Нейтронные звезды

Жасмин

Певица Жасмин тоже получила образование в медицинском колледже, где отучилась на медсестру. Подать туда документы ее уговорила мама, за что Жасмин ей очень благодарна, ведь даже сейчас она прекрасно помнит приемы первой помощи и назначения многих лекарственных препаратов. Певица признается, что знания, полученные ей в медицинском колледже, часто помогают в повседневной жизни. Каждый год в день медика Жасмин в своем инстаграм-аккаунте поздравляет коллег и выкладывает фотографии с однокурсниками со времен учебы.

Именно во времена обучения Жасмин впервые появилась на сцене в составе команды КВН. Однокурсники вспоминают, что девушка пела намного лучше, чем участники КВН из музыкального училища. Сценическая деятельность не помешала будущей звезде окончить колледж с красным дипломом.

А также

«Бисы» на Балтике

В июне 1941 г. в составе ВВС КБФ числилось 38 истребителей И-15бис. «Бисы» Прибалтийского ВО почти все погибли в первые дни войны, 65-й шап из состава ВВС ЛВО был передислоцирован на север, поэтому указанные истребители морской авиации в основном представляли данный тип в районе Ленинграда.

В первый период боевых действий И-15бис практически не указываются в боевых донесениях. В январе 1942 г. 8 И-15бис входят в состав 71-го иап 61-й авиабригады. Базировались они на аэродроме Новая Ладога, основная задача — прикрытие трассы через Ладожское озеро.

В конце октября 1942 г. противник предпринял попытку захвата острова Сухо на Ладожском озере. 22 октября в разгроме вражеского десанта участвовали И-15бис 71-го иап. В этот день состоялся воздушный бой пятерки И-15бис с шестью Bf 109. Один «109-й» удалось сбить, но и мы лишились двух самолетов.

По состоянию на 1 июля 1943 г. в ВВС КБФ числится восемь И-15бис в составе 25-й оаэ на аэродроме в Бернгардовке и три И-15бис 7-й учебной авиаэскадрильи на аэродроме Белые Кресты. Кроме этого, несколько

И-15бис имелось в составе 10-го гвардейского иап (совместно с И-153). Характер их боевых действий заключался в вылетах на свободную охоту вдоль дорог, участии в контрбатарейной борьбе, борьбе с прожекторами.

История

Молодые звёзды

Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть её химический состав.

Молодые звёзды малой массы

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца)[источник не указан 1525 дней], находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны, — процесс конвекции охватывает все тело звезды. Это ещё по сути протозвёзды, в центрах которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. До тех пор пока гидростатическое равновесие не установится, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца.

В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением звездного вещества. Во внешних же слоях тела звезды превалирует конвективный перенос энергии.

О том, какими характеристиками в момент попадания на главную последовательность обладают звёзды меньшей массы, достоверно неизвестно, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной[источник не указан 1106 дней]. Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.

По мере сжатия звезды начинает расти давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста температуры в ядре звезды, вызываемого сжатием, а затем и к её снижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца это не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в процессе термоядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам. Их судьба — постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся термоядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной массы

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 масс Солнца)[источник не указан 1525 дней] качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры и братья, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербига неправильными переменными спектрального класса B—F0. У них также наблюдаются диски и биполярные джеты. Скорость истечения вещества с поверхности, светимость и эффективная температура существенно выше, чем для T Тельца, поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

Звезды с такими массами уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, которая компенсировала потери энергии на излучение, пока накапливалась масса для достижения гидростатического равновесия ядра.
У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают гравитационный коллапс ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, разгоняют их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд с массой больше, чем около 300 масс Солнца.

Если взять академический отпуск заберут ли в армию

Возвращаемся к древности

Современные люди многим обязаны Древней Греции, считающейся колыбелью цивилизации. Удивительно, что при минимальных возможностях и знаниях о Вселенной им удавалось ответить на множество вопросов.

На небе наблюдается огромное количество звезд, но как ориентироваться в этом хаосе? На самом деле, если вы присмотритесь, то заметите определенный четкий порядок. Чтобы упростить работу со звездами, их группировали в созвездия, а именно в определенные узоры, которые по форме напоминали всем известных существ, божеств или мифологических героев.

Интересно, что такие звезды чаще всего не расположены близко или даже на одном уровне. Но такими кажутся при наблюдении с Земли.

Читайте также

Екатерина Скулкина – стоматолог

Без участия Екатерины Скулкиной невозможно представить шоу Comedy Woman. Сейчас российская киноактриса блистает на телеэкранах, а в конце 90-х её профессиональный путь строился в медицине – Екатерина окончила Йошкар-Олинское медицинское училище по специальности «Лечебное дело» и даже работала операционной медсестрой.

В дальнейшем Екатерина Скулкина поступила в Казанский государственный медицинский университет (КГМУ) на стоматологический факультет и с блеском окончила ординатуру по специальности «Ортопедическая стоматология».

Однако именно в КГМУ началась и отправная точка в карьере актрисы – обучаясь в университете, Екатерина начала играть в лиге КВН за сборную своего университета.

Финальные стадии эволюции звезд

Достигнув фазы красного гиганта, нормальная звезда под влиянием гравитационных процессов становится белым карликом. Если масса звезды примерно равна массе нашего Солнца, все основные процессы в ней будут происходить спокойно, без импульсов и взрывных реакций. Белый карлик будет умирать долго, выгорая дотла.

В случаях, когда звезда изначально имела массу больше солнечной в 1,4 раза, белый карлик не будет финальной стадией. При большой массе внутри звезды начинаются процессы уплотнения звездного вещества на атомном, молекулярном уровне. Протоны превращаются в нейтроны, плотность звезды увеличивается, а ее размеры стремительно уменьшаются.

Нейтронная звезда

В том случае, если мы имели изначально дело со звездой большой массы, финальный этап эволюции принимает другие формы. Судьба массивной звезды – черная дыра — объект с неизученной природой и непредсказуемым поведением. Огромная масса звезды способствует увеличению гравитационных сил, приводящих в движение силы сжатия. Приостановить этот процесс не представляется возможным. Плотность материи растет до тех пор, пока не превращается в бесконечность, образуя сингулярное пространство (теория относительности Эйнштейна). Радиус такой звезды в конечном итоге станет равен нулю, став черной дырой в космическом пространстве. Черных дыр было бы значительно больше, если бы в космосе большую часть пространства занимали массивные и сверхмассивные звезды.

Черная дыра

Рождение сверхновой – самая впечатляющая финальная стадия эволюции звезд. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой — это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.

Взрыв сверхновой

Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.

Типы сверхновых звезд

Стоит отметить, что их обозначение начинается с вида (SN) и года открытия. А оканчивается буквами, которые указывают на порядковый номер объекта в данном году. К примеру, по времени их сначала именуют от А до Z, затем используют аа, ab, ac и др.Разумеется, представители одного вида тел никогда не могут быть абсолютно идентичными. Они отличаются друг от друга. Главным образом, различается их светимость, природа происхождения, то есть образование.Итак, выделяют два вида:

I тип: в двойной системе (из белого карлика и более массивного компаньона) вещество переходит к карликовому компоненту. В результате происходит взрыв, сжатие и формирование нейтронного светила.

Что интересно, в их спектре нет водорода. По этому показателю, основываясь на состав, их делят на подтипы Ia, Ib и Ic.

Сверхновая типа Ib SN 2008D

К тому же, период пика яркости длится примерно два или три дня. Но отмечается высокий уровень блеска.

II тип: гигант или сверхгигант большой массивности взрывается и его ядро коллапсирует. Его элементы очень быстро разлетаются в разные стороны.

Правда, в таких объектах в спектре наблюдаются линии водорода. Также группируются на подтипы: II-L, II-P, IIb и IIn.

Кроме того, второму типу свойственно более продолжительное увеличение яркости. Хотя она ниже и быстрее уменьшается в отличие от первого вида.

Какие бывают звезды?

Звезды различаются по температуре, возрасту, массе, размерам, плотности, светимости и химическому составу.

По температуре различают красные, желтые, белые, голубые. Среди них самые холодные красные: температура на поверхности такой звезды составляет не более 3000°С. Желтые звезды — к ним относится и наше Солнце — имеют температуру около 6000°С; белые «разогреты» от 10 000 до 20 000°С; голубоватые же звезды — самые горячие — раскалены более чем до 30 000°С (иногда до 100 000°С). Но это температура поверхности звезд. Внутри этих светил еще жарче — до 20 млн °С.

Белый карлик — звезда, имеющая большую массу (порядка солнечной) и малый радиус, близкий к радиусу Земли. Зато плотность белого карлика огромна: масса 1 см3 его вещества равняется 29 т

В зависимости от размеров звезды величают гигантами (самые большие) и карликами (наименьшие). Диаметр так называемых белых карликов может быть в 100 с лишним раз меньше диаметра Солнца, при этом масса таких звезд примерно равна солнечной. По численности такие карлики составляют от 3 до 10% звездного «населения» нашей галактики.

Чем больше звезды, тем реже они встречаются в пространстве. Особенно редки гиганты. Самыми крупными являются красные гиганты. К примеру, диаметр красной звезды Бетельгейзе из созвездия Ориона более чем в 300 раз превосходит диаметр Солнца. А красный Антарес в созвездии Скорпиона по диаметру в 450 раз больше нашего светила и даже превышает орбиту Марса.

Сравнение размеров звезд и планет

Одной из самых больших ныне известных звезд является красный сверхгигант Мю Цефея. Внутри этой звезды могли бы уместиться орбиты планет Солнечной системы вплоть до Юпитера. Мю Цефея, также известная как «гранатовая звезда Гершеля», является красным сверхгигантом и находится в созвездии Цефея.

Около половины звезд являются одиночными (как Солнце), остальные образуют двойные (например, Сириус), тройные и более сложные системы. Чем больше звезд в системе, тем реже она встречается. Известны звездные системы из семи членов, но более сложные пока не обнаружены.

Исторический путь легионов

Ручная пищаль

Что такое пищаль ручная? Это оружие для ближнего боя, а точнее, непосредственно огневого контакта с вражескими силами. Оно имело небольшой калибр, что было обусловлено необходимостью ведения огня с рук и длительного переноса, когда войска были на марше.

Пищаль могла вести действенный огонь на расстоянии около трех сотен метров, однако отсутствие прицельных приспособлений делало точность ведения огня посредственной. Невелика была и скорость стрельбы, а перезарядка занимала длительное время, так как была трудоемким процессом.

Чтобы подготовить пищаль к стрельбе, требовалось время и соответствующие навыки, поэтому в этом отношении была большая разница между новичками и опытными стрелками. При ведении боевых действий основным методом был залповый огонь, и его следовало сделать как можно более плотным и эффективным. Тактика ведения боя — линейные построения стрелков, обеспечивала большее количество стволов в залпе.

Отзывы

Протозвезда

Звездные ясли в большом Магеллановом Облаке

Молекулярное облако во время гравитационного коллапса продолжает сжиматься до тех пор, пока не исчезнет гравитационная энергия. Избыточная энергия в основном теряется через излучение. Тем не менее, сжимающееся облако со временем становится непрозрачным для собственного излучения, что приводит к сильному повышению температуры — до 60-100 К. Частицы пыли излучают в длинноволновом инфракрасном спектре в области, где облако прозрачно. Таким образом, пыль способствует дальнейшему распаду облака.

Во время сжатия плотность облака увеличивается ближе к центру, и оно становится оптически непрозрачным при достижении около 10−13 грамм на кубический сантиметр. Место наибольшего скопления массы называется первым гидростатическим ядром, где начинается процесс повышения температуры, определяемой теоремой о вириале. Газ падает в сторону непрозрачной области сталкивается с ней и создает ударные волны, дополнительно нагревающие ядро.

Составное изображение молодых звезд, вокруг молекулярного облака в созвездии Цефей

Часть сложной сети, состоящей из газовых облаков и звёздных скоплений в соседней галактике, большом Магеллановом Облаке

Когда температура ядра достигает примерно 2000 К, начинается процесс разделения водорода, соединённого в молекулы. Этот процесс сопровождается ионизацией атомов водорода и гелия. Процессы поглощения энергии сжатия продолжительны. Когда плотность падающей материи составляет порядка 10−8 грамм на см³, достигается достаточная прозрачность, чтобы высвобождать излучаемую протозвездой энергию. Сочетание конвекции внутри протозвезды и излучения её внешней части способствует дальнейшему процессу сжатия звёздной материи. Это продолжается до тех пор, пока газ сохраняет достаточно высокую температуру для поддержания внутреннего давления и таким образом препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу. Данное явление называется гидростатическим равновесием. Когда небесное тело находится на завершающем этапе образования, оно уже называется протозвездой.

Рождение протозвезды также сопровождается и образованием околозвёздного диска, который служит своеобразным резервуаром для дальнейшего формирования звезды. В частности, когда масса и температура звезды достигают достаточных отметок, сила гравитации вызывает процесс слияния звезды и диска. Материя диска «дождём» обрушивается на поверхность звезды. В этой стадии формируются биполярные струи, так называемые Объекты Хербига — Аро — небольшие участки туманности, являющиеся результатом скопления избыточной энергии в звезде и последующего выталкивания части массы материи звезды.

Когда процесс роста звезды за счёт окружающих газа и пыли прекращается, она ещё не является собственно звездой, и называется «звёздой до главной последовательности» или просто «звездой-PMS». Основным источником энергии данных объектов является процесс гравитационного сжатия, в отличие от сжигания водорода в «зрелых звездах». Процесс сжатия продолжается в соответствии с вертикальным эволюционным треком Хаяши в диаграмме Герцшпрунга — Рассела , пока не достигнет своей точки предела, с последующей фазой сжатия в соответствии с механизмом Кельвина — Гельмгольца. Во второй фазе температура звезды больше не меняется. Если масса звезды выше 0,5 M⊙{\displaystyle M_{\odot }}, то она продолжает сжиматься в соответствии с треком Хеньи и нагреваться до тех пор, пока в её недрах не запустится термоядерная реакция превращения водорода в гелий..

С момента, когда в ядре звезды начинает гореть водород, она уже считается полноценной звездой. В научной среде этап протозвезды в звездообразовании составлен исходя из массы, равной M⊙{\displaystyle M_{\odot }}, таким образом процесс образование более массивной звезды может занимать меньший промежуток времени и сопровождаться иными процессами.

В частности, если речь идёт о массивной протозвезде, (с массой выше 8 M⊙{\displaystyle M_{\odot }}), то сильное радиационное излучение препятствует падающей матери. Ранее считалось, что за счёт этого излучение может останавливать процесс дальнейшего сжатия массивных протозвёзд и предотвращать формирование звезд с массами больше, чем несколько десятков солнечных масс. Однако недавние исследования показали, что радиационная энергия может высвобождаться в виде мощных струй, способствуя очищению поверхности протозвезды и позволяя ей продолжать соединяться с материей околозвёздного диска.

Дальнейшая эволюция звезды изучается в астрофизике, как звёздная эволюция.

30 интересных вещей о Японии (Спойлер: особенно нас привлекло нетающее мороженое)

Павел Воля

Павел Воля сыплет искрометными и иногда колкими шуточками со сцены, и все они буквально «взрывают» зал от смеха, но таким молодой человек был не всегда. В школе Павел тяготел к гуманитарным наукам, хорошо учился и учителя отзывались о нем лишь положительно. Воля окончил среднюю школу с серебряной медалью и поступил в пензенский педуниверситет им. В. Г. Белинского, где отучился на преподавателя русского языка и литературы.

Свежие записи
«Есения»: 3 интересных факта об одном из самых успешных фильмов советского кинопроката5 турецких сериалов про любовь, которые высоко оценили российские зрители6 ожидаемых российских сериалов: актеры отличные, сюжеты интригуют

Со сценой Павел был связан еще со школы, там он выступал в школьной команде КВН, а во времена обучения в университете стал капитаном команды КВН «Валеон Дассон», с которой даже прошел в Большую лигу. Но на первом круге ребят исключили. К счастью, Павел не упал духом и продолжил пробиваться к своей мечте, что у него и получилось.

Ссылки

Из чего состоят звёзды?

Любая звезда, которую мы видим на ночном небе, представляет собой раскаленный газовый шар. Невероятно большая масса приводит к тому, что на газ действуют чудовищной силы гравитационные поля. Под их действием он сжимается.

В центре звезды, который называется ядром, сила сжатия запускает термоядерный процесс. В результате выделеляется огромное количество энергии. Но при этом на поверхности температура составляет несколько тысяч или десятков тысяч градусов Кельвина. А внутри она исчисляется миллионами градусов.

Кстати, газ, из которого состоят звезды – это водород. В ходе термоядерной реакции он преобразуется в гелий и другие химические элементы. Молодые звезды, жизненный цикл которых начался относительно недавно, содержат совсем немного гелия.

Кроме того, в составе газа и плазмы может присутствовать небольшое количество металлов. В результате они оказывают существенное влияние на скорость протекающих в ядре процессов синтеза. Чем старше звезда, тем больше в ее составе химических элементов.

Гарик Мартиросян

Коллега Воли по «цеху», Гарик Мартиросян, тоже имеет специфическую для сферы юмора специальность. После окончания школы он поступил в Ереванский государственный медицинский университет на специальность невропатолога-психиатра. Сам он был уверен, что абсолютно каждый человек должен иметь хотя бы некоторые познания в области медицины. После окончания университета Гарик еще три года проработал в больнице по своей специальности.

Как признается комик, знание человеческой психологии очень помогает ему в работе, ведь в случаях, когда в коллективе назревает конфликт или ребята приходят в уныние, он очень быстро решает проблему на стадии ее появления.

Навигация

Эволюция звезд с большой массой

У звезд с массой, превышающей солнечную в 5 раз, фазы сжатия и расширения повторяются несколько раз, всегда приводя к образованию тяжелых химических элементов. Во время этих нестабильных фаз звезда претерпевает последовательные изменения видимой звездной величины. В этих случаях говорят о переменной звезде.

Цефеиды представляют собой классический пример звезд, проходящих такие стадии эволюции.

Звезда приобретает каплевидную концентрическую структуру, внутри происходят последние фазы ядерных реакций. В частности, более легкие элементы сгорают в более высоких слоях, где температура ниже, тогда как более тяжелые пылают в центральной части ядра, где температура, напротив, имеет тенденцию к повышению.

У звезд с массой, превышающей солнечную в 5—9 раз, сгорание углерода и кислорода может происходить практически мгновенно. Если масса звезды еще больше, в ядре синтезируются такие элементы, как магний, неон, сера и кремний.

В чрезвычайных случаях термоядерный синтез продолжается до тех пор, пока ядро звезды почти целиком не преобразовывается в железо. В этот момент цепная реакция прекращается, потому что она не может идти одновременно с плавлением железа. Таким образом, оказывается, что звезда израсходовала все свои запасы ядерного топлива и начинает сжиматься.

Нейтронная звезда – конечный продукт эволюции некоторых типов звезд

Если масса звезды не превышает 10 солнечных масс, последние фазы оказываются нестабильными, в разных слоях идут спонтанные ядерные реакции, которые могут привести к вспышке сверхновой. Тем временем взаимная нейтрализация протонов и электронов звездного ядра приводит к тому, что ядро полностью начинает состоять из нейтронов.

После взрыва поверхностные слои звезды разрушаются, а ядро быстро уплотняется, пока не становится несжимаемым. В этом случае сжатие звезды поддерживается. Остатки вещества становятся нейтронной звездой, которая стремительно вращается вокруг собственной оси, и она начинает наблюдаться как пульсар, из-за взрыва перемещающийся по космосу со скоростью в сотни километров в секунду.

Конечная стадия эволюции звезд, масса которых превышает солнечную в 5-9 раз – нейтронная звезда.

Если масса звезды еще больше, давление гравитационных сил настолько велико, что нейтроны ядра вынуждены «пакетироваться» до невообразимой плотности, пока вещество не потеряет свою сущность.

В этом случае речь идет о необратимом гравитационном коллапсе, что приводит к образованию черной дыры.

Конечная стадия эволюции звезд, масса которых превышает солнечную более чем в 10 раз – черная дыра.

Литература[ | код]

Примечания

1. Маслов М.А., 2008 г., стр. 10
2. Маслов М.А., 2008 г., стр. 20
3. Маслов М.А., 2008 г., стр. 38
4. Маслов М. А., 2008 г., стр. 27
5. Белокрыс А., 2017, стр. 195
6. В. И. Ежаков. Герои Хасана. М. Воениздат, 1969. стр.52
7. «За последнюю декаду июня численный состав советской авиагруппировки на Халхин-Голе несколько сократился. В основном это произошло за счет „выбивания“ в воздушных боях морально устаревших И-15бис, доказавших свою неспособность драться на равных с японскими истребителями». Кондратьев, Вячеслав. Халхин-Гол: Война в воздухе. — М.: «Техники — Молодежи», 2002.
8. Маслов М. А., 2008 г., стр. 75