Естествознание и основы экологии

Потоки плазмы, образующиеся во время вспышки, через сутки-двое достигают окрестностей Земли, вызывая магнитные бури и другие геофизические явления. Например, при сильных вспышках практически прекращается слышимость радиопередач на коротких волнах по всему освещенному полушарию нашей планеты.

Наиболее крупными по своим масштабам проявлениями солнечной активности являются наблюдаемые в солнечной короне протуберанцы (см. рис. 4) – огромные по объему облака газа, масса которых может достигать миллиардов тонн. Некоторые из них («спокойные») напоминают по форме гигантские занавеси толщиной 3–5 тыс. км, высотой около 10 тыс. км и длиной до 100 тыс. км, подпираемые колоннами, по которым газ течет из короны вниз. Они медленно меняют свою форму и могут существовать в течение нескольких месяцев. Во многих случаях в протуберанцах наблюдается упорядоченное движение отдельных сгустков и струй по криволинейным траекториям, напоминающим по форме линии индукции магнитных полей. Во время вспышек отдельные части протуберанцев могут подниматься вверх со скоростью до нескольких сотен километров в секунду на огромную высоту – до 1 млн км, что превышает радиус Солнца.

Число пятен и протуберанцев, частота и мощность вспышек на Солнце меняются с определенной, хотя и не очень строгой, периодичностью – в среднем этот период составляет примерно 11,2 года. Отмечается определенная связь процессов жизнедеятельности растений и животных, состояния здоровья людей, погодно-климатических аномалий и других геофизических явлений и уровня солнечной активности. Однако механизм воздействия процессов солнечной активности на земные явления еще не вполне ясен.

§ 7. Звезды

Наше Солнце справедливо называют типичной звездой. Но среди огромного многообразия мира звезд есть немало таких, которые очень значительно отличаются от него по своим физическим характеристикам. Поэтому более полное представление о звездах дает следующее определение:

звезда– это пространственно обособленная, гравитационно связанная, непрозрачная для излучения масса вещества, в которой в значительных масштабах происходили, происходят или будут происходить термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Светимость звезд. Всю информацию о звездах мы можем получить только на основе исследования приходящего от них излучения. Наиболее значительно звезды отличаются друг от друга по своей светимости (мощности излучения): некоторые излучают энергии в несколько миллионов раз больше, чем Солнце, другие – в сотни тысяч раз меньше.

Солнце кажется нам самым ярким объектом на небе только потому, что оно находится гораздо ближе всех остальных звезд. Самая близкая из них альфа Центавра расположена в 270 тыс. раз дальше от нас, чем Солнце. Если находиться на таком расстоянии от Солнца, то оно будет выглядеть примерно таким, как наиболее яркие звезды созвездия Большой Медведицы.

Удаленность звезд. Вследствие того что звезды от нас очень далеки, лишь в первой половине XIX в. удалось обнаружить их годичный параллакс и вычислить расстояние. Еще Аристотель, а затем Коперник знали, какие наблюдения за положением звезд надо провести, чтобы обнаружить их смещение в том случае, если Земля движется. Для этого необходимо наблюдать положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек ее орбиты. Очевидно, что направление на эту звезду за это время изменится, причем тем больше, чем ближе к нам расположена звезда. Так что это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния до нее.

Годичным параллаксом (р) принято называть угол, под которым со звезды виден радиус (r) земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения (рис. 5). Этот угол столь мал (менее 1 '), что ни Аристотелю, ни Копернику его обнаружить и измерить не удалось, поскольку они вели наблюдения без оптических приборов.

Рис. 5. Годичный параллакс звезд

Единицами расстояний до звезд являются парсек и световой год.

Парсек – это такое расстояние, на котором параллакс звезд равен 1 '. Отсюда и название этой единицы: пар – от слова «параллакс», сек – от слова «секунда».

Световой год – это такое расстояние, которое свет, распространяясь со скоростью 300 000 км/с, проходит за 1 год.

1 пк (парсек) = 3,26 светового года.

Определив расстояние до звезды и количество приходящего от нее излучения, можно вычислить ее светимость.

Если расположить звезды на диаграмме в соответствии с их светимостью и температурой, то окажется, что по этим характеристикам можно выделить несколько типов (последовательностей) звезд (рис. 6): сверхгиганты, гиганты, главная последовательность, белые карлики и т. д. Наше Солнце вместе со многими другими звездами относится к числу звезд главной последовательности.

Рис. 6. Диаграмма «температура – светимость» для ближайших звезд

Температура звезд. Температуру наружных слоев звезды, от которых приходит излучение, можно определить по спектру. Как известно, цвет нагретого тела зависит от его температуры. Иначе говоря, положение длины волны, на которую приходится максимум излучения, с повышением температуры смещается от красного к фиолетовому концу спектра. Следовательно, по распределению энергии в спектре можно определить температуру наружных слоев звезды. Как оказалось, эта температура для различных типов звезд заключена в пределах от 2500 до 50 000 K.

По известной светимости и температуре звезды можно рассчитать площадь ее светящейся поверхности и тем самым определить ее размеры. Оказалось, что гигантские звезды в сотни раз превосходят Солнце по диаметру, а звезды-карлики в десятки и сотни раз меньше него.

Масса звезд. В то же время по массе, которая является важнейшей характеристикой звезд, они отличаются от Солнца незначительно. Среди звезд нет таких, которые имели бы массу в 100 раз больше Солнца, и таких, у которых масса в 10 раз меньше, чем у Солнца.

В зависимости от массы и размеров звезд они различаются по своему внутреннему строению, хотя все имеют примерно одинаковый химический состав (95–98 % их массы составляют водород и гелий).

Солнце существует уже несколько миллиардов лет и мало изменилось за это время, поскольку в его недрах все еще происходят термоядерные реакции, в результате которых из четырех протонов (ядер водорода) образуется альфа-частица (ядро гелия, состоящее из двух протонов и двух нейтронов). Более массивные звезды расходуют запасы водорода значительно быстрее (за десятки миллионов лет). После «выгорания» водорода начинаются реакции между ядрами гелия с образованием устойчивого изотопа углерод-12, а также другие реакции, продуктами которых являются кислород и ряд более тяжелых элементов (натрий, сера, магний и т. д.). Таким образом, в недрах звезд образуются ядра многих химических элементов, вплоть до железа.

Образование из ядер железа ядер более тяжелых элементов может происходить только с поглощением энергии, поэтому дальнейшие термоядерные реакции прекращаются. У наиболее массивных звезд в этот момент происходят катастрофические явления: сначала стремительное сжатие (коллапс), а затем мощный взрыв. В результате звезда сначала значительно увеличивается в размерах, ее яркость возрастает в десятки миллионов раз, а затем сбрасывает в космическое пространство внешние слои. Это явление наблюдается как вспышка сверхновой звезды, на месте которой остается небольшая быстровращающаяся нейтронная звезда – пульсар.