Андрей Мартьянов - Конкистадоры Гермеса

Возраст Солнца известен — около 5 миллиардов лет. За такой огромный срок уже можно ожидать некоторого уменьшения содержания водорода в центральной части нашего светила, так как заметная часть первоначального запаса водородного горючего Солнца уже израсходована — все-таки Солнце светит очень долго… Тут-то и кроется известная неопределенность в расчете модели Солнца, которая должна быть неоднородной. Какой процент солнечного водорода “выгорел” и в каком объеме? Ведь можно варьировать и объем, и процент “выгоревшего” водорода, что и делается в различных моделях. Любопытно, что температура в ядре Солнца почти не зависит от конкретных особенностей различных моделей. Она близка к 14 миллионам Кельвинов. Это означает, что основной термоядерной реакцией в недрах Солнца является протон-протонная реакция, хотя небольшой вклад дает также углеродно-азотный цикл.

Считается, что в центральной области Солнца содержание водорода равно 50%, и оно плавно растет до тех пор, пока на расстоянии от центра, равном 0,25 радиуса, становится равным около 75%, после чего, вплоть до самой поверхности, остается постоянным. Так же как и у красных карликов, у этой модели Солнца нет конвективного ядра, однако размеры наружной конвективной зоны значительно меньше. Заметим, что эта зона содержит всего около 2% массы Солнца. Центральная плотность Солнца довольно велика — она больше, чем у моделей звезд как верхней, так и нижней частей главной последовательности и равна 135 г/см 3 , что почти в 100 раз превосходит среднюю плотность. Такая большая концентрация массы к центру естественно объясняется частичным “выгоранием” водорода в центральных областях нашего светила.

Кроме Солнца характерными желтыми карликами на нашем небе являются, например, Толиман, Хара, Дабих, Альхита и др. Это далеко не самые яркие звезды нашего неба. Так, самая близкая к солнцу звезда — Толиман (если не считать маленькую Проксима Центавра) является звездой 0-й звездной величины и самой яркой звездой среди желтых карликов. Толиман находится в созвездии Центавра и является одной из звезд сложной системы из шести светил. Толиман является звездой спектрального класса G.

Примером звезды класса F является Дабих (Бета Козерога), удаленная от нас на 350 световых лет, однако она является столь яркой (третья звездная величина) из-за второго компонента — горячей звезды спектрального класса А-0, находящегося очень близко.

Еще одна близкая к Солнцу звезда HD 82943 принадлежит к числу желтых карликов спектрального класса G. По температуре и химическому составу она похожа на наше Солнце. Также известно, что, подобно Солнцу, HD 82943 имеет, по крайней мере, две гигантские планеты, но их орбиты, в отличие от орбит газовых гигантов Солнечной системы, далеки от круговых, что приводит к периодическим тесным сближениям планет с центральной звездой. Сейчас астрономы имеют убедительные наблюдательные доказательства того, что HD 82943 имела больше планет, однако поглотила их.

Солнечная система располагается лишь в 10 парсеках над центральной экваториальной плоскостью галактического диска, на краю одного из его спиральных рукавов, светящегося в межгалактическом мраке голубоватым свечением ионизированного водорода, и скоплений горячих молодых звезд, и потому почти вся толща галактического диска Млечного Пути из сотен миллиардов звезд и тысяч парсек межзвездного газа и пыли заслоняет от нас остальную Вселенную с ее бесчисленными островами галактик. Наше солнце — рядовая желтая звезда Главной Последовательности, член т. н. рукава Ориона нашей галактики: в нем находится бесчисленное множество звезд всех спектральных типов, среди них в одном направлении от Солнца в созвездии Ориона находятся красный сверхгигант Бетельгейзе (на расстоянии 427.5 световых лет) и голубой сверхгигант Ригель (772,9 световых лет от нас), а почти в противоположном направлении в созвездии Лебедя — белый сверхгигант Денеб (удаленный от Солнца на 3229,3 световых лет) и яркий оранжевый гигант Альбирео (385,5 световых лет), который со своим спутником образует красивейшую двойную звезду.

Помимо нашего рукава Ориона галактика Млечный Путь имеет рукав Стрельца, который лежит между Солнцем и центром галактики в направлении созвездия Стрельца, и рукав Персея, тянущийся от дальней стороны галактического центра по направлению к той области галактики, которая находится за Солнцем.

Солнце вращается вокруг центра нашей галактики. Млечный Путь на расстоянии около 8 килопарсек от ее центра по несколько наклоненной к плоскости галактического диска (Galactic Plane) орбите со скоростью около 250 км / с , делая полный оборот примерно за 200 миллионов лет, и потому еще 18 миллионов лет назад Солнечная система располагалась на высоте 100 парсек над экваториальной плоскостью Млечного Пути — тогда Вселенная с ее бесчисленными звездными материками галактик была видна гораздо лучше.

За толщею Млечного Пути от нашего взора скрыты самые грандиозные объекты локальной Вселенной, слабо наблюдаемые лишь с помощью изощренной техники в радио-, инфракрасном и рентгеновском диапазоне — суперскопление галактик Персей-Печь (около 1000 галактик!), до которого около 300 миллионов световых лет (мы видим его таким, каким оно было во времена каменноугольного периода на Земле, когда мириады фасеточных глаз насекомых отражали дремучие болотистые леса из гигантских хвощей, плавуновых-липодендронов и папоротников) и Великий Аттрактор (более 600 галактик). Именно гравитационное состязание этих сверхмасс главным образом ответственно за движение нашей весьма скромной Местной Группы, в которую помимо Млечного Пути входят Туманность Андромеды, галактика М-33 в созвездии Треугольника, связанные с нашей галактикой Большое и Малое Магеллановы Облака и малые галактики, находящиеся в сфере мощнейшего гравитационного влияния Туманности Андромеды. Туманность Андромеды и наш Млечный Путь являются доминирующими галактиками в Местной Группе, причем Туманность Андромеды, от которой свет до нас летит более двух миллионов лет расстояние в 725 килопарсек, больше нашей галактики, однако плотность вещества в ней меньше — видимо, вследствие поглощения ею малой галактики (об этом свидетельствует и двойное ядро Туманности Андромеды).

Нейтронные звезды — компактные объекты с массами около 1,4 массы Солнца и радиусами около 10 км, образующиеся из массивных звезд после вспышки сверхновой. Нейтронные звезды состоят в основном из нейтронов.

Нейтронные звезды являются одними из самых интересных астрофизических объектов с физической точки зрения. Для них характерны такие явления и свойства, как: сверхтекучесть, сверхпроводимость, сверхсильные магнитные поля, излучение нейтрино, эффекты специальной и общей теории относительности. В недрах нейтронных звезд могут существовать экзотические формы материи (конденсаты различных элементарных частиц, кварковое вещество).