меню содержание news105 news106 news107
меню содержание news105 news106 news107
|
Рождающаяся
звезда в газовом облаке RY Tau. Протозвезды.
|
Этот снимок космического объекта RY Tau, известного места рождения новых звезд, был сделан груп-
пой победителей конкурса канадских клубов астрономов-любителей, которым для этого на один час
предоставили один из самых больших телескопов в мире - 8-метровый телескоп Gemini North обсерва-
тории Mauna Kea на Гавайях. Объект для наблюдения выбирался тоже в ходе этого конкурса.
RY Tau представляет собой газовое облако, внутри которого образовалась яркая звезда. До сих пор
этот объект не исследовался с помощью такого большого телескопа как Gemini. RY Tau относится к клас-
су звезд типа Т Тельца (T Tauri). Это относительно небольшие звезды, которые, можно сказать, еще на-
ходятся в процессе своего рождения. Эта звезда буквально только что появилась из газопылевого обла-
ка и еще даже не "выделилась" из него. В течение следующих двух-трех миллионов лет образовавшаяся
в газопылевом коконе звезда своим излучением выбросит в окружающее пространство газ и пыль, и
на этом месте останутся обычная звезда и, возможно, несколько планет вокруг нее ( которые также
сформировались из окружавшего звезду газа и пыли ).
astronomer.ru/news.php?action=1
район звездообразования - у звезды R Corona Australis
01 Mar 2005 Satellite: XMM-Newton
Ранее, космический телескоп XMM-Newton зафиксировал процесс зарождения звезды из холодного ве-
щества на расстоянии в 500 световых лет от Солнца. Рентгеновское излучение газового облака свиде-
тельствует о том, что звезды рождаются иначе, чем считалось ранее.
Чтобы объяснить рентгеновскую активность, гравитационных сил оказывается недостаточно. Предпо-
лагалось, что именно они отвечают за сгущение и разогрев вещества, приводящие к началу ядерных
реакций и образованию звезды. Ученые считают, что причина рентгеновского излучения протозвез-
ды - ускоренное движение заряженных частиц в магнитном поле.
Доктор Кенжи Хамагучи ( Kenji Hamaguchi), сотрудник NASA, сравнил происходящие внутри облака
процессы с теми, которые предшествуют рентгеновским вспышкам на Солнце. Выброс небольшого ко-
личества заряженного вещества влечет за собой возникновение локальных вихрей и сильного магнит-
ного поля, разгоняющего "сбежавшие" частицы до скорости в несколько миллионов километров в час.
Газовое облако, температура которого около 33 градуса Кельвина ( -240 градусов Цельсия), относится
к разряду самых молодых "предзвездных" объектов - Proto 0. Их возраст - от 10 до 100 тысяч лет. Сог-
ласно существующим моделям, за несколько миллионов лет протозвезда превращается в звезду.
lenta.ru/news/2005/03/03/star
sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?
молодая звезда Т Тельца
ipac.caltech.edu/2mass/gallery/images_ysos.html
Масса вещества, сосредоточенного в молекулярных облаках, составляет значительную часть всей
массы галактик. Эти газовые облака первичного вещества состоят преимущественно из ядер водорода.
Небольшую примесь составляют ядра гелия, образовавшиеся в результате первичного нуклеосинтеза
в дозвездную эпоху. Большая туманность Ориона - пример такого облака. Облако видимо потому, что
оно освещено ближайшими звездами. Звезды образуются из отдельных неоднородностей в гигантс-
ком молекулярном облаке. Эти неоднородности имеют специальное название - компактные зоны. Ти-
пичные компактные зоны имеют размер порядка нескольких световых месяцев, плотность 3·104 моле-
кул водорода в 1 см3 и температуру ~10 K. Сжатие компактной зоны начинается с коллапса внутрен-
ней части, т.е. со свободного падения вещества в центре зоны. Гравитационная сила сближает атомы
так, что сгустки становятся меньше и плотнее. “Падая” к центру притяжения, молекулы приобретают
энергию и в результате их столкновений вначале происходит разрушение молекул на атомы. Гравита-
ционное сжатие увеличивает температуру сгустка. Когда соответствующая энергия превосходит энер-
гию возбуждения атома водорода, то в результате столкновений начинают образовываться возбужден-
ные атомы водорода. Постепенно область коллапса перемещается к периферии, охватывая всю зону.
Так начинается процесс звездообразования. Переходя в основное состояние, атомы водорода начина-
ют излучать свет с характерными для атома водорода спектральными линиями. Объект становится
светящимся. Диаметры звезд имеют характерные размеры порядка нескольких световых секунд, т.е.
составляют ~ 10-6 поперечника компактной зоны. Масса, сравнимая с массой Солнца, накапливается
в центре компактной зоны за время ~ от 100 тыс. до 1 млн лет.
Дальнейшее сжатие вещества повышает температуру и наступает новый этап в эволюции вещества,
когда оно переходит в ионизованное состояние. Излучение увеличивается на несколько порядков. Это
уже не водородное излучение, а излучение с непрерывным спектром, испускаемое свободно движущи-
мися электронами в ионизованной среде.
Сгусток, образующийся в центре коллапсирующего облака, называют протозвездой. Компьютерная мо-
дель подтверждает процесс формирования протозвезды. Падающий на поверхность протозвезды газ
(аккреция) образует ударный фронт, что приводит к разогреву газа до ~106 K. Затем газ, в результате
излучения, быстро охлаждается до 104 K, образуя последовательные слои вещества протозвезды. Та-
кая картина позволяет объяснить высокую светимость молодых звезд. Однако протозвезду сложно на-
блюдать с помощью оптических телескопов. Дело в том, что излучение ударного фронта, распростра-
няясь от поверхности протозвезды, встречает большое количество холодного молекулярного газа и пы-
ли, падающих на поверхность протозвезды. В результате происходит испарение пыли, большое число
перерассеяний фотонов. Холодные пылевые частицы переизлучают фотоны на более длинных волнах.
Так, с одной стороны, возникает зона непрозрачности, многократно перерассеянный спектр первич-
ных фотонов смещен в инфракрасную область спектра. Длина волны излучения становится достаточно
большой и пылевые частицы уже не могут сильно поглощать такое излучение. Поэтому протозвезды
хорошо наблюдать в инфракрасном диапазоне.
Когда масса вещества звезды в результате аккреции достигает 0.1 массы Солнца, температура в цент-
ре звезды достигает 1 млн. K и в жизни протозвезды начинается новый этап - реакции термоядерного
синтеза. Однако эти термоядерные реакции существенно отличаются от реакций, протекающих в обыч-
ных звездах типа Солнца. Дело в том, что протекающие на Солнце реакции синтеза:
требуют более высокой температуры ~10 млн K. Температура же в центре протозвезды составляет все-
го ~ 1 млн K. При такой температуре эффективно протекает реакция слияния дейтерия:
где Q = 3.26 МэВ - выделяющаяся энергия.
Дейтерий также как и 4He образуется на дозвездной стадии эволюции Вселенной и его содержание в
веществе протозвезды составляет 10-5 от массы протонов. Однако даже этого небольшого количества
достаточно для появления в центре протозвезды эффективного источника энергии.
Непрозрачность протозвездного вещества приводит к тому, что в звезде начинают возникать конвек-
тивные потоки газа. Нагретые пузыри газа устремляются от центра звезды к периферии. А холодное ве-
щество с поверхности спускается к центру протовезды и поставляет дополнительное количество дейте-
рия. На следующем этапе горения дейтерий начинает перемещаться к периферии протозвезды, разогре-
вая её внешнюю оболочку, что приводит к разбуханию протозвезды. Протозвезда с массой, равной мас-
се Солнца, имеет радиус, в пять раз превышающий солнечный.
Масса компактной зоны больше массы образовавшейся протозвезды. Удаление лишней массы, прекра-
щение аккреции вещества на поверхности происходит под действием звездного ветра, когда рассеива-
ется “лишнее” вещество компактной зоны, не сконцентрированное в протозвезду. Обнажается объект,
который можно наблюдать в оптическом диапазоне. Как и протозвезда, эта звезда имеет ту же свети-
мость, однако механизм свечения звезды теперь - гравитационное сжатие, а не термоядерный синтез
или аккреция вещества на поверхности протозвезды. Сжатие звездного вещества за счет гравитацион-
ных сил приводит к повышению температуры в центре звезды, что создает условия для начала ядер-
ной реакции горения водорода.
Ядерные реакции начинаются в ограниченной центральной части звезды. Начавшиеся термоядерные
реакции сразу же останавливают дальнейшее сжатие звезды. Тепло, выделяющееся в процессе термо-
ядерной реакции горения водорода, создает давление, которое и противодействует гравитационному
сжатию.
nuclphys.sinp.msu.ru/nuclsynt/n01.htm
Итак, протозвезда медленно сжимается, и наступает момент, когда температура в ее недрах достигает
значения около 6 млн. К, при котором начинаются нормальные термоядерные реакции. Вначале вы-
деление термоядерной энергии не компенсирует потерь на излучение с поверхности протозвезды. По-
этому слабое сжатие продолжается ещё некоторое время, температура в недрах растёт, интенсивность
ядерного горения усиливается. Сжатие должно прекратиться, когда мощность термоядерного "котла"
уравновесится с энергией светимости протозвезды. После этого её уже можно считать нормальной
звездой, хотя различные переходные процессы еще некоторое время будут продолжаться, что также
связано с нестабильностью электромагнитных полей новорожденной звезды.
Превращение протозвезды массой 1 Мс в нормальную звезду на диаграмме Герцшпрунга-Рессела
происходит в точке с координатами L = 0,7Lс и Tе = 5800 К. Если отметить на этой диаграмме ана-
логичные точки для звезд разных масс, то получится линия, которую принято называть начальной
главной последовательностью.
Однако не каждой протозвезде суждено стать
звездой: лишь объекты массой более ~ 0,08 Мс
"удостаиваются этой чести". У менее массивных
протозвезд температура в центре никогда не
поднимается до уровня, необходимого для ин-
тенсивного протекания термоядерных реакций.
Вверху изображено изменение температуры в
центре протозвезд с массой 0,085 и 0,07 Мc с
течением времени. Нижняя диаграмма показы-
вает как при этом меняется вклад ядерного
энерговыделення Lя в полную светимость L.
Видно, что объект с массой 0,07 Мс никогда
не превратится в звезду главной последова-
тельности.
colonization.narod.ru
|
Обнаружен
"солнечный цикл" у отдаленной звезды
|
В течение многих лет астрономы задавались вопросом, присущи ли другим звездам, подобным Солнцу,
периодические увеличения рентгеновской активности - те, что доставляют землянам и их технике
( связь, электроника и электроснабжение ) множество хлопот.
Космической рентгеновской обсерватории
Европейского космического агентства (ESA) под названием
"Ньютон" (XMM-Newton) теперь удалось ответить на этот животрепещущий
вопрос - то есть впервые
были зарегистрированы циклические изменения рентгеновской радиации, испускаемой
звездой,
подобной Солнцу. Это открытие поможет ученым больше узнать о том, как звезды
могут влиять на
развитие жизни на своих планетах.
В 1610
году Галилео Галилей разглядел в телескоп на Солнце солнечные пятна, с тех пор
астрономы
тщательно следили за их числом, размерами и местоположением на солнечном диске.
Солнечные
пятна - это относительно "холодные" области на нашем светиле, которые
наблюдаются как "заплатки"
темного цвета. Их число то растет, то падает в зависимости от солнечной активности,
и эти изменения
носят циклический характер, основной цикл равен приблизительно 11 годам. Уровень
рентгеновского
излучения от нашего светила меняется очень сильно ( раз в 100 ), а его пик приходится
как раз на то
время, когда поверхность Солнца покрыта наибольшим количеством пятен.
Если Солнце находится в максимуме
своей активности, то почти неизбежны такие крупномасштабные
явления как солнечные вспышки и коронарные выбросы. Постоянное наблюдение за
ними ведет,
например, спутник SOHO - космическая солнечная обсерватория NASA и ESA. Эти
события сопро-
вождаются выбросом большого количества энергии и заряженных частиц, которые
устремляются
прочь - в том числе и к Земле - и могут стать причиной мощнейших магнитных бурь,
нарушающих
радиосвязь, выводить из строя спутники, влиять на земную погоду и климат.
Помимо чисто академического
интереса, циклическое поведение Солнца может самым непосредст-
венным образом коснуться каждого жителя Земли или другой планеты. Ведь от высокоэнергетической
радиации, испускаемой Солнцем, зависят глобальные климатические изменения. Например,
времен-
ному исчезновению солнечного цикла в XVIII столетии сопутствовал исключительно
холодный период
на Земле. Точно так же на ранних этапах развития жизни на планете эта высокоэнергетическая
форма
радиации может сильно влиять на состояние атмосферы и, таким образом, на ход
всей эволюции.
Ответ на вопрос, типичен ли цикл солнечной активности среди других звезд солнечного
типа, и в
особенности среди тех из них, что обладают планетами земного типа, поможет более
конкретно
обсуждать возможность существования иных форм жизни вне Солнечной системы.
В то же время информация о распространенности среди звезд таких циклов и их
длительность поможет
больше узнать о климатических изменениях на Земле.
_______________ 
Существование циклов звездных пятен
у других звезд было установлено уже давно - благодаря наблю-
дениям, которые начались в 1950-х годах. Однако ученые не знали, меняется ли
вместе с изменением
числа звездных пятен уровень рентгеновской радиации. Группа астрономов во главе
с Фабио Фаватой
(Fabio Favata) из Европейского центра космических исследований и технологий
ESA, расположенного
в Нидерландах, с самого начала работы "Ньютона" в 2000 году отслеживала
характеристики небольшой
выборки звезд солнечного типа.
И вот, теперь выясняется, что в рентгеновском диапазоне яркость звезды HD 81809,
расположенной
на расстоянии в 99 световых лет от нас в созвездии Гидры, за последние 2,5 года
изменилась более
чем в 10 раз, достигнув хорошо различимого пика в середине 2002 года.
Звезда продемонстрировала характерную
рентгеновскую модуляцию (повышение и понижение яркости),
типичную для солнечного цикла. "Все это представляет собой первый явный
признак наличия рентге-
новского цикла у других звезд", - говорит Фавата. Кроме того, данные показывают,
что эти вариации
синхронизированы с циклом звездных пятен. Если HD 81809 ведет себя подобно Солнцу,
то его рентге-
новская яркость может меняться в сто раз за несколько лет. "Мы, возможно,
удачно "поймали" HD 81809
в самом начале ее рентгеновского цикла", - добавляет Фавата.
Теперь запланированы дальнейшие
наблюдения HD 81809 и других подобных Солнцу звезд.
Хочется понять, являются ли столь большие модуляции рентгеновской яркости, которые
наблюдаются
в случае нашего Солнца, нормой для звезд этого типа. Изучив, как ведут себя
эти звезды, ученые смогут
больше узнать о прошлом и будущем собственного светила.
звезда HD 81809 
ссылки: _ grani.ru/Society/Science/m.69972.html
_ esa.int/export/esaCP/SEMFALGHZTD_.html
|
Частично
глобальное потепление связано с увеличением солнечной активности
|
Никола Скафетта (Nicola Scafetta) и Брюс Вест (Bruce West) из Университета Дьюка (Северная Кароли- на, США) полагают, что существующие климатические модели недооценивают роль Солнца в процес- сах глобального потепления. По мнению исследователей, доля "вины" Солнца в этих процессах может составлять до 30%. Связано это с продолжающимся ростом тепловой энергии, излучаемой Солнцем. Как утверждает Скафетта, в последние 100 лет наблюдается неуклонный рост количества солнечных пятен, свидетельствующих о нарастании активности Солнца. Это, конечно же, не означает, что наша звезда "идет вразнос": все дело в очередном циклическом повышении солнечной активности. В своей работе, опубликованной в журнале Geophysical Research Letters, ученые предлагают новые ста- тистические методы, позволяющие, по их словам, более точно предугадать тот эффект, который окажет нынешнее усиление солнечной активности на температуру земной атмосферы в будущем, говорится в пресс-релизе Университета Дьюка. «Что будет происходить с Солнцем дальше, мы не знаем, — замечает Скафетта. — На данный момент, если наши предположения верны, нам прежде всего необходимо скорректировать существующие кли- матические модели так, чтобы в них учитывались текущие изменения солнечной активности, так как этот рост не может не влиять на климат Земли ».
ссылки: elementy.ru/news/164858?p Рекордные вспышки позволили NASA разглядеть драконов на Солнце pereplet.ru/obrazovanie/stsoros/190.html - Влияние солнечной активности на атмосферу Земли solncev.narod.ru/Soln_a1.htm y-net.narod.ru/astro/a_news16.htm - когда взорвется наше Солнце? y-net.narod.ru/astro/a_news33.htm - корональный выброс на Солнце yastro.narod.ru/ a_news93.htm - Солнце закончит свою эволюцию через 8 миллиардов лет.