Материалы к уроку астрономии "Звезды"

Учебный проект по физике  "Звезды: их рождение, жизнь и смерть" “…Ничего нет более простого, чем звезда…”. А.С.Эддингтон Учебный предмет (дисциплины, близкие к теме): астрофизика. Возраст ученика: 11 класс. Тип проекта:  поисковый. Основополагающий вопрос: Действительно ли мы «дети» звезд?   Продукты проекта: Презентация, выполненная в программе Power Point. Проблемные вопросы:  Что такое звезда?  Какие бывают звезды?  Как рождаются звезды?  Как устроена звезда и как она живет?   Как умирают звезды?  Что остается после звезды? РАЗДЕЛ №1: Проблемный вопрос: Что такое звезда?  Звездаа — небесное   тело,   в   котором   идут,   шли   или   будут   идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут   в   данный   момент   термоядерные   реакции.  Солнце —   типичная   звезда спектрального   класса G.   Звёзды   представляют   собой   массивные светящиеся газовые (плазменные)   шары.   Температура   вещества   в   недрах   звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения   водорода   в   гелий,   происходящих   при   высоких температурах   во   внутренних   областях.   Звёзды   часто   называют   главными телами Вселенной,   поскольку   в   них   заключена   основная   масса   светящегося вещества   в   природе.   что   звёзды   имеют отрицательную теплоёмкость.   Примечательно   и   то, РАЗДЕЛ №2: Проблемный вопрос: Какие бывают звезды?  Виды звезд  3везды бывают новорожденными, молодыми, среднего возраста и старыми. Новые звезды постоянно образуются, а старые постоянно умирают.  Самые молодые, которые называются звездами типа Т Тельца (по одной из звезд в созвездии Тельца), похожи на Солнце, но гораздо моложе его. Фактически 2 они   все   еще   находятся   в   процессе   формирования   и   являются   примерами протозвезд (первичных звезд).   Это переменные звезды, их светимость меняется, поскольку они еще не вышли   на   стационарный   режим   существования.   Вокруг   многих   звезд   типа   Т Тельца имеются вращающиеся диски вещества; от таких звезд исходят мощные ветры.  Энергия  вещества,  которая  падает  на  протозвезду  под  действием   силы тяготения, превращается в тепло. В результате температура внутри протозвезды все время повышается. Когда центральная ее часть становится настолько горячей, что начинается ядерный синтез, протозвезда превращается в нормальную звезду. Как только начинаются ядерные реакции, у звезды появляется источник энергии, способный   поддерживать   ее   существование   в   течение   очень   долгого   времени. Насколько долгого ­ это зависит от размера звезды в начале этого процесса, но у звезды размером с наше Солнце топлива хватит па стабильное существование в течение   примерно   10   миллиардов   лет.   Однако   случается,   что   звезды,   гораздо более   массивные,   чем   Солнце,   существуют   всего   несколько   миллионов   лет; причина   в   том,   что   они   сжимают   свое   ядерное   топливо   с   гораздо   большей скоростью.                                    Все звезды в основе своей похожи на наше Солнце: это огромные шары очень   горячего   светящегося   газа,   в   самой   глубине   которых   вырабатывается ядерная энергия. Но не все звезды в точности такие, как Солнце. Самое явное различие ­ это цвет. Есть звезды красноватые или голубоватые, а не желтые.    Кроме того, звезды различаются и по яркости, и по блеску. Насколько яркой выглядит звезда в небе, зависит не только от ее истинной светимости, но также и от расстояния, отделяющего ее от нас. С учетом расстояний, яркость звезд меняется в широком диапазоне: от одной десятитысячной яркости Солнца до   яркости   более   чем   миллиона   Солнц.  Подавляющее   большинство   звезд,  как оказалось, располагается ближе к тусклому краю этой шкалы. Солнце, которое во многих   отношениях   является   типичной   звездой,   обладает   гораздо   большей светимостью,   чем   большинство   других   звезд.   Невооруженным   глазом   можно увидеть очень небольшое количество слабых по своей природе звезд. В созвездиях нашего неба главное внимание привлекают к себе “сигнальные огни” необычных звезд, тех, что обладают очень большой светимостью.  Почему же звезды так сильно различаются по своей яркости? Оказывается, тут   все   зависит   от   массы   звезды   Количество   вещества,  содержащееся  в конкретной звезде, определяет ее цвет и блеск, а также то, как блеск меняется во времени. Минимальная величина массы, необходимая, чтобы звезда была звездой, составляет около одной двенадцатой массы Солнца. Если вещества меньше, то центр никогда не станет достаточно горячим, чтобы поддерживать протекание ядерных реакций. Объекты, масса которых находится в промежутке между одной сотой   и   одной   двенадцатой   массы   Солнца,   называются   «коричневыми карликами»;   они   в   течение   короткого   времени   вырабатывают   некоторое количество   энергии,   но   стать   настоящими   звездами   не   могут.   Поскольку коричневые карлики не излучают света, обнаружить их чрезвычайно сложно. Что касается другого конца шкалы, то астрономам пока неясно, насколько тяжелы   самые   массивные   звезды.   Возможно,  что   лишь   очень   немногие   из   них превосходят Солнце по массе более, чем в 60 раз; вероятно, ни одна звезда не превосходит его более, чем в 100 раз. 3 Гиганты и карлики Самые   массивные   звезды   одновременно   и   самые   горячие,   и   самые   яркие. Выглядят они белыми или голубоватыми. Несмотря на свои огромные размеры, эти звезды производят такое колоссальное количество энергии, что все их запасы ядерного   топлива   перегорают   за   какие­нибудь   несколько   миллионов   лет.   В противоположность им звезды, обладающие небольшой массой, всегда неярки, а цвет их — красноватый. Они могут существовать в течение долгих миллиардов лег.    Однако среди очень ярких звезд в нашем небе есть красные и оранжевые. К ним относятся и Альдебаран — глаз быка в созвездии Телец, и Антарес в Скорпионе. Как   же   могут   эти   холодные   звезды   со   слабо   светящимися   поверхностями соперничать с раскаленными добела звездами типа Сириуса и Беги? Астрономы   определяют   диаметры   звезд,   сопоставляя   температуру   их поверхности с яркостью: чем больше диаметр звезды, тем больше энергии она излучает при данной температуре. Размер белого карлика примерно равен размеру Земли, но масса его в миллион раз больше. Самые большие красные гиганты по размеру превосходят орбиту Земли вокруг Солнца. Ответ   состоит   в   том,   что   эти   звезды   очень   сильно   расширились   и   теперь   по размеру намного превосходят нормальные красные звезды. По этой причине их называют сверхгигантами.    Благодаря   огромной   площади   поверхности,   гиганты   излучают   неизмеримо больше   энергии,   чем   нормальные   звезды   вроде   Солнца,   несмотря   на   то,   что температура их поверхности значительно ниже, диаметр красного сверхгиганта — например, Бетельгейзе в Орионе — в несколько сот раз превосходит диаметр Солнца.   Напротив,   размер   нормальной   красной   звезды,   как   правило,   не превосходит   одной   десятой   размера   Солнца.   По   контрасту   с   гигантами   их называют «карликами». Гигантами и карликами звезды бывают на разных стадиях своей жизни, и гигант может в конце концов превратиться в карлика, достигнув «пожилого возраста». гигантами, даже                                        Пульсирующие переменные  звезды В   1596   г.   голландский   наблюдатель   звезд,   любитель,   по   имени   Давид Фабрициус   (1564­1617),   обнаружил   довольно   яркую   звезду   в   созвездии   Кита, звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из   или 4 виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды. Эта звезда получила название Мира ­ чудесная. За период времени в 332 дня Мира изменяет   свой   блеск   от   приблизительно   2­й   звездной   величины   (на   уровне Полярной звезды) до 10­й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой,   чем   необходимо   для   наблюдения   невооруженным   глазом.  В   наши   дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не столь драматично, как Мира.    Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем   блеск   иногда   изменяется   на   много   световых   величин,   а   иногда   так незначительно,   что   это   изменение   можно   обнаружить   лишь   с   помощью   очень чувствительных   приборов.   Некоторые   звезды   меняются   регулярно.   Другие   ­ неожиданно   гаснут   или   внезапно   вспыхивают.   Перемены   могут   происходить циклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды. Чтобы   понять,   почему   та   или   иная   звезда   является   переменной,   необходимо сначала   точно   проследить,   каким   образом   она   меняется.   График   изменения звездной   величины   переменной   звезды   называется   кривой   блеска.   Чтобы начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерения звездных величин профессиональные астрономы используют прибор,   называемый   фотометром,   однако   многочисленные   наблюдения переменных   звезд   производятся   астрономами­любителями.   С   помощью специально подготовленной карты и после некоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине переменной звезды прямо на глаз, если сравнивать ее с постоянными   звездами,   расположенными   рядом.   Графики   блеска   переменных звезд   показывают,   что   некоторые   звезды   меняются   регулярным   (правильным) образом ­ участок их графика на отрезке времени определенной длины (периоде) повторяется   снова   и   снова.   Другие   же   звезды   меняются   совершенно непредсказуемо.   К   правильным   переменным   звездам   относят   пульсирующие звезды   и   двойные   звезды.   Количество   света   меняется   оттого,   что   звезды пульсируют   или   выбрасывают   облака   вещества.   Но   есть   другая   группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение   блеска   бинарных   звезд,   это   означает,   что   произошло   одно   из нескольких  возможных явлений. Обе  звезды могут оказаться на  линии  нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, они могут проходить прямо одна перед   другой.   Подобные   системы   называются   затменно­двойными   звездами. Самый знаменитый пример такого рода ­ звезда Алголь в созвездии Персея. В тесно   расположенной   паре   материал   может   устремляться   с   одной   звезды   на другую, нередко вызывая драматические последствия.     Некоторые   из   наиболее   правильных   переменных   звезд   пульсируют, сжимаясь и снова увеличиваясь ­ как бы вибрируют с определенной частотой, примерно   так,   как   это   происходит   со   струной   музыкального   инструмента. Наиболее   известный   тип   подобных   звезд   ­   цефеиды,   названные   так   по   звезде 5 Дельта   Цефея,   представляющей   собой   типичный   пример.   Это   звезды сверхгиганты, их масса превосходит массу Солнца в 3 ­ 10 раз, а светимость их в сотни   и   даже   тысячи   раз   выше,   чем   у   Солнца.   Период   пульсации   цефеид измеряется   днями.   В   процессе   пульсации   цефеиды,   как   площадь,   так   и температура   ее   поверхности   изменяются,   что   вызывает   общее   изменение   ее блеска.     Мира,   первая   из   описанных   переменных   звезд,   и   другие   подобные   ей звезды обязаны своей переменностью пульсациям. Это холодные красные гиганты в последней стадии своего существования, они вот­вот полностью сбросят, как скорлупу, свои наружные слои и создадут планетарную туманность. Большинство красных   сверхгигантов,   подобных   Бетельгейзе   в   Орионе,   изменяются   лишь   в некоторых   пределах.   Используя   для   наблюдений   специальную   технику, астрономы обнаружили на поверхности Бетельгейзе большие темные пятна.     Звезды   типа   RR   Лиры   представляют   другую   важную   группу пульсирующих звезд. Это старые звезды примерно такой же массы, как Солнце. Многие   из   них   находятся   в   шаровых   звездных   скоплениях.   Как   правило,   они меняют   свой   блеск   на   одну   звездную   величину   приблизительно   за   сутки,   Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.                     Неправильные переменные звезды    R   Северной   Короны   и   звезды,   подобные   ей,   ведут   себя   совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины,   а   затем   постепенно   растет,   возвращаясь   к   прежнему   уровню.   По­ видимому,   причина   тут   в   том,   что   эта   звезда­сверхгигант   сбрасывает   с   себя облака углерода, который конденсируется в крупинки, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве. Звезды этого типа производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.         Наименование переменных звезд    Особая система наименования переменных звезд была разработана в XVII в. и используется астрономами до сих пор, несмотря на некоторую ее громоздкость и усложненность.   Для   обозначения   переменных   звезд   в   каждом   созвездии используют латинские буквы от R до Z, в порядке убывания их яркости. Так что R   Северной   Короны   —   это   самая   яркая   из   всех   переменных   звезд   Северной Короны, а Т Тельца — третья по яркости переменная звезда в Тельце. Буквами от R до Z можно обозначить только первые девять самых ярких переменных звезд созвездия.   Для   десятой   и   следующих   используют   буквы   латинского   алфавита попарно (за исключением J): АА, АВ, АС и так далее. Это дает 334 возможных обозначения. После того как в некотором созвездии уже открыто 334 переменных 6 звезды, последующие уже называют просто V335, V336 и т.д. Таким образом, Т Тельца,   RR   Лиры,   и   UV   Кита   и   V1500   Лебедя   ­   это   все   типичные   названия известных переменных звезд. Но бывают и некоторые исключения, особенно среди более   ярких   звезд.   Дельта   Цефея   и   Альфа   Ориона,   например,   обе   являются переменными, но наименования у них не укладываются в только что описанную систему. Двойные звезды   Примерно половина всех звезд нашей Галактики принадлежит к двойным системам, так что двойные звезды, вращающиеся по орбитам одна вокруг другой, явление   весьма   распространенное.   Принадлежность   к   двойной   системе   очень сильно влияет на всю жизнь звезды, особенно когда напарники находятся близко друг  к  другу. Потоки  вещества,  устремляющиеся  от  одной  звезды  на  другую, приводят к драматическим вспышкам, таким, как взрывы новых и сверхновых звезд.    Двойные звезды удерживаются вместе взаимным тяготением. Обе звезды двойной системы вращаются по эллиптическим орбитам вокруг некоторой точки, лежащей между ними и называемой центром гравитации этих звезд. Это можно представить себе как Точку опоры, если вообразить звезды сидящими на детских качелях: каждая на своем конце доски, положенной на бревно. Чем дальше звезды друг от друга, тем дольше длятся их пути по орбитам. Большинство двойных звезд (или просто ­ двойных) слишком близки друг к другу, чтобы их можно было различить   по   отдельности   даже   в   самые   мощные   телескопы.   Если   расстояние между   партнерами   достаточно   велико,   орбитальный   период   может   измеряться годами, а иногда целым столетием или даже больше. Двойные звезды, которые ты можешь увидеть раздельно, называются ­ видимыми двойными. Открытие двойных звезд                                   Чаще всего двойные звезды определяются либо по необычному движению более яркой из двух, либо по их совместимому спектру. Если какая­ нибудь звезда совершает на небе регулярные колебания, это означает, что у нее есть   невидимый   партнер.   Тогда   говорят,   что   это   астрометрическая   двойная звезда, обнаруженная с помощью измерений ее положения.                  Спектроскопические двойные звезды обнаруживают по изменениям и особым   характеристикам   их   спектров,   Спектр   обыкновенной   звезды,   вроде Солнца,   подобен   непрерывной   радуге,   пересеченной   многочисленными   узкими Нелями   ­   так   называемыми   линиями   поглощения.   Точные   цвета,   на   которых расположены эти линии, изменяются, если звезда движется к нам или от нас. Это явление называется эффектом Доплера. Когда звезды двойной системы движутся по своим орбитам, они попеременно то приближаются к нам, то удаляются. В результате линии их спектров перемещаются на некотором участке радуги. Такие подвижные линии спектра говорят о том, что звезда двойная. Если оба участника двойной системы имеют примерно одинаковый блеск, в спектре можно увидеть 7 два   набора   линий.   Если   одна   из   звезд   гораздо   ярче   другой,   ее   свет   будет доминировать, но регулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ее истинную двойную природу.          Измерение скоростей звезд двойной системы и применение закона всемирного тяготения представляют собой важный метод определения масс звезд. Изучение двойных звезд ­ это единственный прямой способ вычисления звездных масс. Тем не менее, в каждом конкретном случае не так просто получить точный ответ.    Тесные двойные звезды   В системе близко расположенных двойных звезд взаимные силы тяготения стремятся растянуть каждую из них, придать ей форму груши. Если тяготение достаточно   сильно,   наступает   критический   момент,   когда   вещество   начинает утекать   с  одной   звезды   и  падать   на   другую.  Вокруг   этих   двух   звезд   имеется некоторая   область   в   форме   трехмерной   восьмерки,   поверхность   которой представляет   собой   критическую   границу.   Эти   две   грушеобразные   фигуры, каждая вокруг своей звезды, называются полостями Роша. Если одна из звезд вырастает   настолько,   что   заполняет   свою   полость   Роша,   то   вещество   с   нее устремляется на другую звезду в той точке, где полости соприкасаются. Часто звездный   материал   не   опускается   прямо   на   звезду,   а   сначала   закручивается вихрем, образуя так называемый аккреционный диск. Если обе звезды настолько расширились, что заполнили свои полости Роша, то возникает контактная двойная звезда. Материал обеих звезд перемешивается и сливается  в шар вокруг  двух звездных ядер. Поскольку, в конечном счете, все звезды разбухают, превращаясь в гиганты, а многие звезды являются двойными, то взаимодействующие двойные системы — явление нередкое. Эволюция двойной системы                                    Знаменитая затменно­двойная звезда Алголь является хорошим примером пары звезд, обменивающихся материалом. Если бы обе эти звезды были одиночными, вроде нашего Солнца, их эволюция была бы совершенно иной.  1.  Алголь родилась как пара звезд, более крупная из которых в 3 раза превосходила по массе Солнце, а та, что поменьше — в 1,5 раза. 2.  Более   крупная   звезда   гораздо   быстрее   использовала   свои запасы водорода, чем ее компаньон, и, постепенно расширяясь, превратилась в красного гиганта, заполнившего свою полость Роша. Красный гигант начал перебрасывать материал своему партнеру.  3.   Теперь   звезды   поменялись   ролями.   Та,   что   вначале   была большой звездой, теперь по массе уступает Солнцу, в то время 8 как   масса   другой   звезды   увеличилась   до   3,7   солнечных   масс.   Небольшое количество материала все еще перетекает с одной звезды на другую. 4.   В   будущем   другая   звезда   тоже   расширится,   и   тогда   обе   они   придут   в соприкосновение, а общий материал окутает их одним покровом.                  Звезда переливается через  край  Одним  из  поразительных  результатов   переноса  массы  в  двойных  звездах является   так   называемая   вспышка   новой.   Одна   звезда   расширяется   так,   что заполняет свою полость Роша; это означает раздувание наружных слоев звезды до того   момента,   когда   ее   материал   начнет   захватываться   другой   звездой, подчиняясь ее тяготению. Эта вторая звезда — белый карлик. Внезапно блеск увеличивается   примерно   на   десять   звездных   величин   —   вспыхивает   новая.    Происходит   не  что   иное,  как   гигантский   выброс   энергии   за   очень   короткое время, мощный ядерный взрыв на поверхности белого карлика. Когда материал с раздувшейся звезды устремляется к карлику, давление в низвергающемся потоке материи   резко   возрастает,   а   температура   под   новым   слоем   увеличивается   до миллиона   градусов.   Наблюдались   случаи,   когда   через   десятки   или   сотни   лет вспышки новых повторялись. Другие взрывы наблюдались лишь однажды, но они могут повториться через тысячи лет. На звездах иного типа происходят менее драматические вспышки — карликовые новые, — повторяющиеся через дни и месяцы.                                               Нейтронные звезды   Если масса сжимающейся звезды превосходит массу Солнца более чем в 1,4 раза, то такая звезда, достигнув стадии белого карлика, на том не остановится. Гравитационные силы в этом случае очень велики, что электроны вдавливаются внутрь атомных ядер. В результате изотопы превращаются в нейтроны способные прилетать друг к другу без всяких промежутков. Плотность нейтронных звезд превосходит   даже   плотность   белых   карликов;   но   если   масса   материала   не превосходит   3   солнечных   масс,   нейтроны,   как   и   электроны,   способны   сами предотвратить   дальнейшее   сжатие.   Типичная   нейтронная   звезда   имеет   в поперечнике всего лишь от 10 до 15 км, а один кубический сантиметр ее вещества весит   около   миллиарда   тонн.   Помимо   неслыханно   громадной   плотности, нейтронные звезды обладают еще двумя особыми свойствами, которые позволяют их   обнаружить,   невзирая   на   столь   малые   размеры:   это   быстрое   вращение   и сильное   магнитное   поле.   В   общем,   вращаются   все   звезды,   но   когда   звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает ­ точно так же, как фигурист на льду вращается   гораздо   быстрее,  когда   прижимает   к   себе   руки.  Нейтронная   звезда совершает несколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением,   нейтронные   звезды   имеют   магнитное   поле,   в   миллионы   раз   более сильное, чем у Земли.   Пульсары 9    Пульсар — космический источник радио­ (радиопульсар), оптического (оптический пульсар), рентгеновского (рентгеновский   пульсар)   или гамма­ (гамма­пульсар) излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов).  Согласно доминирующей астрофизической модели, пульсары представляют собой   вращающиеся нейтронные   звёзды с магнитным   полем,   которое   наклонено к оси вращения, что вызывает модуляцию приходящего на Землю излучения.   Первые   пульсары   были   открыты   в   1968   г.,   когда   радиоастрономы обнаружили   регулярные   сигналы,   идущие   к   нам   из   четырех   точек   Галактики. Ученые   были   поражены   тем   фактом,   что   какие­то   природные   объекты   могут излучать радиоимпульсы в таком правильном и быстром ритме. В начале, правда, ненадолго астрономы заподозрили участие неких мыслящих существ, обитающих в   глубинах   Галактики.   Но   вскоре   было   найдено   естественное   объяснение.   В мощном магнитном поле нейтронной звезды движущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора. Звезда   быстро   вращается,   и   радиолуч   пересекает   линию   нашего   наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма­лучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых ­ тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по каким­то причинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойные системы.                    Черные дыры Согласно   теоретическим   расчетам,   масса   нейтронной   звезды   не   может превышать   трехкратной   массы   Солнца.   А   что   же   случится   при   сжатии   более массивной звезды? Наибольшим признанием пользуется идея, что в этом случае образуется черная дыра. Черные   дыры   обладают   фантастическими   свойствами,   придающими   им особый   интерес.   В   области,   окружающей   сжавшуюся   массу,   поле   тяготения оказывается столь сильным, что не выпускает наружу даже свет. Граница такой области   называется   горизонтом   событий,   потому   что   ни   один   внешний наблюдатель   не   может   видеть   ничего   из   происходящего   внутри,   за   этим горизонтом. А внутри ничто — за исключением, возможно, каких­то неизвестных нам физических явлений — не может остановить безудержное сжатие (коллапс) материи в бесконечно малую точку. На самом деле там, на горизонте событий, пет никаких опознавательных знаков, и воображаемый астронавт, падающий в черную дыру, не заметил бы ничего особенного — но это вроде клапана с односторонним действием. Внутрь может провалиться все, что угодно, но ничего и никогда уже не   выйдет   обратно.   Для   черной   дыры,   масса   которой   в   три   раза   превышает солнечную, радиус горизонта событий составляет 9 км. Существуют ли черные дыры в действительности? Почти наверняка, да. В целом   ряде   двойных   систем,   где   массы   партнеров   удается   вычислить   по 10 особенностям   их   движения,   несомненно,   имеются   очень   компактные   объекты, которые слишком массивны, чтобы быть даже нейтронными звездами. В одной из рентгеновских   двойных   систем,   называемой   АО620­00,   удалось   очень   точно измерить   массу   компактной   звезды   (для   этого   использовались   данные   разных видов   наблюдений).   Она   оказалась   равной   16   массам   Солнца,   что   намного превышает   возможности   нейтронных   звезд.   В   другом   двойном   рентгеновском источнике,  V404  Лебедя,  есть   черная   дыра   с  массой   не   менее  6,3  солнечной.    Кроме   черных   дыр   с   массами,   типичными   для   звезд,   почти   наверняка существуют и сверхмассивные черные дыры, расположенные в центрах галактик. Лишь падение вещества  в черную дыру может быть источником колоссальной энергии, исходящей из ядер активных галактик.   Сверхновые     Звезды,   массы   которых   не   достигают   1,4   солнечной,   умирают   тихо   и безмятежно.  А  что   происходит  с  более  массивными   звездами?  Как  возникают нейтронные   звезды   и   черные   дыры?   Катастрофический   взрыв,   которым заканчивается жизнь массивной звезды, ­ это воистину впечатляющее  событие. Это самое мощное из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение ока   высвобождается   больше   энергии,   чем   излучает   ее   наше   Солнце   за   10 миллиардов   лет.   Световой   поток,   посылаемый   одной   гибнущей   звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый свет составляет лишь малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды разлетаются прочь со скоростями до 20 000 км в секунду. Такие грандиозные звездные взрывы называются сверхновыми. Сверхновые ­ довольно редкое явление. Каждый год в других галактиках обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска. За столетие в каждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике сверхновых не наблюдали с 1604 . Может быть, они и были, но остались невидимыми из­за большого количества пыли в Млечном Пути. Радиоастрономы обнаружили кольцо газа, оставшегося от сверхновой в созвездии Кассиопеи,   и   вычислили   дату   взрыва   ­   1658   г.   В   то   время   никто   не зарегистрировал необычно яркой звезды, хотя одна довольно скромная звездочка, которую впоследствии уже не видели, была отмечена в этом же месте на звездной карте 1680 г.  Наименование сверхновых     Хотя современные астрономы не были свидетелями сверхновой в нашей Галактике, им удалось наблюдать по крайней мере второе по интересу событие — сверхновую   в   1987   г.   в   Большом   Магеллановом   облаке,   ближней   галактике, видимой   в   южном   полушарии.   Сверхновой   дали   имя   SN   1987А.   Сверхновые именуются   годом   открытия,  за   которым   следует   заглавная   латинская   буква   в алфавитном   порядке,   соответственно   последовательности   находок.   SN   —   это 11 сокращение   от   «сверхновая».   (Если   за   год   их   открыто   более   26,   следуют обозначения АА, ВВ и т.д.) Сверхновая 1987А                  Когда 24 февраля 1987 г. была открыта SN 1987А. астрономы были очень взволнованы: ведь это была самая яркая сверхновая с 1604 г. Хотя на этот раз   сверхновая   вспыхнула   не   в   нашей   Галактике,   а   в   соседней   —   Большом Магеллановом облаке, ее звездная величина в максимуме блеска достигла 2,9, что позволяло   легко   наблюдать   сверхновую   в   южном   полушарии   невооруженным глазом.   Впервые   развитие сверхновой   стало   доступно   наблюдению   с   помощью современной аппаратуры. Используя фотографии, снятые до вспышки, удалось даже   определить,   какая   именно   звезда   взорвалась.   Это   оказался   голубой сверхгигант с массой примерно в 17 солнечных; согласно расчетам, его возраст составлял около 20 миллионов лет.        На самом деле взрыв произошел примерно за день до его обнаружения. Это было   установлено   по   более   ранней   фотографии,   а   исследователи,   изучающие потоки   космических   нейтрино,   23   февраля   зарегистрировали   неожиданно большое их количество.          Нейтрино — это элементарные частицы, вряд ли имеющие массу. Их очень трудно регистрировать, но такая работа чрезвычайно важна, так как нейтрино уносят большое количество энергии в целом ряде ядерных реакций. Обнаружение нейтрино   показало,   что   теория   возникновения   сверхновой   в   основном   верна. Однако на месте вспышки этой сверхновой не удалось обнаружить пульсар или нейтронную звезду.  РАЗДЕЛ №3:Проблемный вопрос: Как рождаются звезды? РОЖДЕНИЕ ЗВЕЗДЫ           Туманность Ориона, громадное облако раскаленного газа — водорода. В темную ночь можно разглядеть это туманное пятнышко невооруженным глазом. Четыре раскаленных белых звезды, называемые Трапецией, лежат в самом сердце   Квартет   этих   звезд   заливает   окружающий   газ этой   туманности. интенсивными ультрафиолетовыми   лучами,   вызывая   его   свечение.              Хотя   сами   звезды   Трапеции   разглядеть   нелегко,   но   красивое,   мягкое свечение окружающего газа ты заметишь сразу, если вооружиться биноклем или небольшим телескопом.                 Трапеция — это то самое место, где новые звезды рождаются прямо сейчас. Астрономы имеют все основания утверждать, что возраст звезд Трапеции — не более одного или двух миллионов лет. Это и в самом деле совсем немного по сравнению, например, с возрастом Солнца, которому уже 5 млрд. лет. Звезды Трапеции   —   не   единственные   такие   юные   звезды   в   небе;   существует   много свидетельств   того,  что   новые   звезды   образуются   непрерывно.   Даже   по   самым приблизительным   подсчетам   ежегодно   возникает,   по   крайней   мере,   несколько звезд. Но как в точности происходит их зарождение? 12         Решающие ключи к разгадке этой тайны лежат там, где обнаруживают очень юные звезды: вблизи темных межзвездных облаков. На фотографиях туманности Ориона, например, видны не только светящиеся облака, но и темные участки. Позади туманности Ориона, недоступное прямому наблюдению, лежит гигантское облако   молекул.   Хотя   его   нельзя   увидеть,   микроволновые   и   инфракрасные сигналы   от   этого   облака   сообщают   нам,   что   происходит   у   него   внутри.          Плотные сгустки газа в гигантском молекулярном облаке становятся теми семенами, из которых вырастают новые звезды. Как только такое семя возникает, силы тяготения начинают притягивать к нему все больше вещества, делая сгусток все более и более плотным. Постепенно он превращается в протозвезду: еще не звезду, но уже то, что станет звездой.           Однако еще на предыдущей стадии что­то должно дать толчок к началу образования   сгустков.   Такое   может   случиться,  если   через межзвездное   облако пройдет волна сжатия, возникшая, например, при столкновении галактик, когда взрываются  гигантские звезды, или просто в результате интенсивной радиации массивных звезд. Как только в облаке возникнет несколько молодых звезд, они начинают   воздействовать   на   прилегающие   области   таким   образом,   что   и   там образуются новые звезды. Возможно, что туманность Ориона, которую мы можем наблюдать теперь, в ближайшие 10 000 лет рассеется в пространстве, но вместо нее появится другая светящаяся туманность вокруг тех звезд, которые сейчас еще находятся в процессе формирования.         Только что возникшие звезды всегда окутаны пеленой пыли и газа. Прежде чем мы обнаружим их в видимом свете, они должны развеять свои коконы. Но если звезда окружена пылевой оболочкой, она нагревает эту пыль до 1000 °С. При такой температуре пыль дает инфракрасное излучение. Инфракрасные телескопы обычно устанавливают па спутниках или высоко в горах, чтобы гарантировать безошибочность   наблюдений.   Особенно   важна   инфракрасная   астрономия   для изучения звезд в процессе их формирования. РАЗДЕЛ №4: Проблемный вопрос: Как устроена звезда и как она живет? Звёзды   не   останутся   вечно   такими   же,  какими   мы   их   видим   сейчас.   Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как   эволюционирует   звезда,   как   меняются   с   течением   времени   её   внешние параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. А для этого надо знать, как устроены эти недра, каковы   их   химический   состав,   температура,   плотность,   давление.   Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным   методам:   расчётам,   компьютерному   моделированию.   При   этом пользуются данными о внешних слоях, известными законами физики и механики, общими как для Земли, так и для звёздного мира. 13 Условия   в   недрах   звёзд   значительно   отличаются   от   условий   в   земных лабораториях, но элементарные частицы – электроны, протоны, нейтроны – там те же, что и на Земле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять значения, полученные в лабораториях. Наблюдения   показывают,   что   большинство   звёзд   устойчивы,   т.е.   они заметно   не   расширяются   и   не   сжимаются   в   течение   длительных   промежутков времени. Как устойчивое тело звезда может существовать только в том случае, если все действующие на её вещество внутренние силы уравновешиваются. Какие же это силы? Звезда – раскалённый газовой шар, а основным свойством газа является стремление   расшириться   и   занять   любой   предоставленный   ему   объём.   Это стремление   вызвано   давление   газа   и   определяется   его   температурой   и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой точке ей противодействует другая сила –   сила   тяжести   вышележащих   слоев,   пытающаяся   сжать   звезду.   Однако   ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с  глубиной вес вышележащих слоёв увеличивается, то давление, а, следовательно, и температура возрастают к центру звезды. Звезда   излучает   энергию,   вырабатываемую   в   её   недрах.   Температура   в звезде распределена так, что в любом слое в каждый момент времени энергия, получаемая   от   нижележащего   слоя,   равняется   энергии,   отдаваемой   слою вышележащему. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться   её   поверхностью,   иначе   равновесие   нарушится.   Таким   образом,   к давлению газа добавляется ещё и давление излучения. Лучи, испускаемые звездой, получают свою в недрах, где располагается её источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звёздное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются   уже   в   других   направлениях.   Путь   каждого   луча   сложен   и напоминает запутанную  зигзагообразную кривую. Иногда он «блуждает» многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду. Излучение,   покидающее   поверхность   звезды,   качественно   (но   не количественно)   отличается   от   излучения,  рождающегося   в  источнике   звёздной энергии.   По   мере   движения   наружу   длина   волны   света   увеличивается. Поверхность Солнца, например, излучает в основном световые и инфракрасные лучи,   а   в   его   недрах   возникает   коротковолновое   рентгеновское   и   гамма­ излучение.   Давление   излучения   для   Солнца   и   подобных   ему   звёзд   составляет лишь   очень   малую   долю   от   давления   газа,   но   для   гигантских   звёзд   оно значительно. 14 Оценки температуры и плотности в недрах звёзд получают теоретическим путём, исходя из известной массы звезды и мощности её излучения, на основании газовых   законов   физики   и   закона   всемирного   тяготения.  Определённые   таким образом   температуры   в   центральных   областях   звёзд   составляют   от   10 млн. градусов   для   звёзд   легче   Солнца   до   30   млн.   градусов   для   гигантских   звёзд. Температура в центре Солнца – около 15 млн. градусов. При   таких   температурах   вещество   в   звёздных   недрах   почти   полностью ионизировано. Атомы химических элементов теряют свои электронные оболочки, вещество состоит только из атомных ядер и отдельных электронов. Поскольку поперечник атомного ядра в десятки тысяч раз меньше поперечника целого атома, то в объёме, вмещающем всего десяток целых атомов, могут свободно уместиться многие миллиарды атомных ядер и отдельных электронов. При этом расстояния между частицами вопреки высокой плотности будут всё ещё велики по сравнению с их размерами. Вот почему вещество, плотность которого в центре Солнца в 100 раз превышает плотность воды, ­ более плотное, чем любое твёрдое тело на Земле – тем не менее обладает всеми свойствами идеального газа. Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция),   подобно   кипящей   воде.   Такую   область   называют   конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет при этом равновесие. Источник энергии находится   в   конвективном   ядре.   По   мере   превращения   водорода   в   гелий молекулярная   масса   вещества   ядра   возрастает,   а   его   объём   уменьшается. Внешние   же   области   звезды   при   этом   расширяются,   она   увеличивается   в размерах, а температура её поверхности падаёт. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант. Строение   красного   гиганта   уже   иное.   Когда   в   процессе   сжатия конвективного ядра весь водород превращается в гелий, температура в центре повысится до 50­100 млн. градусов и начнется горение гелия. Он в результате ядерных реакций превращается в углерод. Ядро горящего гелия окружено тонким слоем   горящего   водорода,   который   поступает   из   внешней   оболочки   звезды. Следовательно, у красного гиганта два источника энергии. Над горящим ядром находится протяженная оболочка. В   дальнейшем   ядерные   реакции   создают   в   центре   массивной   звезды   всё более тяжелые элементы, вплоть до железа. Синтез элементов тяжелее железа уже не приводит к выделению энергии. Лишенное источников энергии, ядро звезды быстро сжимается. Это может повлечь за собой взрыв – вспышку сверхновой. Иногда при взрыве звезда полностью распадается, но чаще всего, по­видимому, остается компактный объект – нейтронная звезда или черная дыра. Вместе   с   оболочкой   взрыв   уносит   в   межзвездную   среду   различные химические элементы, образовавшиеся в недрах звезды за время её жизни. Новое 15 поколение   звезд,   рождающихся   из   межзвездного   газа,   будет   содержать   уже больше тяжелых химических элементов. Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звезды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две – три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет. В звездах – карликах, массы которых меньше массы Солнца, конвективное ядро   отсутствует.   Водород   в   них   горит,   превращаясь   в   гелий,   в   центральной области,  не   выделяющейся   из   остальной   части   звезды   наличием   конвективных движений. В карликах этот процесс протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счет энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время. Солнце и подобные ему звезды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4,5­5 млрд. лет. И за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку   и   закончить   свою   жизнь,   превратившись   в   белый   карлик.   Но   это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет. РАЗДЕЛ №5:   Проблемный вопрос: Как умирают звезды?                               Когда   ядерное   топливо   звезды   оказывается   израсходованным   и   в   ее глубинах прекращается выработка энергии, звезда начинает сжиматься к центру. Сила   тяготения,   больше   не   уравновешивается выталкивающей силой горячего газа.   направленная   внутрь, Дальнейшее развитие событий зависит от массы сжимающегося материала. Если   эта   масса   не   превосходит   солнечную   более   чем   в   1,4   раза,   звезда стабилизируется,   становясь   белым   карликом.   Катастрофического   сжатия   не происходит благодаря основному свойству электронов. Существует такая степень сжатия,   при   которой   они   начинают   отталкиваться,   хотя   никакого   источника тепловой энергии уже нет. Правда, это происходит лишь тогда, когда электроны и атомные ядра сжаты невероятно сильно, образуя чрезвычайно плотную материю. Белый  карлик  с массой  Солнца  по   объему  приблизительно   равен  Земле. Всего   лишь   чашка   вещества   белого   карлика   весила   бы   на   Земле   сотню   тонн. Любопытно,   что   чем   массивнее   белые   карлики,   тем   меньше   их   объем.   Что представляет   собой   внутренность   белого   карлика,   вообразить   очень   трудно. Скорее   всего,   это   нечто   вроде   единого   гигантского   кристалла,   который постепенно   остывает,   становясь,   все   более   тусклым   и   красным.   В действительности,  хотя   астрономы  белыми   карликами   называют   целую  группу звезд, лишь самые горячие из них, с температурой поверхности около 10 000 С, на самом деле белые. Белые карлики настолько малы, что даже наиболее горячие из 16 них испускают совсем немного света, и обнаружить их бывает нелегко. Тем не менее,  количество   известных   белых   карликов  сейчас   исчисляется  сотнями;   по оценкам   астрономов,   не   менее   десятой   части   всех   звезд   Галактики   ­   белые карлики.   Сириус,   самая   яркая   звезда   нашего   неба,   является   членом   двойной системы, и его напарник ­ белый карлик под названием Сириус В.   В   конечном   итоге   каждый   белый   карлик   превратится   в   темный   шар радиоактивного пепла абсолютно мертвые останки звезды.  Постепенно остывая, они все меньше и меньше излучают, переходя в невидимые "черные" карлики. Это мертвые,  холодные   звезды   очень   большой   плотности,  в  миллионы   раз  плотнее воды.   Их   размеры   меньше   размеров   земного   шара,   хотя   массы   сравнимы   с солнечной. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое существование большинство звезд. Однако финал жизни сравнительно массивных звезд может быть значительно, более драматическим  Сверхновая ­ смерть звезды   Чтобы разобраться в том, что приводит к взрыву сверхновой, нам придется рассмотреть последние стадии эволюции массивной звезды. Когда весь водород в центральном ядре превращается в гелий, начинаются новые ядерные процессы, преобразующие гелий в углерод. Но дальше от центра, в оболочке, водород все еще соединяется, образуя гелий. Когда гелий использован, горючим становится углерод.   В   слоях,   расположенных   вокруг   ядра,   протекает   весь   ряд последовательных   ядерных   реакций,   так   что   звезда   приобретает   структуру, напоминающую луковицу.                                                                                                            В последней стадии ядро звезды состоит уже из железа и никеля, а в слоях вокруг него идет ядерное горение кремния, неона, кислорода, углерода и гелия. Все это ведет к образованию в центре звезды белого карлика, пока масса не превышает критического рубежа в 1,4 солнечной. А за этим пределом наступает катастрофическое   сжатие   —   коллапс   ядра.   Менее   чем   за   секунду   ядро уменьшается   от   размеров   Земли   до   100   км   в   поперечнике.   Его   плотность становится такой, как у атомного ядра (примерно в 100 миллионов раз больше, чем   плотность   воды).   Вещество   сливается   в   нечто   подобное   гигантскому атомному ядру — образуется нейтронная звезда.    В  тот   момент,  когда   нейтроны   во   внутренней   части   ядра   оказываются способными   предотвратить   дальнейшее   сжатие,   процесс   внезапно останавливается. Немедленно на еще падающий к центру материал обрушиваются встречные ударные волны, и в звезду вливается энергия огромного количества частиц,   называемых   нейтрино.   В   результате   звезда   сбрасывает   свои   наружные слои, открывая   взгляду  скрывавшееся   под  ними  нейтронное  ядро. По  мнению астрономов,   большая   часть   нейтронных   звезд,   если   не   все   они,   родились   во взрывах   сверхновых.   При   определенных   условиях   ядро   может   оказаться 17 достаточно   массивным,   чтобы   вместо   нейтронной   звезды   образовалась   черная дыра.  У нас есть ясная картина того, как массивные звезды заканчивают свое существование   взрывами   сверхновых.  Но   это   не   единственный   способ   запуска подобных   взрывов.   Лишь   около   четверти   всех   сверхновых   появляется   таким путем. Они отличаются своими спектрами и специфической картиной возгорания и затухания. Как действуют другие сверхновые, пока не вполне ясно. Наиболее достоверная   теория   предполагает,   что   они   начинаются   с   белых   карликов   в двойных системах. Вещество перетекает па белый карлик с его партнера до тех нор,   пока   масса   карлика   не   превысит   1,4   солнечной.   Затем   следует   взрыв сверхновой, и вся звезда, по­видимому, навсегда разрушается.  Сверхновая сохраняет свою максимальную яркость лишь около месяца, а затем непрерывно угасает. В это время источником световой энергии является радиоактивный, распад вещества, образовавшегося при взрыве. Еще долгое время после   взрыва   можно   наблюдать   вещество   сброшенной   оболочки,   постепенно расходящееся   в   окружающем   пространстве.   Такие   туманности   называют остатками   сверхновых.   В   созвездии   Тельца   имеется   Крабовидная   туманность, представляющая   собой   остаток   сверхновой,   вспыхнувшей   в  1054  г.  Обширное тонкое кольцо вещества в Лебеде, так называемая Петля Лебедя, осталась от вспышки сверхновой, произошедшей около 30 000 лет назад. Остатки сверхновых — одни из сильнейших источников радиоволн в нашем небе.  РАЗДЕЛ №6:  Проблемный вопрос: Что остается после звезды?    Наш   обычный   мир   —   скалистая   Земля   с   ее   океанами,   атмосферой, растительной   и   животной   жизнью   —   состоит   примерно   из   100   различных химических элементов. Во Вселенной некоторые из них гораздо более распространены, чем другие. Сочетаясь между собой, элементы образуют бесчисленное множество различных веществ.   Но   откуда   взялись   сами   элементы,   эти   основные   строительные кирпичики мироздания? Сегодня астрономы в состоянии дать полную картину того, как образовались и как распределились по Вселенной различные элементы. Простейший из всех элементов — водород. Ядро атома водорода состоит из единственного   протона,   а   добавление   к   нему   одного   электрона   завершает конструкцию   атома.   Ядра   других   элементов   содержат   различные   количества протонов, а также нейтронов, которые входят в состав всех элементов, кроме водорода.   В   ходе   ядерных   реакций   отдельные   ядра   могут   сливаться   с элементарными частицами, вроде нейтрона, и образовывать новые элементы. Для протекания   ядерных   реакций   нужны   очень   высокие   температуры.   Такие температуры существовали на ранних стадиях развития Вселенной, а сейчас они встречаются внутри звезд, во взрывах сверхновых, а также при падении вещества на очень плотные звезды типа белых карликов. Весь водород во Вселенной, да и значительная часть гелия, появились на свет в течение нескольких первых минут 18 после начала мира. Первые из сформировавшихся звезд состояли почти целиком из водорода и гелия. Но мы уже видели, как звезды получают свою энергию путем слияния ядер водорода, приводящего к образованию гелия, а затем — слияния гелия с более тяжелыми элементами, когда получается все остальное, включая углерод,   кислород,   кремний,   железо   и   так   далее.   Когда   звезда   сбрасывает оболочку, как  сверхновая, большая  часть материала  выносится  в  космическое пространство.   Тепловая   энергия   взрыва   способствует   созданию   еще   большего числа   элементов.   После   того   как   произошло   достаточно   много   вспышек сверхновых,   межзвездное   вещество   уже   содержит   значительное   количество веществ, произведенных в звездах — наряду с водородом и гелием, которые были здесь с самого начала. Звезды, которые обходятся без взрыва, также вносят свою лепту, когда они постепенно освобождаются от своих внешних слоев, вызывая появление туманности.                 Теперь самое время напомнить, что звезды формируются из облаков межзвездного материала. Звезды, которые сегодня рождаются в нашей Галактике, образуются  из  гораздо  более разнообразной смеси  химических элементов,  чем самые   первые   звезды.   Даже   наше   Солнце   уже   не   принадлежит   к   первому звездному поколению. Оно сформировалось из облака, в котором было немало углерода, кислорода, кремния, железа и др., — по крайней мере, этих элементов оказалось достаточно, чтобы собрать их воедино во вращающейся туманности, ставшей   затем   Солнечной   системой,   и   образовать   нашу   планету.   Это   может показаться странным, но большинство атомов в нашем собственном теле было создано в недрах давно умерших звезд. звездных   «ветров»   или   планетарной     Вывод:   Большинство   атомов   химических   элементов   были   созданы   взрывами сверхновых   звезд   в   далеком   прошлом,   и   со   временем   из   этих   элементов образовался мир вокруг нас и мы сами, поэтому звезды можно считать нашими прародителями. В   процессе   работы   над   данным   проектом   я   узнал   много   нового   о   таких космических   объектах   как   звезды.   Трудности   заключались   в   отборе   нужной информации   и   исправлении   серьезных   грамматических     ошибок.   Я   научился работать   с   большим   количеством   информации   в   проектном   направлении.   В дальнейшем я планирую укрепить свои знания связанные с космосом и возможно даже заниматься его изучением в будущем.              Электронные и интернет ресурсы: http://www.starbolls.narod.ru/index.files/3n.htm http://mps­alex.narod.ru/inf/universe/star.html http://skystars.pp.ru/index.html http://kref.ru/info/astro/120007/ Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. 1984  19