Как следует из названия нашего канала - "ЭТНОиМИР - этнографические очерки и естественнонаучные экскурсы" - на нём предполагается размещать публикации именно по этим двум направлениям. Первые 33 статьи, размещённые на нашем канале, были посвящены именно первой части заявленной тематики канала - этнографии и сопряжённым с ней темам - расоведению, этнической истории, лингвистике, социологии, грамматологии, религиоведению. Ну а сейчас пришло время немного отвлечься от всего вышеупомянутого и чуть ближе познакомиться с тем, на чём зиждется бытие человека как вида - с окружающей нас природой во всех её проявлениях - от бесконечной Вселенной с её галактиками, звёздами и планетами, и до нашей родной планеты Земля во всём многообразии слагающих её компонентов - внутренней структуры, горных пород и минералов, ледников и вулканов, пещер и горных систем, почв, подземных и поверхностных вод, морей и океанов, атмосферы и климата, морских и наземных экосистем, флоры и фауны. А начнём мы знакомство со всем вышеперечисленным с галактик и компонентов, их образующих.
Итак, что же такое галактика? Галактика - это совокупность звёзд, звёздных скоплений (могут состоять минимум из двух звёзд и до сотен тысяч и даже нескольких миллионов звёзд; подразделяются на четыре группы: 1. двойные, тройные и кратные звёздные системы; 2. шаровые звёздные скопления; 3. рассеянные звёздные скопления; 4. промежуточные (переходные) звёздные скопления), межзвёздной пыли и газа, тёмной материи,чёрных дыр, планет, которые связаны вместе гравитацией. Все перечисленные объекты, совокупно образующие ту или иную галактику, движутся относительно общего для всех них центра масс. Название "галактика" происходит от греческого слова "γαλαξιας" - "млечный". Все галактические объекты делятся на две группы - а) барионные и б) небарионные. Объекты, входящие в группу а), слагаются из барионной материи, состоящей из барионов (нейтронов, протонов) и электронов) - то есть из материи в привычной для нас форме вещества; это такие галактические объекты, как межзвёздная газопылевая среда, звёзды, планеты, кометы. К группе б) относится масса тёмной материи и масса чёрных дыр, не участвующих в сильном и электромагнитном взаимодействиях, а только в гравитационном.
Галактики не имеют чётких пространственных границ - нельзя точно определить, где заканчивается галактика и начинается межгалактическое пространство (часть космоса, расположенная между галактиками; по своему составу и другим характеристикам
очень близко к абсолютному вакууму, т.к. характеризуется практически полным отсутствием материи (заполнено крайне разреженным ионизированным газом, характеризующимся средней плотностью менее 1 атома водорода на 1 дм кубический). Общее количество галактик в доступной для наблюдений части Вселенной предположительно составляет около 200 (двухсот) миллиардов. Сотни тысяч из них каталогизированы, но лишь немногие галактики имеют устоявшиеся общепринятые названия (например, такие как: Млечный Путь, галактика Андромеды, Большое и Малое Магеллановы Облака, галактика Треугольника, и др.); подавляющее большинство каталогизированных галактик известны астрономам по присвоенным им каталожным номерам. Галактики разнообразны по своим размерам - их диаметр может варьировать в границах от 3 000 до 300 000 световых лет (например, диаметр нашей галактики - Млечного Пути - составляет около 100 000 световых лет). В пространстве галактики распределяются неравномерно - в одной части пространства можно наблюдать целые группы близко расположенных галактик, тогда как другие части пространства могут быть абсолютно пустынными - т.н. войды (от англ. "void" - пустота). Спектр излучения галактик складывается из излучений всех составляющих ту или иную галактику объектов и включает в себя все диапазоны - радио, инфракрасный, оптический, ультрафиолетовый, рентгеновский, гамма-излучение - разной интенсивности (наибольшей интенсивностью характеризуются оптический и инфракрасный диапазоны излучения галактик).
Все галактики в зависимости от их внешнего вида можно разделить на несколько типов. Существует несколько общепринятых систем морфологической классификации галактик, но наиболее востребованной является система классификации, предложенная в 1936 году американским астрофизиком Эдвином Хабблом - т.н. последовательность Хаббла. С ней мы и познакомимся, но перед этим немного узнаем о структурных составляющих любой галактики: это а) ядро - крайне небольшая по размерам область очень высокой концентрации звёзд в центре галактики; б) диск - тонкий слой, в котором сконцентрирована большая часть объектов галактики - звёзд, а также межзвёздных пыли и газа; в) сфероидальный компонент - сферообразное распределение звёзд в галактике; г) балдж ("вздутие") - сфероидальное уплотнение из звёзд в центре галактики, наиболее яркая внутренняя часть сферической подсистемы (сфероидального компонента) галактики и одна из основных структурных составляющих галактики наряду с диском; д) гало - протяжённый, по конфигурации
сферический компонент галактики и основная часть её сферической подсистемы; имеет сферообразную форму и простирается за видимую часть галактики; состоит из разреженного горячего газа, звёзд (не более 1% всех звёзд галактики) и тёмной материи; е) спиральная ветвь (рукав) - уплотнение из межзвёздного газа и звёзд, имеющее спиралевидную конфигурацию; ж) бар (перемычка) - выглядит как вытянутое плотное образование; состоит из звёзд и межзвёздного газа.
Итак, галактики бывают:
1. Эллиптические - имеют равномерное распределение звёзд
без явно выраженного ядра; обозначаются буквой Е с цифровым индексом от 0 до 7, который отображает эксцентриситет (галактики типа Е0 практически шарообразны, тогда как с увеличением значения цифрового индекса - растёт степень их уплощения);
2. Линзообразные - обозначаются буквой S с индексом 0; имеют хорошо выраженную дискообразную форму с явно выраженным балджем, но без рукавов; в зависимости от количества межзвёздной пыли в диске подразделяются на три подтипа - S01, S02, S03;
3. Спиральные - состоят из балджа и содержащего рукава внешнего диска; обозначаются буквой S с одним из четырёх буквенных индексов - a, b, c, d - которые обозначают степень плотности расположения рукавов (а - наибольшая, d - наименьшая);
4. Спиральные галактики с баром (перемычкой) - у таких галактик центральный балдж пересекает перемычка из ярких звёзд - бар, от концов которого отходят спиральные ветви (рукава); обозначаются сочетанием букв SB с одним из четырёх буквенных индексов - a, b, c, d - которые обозначают степень плотности расположения рукавов;
5. Неправильные (иррегулярные) - галактики, которые не могут быть отнесены ни к одному из вышеперечисленных типов галактик; они обозначаются сочетанием букв Irr и подразделяются на два подтипа: IrrI - такие галактики содержат остатки спиральной структуры; и IrrII - такие галактики имеют совершенно неправильную форму;
Пекулярные галактики- не входят в состав классификационной системы Хаббла; это галактики необычного размера, формы или состава, которые невозможно отнести ни к одному из типов галактик в последовательности Хаббла; как правило, галактики этого типа формируются в процессе сближения с другой галактикой и при гравитационном взаимном воздействии этих галактик друг на друга, и обладают ярко выраженными индивидуальными особенностями; они обозначаются сочетанием букв Pec или буквой P.
Единичных галактик, не входящих в более крупные структурные объединения, во Вселенной немного. Основная часть галактик (около 95%) объединена в т.н. группы галактик - гравитационно-связанные системы галактик, в каждой из которых, как правило, одна массивная
спиральная или эллиптическая галактика доминирует над остальными галактиками, входящими в группу, в качестве центра притяжения и/или поглощения. Ещё более крупными объединениями галактик во Вселенной являются скопления галактик (может включать в себя до нескольких сотен как отдельных галактик, так и множество групп галактик), и сверхскопления галактик (в одно сверхскопление может входить до нескольких тысяч галактик).
В галактиках различных типов с разной периодичностью и интенсивностью проходят процессы звездообразования - например, в линзообразных галактиках процесс звездообразования почти не идёт, тогда как в спиральных галактиках этот процесс идёт довольно интенсивно и происходит он в основном в спиральных рукавах таких галактик. Звёзды образуются из газовых компонентов межзвёздной среды в результате сжатия и фрагментации межзвёздных облаков (что происходит по причине возникновения гравитационной неустойчивости), состоящих из этих компонентов. В результате этих процессов такое межзвёздное облако оказывается непрозрачным для собственного излучения и переходит в стадию протозвезды (т.е. очень молодой звезды до возникновения в ней процесса термоядерного синтеза). На этой стадии происходит аккреция (процесс приращения массы небесного тела путём гравитационного притяжения материи на него из окружающего пространства) протозвездой вещества из внешних частей межзвёздного облака, а после завершения аккреции протозвезда становится молодой звездой/звездой до главной последовательности, которая излучает по причине собственного сжатия, которое происходит за счёт собственной гравитации; сжатие обусловливает и её нагрев. В таких молодых звёздах уже могут идти термоядерные реакции. Момент, когда сжатие прекращается, а мощность термоядерных реакций сравнивается со светимостью такой звезды, считается завершением стадии молодой звезды, или звезды до главной последовательности - и переходом её на главную последовательность (главная последовательность - это стадия в эволюции звёзд, а также область на диаграмме Герцшпрунга - Рассела, образованная звёздами на этой стадии, и соответствующий класс светимости).
Что же собой представляют звёзды? Давайте разберёмся.
Звёзды - это массивные самосветящиеся небесные тела, которые состоят из газа и плазмы, и в ядрах которых происходил, происходит или будет происходить термоядерный синтез, мощность которого сопоставима с их собственной светимостью.
По своим физическим и химическим характеристикам звёзды достаточно разнообразны. Например, масса звёзд может варьировать в пределах от 0,075 до 120 масс Солнца, а иногда встречаются звёзды, имеющие ещё большую массу (например, звезда R136a1 из галактики Большого Магелланова Облака имеет массу, превышающую массу Солнца в 265 раз). Химический состав звёзд практически одинаков - они состоят в основном из водорода и гелия, но соотношение этих двух компонентов может сильно отличаться у разных звёзд - в составе молодых звёзд водорода содержится не менее 75%, тогда как у старых звёзд доля гелия значительно возрастает (а доля водорода - соответственно уменьшается). Также у всех звёзд имеется магнитное поле.
Звёзды классифицируются на основании особенностей их спектров. Такая спектральная классификация является двухпараметрической, а именно: вид спектра, который определяется прежде всего температурой фотосферы на поверхности звезды - описывается спектральным классом, а светимость звезды описывается классом светимости.
Звёзды подразделяются на следующие спектральные классы:
0. Звёзды Вольфа - Райе: ~ этот класс обозначается буквой W; ~ цвет спектра - фиолетово-синий; ~ температура фотосферы - 60 000 - 200 000 К (кельвинов); ~ подразделяется на три подкласса - N, C, O; ~ пример звезды этого спектрального класса: Гамма Парусов;
Спектральные классы звёзд главной последовательности (O, B, A, F, G, K, M):
1. Ранние, или горячие, звёзды:
а) класс О: ~ цвет спектра - голубой; ~ температура фотосферы - 30 000 - 60 000 К; ~ подразделяется на восемь подклассов (цифровые индексы от 2 до 9, например - О2, О3, О4, О5 и т.д., где число 2 обозначает самые горячие звёзды этого класса, а число 9 - самые холодные звёзды в этом классе); ~ пример звезды этого спектрального класса: Альфа Жирафа;
б) класс В: ~ цвет спектра - голубовато-белый; ~ температура фотосферы - 10 000 - 30 000 К; ~ подразделяется на десять подклассов от 0 (самые горячие звёзды) и до 9 (самые холодные звёзды), например - В0, В1, В5, В7, В9, и т.д.; ~ пример звёзд этого спектрального класса: Тау Ориона; Эта Возничего;
в) класс А: ~ цвет спектра - белый; ~ температура фотосферы - 7 500 - 10 000 К; ~ подразделяется на десять подклассов от 0 до 9; ~ пример звёзд этого класса: Вега; Эта Льва; Тубан;
2. Звёзды солнечного типа:
а) класс F: ~ цвет спектра - желтоватый; ~ температура фотосферы - 6 000 - 7 500 К; ~ подразделяется на десять подклассов от 0 до 9; ~ пример звёзд этого класса: Зета Леонис; Альфа Лепориса;
б) класс G: ~ цвет спектра - жёлтый; ~ температура фотосферы - 5 000 - 6 000 К; ~ подразделяется на десять подклассов от 0 до 9; ~ пример звёзд этого класса: Солнце; Бета Водолея; Эпсилон Девы;
3. Поздние, или холодные, звёзды:
а) класс К: ~ цвет спектра - оранжевый; ~ температура фотосферы - 3 500 - 5 000 К; ~ подразделяется на десять подклассов от 0 до 9; ~ пример звёзд этого класса: Сигма Дракона; Эпсилон Лебедя; Поллукс;
б) класс М: ~ цвет спектра - красный; ~ температура фотосферы - 2 000 - 3 500 К; ~ подразделяется на десять подклассов от 0 до 9; ~ пример звёзд этого класса: Бета Андромеды; Бетельгейзе; Антарес;
Спектральные классы звёзд вне главной последовательности:
4. Белые карлики: ~ этот класс обозначается буквой D; ~ цвет спектра - белый; ~ температура фотосферы - 10 000 - 70 000 К; ~ подразделяется на шесть подклассов - A, B, C, O, Z, Q; ~ в белых карликах не происходят реакции термоядерного синтеза, поэтому они не имеют собственного источника энергии и постепенно остывают; ~ белые карлики имеют очень большую плотность (примерно 1 т/сантиметр кубический), что обусловливает огромную массу этих небольших звёзд (например, белый карлик размером с планету Земля будет иметь такую же массу, как и огромная в сравнении с ним звезда - Солнце); ~ белые карлики являются конечным эволюционным этапом развития звёзд с массой, недостаточной для того, чтобы стать нейтронной звездой или чёрной дырой; ~ примеры звёзд этого класса: Сириус В; Зета Андромеды В;
5. Коричневые/бурые карлики (субзвёздные объекты, по своим физическим характеристикам занимающие промежуточное положение между звёздами и планетами; они могут поддерживать термоядерные реакции в своих недрах, но не достигают такой мощности энерговыделения в реакциях, которая была бы достаточной для того, чтобы скомпенсировать затраты на собственную светимость; вследствие
этого они вынуждены выделять энергию за счёт сжатия, никогда
не выходя на постоянную светимость и постепенно тускнея):
а) класс L: ~ цвет спектра - тёмно-красный; ~ температура фотосферы - 1 500 - 2 000 К; ~ подразделяется на девять подклассов - от 0 (самый горячий) до 8 (самый холодный); ~ пример звёзд этого класса: СХ Волопаса;
б) класс T: ~ цвет спектра - коричневый; ~ температура фотосферы - 700 - 1 500 К; ~ подразделяется на девять подклассов от 0 до 8; ~ пример звёзд этого класса: Глизе 229В;
в) класс Y: ~ цвет спектра - тёмно-коричневый; ~ температура фотосферы - 300 - 700 К; ~ подразделяются на девять подклассов от 0 до 8; ~ пример звёзд этого класса: WISE 1541-2250.
Помимо основных спектральных классов звёзд, существуют также и дополнительные, а именно: классы C и S - по температуре и цвету схожие с классами звёзд главной последовательности К и М классы углеродных и циркониевых звёзд соответственно; класс Q - спектральный класс новых звёзд.
Кроме классификации на основании особенностей спектров, обусловливаемых температурами поверхности, звёзды также классифицируются на основании такого параметра, как светимость. Важность такой классификации основывается на том, что звёзды, входящие в один спектральный класс или даже в один подкласс того или иного спектрального класса, в большей части случаев имеют разные размеры, от которых непосредственно зависит и их светимость. Поэтому для более точного отображения характерных физических особенностей звёзд были введены классы светимости звёзд, которые отображаются и на диаграмме Герцшпрунга - Рассела. Они следующие (от большей светимости к меньшей):
0. Гипергиганты;
Ia+. Ярчайшие сверхгиганты;
Ia. Яркие сверхгиганты;
Ib. Нормальные сверхгиганты;
II. Яркие гиганты;
III. Нормальные гиганты;
IV. Субгиганты;
V. Карлики главной последовательности;
VI. Субкарлики;
VII. Белые карлики.
Звёзды, как и всё в этом мире - рождаются и последовательно проходят все стадии своего развития, в конце жизни преобразуясь в объекты одного из нижеперечисленных типов, а именно:
А) белые карлики - в них превращаются звёзды с начальными массами менее 8 масс Солнца, израсходовав весь водород, потеряв оболочку и оставшись с гелиевым ядром, которое начинает сжиматься под воздействием гравитационных сил и огромного внутреннего давления; в результате всего этого белые карлики имеют большие плотность и массу при очень небольших размерах; в них не вырабатывается энергия, и они продолжают излучать лишь вследствие своей высокой внутренней температуры, постепенно остывая и в конечном итоге становятся т.н. "чёрными карликами";
Б) нейтронные звёзды - образуются в тех случаях, когда масса вырожденного ядра звезды превышает т.н. предел Чандрасекара - т.е. 1,46 массы Солнца; в этом случае происходит коллапс ядра с нейтронизацией вещества, в результате чего происходит взрыв сверхновой;
В) чёрные дыры - образуются тогда, когда масса ядра превысит т.н. предел Оппенгеймера - Волкова, равный 2 - 2,5 массы Солнца; в этом случае получившаяся нейтронная звезда будет неустойчивой, и коллапс продолжится до того момента, когда радиус ядра станет меньше т.н. радиуса Шварцшильда, или гравитационного радиуса, при котором вторая космическая скорость (это та наименьшая скорость, которую нужно придать стартующему с поверхности небесного тела объекту для преодоления им гравитационного притяжения этого небесного тела и покидания замкнутой орбиты вокруг него) становится равной скорости света - и тогда появится чёрная дыра звёздной массы.
Звёзды являются центрами формирования планетных систем, которые могут состоять из планет и различных небесных тел планетарного и других типов. О них мы расскажем в следующей статье на нашем канале.
Спасибо за прочтение!
Если вам понравилась статья - жмите палец вверх, делитесь своими мыслями в комментариях и подписывайтесь на канал - будет интересно!
Если вы хотите поддержать автора, вы можете это сделать, нажав на ладонь с сердечком внизу справа. Спасибо!
