằng nhiệt độ bề mặt của một ngôi sao quyết định ánh sáng khả kiến ​​của nó và sự hiện diện của các vạch hấp thụ quang phổ của một số nguyên tố hóa học trong quang phổ của nó. Về vấn đề này, vào năm 1910, Einar Hertzsprung và, độc lập với ông, Henry Russell đã đề xuất việc phân loại các ngôi sao bằng một sơ đồ đặc biệt.

Như bạn có thể thấy, sơ đồ này chia các ngôi sao thành nhiều lớp quang phổ với độ sáng và nhiệt độ bề mặt tương ứng. Trong sơ đồ này, độ sáng của các ngôi sao được biểu thị bằng đơn vị độ sáng mặt trời. Vì vậy, sơ đồ hiển thị các nhóm sao như sao lùn trắng, dãy chính, sao khổng lồ đỏ và siêu khổng lồ. Hãy bắt đầu với chuỗi chính, vì Mặt trời thuộc nhóm sao này. Các ngôi sao thuộc dãy chính bao gồm những ngôi sao có nguồn năng lượng là phản ứng nhiệt hạch của phản ứng tổng hợp heli từ hydro. Về vấn đề này, nhiệt độ và độ sáng của chúng được xác định bởi khối lượng. Độ sáng của một ngôi sao dãy chính có thể được tính bằng công thức đơn giản

Sao khổng lồ đỏ là những ngôi sao đỏ có kích thước lớn gấp hàng chục lần kích thước Mặt trời và độ sáng của chúng có thể lớn hơn hàng trăm, thậm chí hàng nghìn lần độ sáng của Mặt trời.

Đối với các siêu sao, độ sáng của những ngôi sao này lớn hơn độ sáng của Mặt trời hàng trăm nghìn lần và kích thước của các siêu sao lớn hơn kích thước của Mặt trời hàng trăm lần.

Một đặc điểm khác biệt của sao khổng lồ đỏ và siêu khổng lồ là các phản ứng hạt nhân không còn xảy ra ở trung tâm nữa mà xảy ra ở các lớp mỏng xung quanh lõi trung tâm rất dày đặc. Ở các lớp ngoài cùng của lõi, nơi có nhiệt độ tương đương với nhiệt độ ở tâm Mặt trời, phản ứng nhiệt hạch tương tự xảy ra: helium được tổng hợp từ hydro. Nhưng ở các lớp sâu hơn, các nguyên tố ngày càng nặng hơn được hình thành. Đầu tiên là carbon, sau đó là oxy. Cuối cùng, sắt có thể hình thành trong những ngôi sao rất lớn.

Kích thước của sao lùn trắng tương đương với kích thước của Trái đất và độ sáng của chúng nhỏ hơn hàng trăm nghìn lần so với độ sáng của Mặt trời. Mặc dù vậy, sao lùn trắng có mật độ khá cao (~ 108 kg/m3). Trên thực tế, cái tên “sao lùn trắng” không có nghĩa là tất cả các ngôi sao trong nhóm này đều có màu trắng. Chỉ là những ngôi sao có màu sắc đặc biệt này được phát hiện sớm hơn nhiều so với những ngôi sao có màu sắc khác cùng nhóm.

Hãy tóm tắt tất cả những gì đã nói trong một bảng chung. Có bảy lớp quang phổ chính - O, B, A, F, G, K và M. Bảng này hiển thị các ví dụ về các ngôi sao trong mỗi lớp.

Ví dụ, ngôi sao Bellatrix nằm trong chòm sao Orion và là một trong 26 ngôi sao sáng nhất trên bầu trời. Vào thời cổ đại, Bellatrix là một trong những ngôi sao dẫn đường. Bellatrix thuộc lớp O và có màu xanh lam. Nhưng Betelgeuse có màu đỏ và thuộc lớp M. Ngôi sao này là một ngôi sao siêu khổng lồ (lớn hơn Mặt trời khoảng 1000 lần) và độ sáng của nó cao hơn độ sáng của Mặt trời khoảng 90 nghìn lần.

Nhưng ngoài tất cả các lớp và nhóm sao được liệt kê, còn có những vật thể khác, có lẽ còn thú vị hơn. Ví dụ, những vật thể như vậy bao gồm các sao neutron. Một ngôi sao neutron, theo quan niệm hiện đại, được hình thành khi năng lượng bên trong ngôi sao cạn kiệt. Do lực hấp dẫn nén, lõi của sao neutron trở nên siêu đặc.

Đồng thời, một số sao neutron quay quanh trục của chúng với tốc độ cực lớn. Những sao neutron như vậy được gọi là xung. Các ẩn tinh phát ra các xung phát xạ vô tuyến tần số cao khiến các nhà thiên văn học rất phấn khích vào cuối những năm 1960. Thực tế là do tốc độ quay cực lớn của các xung (và ở xích đạo, tốc độ này là khoảng vài chục km mỗi giây), các xung được lặp lại với độ ổn định cao và chu kỳ của các xung này được đo bằng giây và đôi khi tính bằng mili giây. . Điều này khiến các nhà khoa học nghĩ rằng họ đang xử lý một số tín hiệu mà một số nền văn minh ngoài Trái đất gửi đến Trái đất để thiết lập liên lạc. Tuy nhiên, cuối cùng người ta đã chứng minh được rằng vấn đề nằm ở sự quay của các sao neutron. Ngoài ra, một số sao neutron có từ trường khổng lồ (vào cỡ mười, thậm chí một trăm tỷ tesla, trong khi từ trường của Trái đất là ~ 10 μT). Những sao neutron như vậy được gọi là sao từ. Nam châm vẫn còn rất ít được nghiên cứu, nhưng người ta biết rằng chúng là nguyên nhân gây ra nhiều vụ nổ bức xạ tia X và tia g mạnh mẽ.

Tất cả các loại sao neutron đều có bán kính đo chỉ vài chục km, nhưng đồng thời chúng có mật độ khổng lồ - ~ 1017 kg/m3. Mật độ như vậy cũng là đặc điểm của những vật thể khá kỳ lạ khác trong vũ trụ - lỗ đen. Tốc độ thoát thứ hai của lỗ đen vượt quá tốc độ ánh sáng. Do đó, ngay cả các photon cũng không thể thoát khỏi tác dụng hấp dẫn của lỗ đen, đó là lý do tại sao lỗ đen vẫn vô hình. Bất kỳ lỗ đen nào cũng được đặc trưng bởi một giá trị như chân trời sự kiện của nó (đôi khi thuật ngữ “bán kính hấp dẫn” hoặc “bán kính Schwarzchild” được sử dụng). Khi ở khoảng cách này với lỗ đen, không vật thể nào có thể thoát khỏi ảnh hưởng hấp dẫn của nó và do đó sẽ rơi vào lỗ đen.

Các lỗ đen, giống như sao neutron, có bán kính tính bằng hàng chục km, nhưng khối lượng của chúng ít nhất bằng ba lần khối lượng mặt trời.

Tuy nhiên, lỗ đen có thể phát triển bằng cách liên tục hấp thụ vật chất. Những lỗ đen như vậy có khối lượng lớn gấp hàng triệu, thậm chí hàng tỷ lần khối lượng Mặt trời. Những vật thể này, theo quy luật, nằm ở trung tâm của các thiên hà (và theo một giả thuyết, chúng là nguyên nhân hình thành các thiên hà). Ví dụ, ở trung tâm thiên hà Milky Way của chúng ta là một lỗ đen siêu lớn với khối lượng khoảng bốn tỷ lần khối lượng mặt trời. Các nhà khoa học ước tính Mặt trời cách lỗ đen này khoảng 27.000 năm ánh sáng.

Nói chung, một số lớp hoặc nhóm sao nhất định được coi là thuộc về các giai đoạn nhất định trong quá trình tiến hóa của sao.

Vào một đêm tối không mây, bạn có thể nhìn thấy hàng ngàn ngôi sao lấp lánh trên bầu trời. Các ngôi sao là những quả cầu khí khổng lồ, nóng bỏng, giống như Mặt trời của chúng ta, nhưng chúng tỏa sáng yếu hơn nhiều so với Mặt trời vì chúng ở xa chúng ta hơn nhiều. Ngay cả từ những ngôi sao gần chúng ta nhất, ánh sáng cũng truyền đi trong nhiều năm. Chúng ta nhìn các ngôi sao qua một lớp không khí liên tục chuyển động, do đó ánh sáng của các ngôi sao không cố định - đối với chúng ta, dường như chúng đang nhấp nháy. Bằng mắt thường, không cần kính thiên văn, có thể nhìn thấy khoảng 5.780 ngôi sao. Vào một đêm tối, không mây, có thể nhìn thấy khoảng 2.500 ngôi sao cùng lúc từ bất kỳ nơi nào trên Trái đất. Các nhà thiên văn học sử dụng từ "tinh vân" để mô tả những đốm mờ trên bầu trời không phải là sao. Những đám mây khí và bụi phát sáng này phát ra ánh sáng của chính chúng hoặc phản chiếu ánh sáng của các ngôi sao gần đó. Pleiades, hay Bảy chị em, là một trong những cụm sao dễ quan sát nhất trên bầu trời đêm. Nó chứa sáu sáng ngôi sao, và nhiều thứ khác có thể được nhìn thấy qua kính thiên văn. Năm 1987, một siêu tân tinh phát nổ trong thiên hà có tên là Đám mây Magellan Lớn. Thiên hà này nằm rất gần thiên hà của chúng ta và có thể nhìn thấy được từ các quốc gia ở Nam bán cầu. Năm 1997, các nhà khoa học phát hiện ra một ngôi sao mới trong Thiên hà của chúng ta, nó lớn hơn tất cả các ngôi sao được biết đến cho đến nay. Nó lớn hơn Mặt trời của chúng ta hơn 100 nghìn lần. Nếu điều này ngôi sao nằm ở trung tâm hệ mặt trời của chúng ta, nó sẽ nuốt chửng tất cả các hành tinh cho đến sao Hỏa. Ngôi sao này không thể được nhìn thấy từ Trái đất: nó bị che khuất bởi khí và bụi.

Mặt trời của chúng ta là bình thường nhất ngôi sao giữa hàng triệu ngôi sao khác. Ở trung tâm của tất cả các ngôi sao, các hạt khí hydro va chạm với nhau và giải phóng một lượng năng lượng hạt nhân khổng lồ. Quá trình này được gọi là phản ứng tổng hợp hạt nhân. Nhờ có anh mà những ngôi sao tỏa sáng rực rỡ. Các ngôi sao lao qua không gian vũ trụ với tốc độ khổng lồ, nhưng chúng dường như bất động đối với chúng ta - đây cũng là hệ quả của khoảng cách đáng kinh ngạc của chúng với chúng ta. Các nhóm sao hình thành trên bầu trời vẫn không thay đổi. Những nhóm này tạo thành những hình mẫu rõ ràng ở bất kỳ phần nào của bầu trời, được gọi là chòm sao. Một số ngôi sao sáng có màu gần như đỏ, trong khi những ngôi sao khác có màu trắng kim cương hoặc hơi xanh. Mặt trời của chúng ta là một ngôi sao màu vàng. Các ngôi sao phát ra các màu sắc ánh sáng khác nhau vì một số ngôi sao nóng hơn nhiều so với những ngôi sao khác. Nhiệt độ bề mặt của Mặt trời là khoảng 6000C. Sao đỏ mát hơn, trong khi sao trắng xanh nóng hơn: nhiệt độ của chúng đạt tới 10.000C trở lên.

Một ngôi sao đã chào đời:

Ngôi sao phát sinh liên tục. Lúc đầu chúng chỉ là những đám mây khí và bụi ở ngoài vũ trụ. Ngay khi những khối vật chất như vậy bắt đầu tập hợp lại với nhau, lực hấp dẫn sinh ra sẽ tăng cường quá trình này. Tại trung tâm của sự hình thành như vậy, khí trở nên nóng hơn và đậm đặc hơn, cuối cùng nhiệt độ và áp suất của nó tăng lên đến mức quá trình tổng hợp hạt nhân bắt đầu (từ tiếng Hy Lạp tổng hợp, có nghĩa là “hợp chất”, “sự kết hợp”, “thành phần”) . Sự khởi đầu của nó đánh dấu sự ra đời của một ngôi sao mới. Thường có nhiều ngôi sao xuất hiện gần nhau, trong một đám mây khổng lồ. Sau đó, chúng tạo thành một họ sao, được gọi là cụm sao.

Người khổng lồ và người lùn:

Các nhà thiên văn học đã tính toán rằng ngôi sao khác nhau rất nhiều về kích thước. Những ngôi sao lớn nhất được gọi là sao khổng lồ, còn những ngôi sao nhỏ nhất được gọi là sao lùn. Mặt trời là một ngôi sao nhỏ nhưng thậm chí còn có những ngôi sao nhỏ hơn. Đường kính của cái gọi là sao lùn trắng nhỏ hơn đường kính Mặt trời của chúng ta hơn một trăm lần. Ngược lại với các sao lùn, có những ngôi sao có kích thước thực sự khổng lồ, được gọi là sao khổng lồ đỏ. Chúng lớn hơn Mặt trời của chúng ta hàng trăm lần. Ngôi sao màu đỏ tươi Betelgeuse từ chòm sao Orion lớn hơn Mặt trời 500 lần.

Sao đôi:

Mặt trời - độc thân ngôi sao, nhưng hầu hết các ngôi sao đều là sao kép. Lực hấp dẫn giữ chúng lại với nhau và chúng lần lượt quay quanh nhau, giống như các hành tinh quay quanh Mặt trời. Đôi khi một trong hai ngôi sao đi thẳng về phía trước ngôi sao kia (như nhìn từ Trái đất), do đó chặn một số ánh sáng phát ra từ cả hai ngôi sao, khiến cho ngôi sao đôi có vẻ kém sáng hơn trong một thời gian ngắn. Ngôi sao sáng nhất trên bầu trời - Sirius - là ngôi sao kép.

Cái chết của một ngôi sao:

Ngôi sao không sống mãi mãi. Cuối cùng nhiên liệu hydro trong lõi của chúng cạn kiệt. Khi điều này xảy ra, ngôi sao thay đổi và dần dần chết đi. Những ngôi sao già phồng lên, biến thành sao khổng lồ đỏ. Chúng có thể phân tán một phần khí vào không gian dưới dạng một vòng sương mù lớn. Các nhà thiên văn học quan sát những ngôi sao như vậy ở trung tâm của lớp vỏ khí nóng. Tuổi của Mặt trời đã là khoảng 5 tỷ năm. Người ta ước tính rằng đây là khoảng giữa cuộc hành trình của cuộc đời anh. Trong tương lai xa, Mặt trời sẽ biến thành sao khổng lồ đỏ và hấp thụ các hành tinh gần nó nhất. Sau đó, nó sẽ bắt đầu co lại và sẽ co lại và trở nên đặc hơn cho đến khi toàn bộ vật chất của nó bị nén thành một quả cầu có kích thước bằng Trái đất. Khi đó Mặt trời sẽ trở thành sao lùn trắng và lặng lẽ biến mất.

Ngôi sao lớn hơn đáng kể so với Mặt trời, kết thúc sự tồn tại của chúng bằng một vụ nổ lớn, được gọi là siêu tân tinh hay đơn giản là siêu tân tinh. Khi một siêu tân tinh xảy ra, nó sẽ phát ra ánh sáng gấp một triệu lần so với Mặt trời trong vòng vài ngày. Trong hơn 1000 năm qua, chỉ có ba siêu tân tinh được ghi lại một cách đáng tin cậy trong Thiên hà của chúng ta.

Sao xung:

Khi siêu tân tinh xảy ra, phần bên trong của vật chất sao còn sót lại sau vụ nổ sẽ biến thành một ngôi sao phát ra sóng vô tuyến, gọi là xung. Các xung vô tuyến phát ra tín hiệu vô tuyến dưới dạng một chuỗi xung vô tuyến nhanh và ngắn. Chúng được phát hiện lần đầu tiên vào năm 1967 bởi các nhà thiên văn vô tuyến tại Đại học Cambridge (Anh). Sao xung nổi tiếng nhất nằm ở phần trung tâm của Tinh vân Con Cua trong chòm sao Kim Ngưu. Tinh vân Con Cua Pulsar phát ra 30 xung vô tuyến mỗi giây.

Ngôi sao

Các ngôi sao là mặt trời ở xa. Các ngôi sao là những mặt trời khổng lồ, nóng bỏng nhưng ở rất xa so với chúng ta so với các hành tinh trong hệ mặt trời, mặc dù chúng sáng hơn hàng triệu lần nhưng ánh sáng của chúng lại có vẻ tương đối mờ đối với chúng ta.

Khi nhìn bầu trời đêm trong xanh, những dòng chữ của MV hiện lên trong đầu tôi. Lomonosov:

Một vực thẳm đã mở ra, đầy sao,

Những vì sao không có số, vực thẳm không có đáy.

Khoảng 6.000 ngôi sao có thể được nhìn thấy trên bầu trời đêm bằng khí trần. Khi độ sáng của các ngôi sao giảm, số lượng của chúng tăng lên và ngay cả việc đếm chúng đơn giản cũng trở nên khó khăn. Tất cả các ngôi sao sáng hơn cường độ 11 đều được đếm “từng mảnh” và đưa vào danh mục thiên văn. Có khoảng một triệu người trong số họ. Tổng cộng có khoảng hai tỷ ngôi sao có thể được quan sát bởi chúng tôi. Tổng số ngôi sao trong Vũ trụ được ước tính là 10 22.

Kích thước của các ngôi sao, cấu trúc, thành phần hóa học, khối lượng, nhiệt độ, độ sáng, v.v. khác nhau. Những ngôi sao lớn nhất (siêu khổng lồ) vượt quá kích thước của Mặt trời hàng chục và hàng trăm lần. Các ngôi sao lùn có kích thước bằng Trái đất hoặc nhỏ hơn. Khối lượng tối đa của các ngôi sao là khoảng 60 lần khối lượng mặt trời.

Khoảng cách tới các vì sao cũng rất khác nhau. Ánh sáng từ các ngôi sao của một số hệ sao xa xôi truyền tới chúng ta hàng trăm triệu năm ánh sáng. Ngôi sao gần chúng ta nhất có thể được coi là ngôi sao có cường độ đầu tiên α-Centauri, không thể nhìn thấy được từ lãnh thổ Nga. Nó nằm cách Trái đất 4 năm ánh sáng. Một đoàn tàu chuyển phát nhanh, di chuyển không ngừng với tốc độ 100 km/h, sẽ đến được đó sau 40 triệu năm!

Phần lớn (98-99%) vật chất nhìn thấy được trong phần Vũ trụ mà chúng ta biết tập trung ở các ngôi sao. Các ngôi sao là nguồn năng lượng mạnh mẽ. Đặc biệt, sự sống trên Trái đất tồn tại nhờ năng lượng bức xạ của Mặt trời. Vật chất của các ngôi sao là plasma, tức là ở trạng thái khác với vật chất trong điều kiện trên mặt đất thông thường của chúng ta. (Plasma là trạng thái thứ tư (cùng với rắn, lỏng, khí) của vật chất, là một chất khí bị ion hóa trong đó các điện tích dương (ion) và điện tích âm (electron) trung hòa lẫn nhau.) Do đó, nói đúng ra, một ngôi sao là không chỉ là một quả cầu khí, mà còn là một quả cầu plasma. Ở giai đoạn phát triển sao sau này, vật chất sao chuyển sang trạng thái khí thoái hóa (trong đó tác động cơ học lượng tử của các hạt lên nhau ảnh hưởng đáng kể đến các tính chất vật lý của nó - áp suất, nhiệt dung, v.v.) và đôi khi là vật chất neutron ( xung - sao neutron, vụ nổ - nguồn bức xạ tia X, v.v.).

Các ngôi sao ngoài vũ trụ phân bố không đều. Chúng tạo thành các hệ sao: nhiều sao (gấp đôi, gấp ba, v.v.); cụm sao (từ vài chục ngôi sao đến hàng triệu); các thiên hà là những hệ sao hùng vĩ (ví dụ: Thiên hà của chúng ta chứa khoảng 150-200 tỷ ngôi sao).

Trong Thiên hà của chúng ta, mật độ sao cũng rất không đồng đều. Nó cao nhất trong khu vực lõi thiên hà. Ở đây nó cao hơn 20 nghìn lần so với mật độ sao trung bình ở vùng lân cận Mặt trời.

Hầu hết các ngôi sao đều ở trạng thái đứng yên, tức là không có thay đổi nào về đặc tính vật lý của chúng được quan sát thấy. Điều này tương ứng với trạng thái cân bằng. Tuy nhiên, cũng có những ngôi sao có đặc tính thay đổi một cách dễ thấy. Chúng được gọi là sao biến đổi Và những ngôi sao không cố định. Tính biến đổi và tính không cố định là biểu hiện của tính không ổn định trong trạng thái cân bằng của ngôi sao. Một số loại sao biến quang thay đổi trạng thái một cách đều đặn hoặc không đều. Cũng cần lưu ý ngôi sao mới, trong đó các đợt bùng phát xảy ra liên tục hoặc theo thời gian. Trong khi nhấp nháy (nổ) siêu tân tinh Vật chất của các ngôi sao trong một số trường hợp có thể bị phân tán hoàn toàn trong không gian.

Độ sáng cao của các ngôi sao được duy trì trong thời gian dài cho thấy chúng giải phóng một lượng năng lượng khổng lồ. Vật lý hiện đại chỉ ra hai nguồn năng lượng có thể - nén trọng lực, dẫn tới sự giải phóng năng lượng hấp dẫn, và phản ứng nhiệt hạch, kết quả là hạt nhân của các nguyên tố nặng được tổng hợp từ hạt nhân của các nguyên tố nhẹ và giải phóng một lượng lớn năng lượng.

Các tính toán cho thấy năng lượng nén hấp dẫn sẽ đủ để duy trì độ sáng của Mặt trời chỉ trong 30 triệu năm. Nhưng từ dữ liệu địa chất và các dữ liệu khác, độ sáng của Mặt trời vẫn gần như không đổi trong hàng tỷ năm. Lực nén hấp dẫn chỉ có thể đóng vai trò là nguồn năng lượng cho những ngôi sao rất trẻ. Mặt khác, các phản ứng nhiệt hạch chỉ diễn ra với tốc độ vừa đủ ở nhiệt độ cao hơn hàng nghìn lần nhiệt độ bề mặt của các ngôi sao. Do đó, đối với Mặt trời, nhiệt độ mà tại đó các phản ứng nhiệt hạch có thể giải phóng lượng năng lượng cần thiết, theo nhiều tính toán khác nhau, là từ 12 đến 15 triệu K. Nhiệt độ khổng lồ như vậy đạt được là kết quả của lực nén hấp dẫn, "bốc cháy" phản ứng nhiệt hạch. Như vậy, Mặt trời của chúng ta hiện là một quả bom khinh khí cháy chậm.

Một số (nhưng hầu như không phải hầu hết) các ngôi sao được cho là có hệ hành tinh riêng, tương tự như hệ mặt trời của chúng ta.

11.4.2. Sự tiến hóa của các ngôi sao: các ngôi sao từ khi “sinh ra” cho đến khi “chết đi”

Quá trình hình thành sao. Sự tiến hóa của sao là sự thay đổi theo thời gian về đặc tính vật lý, cấu trúc bên trong và thành phần hóa học của sao. Lý thuyết hiện đại về sự tiến hóa của sao có thể giải thích quá trình phát triển chung của sao phù hợp thỏa đáng với dữ liệu quan sát.

Quá trình tiến hóa của một ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng và thành phần hóa học ban đầu của nó, do đó, phụ thuộc vào thời gian ngôi sao được hình thành và vị trí của nó trong Thiên hà tại thời điểm hình thành. Các ngôi sao thuộc thế hệ đầu tiên được hình thành từ vật chất, thành phần của chúng được xác định bởi các điều kiện vũ trụ (gần 70% hydro, 30% heli và một hỗn hợp không đáng kể của deuterium và lithium). Trong quá trình tiến hóa của thế hệ sao đầu tiên, các nguyên tố nặng (theo sau helium trong bảng tuần hoàn) đã được hình thành, chúng bị đẩy vào không gian giữa các vì sao do dòng vật chất thoát ra từ các ngôi sao hoặc trong các vụ nổ sao. Các ngôi sao thế hệ tiếp theo được hình thành từ vật chất chứa 3-4% nguyên tố nặng.

“Sự ra đời” của một ngôi sao là sự hình thành của một vật thể cân bằng thủy tĩnh, bức xạ của nó được hỗ trợ bởi các nguồn năng lượng của chính nó. “Cái chết” của một ngôi sao là sự mất cân bằng không thể đảo ngược dẫn đến sự phá hủy ngôi sao hoặc sự nén thảm khốc của nó.

Quá trình hình thành sao diễn ra liên tục và vẫn còn diễn ra cho đến ngày nay.. Các ngôi sao được hình thành do sự ngưng tụ hấp dẫn của vật chất trong môi trường giữa các vì sao. Những ngôi sao trẻ là những ngôi sao vẫn đang trong giai đoạn nén hấp dẫn ban đầu. Nhiệt độ ở tâm của những ngôi sao như vậy không đủ để xảy ra phản ứng hạt nhân và sự phát sáng chỉ xảy ra do sự chuyển đổi năng lượng hấp dẫn thành nhiệt.

Nén hấp dẫn là giai đoạn đầu tiên trong quá trình tiến hóa của các ngôi sao. Nó dẫn đến làm nóng vùng trung tâm của ngôi sao đến nhiệt độ “bật” của phản ứng nhiệt hạch (khoảng 10-15 triệu K) - sự biến đổi hydro thành helium (hạt nhân hydro, tức là proton, tạo thành hạt nhân helium). Sự biến đổi này đi kèm với sự giải phóng năng lượng lớn.

Sao như một hệ thống tự điều chỉnh. Nguồn năng lượng của hầu hết các ngôi sao là phản ứng nhiệt hạch hydro ở vùng trung tâm. Hydro là thành phần chính của vật chất vũ trụ và là loại nhiên liệu hạt nhân quan trọng nhất trong các ngôi sao. Dự trữ của nó trong các ngôi sao lớn đến mức các phản ứng hạt nhân có thể diễn ra trong hàng tỷ năm. Đồng thời, cho đến khi toàn bộ hydro ở vùng trung tâm cháy hết, các đặc tính của ngôi sao sẽ ít thay đổi.

Ở độ sâu của các ngôi sao, ở nhiệt độ hơn 10 triệu K và mật độ khổng lồ, khí có áp suất hàng tỷ atm. Trong những điều kiện này, ngôi sao chỉ có thể ở trạng thái đứng yên do trong mỗi lớp của nó, áp suất khí bên trong được cân bằng bởi tác động của lực hấp dẫn. Trạng thái này được gọi là trạng thái cân bằng thủy tĩnh. Kể từ đây, một ngôi sao đứng yên là một quả cầu plasma ở trạng thái cân bằng thủy tĩnh. Nếu nhiệt độ bên trong ngôi sao tăng lên vì bất kỳ lý do gì, thì ngôi sao sẽ phồng lên do áp suất ở độ sâu của nó tăng lên.

Trạng thái đứng yên của ngôi sao còn được đặc trưng bởi cân bằng nhiệt. Cân bằng nhiệt có nghĩa là các quá trình giải phóng năng lượng bên trong các ngôi sao, các quá trình loại bỏ nhiệt năng lượng từ bên trong ra bề mặt và các quá trình phát năng lượng từ bề mặt phải được cân bằng. Nếu lượng nhiệt thoát ra vượt quá lượng nhiệt thoát ra, ngôi sao sẽ bắt đầu co lại và nóng lên. Điều này sẽ dẫn đến việc tăng tốc các phản ứng hạt nhân và cân bằng nhiệt sẽ được khôi phục trở lại. Một ngôi sao là một “sinh vật” cân bằng tinh tế; hóa ra nó là một hệ thống tự điều chỉnh. Hơn nữa, ngôi sao càng lớn thì năng lượng dự trữ của nó cạn kiệt càng nhanh.

Sau khi hydro cháy hết, lõi helium hình thành ở vùng trung tâm của ngôi sao. Các phản ứng nhiệt hạch hydro tiếp tục xảy ra nhưng chỉ ở một lớp mỏng gần bề mặt của lõi này. Phản ứng hạt nhân di chuyển đến ngoại vi của ngôi sao. Phần lõi bị cháy bắt đầu co lại và lớp vỏ bên ngoài bắt đầu giãn nở. Ngôi sao có cấu trúc không đồng nhất. Lớp vỏ phồng lên với kích thước khổng lồ, nhiệt độ bên ngoài trở nên thấp và ngôi sao bước vào giai đoạn Người khổng lồ đỏ. Kể từ thời điểm này, cuộc sống của ngôi sao bắt đầu suy giảm.

Người ta tin rằng một ngôi sao như Mặt trời của chúng ta có thể phát triển lớn đến mức lấp đầy quỹ đạo của Sao Thủy. Đúng là Mặt trời của chúng ta sẽ trở thành sao khổng lồ đỏ sau khoảng 8 tỷ năm nữa. Vì vậy cư dân trên Trái đất không có lý do gì đặc biệt để lo lắng. Rốt cuộc, Trái đất chỉ được hình thành cách đây 5 tỷ năm.

Từ sao lùn đỏ đến sao lùn trắng và đen. Sao khổng lồ đỏ có đặc điểm là nhiệt độ bên ngoài thấp nhưng nhiệt độ bên trong rất cao. Khi nó tăng lên, các hạt nhân ngày càng nặng hơn được đưa vào các phản ứng nhiệt hạch. Ở giai đoạn này (ở nhiệt độ trên 150 triệu K) trong các phản ứng hạt nhân, tổng hợp các nguyên tố hóa học. Do áp suất, xung động và các quá trình khác ngày càng tăng, sao khổng lồ đỏ liên tục mất đi vật chất và bị đẩy vào không gian giữa các vì sao. Khi các nguồn năng lượng nhiệt hạch bên trong cạn kiệt hoàn toàn, số phận tiếp theo của ngôi sao phụ thuộc vào khối lượng của nó.

Với khối lượng nhỏ hơn 1,4 lần khối lượng Mặt Trời, ngôi sao đi vào trạng thái đứng yên với mật độ rất cao (hàng trăm tấn trên 1 cm3). Những ngôi sao như vậy được gọi là sao lùn trắng.Ở đây các electron tạo thành một loại khí thoái hóa (do bị nén mạnh, các nguyên tử dày đặc đến mức các lớp vỏ electron bắt đầu xuyên qua nhau), áp suất của nó cân bằng lực hấp dẫn. Nguồn nhiệt dự trữ của ngôi sao dần cạn kiệt và ngôi sao nguội dần đi, kéo theo sự phóng ra của lớp vỏ ngôi sao. Các sao lùn trắng trẻ được bao quanh bởi tàn dư vỏ được quan sát là tinh vân hành tinh. Sao lùn trắng trưởng thành bên trong sao khổng lồ đỏ và được sinh ra khi sao khổng lồ đỏ bong ra các lớp bề mặt, tạo thành tinh vân hành tinh.

Khi năng lượng của ngôi sao cạn kiệt, ngôi sao chuyển màu từ trắng sang vàng sang đỏ; cuối cùng, nó sẽ ngừng bức xạ và bắt đầu một cuộc hành trình liên tục trong không gian rộng lớn bên ngoài dưới hình dạng một vật thể nhỏ, tối tăm, vô hồn. Đây là cách một sao lùn trắng từ từ biến thành sao lùn đen- một ngôi sao chết, lạnh, kích thước của nó thường nhỏ hơn kích thước của Trái đất và khối lượng tương đương với mặt trời. Mật độ của một ngôi sao như vậy cao gấp hàng tỷ lần mật độ của nước. Đây là cách hầu hết các ngôi sao kết thúc sự tồn tại của chúng.

siêu tân tinh. Với khối lượng lớn hơn 1,4 lần khối lượng Mặt Trời, trạng thái đứng yên của một ngôi sao không có nguồn năng lượng bên trong là không thể, do áp suất không thể cân bằng với lực hấp dẫn. Về mặt lý thuyết, kết quả cuối cùng của quá trình tiến hóa của những ngôi sao như vậy sẽ là sự suy sụp hấp dẫn - sự rơi không giới hạn của vật chất vào tâm. Trong trường hợp lực đẩy của các hạt và các lý do khác vẫn ngăn chặn sự sụp đổ thì một vụ nổ mạnh sẽ xảy ra - một tia sáng siêu tân tinh với sự phóng ra một phần đáng kể vật chất của ngôi sao vào không gian xung quanh với sự hình thành tinh vân khí.

Các vụ nổ siêu tân tinh được ghi nhận vào năm 1054, 1572, 1604. Sử gia Trung Quốc viết về sự kiện ngày 4 tháng 7 năm 1054 như sau: “Năm đầu tiên Chi-ho, ngày 5 tháng Giêng, ngày Chi-Chu, một ngôi sao khách xuất hiện ở phía đông nam sao Tiên-Kuan. và biến mất hơn một năm sau đó" Và một biên niên sử khác ghi lại: “Cô ấy có thể nhìn thấy vào ban ngày, giống như sao Kim, những tia sáng phát ra từ cô ấy theo mọi hướng và màu sắc của cô ấy là màu trắng đỏ. Vì vậy, cô ấy đã được nhìn thấy trong 23 ngày.” Những ghi chép thưa thớt tương tự cũng được các nhân chứng người Ả Rập và Nhật Bản ghi lại. Ở thời đại của chúng ta, người ta phát hiện ra rằng siêu tân tinh này đã để lại Tinh vân Con Cua, một nguồn phát xạ vô tuyến mạnh mẽ. Như chúng tôi đã lưu ý (xem 6.1), vụ nổ siêu tân tinh năm 1572 trong chòm sao Cassiopeia đã được ghi nhận ở châu Âu, được nghiên cứu và sự quan tâm rộng rãi của công chúng đối với nó đã đóng một vai trò quan trọng trong việc mở rộng nghiên cứu thiên văn học và sự hình thành thuyết nhật tâm sau đó. Năm 1885, sự xuất hiện của siêu tân tinh được ghi nhận ở tinh vân Tiên Nữ. Độ sáng của nó vượt quá độ sáng của toàn bộ Thiên hà và hóa ra mạnh gấp 4 tỷ lần độ sáng của Mặt trời.

Nghiên cứu có hệ thống đã giúp phát hiện hơn 500 vụ nổ siêu tân tinh vào năm 1980. Kể từ khi phát minh ra kính thiên văn, không một vụ nổ siêu tân tinh nào được quan sát thấy trong hệ sao của chúng ta - Thiên hà. Các nhà thiên văn học cho đến nay chỉ quan sát thấy chúng ở những hệ sao cực kỳ xa khác, xa đến mức ngay cả với kính viễn vọng mạnh nhất cũng không thể nhìn thấy một ngôi sao giống như Mặt trời của chúng ta trong đó.

Vụ nổ siêu tân tinh là một vụ nổ khổng lồ của một ngôi sao già gây ra bởi sự sụp đổ đột ngột của lõi của nó, kèm theo sự phát xạ ngắn hạn của một số lượng lớn neutrino. Chỉ sở hữu một lực yếu, tuy nhiên những neutrino này vẫn phân tán các lớp bên ngoài của ngôi sao vào không gian và tạo thành những đám mây khí đang giãn nở. Trong vụ nổ siêu tân tinh, năng lượng khủng khiếp được giải phóng (khoảng 10 52 erg). Các vụ nổ siêu tân tinh có tầm quan trọng cơ bản đối với việc trao đổi vật chất giữa các ngôi sao và môi trường giữa các vì sao, đối với sự phân bố các nguyên tố hóa học trong Vũ trụ và cũng đối với việc tạo ra các tia vũ trụ sơ cấp.

Các nhà vật lý thiên văn đã tính toán rằng với chu kỳ 10 triệu năm, siêu tân tinh sẽ phun trào trong Thiên hà của chúng ta, ở ngay gần Mặt trời. Liều bức xạ vũ trụ có thể vượt quá mức bình thường đối với Trái đất tới 7 nghìn lần! Điều này gây ra nhiều đột biến nghiêm trọng cho các sinh vật sống trên hành tinh của chúng ta. Điều này đặc biệt giải thích cho cái chết đột ngột của loài khủng long.

sao neutron. Một phần khối lượng của siêu tân tinh phát nổ có thể vẫn ở dạng vật thể siêu đặc - ngôi sao neutron hoặc hố đen.

Những vật thể mới được phát hiện vào năm 1967 – sao xung – được xác định là sao neutron được dự đoán trên lý thuyết. Mật độ của sao neutron rất cao, cao hơn mật độ hạt nhân nguyên tử - 10 15 g/cm3. Nhiệt độ của một ngôi sao như vậy là khoảng 1 tỷ độ. Nhưng sao neutron nguội đi rất nhanh và độ sáng của chúng yếu đi. Nhưng chúng phát ra sóng vô tuyến mạnh mẽ theo hình nón hẹp theo hướng trục từ. Các ngôi sao có trục từ không trùng với trục quay được đặc trưng bởi sự phát xạ vô tuyến dưới dạng xung lặp lại. Đây là lý do tại sao sao neutron được gọi là xung. Hàng trăm sao neutron đã được phát hiện. Các điều kiện vật lý khắc nghiệt ở các sao neutron khiến chúng trở thành những phòng thí nghiệm tự nhiên độc đáo, cung cấp nhiều tài liệu để nghiên cứu vật lý về tương tác hạt nhân, các hạt cơ bản và lý thuyết về lực hấp dẫn.

Lỗ đen. Nhưng nếu khối lượng cuối cùng của sao lùn trắng vượt quá 2-3 khối lượng Mặt Trời thì lực hấp dẫn trực tiếp dẫn đến sự hình thành. hố đen.

Lỗ đen là một vùng không gian trong đó trường hấp dẫn mạnh đến mức vận tốc vũ trụ thứ hai (vận tốc parabol) đối với các vật thể nằm trong vùng này phải vượt quá tốc độ ánh sáng, tức là. Không có gì có thể bay ra khỏi lỗ đen - cả bức xạ lẫn hạt, bởi vì trong tự nhiên không có gì có thể chuyển động với tốc độ lớn hơn tốc độ ánh sáng. Ranh giới của vùng mà ánh sáng không thoát ra được gọi là chân trời của một lỗ đen.

Để trường hấp dẫn có thể “khóa” bức xạ và vật chất, khối lượng của ngôi sao tạo ra trường này phải được nén đến một thể tích có bán kính nhỏ hơn bán kính hấp dẫn. r = 2GM/C 2, Ở đâu G- hằng số hấp dẫn; Với- tốc độ ánh sáng; M- khối lượng của ngôi sao. Bán kính hấp dẫn cực kỳ nhỏ ngay cả đối với những vật có khối lượng lớn (ví dụ, đối với Mặt trời, r ≈ 3 km). Một ngôi sao có khối lượng bằng khối lượng Mặt trời sẽ biến từ một ngôi sao bình thường thành lỗ đen chỉ trong vài giây, còn nếu khối lượng bằng khối lượng của một tỷ ngôi sao thì quá trình này sẽ mất vài ngày.

Các đặc tính của lỗ đen là không bình thường. Điều đặc biệt quan tâm là khả năng hố đen thu giữ các vật thể đến từ vô cực. Nếu tốc độ của một vật ở xa lỗ đen nhỏ hơn nhiều so với tốc độ ánh sáng và quỹ đạo chuyển động của nó tiến gần đến một vòng tròn có R = 2r, khi đó vật thể sẽ quay nhiều vòng quanh lỗ đen trước khi nó bay vào vũ trụ lần nữa. Nếu vật thể đến gần vòng tròn được chỉ định thì quỹ đạo của nó sẽ quấn quanh vòng tròn không giới hạn, vật thể sẽ bị lỗ đen bắt giữ theo lực hấp dẫn và không bao giờ bay vào vũ trụ nữa. Nếu vật thể thậm chí còn bay gần lỗ đen hơn nữa thì sau vài vòng quay, hoặc thậm chí không có thời gian để thực hiện một vòng quay duy nhất, nó sẽ rơi vào lỗ đen.

Hãy tưởng tượng hai người quan sát: một người ở trên bề mặt của một ngôi sao đang sụp đổ và người kia ở xa nó. Giả sử rằng một người quan sát trên một ngôi sao đang sụp đổ gửi tín hiệu (radio hoặc ánh sáng) đều đặn đến người quan sát thứ hai, thông báo cho anh ta về những gì đang xảy ra. Khi người quan sát đầu tiên tiến gần đến bán kính hấp dẫn, các tín hiệu anh ta gửi đều đặn sẽ đến người quan sát khác trong khoảng thời gian ngày càng dài hơn. Nếu người quan sát đầu tiên truyền tín hiệu cuối cùng ngay trước khi ngôi sao đạt tới bán kính hấp dẫn, thì tín hiệu sẽ mất một khoảng thời gian gần như vô hạn để đến được người quan sát ở xa; nếu người quan sát gửi tín hiệu sau khi nó đạt tới bán kính hấp dẫn thì người quan sát ở xa sẽ không bao giờ nhận được tín hiệu đó vì tín hiệu sẽ không bao giờ rời khỏi ngôi sao. Khi các photon hoặc hạt vượt ra ngoài bán kính hấp dẫn, chúng sẽ biến mất. Chỉ ở khu vực bên ngoài, ngay tại bán kính hấp dẫn, chúng mới có thể được nhìn thấy và có vẻ như chúng đang ẩn sau một bức màn và không còn xuất hiện nữa.

Trong lỗ đen, không gian và thời gian được kết nối với nhau một cách khác thường. Đối với người quan sát bên trong lỗ đen, hướng mà thời gian tăng là hướng mà bán kính giảm. Khi đã ở trong lỗ đen, người quan sát không thể quay trở lại bề mặt. Anh ấy thậm chí không thể dừng lại ở nơi mà anh ấy tìm thấy chính mình. Anh ta “rơi vào một vùng có mật độ vô hạn, nơi thời gian kết thúc” *.

* Hawking S. Từ vụ nổ lớn đến lỗ đen. Trong một giai đoạn lịch sử tóm tắt. M., 1990. Trang 79.

Nghiên cứu về tính chất của lỗ đen (Ya.B. Zeldovich, S. Hawking, v.v.) cho thấy trong một số trường hợp chúng có thể “bốc hơi”. “Cơ chế” này là do trong trường hấp dẫn mạnh của lỗ đen, chân không (trường vật lý ở trạng thái năng lượng thấp nhất) không ổn định và có thể sinh ra các hạt (photon, neutrino, v.v.), trong đó, khi bay đi sẽ mang theo năng lượng của lỗ đen. Kết quả là lỗ đen mất năng lượng, khối lượng và kích thước của nó giảm đi.

Trường hấp dẫn mạnh của lỗ đen có thể gây ra các quá trình dữ dội khi khí rơi vào chúng. Khi khí rơi vào trường hấp dẫn của lỗ đen, nó tạo thành một đĩa phẳng quay nhanh và xoay quanh lỗ đen. Trong trường hợp này, động năng khổng lồ của các hạt được gia tốc bởi trọng lực của vật thể siêu đặc được chuyển đổi một phần thành bức xạ tia X và bức xạ này có thể phát hiện ra lỗ đen. Một lỗ đen có lẽ đã được phát hiện theo cách này trong nguồn tia X Cygnus X-1. Nhìn chung, rõ ràng là các lỗ đen và sao neutron trong Thiên hà của chúng ta chiếm khoảng 100 triệu ngôi sao.

Vì vậy, một lỗ đen bẻ cong không gian đến mức nó dường như tự cắt đứt khỏi Vũ trụ. Cô ấy thực sự có thể biến mất khỏi vũ trụ. Câu hỏi đặt ra là “ở đâu”. Phân tích toán học cung cấp một số giải pháp. Một trong số đó đặc biệt thú vị. Theo đó, một lỗ đen có thể di chuyển đến một phần khác của Vũ trụ của chúng ta hoặc thậm chí bên trong một Vũ trụ khác. Do đó, một nhà du hành vũ trụ tưởng tượng có thể sử dụng lỗ đen để du hành xuyên không gian và thời gian trong vũ trụ của chúng ta và thậm chí đi vào một vũ trụ khác.

Điều gì xảy ra khi một lỗ đen di chuyển đến một phần khác của Vũ trụ hoặc xâm nhập vào Vũ trụ khác? Sự ra đời của một lỗ đen trong quá trình suy sụp hấp dẫn là một dấu hiệu quan trọng cho thấy có điều gì đó bất thường đang xảy ra với hình học của không-thời gian - các đặc tính số liệu và tôpô của nó đang thay đổi. Về mặt lý thuyết, sự sụp đổ sẽ kết thúc bằng sự hình thành của một điểm kỳ dị, tức là. sẽ tiếp tục cho đến khi lỗ đen đạt đến kích thước bằng 0 và mật độ vô hạn (mặc dù trên thực tế chúng ta không nên nói về vô cực mà là về một số giá trị rất lớn nhưng hữu hạn). Trong mọi trường hợp, thời điểm kỳ dị có lẽ là thời điểm chuyển tiếp từ Vũ trụ của chúng ta sang các vũ trụ khác hoặc thời điểm chuyển tiếp sang các điểm khác trong Vũ trụ của chúng ta.

Nhiều câu hỏi cũng được đặt ra xung quanh số phận lịch sử của các lỗ đen. Lỗ đen bốc hơi bằng cách phát ra các hạt và bức xạ, không phải từ chính lỗ đen mà từ không gian phía trước chân trời của lỗ đen. Hơn nữa, lỗ đen có kích thước và khối lượng càng nhỏ thì nhiệt độ của nó càng cao và bốc hơi càng nhanh. Và kích thước của lỗ đen có thể khác nhau: từ khối lượng của một thiên hà (10,44 g) đến một hạt cát nặng 10 -5 g. Tuổi thọ của lỗ đen tỷ lệ thuận với lập phương bán kính của nó. Một lỗ đen có khối lượng gấp 10 lần khối lượng Mặt Trời sẽ bốc hơi sau 10 69 năm. Điều này có nghĩa là các lỗ đen khổng lồ hình thành trong giai đoạn đầu của quá trình tiến hóa của Vũ trụ vẫn tồn tại và có lẽ thậm chí còn tồn tại trong Hệ Mặt trời. Họ đang cố gắng phát hiện chúng bằng kính thiên văn tia gamma.

Như vậy, phần lớn vật chất phát ra ánh sáng đều tập trung ở các ngôi sao. Mỗi ngôi sao đều có điểm tương đồng với Mặt trời của chúng ta, mặc dù kích thước, màu sắc, thành phần và quá trình tiến hóa của các ngôi sao khác nhau đáng kể. Các ngôi sao, cùng với một số bụi và khí (và các vật thể khác), được nhóm lại thành các cụm khổng lồ gọi là thiên hà.

11.5. Quần đảo vũ trụ: các thiên hà

Các ngôi sao: sự ra đời, sự sống và cái chết của họ [Ấn bản thứ ba, sửa đổi] Shklovsky Joseph Samuilovich

Chương 6 Ngôi sao là một quả cầu khí ở trạng thái cân bằng

Chương 6 Ngôi sao là một quả cầu khí ở trạng thái cân bằng

Dường như hiển nhiên là phần lớn các ngôi sao không thay đổi đặc tính của chúng trong một khoảng thời gian dài. Tuyên bố này khá rõ ràng trong khoảng thời gian ít nhất là 60 năm, trong thời gian đó các nhà thiên văn học ở các quốc gia khác nhau đã thực hiện rất nhiều công việc đo độ sáng, màu sắc và quang phổ của nhiều ngôi sao. Lưu ý rằng mặc dù một số ngôi sao thay đổi đặc điểm của chúng (những ngôi sao như vậy được gọi là biến số; xem § 1), những thay đổi này mang tính tuần hoàn nghiêm ngặt hoặc ít nhiều có tính tuần hoàn. có tính hệ thống Những thay đổi về độ sáng, quang phổ hoặc màu sắc của các ngôi sao được quan sát thấy trong những trường hợp rất hiếm. Ví dụ, những thay đổi trong chu kỳ dao động của các sao Cepheid, mặc dù đã được phát hiện, rất nhỏ đến mức phải mất ít nhất vài triệu năm để những thay đổi trong chu kỳ dao động của các sao Cepheid mới trở nên đáng kể. Mặt khác, chúng ta biết (xem § 1) rằng độ sáng của sao Cepheid thay đổi theo sự thay đổi chu kỳ. Do đó, chúng ta có thể kết luận rằng trong ít nhất vài triệu năm, đối với những ngôi sao như vậy, đặc điểm quan trọng nhất của chúng - sức mạnh của năng lượng phát ra - ít thay đổi. Sử dụng ví dụ này, chúng ta thấy rằng mặc dù khoảng thời gian quan sát chỉ vài chục năm (một khoảng thời gian hoàn toàn không đáng kể trên quy mô vũ trụ!), nhưng chúng ta có thể kết luận rằng các đặc tính của Cepheid là không đổi trong những khoảng thời gian vô cùng lớn.

Nhưng chúng ta có một cơ hội khác để ước tính khoảng thời gian mà năng lượng bức xạ của các ngôi sao hầu như không thay đổi. Từ dữ liệu địa chất, có thể thấy rằng trong ít nhất hai đến ba tỷ năm qua, nhiệt độ Trái đất đã thay đổi, nếu có, không quá vài chục độ. Điều này xuất phát từ tính liên tục của quá trình tiến hóa của sự sống trên Trái đất. Và nếu vậy, thì trong khoảng thời gian khổng lồ này, Mặt trời chưa bao giờ bức xạ mạnh hơn ba lần hoặc yếu hơn ba lần so với hiện tại. Có vẻ như trong lịch sử lâu dài của ngôi sao của chúng ta, đã có những thời kỳ bức xạ của nó khác biệt đáng kể (nhưng không nhiều) so với mức hiện tại, nhưng những thời đại như vậy tương đối ngắn ngủi. Chúng ta đang nghĩ đến thời kỳ băng hà, điều này sẽ được thảo luận ở phần § 9. Nhưng trong trung bình năng lượng bức xạ mặt trời trong những năm gần đây vài tỷ trong những năm qua cô ấy đã nổi bật bởi sự kiên định đáng kinh ngạc.

Đồng thời, Mặt trời là một ngôi sao khá điển hình. Như chúng ta đã biết (xem § 1), nó là một sao lùn vàng thuộc lớp quang phổ G2. Có ít nhất vài tỷ ngôi sao như vậy trong Thiên hà của chúng ta. Cũng khá hợp lý khi kết luận rằng hầu hết các ngôi sao thuộc dãy chính khác, có loại quang phổ khác với loại quang phổ của mặt trời, cũng phải là những vật thể rất “sống lâu”.

Vì vậy, phần lớn các ngôi sao thay đổi rất ít theo thời gian. Tất nhiên, điều này không có nghĩa là chúng có thể tồn tại ở “dạng không thay đổi” trong bất kỳ khoảng thời gian nào. Ngược lại, dưới đây chúng tôi sẽ chỉ ra rằng tuổi của các ngôi sao, mặc dù rất lớn nhưng lại có hạn. Hơn nữa, độ tuổi này rất khác nhau đối với các ngôi sao khác nhau và được xác định chủ yếu bởi khối lượng của chúng. Nhưng ngay cả những ngôi sao “có thời gian tồn tại ngắn ngủi” nhất cũng khó có thể thay đổi đặc điểm của chúng trong suốt một triệu năm. Kết luận nào rút ra từ điều này?

Ngay cả từ phân tích đơn giản nhất về quang phổ của các ngôi sao cũng cho thấy rằng các lớp bên ngoài của chúng phải nằm trong thể khí tình trạng. Nếu không, rõ ràng là các vạch hấp thụ sắc nét đặc trưng của một chất ở trạng thái khí sẽ không bao giờ được quan sát thấy trong quang phổ này. Phân tích sâu hơn về quang phổ của sao giúp có thể làm rõ đáng kể các đặc tính của vật chất ở các lớp bên ngoài của sao (tức là “khí quyển của sao”), từ đó bức xạ của chúng đến với chúng ta.

Nghiên cứu quang phổ của các ngôi sao cho phép chúng ta kết luận một cách hoàn toàn chắc chắn rằng khí quyển của sao là khí bị ion hóa được nung nóng đến nhiệt độ hàng nghìn và hàng chục nghìn độ, tức là plasma. Phân tích quang phổ cho phép chúng ta xác định thành phần hóa học của khí quyển sao, trong hầu hết các trường hợp, thành phần này gần giống với thành phần của Mặt trời. Cuối cùng, bằng cách nghiên cứu quang phổ của sao, người ta có thể xác định Tỉ trọng bầu khí quyển của các ngôi sao, đối với các ngôi sao khác nhau thì khác nhau trong giới hạn rất rộng. Vì vậy, các lớp bên ngoài của sao là khí.

Nhưng những lớp này chứa một phần không đáng kể khối lượng của toàn bộ ngôi sao. Mặc dù trực tiếp Phần bên trong của các ngôi sao không thể được quan sát bằng các phương pháp quang học do độ mờ quá lớn của chúng, giờ đây chúng ta có thể khẳng định hoàn toàn chắc chắn rằng nội bộ các lớp sao cũng ở trạng thái khí. Tuyên bố này không có nghĩa là rõ ràng. Ví dụ: chia khối lượng của Mặt trời cho 2

10 33 g, vì thể tích của nó bằng nhau

10 33 cm 3, dễ tìm mật độ trung bình(hoặc trọng lượng riêng) của vật chất mặt trời, sẽ vào khoảng 1 , 4 g/cm 3, tức là lớn hơn mật độ của nước. Rõ ràng là ở các vùng trung tâm của Mặt trời mật độ phải cao hơn đáng kể so với mức trung bình. Hầu hết các sao lùn có mật độ trung bình lớn hơn Mặt trời. Câu hỏi đặt ra một cách tự nhiên: làm thế nào để dung hòa tuyên bố của chúng ta rằng phần bên trong của Mặt trời và các ngôi sao ở trạng thái khí với mật độ vật chất cao như vậy? Câu trả lời cho câu hỏi này là nhiệt độ bên trong sao, như chúng ta sẽ sớm thấy, rất cao (cao hơn đáng kể so với nhiệt độ ở các lớp bề mặt), loại trừ khả năng tồn tại pha rắn hoặc lỏng của vật chất ở đó.

Vì vậy, các ngôi sao là những quả bóng khí khổng lồ. Điều rất quan trọng là một quả cầu khí như vậy được “kết dính” bởi lực hấp dẫn phổ quát, tức là. Trọng lực. Mỗi phần tử thể tích của ngôi sao chịu tác dụng của lực hấp dẫn từ tất cả các phần tử khác của ngôi sao. Chính lực này đã ngăn cản các phần khác nhau của khí tạo thành ngôi sao tán xạ vào không gian xung quanh. Nếu không có lực này, khí tạo thành ngôi sao trước tiên sẽ lan ra, tạo thành một thứ giống như tinh vân dày đặc, rồi cuối cùng sẽ tiêu tan trong không gian rộng lớn giữa các vì sao xung quanh ngôi sao. Chúng ta hãy ước tính sơ bộ xem sẽ mất bao lâu để một sự “mở rộng” như vậy tăng kích thước của ngôi sao lên 10 lần. Chúng ta hãy giả sử rằng sự “sự lan rộng” xảy ra ở tốc độ nhiệt của các nguyên tử hydro (trong đó ngôi sao chủ yếu được cấu tạo) ở nhiệt độ của các lớp bên ngoài của ngôi sao, tức là khoảng 10 000 K. Tốc độ này gần bằng 10 km/s, tức là 10 6 cm/s. Vì bán kính của ngôi sao có thể được coi là gần một triệu km (tức là 10 × 11 cm), nên đối với việc “lan truyền” sự quan tâm đối với chúng ta khi kích thước của ngôi sao tăng gấp 10 lần, thì sẽ cần một khoảng thời gian ngắn không đáng kể. yêu cầu t = 10

10 11 / 10 6 = 10 6 giây

10 ngày!

Điều này có nghĩa là nếu không có lực hấp dẫn thì các ngôi sao sẽ phân tán ra không gian xung quanh trong một thời gian không đáng kể (theo thuật ngữ thiên văn), tính bằng ngày đối với sao lùn hoặc năm đối với sao khổng lồ. Điều này có nghĩa là nếu không có lực hấp dẫn thì sẽ không có ngôi sao. Hành động liên tục, lực lượng này phấn đấu xích lại gần nhau hơn các yếu tố khác nhau của ngôi sao với nhau. Điều rất quan trọng cần nhấn mạnh là lực hấp dẫn, về bản chất, có xu hướng vô hạn mang tất cả các hạt của ngôi sao lại gần nhau hơn, tức là, trong giới hạn, có thể nói là “tập hợp toàn bộ ngôi sao vào một điểm”. Nhưng nếu các hạt hình thành nên ngôi sao bị tác động chỉ một lực hấp dẫn phổ quát, thì ngôi sao sẽ bắt đầu sụp đổ nhanh chóng một cách thảm khốc. Bây giờ chúng ta hãy ước tính thời gian mà việc nén này sẽ trở nên đáng kể. Nếu không có lực nào chống lại lực hấp dẫn thì vật chất của ngôi sao sẽ rơi về phía tâm của nó theo quy luật rơi tự do của các vật thể. Xét một nguyên tố vật chất bên trong một ngôi sao ở đâu đó giữa bề mặt và tâm của nó ở một khoảng cách R từ cái cuối cùng. Yếu tố này bị ảnh hưởng bởi gia tốc trọng trường g =

Ở đâu G- hằng số hấp dẫn (xem trang 15), M- khối lượng nằm trong bán kính hình cầu R. Khi bạn rơi về phía trung tâm như M, Vì thế R sẽ thay đổi, do đó, sẽ thay đổi và g. Tuy nhiên, chúng tôi sẽ không phạm sai lầm lớn trong đánh giá của mình nếu chúng tôi cho rằng M Và R vẫn không đổi. Áp dụng để giải bài toán của chúng ta một công thức cơ học cơ bản liên quan đến quãng đường di chuyển trong quá trình rơi tự do R có giá trị gia tốc g, ta thu được công thức (3.6) đã được suy ra ở § 3 của phần thứ nhất

Ở đâu t- thời điểm mùa thu, và chúng tôi đặt R

R

MỘT M M

Vì vậy, nếu không có lực nào chống lại lực hấp dẫn thì các lớp bên ngoài của ngôi sao sẽ thực sự sụp đổ giá như ngôi sao đó sụp đổ một cách thảm khốc chỉ trong chưa đầy một giờ!

Lực nào, tác dụng liên tục trong toàn bộ thể tích của ngôi sao, chống lại lực hấp dẫn? Lưu ý rằng trong mỗi tập tiểu học các ngôi sao, hướng của lực này phải ngược nhau và độ lớn phải bằng lực hấp dẫn. Nếu không, sự mất cân bằng cục bộ, cục bộ sẽ xảy ra, dẫn đến trong thời gian rất ngắn mà chúng ta vừa ước tính sẽ dẫn đến những thay đổi lớn trong cấu trúc của ngôi sao.

Lực chống lại trọng lực là áp lực khí [16 ]. Sau này không ngừng phấn đấu mở rộng hãy sao, “phân tán” nó trên một khối lượng càng lớn càng tốt. Ở trên, chúng ta đã ước tính ngôi sao sẽ “tiêu tan” nhanh như thế nào nếu các bộ phận riêng lẻ của nó không bị lực hấp dẫn hạn chế. Vì vậy, từ thực tế đơn giản là các ngôi sao - những quả cầu khí ở dạng gần như không thay đổi (nghĩa là không co lại hay giãn nở) tồn tại ít nhất hàng triệu năm, suy ra rằng mọi phần tử Chất của ngôi sao ở trạng thái cân bằng dưới tác dụng của lực hấp dẫn và áp suất khí ngược chiều nhau. Trạng thái cân bằng này được gọi là “thủy tĩnh”. Nó phổ biến rộng rãi trong tự nhiên. Đặc biệt, bầu khí quyển của Trái đất ở trạng thái cân bằng thủy tĩnh dưới tác dụng của lực hấp dẫn của Trái đất và áp suất của các chất khí trong đó. Nếu không có áp suất, bầu khí quyển của trái đất sẽ rất nhanh “rơi” xuống bề mặt hành tinh chúng ta. Cần nhấn mạnh rằng trạng thái cân bằng thủy tĩnh trong khí quyển sao được thực hiện với độ chính xác cao. Chỉ một vi phạm nhỏ nhất ngay lập tức dẫn đến sự xuất hiện của các lực làm thay đổi sự phân bố vật chất trong ngôi sao, sau đó sự phân phối lại của nó diễn ra sao cho trạng thái cân bằng được khôi phục. Ở đây chúng ta luôn nói về những ngôi sao “bình thường” bình thường. Trong những trường hợp đặc biệt sẽ được thảo luận trong cuốn sách này, sự mất cân bằng giữa lực hấp dẫn và áp suất khí sẽ dẫn đến những hậu quả rất nghiêm trọng, thậm chí thảm khốc trong cuộc đời của một ngôi sao. Và bây giờ chúng ta chỉ có thể nói rằng lịch sử tồn tại của bất kỳ ngôi sao nào thực sự là một cuộc đấu tranh khốc liệt giữa lực hấp dẫn, lực tìm cách nén nó vô thời hạn và lực áp suất khí, lực tìm cách "phun" nó, phân tán nó. trong không gian giữa các vì sao xung quanh. Cuộc “đấu tranh” này đã kéo dài hàng triệu, hàng tỷ năm. Trong khoảng thời gian dài khủng khiếp này, các lực lượng là ngang nhau. Nhưng cuối cùng, như chúng ta sẽ thấy sau, lực hấp dẫn sẽ thắng. Đó là kịch tính về quá trình tiến hóa của bất kỳ ngôi sao nào. Dưới đây chúng ta sẽ đi sâu vào một số chi tiết về các giai đoạn riêng lẻ của thảm kịch này gắn liền với giai đoạn cuối cùng trong quá trình tiến hóa của các ngôi sao.

Ở phần trung tâm của một ngôi sao “bình thường”, trọng lượng của chất chứa trong một cột, diện tích đáy bằng một cm vuông và chiều cao bằng bán kính của ngôi sao, sẽ bằng nhau vào áp suất khí ở chân cột. Mặt khác, khối lượng của cây cột bằng lực mà nó bị hút vào tâm ngôi sao.

Bây giờ chúng ta sẽ thực hiện một phép tính rất đơn giản, tuy nhiên, nó phản ánh đầy đủ bản chất của vấn đề. Cụ thể là hãy đặt khối lượng của cây cột của chúng ta M 1 =

R, Ở đâu

(6.1)

Bây giờ chúng ta hãy ước tính giá trị của áp suất khí Pở phần trung tâm của một ngôi sao như Mặt trời của chúng ta. Thay thế giá trị bằng số của các đại lượng ở vế phải của phương trình này, chúng ta thấy rằng P= 10 16 dynes/cm 2, hay 10 tỷ atm! Đây là một giá trị lớn chưa từng thấy. Áp suất “đứng yên” cao nhất đạt được trong các phòng thí nghiệm trên mặt đất vào khoảng vài triệu atm [17].

Từ một khóa học vật lý cơ bản, người ta đã biết rằng áp suất của chất khí phụ thuộc vào mật độ của nó

và nhiệt độ T. Công thức kết nối tất cả các đại lượng này được gọi là “công thức Clapeyron”: P = T. Mặt khác, mật độ ở vùng trung tâm của các sao “bình thường” tất nhiên là lớn hơn mật độ trung bình, nhưng không lớn hơn đáng kể. Trong trường hợp này, theo công thức của Clapeyron, chỉ riêng mật độ cao của bên trong sao không thể cung cấp áp suất khí đủ cao để thỏa mãn điều kiện cân bằng thủy tĩnh. Trước hết, nhiệt độ khí phải đủ cao.

Công thức Clapeyron cũng bao gồm trọng lượng phân tử trung bình

Nguyên tố hóa học chính trong khí quyển của các ngôi sao là hydro, và không có lý do gì để tin rằng ít nhất bên trong hầu hết các ngôi sao, thành phần hóa học sẽ khác biệt đáng kể so với thành phần quan sát được ở các lớp bên ngoài. Đồng thời, vì nhiệt độ dự kiến ​​​​ở vùng trung tâm của các ngôi sao sẽ khá cao, hydro ở đó sẽ gần như bị ion hóa hoàn toàn, tức là “phân tách” thành proton và electron. Vì khối lượng của nó không đáng kể so với proton và số proton bằng số electron nên trọng lượng phân tử trung bình của hỗn hợp này phải gần bằng 1 / 2. Sau đó, từ phương trình (6.1) và công thức Clapeyron, ta suy ra rằng nhiệt độ ở vùng trung tâm của các sao có độ lớn bằng

(6.2)

Kích cỡ

/ c có lẽ khoảng 1 / 10. Nó phụ thuộc vào cấu trúc bên trong của sao (xem § 12). Từ công thức (6.2) cho thấy nhiệt độ ở vùng trung tâm của Mặt trời phải vào khoảng mười triệu Kelvin. Các tính toán chính xác hơn so với ước tính mà chúng tôi hiện nhận được chỉ khác 20-30%. Vì vậy, nhiệt độ ở vùng trung tâm của các ngôi sao cực kỳ cao - cao hơn khoảng một nghìn lần so với bề mặt của chúng. Bây giờ chúng ta hãy thảo luận về những đặc tính của một chất được đun nóng đến nhiệt độ cao như vậy. Trước hết, một chất như vậy, mặc dù có mật độ cao, nhưng phải ở trạng thái khí. Điều này đã được thảo luận ở trên. Nhưng bây giờ chúng ta có thể làm rõ tuyên bố này. Ở nhiệt độ cao như vậy, các tính chất của khí bên trong các ngôi sao, mặc dù có mật độ cao, nhưng sẽ gần như không thể phân biệt được với các tính chất khí lý tưởng, tức là một chất khí trong đó tương tác giữa các hạt cấu thành của nó (nguyên tử, electron, ion) bị giảm đến mức va chạm. Đối với chất khí lý tưởng, định luật Clapeyron có hiệu lực, định luật mà chúng ta dùng để ước tính nhiệt độ ở vùng trung tâm của các ngôi sao.

Ở nhiệt độ khoảng mười triệu Kelvin và ở mật độ tồn tại ở đó, tất cả các nguyên tử sẽ bị ion hóa. Trong thực tế, động năng trung bình của mỗi hạt khí

= kt sẽ vào khoảng 10 -9 erg hoặc

Điều này có nghĩa là mọi va chạm của electron với nguyên tử đều có thể dẫn đến sự ion hóa nguyên tử, vì năng lượng liên kết của electron trong nguyên tử (còn gọi là “thế ion hóa”) thường bằng ít hơn hàng ngàn electron volt. Chỉ những lớp vỏ electron “sâu nhất” của các nguyên tử nặng mới còn “nguyên vẹn”, tức là chúng sẽ được các nguyên tử của chúng giữ lại. Trạng thái ion hóa của vật chất trong sao quyết định khối lượng phân tử trung bình của nó, giá trị của khối lượng này, như chúng ta đã có cơ hội thấy, đóng một vai trò lớn trong phần bên trong của các ngôi sao. Nếu vật chất của ngôi sao bao gồm chỉ một từ hydro bị ion hóa hoàn toàn (như chúng tôi đã nêu ở trên), thì trọng lượng phân tử trung bình

Sẽ bằng 1 / 2. Nếu chỉ có helium bị ion hóa hoàn toàn thì

4/ 3 (vì sự ion hóa một nguyên tử helium có khối lượng nguyên tử 4 tạo ra ba hạt - một hạt nhân helium cộng với hai electron). Cuối cùng, nếu chất bên trong của ngôi sao bao gồm chỉ một của các nguyên tố nặng (oxy, cacbon, sắt, v.v.), thì trọng lượng phân tử trung bình của nó khi ion hóa hoàn toàn tất cả các nguyên tử sẽ gần bằng 2, vì đối với các nguyên tố như vậy, khối lượng nguyên tử lớn xấp xỉ gấp đôi số electron trong một nguyên tố nặng. nguyên tử.

Trên thực tế, chất bên trong của sao là hỗn hợp của hydro, heli và các nguyên tố nặng. Sự phong phú tương đối của các thành phần chính này của vật chất sao (không phải bằng số lượng nguyên tử mà bằng khối lượng) thường được biểu thị bằng các chữ cái X, Y Và Z, đặc trưng Thành phần hóa học các ngôi sao. Ở những ngôi sao điển hình, ít nhiều giống Mặt trời, X = 0, 73, Y = 0, 25, Z = 0, 02. Thái độ Y/X

0, 3 có nghĩa là cứ 10 nguyên tử hydro thì có khoảng một nguyên tử heli. Lượng tương đối của các nguyên tố nặng là rất nhỏ. Ví dụ, số nguyên tử oxy ít hơn khoảng một nghìn lần so với nguyên tử hydro. Tuy nhiên, vai trò của các nguyên tố nặng trong cấu trúc vùng bên trong của sao là khá quan trọng, vì chúng ảnh hưởng mạnh mẽ đến độ mờ đục vật chất sao. Bây giờ chúng ta có thể xác định khối lượng phân tử trung bình của một ngôi sao bằng công thức đơn giản:

(6.3)

Vai trò Z trong đánh giá

tầm thường. Yếu tố quyết định khối lượng phân tử trung bình là X Và Y. Đối với các ngôi sao ở phần trung tâm của dãy chính (đặc biệt là Mặt trời)

0, 6. Vì giá trị

vì hầu hết các ngôi sao thay đổi trong những giới hạn rất nhỏ, chúng ta có thể viết một công thức đơn giản tính nhiệt độ trung tâm của các ngôi sao khác nhau, biểu thị khối lượng và bán kính của chúng theo phân số của khối lượng mặt trời M

Và bán kính mặt trời R:

(6.4)

Ở đâu T

Nhiệt độ của các vùng trung tâm của Mặt trời. Ở trên, chúng tôi ước tính sơ bộ T

Ở mức 10 triệu kelvin. Tính toán chính xác mang lại ý nghĩa T

14 triệu kelvin. Ví dụ, từ công thức (6.4), ta suy ra rằng nhiệt độ bên trong của các ngôi sao khối lượng lớn nóng (trên bề mặt!) thuộc lớp quang phổ cao gấp 2-3 lần nhiệt độ bên trong mặt trời, trong khi các sao lùn đỏ có nhiệt độ bên trong trung tâm. nhiệt độ thấp hơn 2-3 lần so với nhiệt độ mặt trời.

Điều quan trọng là nhiệt độ

10 7 K là điển hình không chỉ cho vùng trung tâm của các ngôi sao mà còn cho khối lượng lớn bao quanh tâm của ngôi sao. Xét rằng mật độ vật chất của sao tăng dần về phía tâm, chúng ta có thể kết luận rằng phần lớn khối lượng của sao có nhiệt độ, trong mọi trường hợp, vượt quá

5 triệu kelvin. Nếu chúng ta cũng nhớ rằng phần lớn khối lượng của Vũ trụ được chứa trong các ngôi sao, thì kết luận sẽ nảy sinh rằng vật chất của Vũ trụ, theo quy luật, nóng và đậm đặc. Tuy nhiên, cần phải nói thêm rằng chúng ta đang nói về hiện đại Vũ trụ: trong quá khứ và tương lai xa, trạng thái vật chất trong Vũ trụ đã và sẽ hoàn toàn khác. Điều này đã được thảo luận trong phần giới thiệu cuốn sách này.

Từ cuốn sách Hóa lý: Ghi chú bài giảng tác giả Berezovchuk A V

1. Khái niệm cân bằng hóa học. Định luật tác dụng khối lượng Khi một phản ứng hóa học xảy ra, sau một thời gian cân bằng hóa học được thiết lập. Có hai dấu hiệu cân bằng hóa học: động học và nhiệt động. Trong động học – ?pr = ?arr, trong

Từ cuốn sách Thú vị về vũ trụ tác giả Tomilin Anatoly Nikolaevich

5. Tính thành phần cân bằng của cân bằng hóa học Thành phần cân bằng chỉ có thể tính được cho một hệ khí, nồng độ cân bằng. Nồng độ ban đầu của tất cả các thành phần Sự thay đổi trong mỗi thành phần theo số mol (hoặc cân bằng hóa học)

Từ cuốn sách Hoàng tử đến từ xứ sở mây tác giả Galfar Christophe

Một ngôi sao bình thường - Mặt trời “...Mặt trời là ngôi sao duy nhất trong đó mọi hiện tượng có thể được nghiên cứu chi tiết,” nhà thiên văn học người Mỹ George Ellery Hale, người đã nhận được huy chương vàng của Hiệp hội Thiên văn Hoàng gia cho phương pháp chụp ảnh của mình, viết.

Từ cuốn sách NIKOLA TESLA. BÀI GIẢNG. BÀI VIẾT. của Tesla Nikola

Chương 6 Nhà tù, với những bức tường mù và không có một cửa sổ nào, nằm sâu trong đám mây nơi White Capital được xây dựng trên đó. Khi vào trong phòng giam, Tristam và Tom sợ hãi ngồi im lặng một lúc trên chiếc giường dành cho họ - thực ra, đó là

Từ cuốn sách Làm thế nào để hiểu các định luật vật lý phức tạp. 100 thí nghiệm đơn giản, vui nhộn dành cho trẻ và bố mẹ tác giả Dmitriev Alexander Stanislavovich

Chương 7 Vài giờ trôi qua. Tristam và Tom nằm trên những chiếc giường cứng trong phòng giam tối tăm, không có cửa sổ, liên tục trằn trọc từ bên này sang bên kia. Tiếng sáo vừa dứt, ông lão lập tức ngủ gật, lẩm bẩm điều gì đó không nghe rõ trong giấc ngủ, Tom lại bắt đầu rùng mình; Tôi đã hiểu Tristam

Từ cuốn sách Cơ học từ thời cổ đại đến ngày nay tác giả Grigoryan Ashot Tigranovich

Chương 8 Khói dày đặc tuôn ra từ ống khói trộn lẫn với không khí mát mẻ và ẩm ướt của bình minh. Người tuyết đã đóng quân ở tất cả các ngã tư ở trung tâm Thủ đô Trắng. Họ trông không giống những sĩ quan thực thi pháp luật mà giống quân chiếm đóng hơn. Tristam và Tom trong

Từ cuốn sách Giữa các vì sao: khoa học đằng sau hậu trường tác giả Thorne Kip Stephen

Chương 9 Màn đêm buông xuống, ngoài cửa sổ tĩnh lặng sâu thẳm. Tristam ngủ quên. Bên cạnh, với cuốn sách đang mở trên bụng, Tom đang ngủ, đắm chìm trong những giấc mơ về tương lai, ở cuối phòng, nằm dài trên đệm, một người cảnh sát đang ngáy. Người thứ hai đang ngồi trên cái thang, lúc này đứng gần

Từ cuốn sách của tác giả

Chương 10 Tristam cẩn thận quan sát cái bóng. Cô đang hướng thẳng về phía đội tuần tra quân sự: “Anh ta sẽ không qua được đó đâu!” - Tristam lo lắng, nhưng người đàn ông đeo ba lô có lẽ cũng biết điều đó: anh ta trèo lên tường và giống như một con mèo đen, nhảy từ mái nhà này sang mái nhà khác chỉ trong chốc lát.

Từ cuốn sách của tác giả

Chương 11 Sáng hôm sau, ngay khi bọn trẻ thức dậy, cảnh sát đã đưa chúng xuống lối đi ngầm. May mắn thay, đường hầm hẹp mà chúng tôi phải di chuyển theo hàng một vẫn sạch sẽ và khô ráo. - Tristam hỏi khi họ đã đi được khoảng mười mét - Suỵt! - thì thầm

Từ cuốn sách của tác giả

Chương 12 Tristam đẩy cửa và dừng lại ở ngưỡng cửa. Ngay trước mặt anh là cầu thang dẫn lên tầng hai; Vài bậc thang dẫn xuống một cánh cửa hầm có chốt. Bên trái là nhà bếp, bên phải là phòng khách rộng, tràn ngập ánh sáng ban mai - Vào đi, Tristam

Từ cuốn sách của tác giả

Chương 13 Khi Tom bước vào phòng khách, Tristam đang ngồi trên ghế sofa. Anh đeo mặt dây chuyền của mẹ quanh cổ, nhét viên pha lê vào dưới áo len và nhìn bức chân dung của Myrtille nằm trên chiếc bàn thấp trước mặt anh. Đôi mắt của Tristam lấp lánh như thể anh vừa mới khóc. “Thật là một chàng trai!” -

Từ cuốn sách của tác giả

Chương 14 Một màn sương mù dày đặc, dường như kết hợp mọi sắc thái xám xịt, bao trùm Tristam, Tom, viên trung úy và các chiến binh của anh ta. Họ chạy thành hàng một dọc theo con đường uốn lượn trong một thung lũng hẹp giữa hai đám mây khổng lồ. Những cơn gió mạnh trút xuống họ vô số tia nước li ti,

Từ cuốn sách của tác giả

NỖ LỰC ĐỂ CÓ NHIỀU NĂNG LƯỢNG TỪ THAN - ĐỘNG CƠ ĐIỆN - ĐỘNG CƠ KHÍ - PIN THAN LẠNH Tôi nhớ có lần coi việc sản xuất điện bằng cách đốt than trong pin là thành tựu vĩ đại nhất vì lợi ích của nền văn minh, và tôi đã

Từ cuốn sách của tác giả

84 Cách phân biệt hàng giả, hoặc Về trạng thái của chất Đối với thí nghiệm, chúng ta sẽ cần: một miếng hổ phách hoặc nhựa thông, một miếng nhựa, một cây kim. Có nhiều cách phức tạp để phân biệt thành phần của một chất, thông thường đây thậm chí không phải là vật lý mà là hóa học. Việc xác định một chất bao gồm những gì thường là

Từ cuốn sách của tác giả

CÁC HÌNH SỐ CÂN BẰNG CỦA MỘT CHẤT LỖI QUAY Chúng ta hãy tập trung vắn tắt vào vấn đề các số liệu cân bằng của một chất lỏng quay, mà sự phát triển của nó có sự đóng góp chính của A.M. Lyapunov.Newton đã chỉ ra rằng dưới tác dụng của lực ly tâm và lực hút lẫn nhau của các hạt của nó, một chất đồng nhất

Từ cuốn sách của tác giả

Sao neutron quay quanh lỗ đen. Sóng phát ra từ một ngôi sao neutron quay quanh lỗ đen. Ngôi sao nặng gấp 1,5 lần Mặt trời và lỗ đen nặng gấp 4,5 lần Mặt trời, trong khi lỗ đen quay rất nhanh. Được hình thành bởi vòng quay này