Каталог :: Естествознание. Реферат эволюция звезд

Реферат: Эволюция звезд

РЕФЕРАТ

На тему: "Эволюция звезд"

Звезды

Имеется большое количество аргументов, что звёзды образуются путём конденсации межзвёздной среды. Путём наблюдений удалось определить, что звёзды возникали в разное время и возникают по сей день.

Главной проблемой в эволюции звёзд является вопрос о возникновении их энергии, благодаря которой они светятся и излучают огромное количество энергии. Ранее выдвигалось много теорий, которые были призваны выявить источники энергии звёзд. Считали, что непрерывным источником звёздной энергии является непрерывное сжатие. Этот источник конечно хорош, но не может поддерживать соответствующее излучение в течении долгого времени. В середине XX века был найден ответ на этот вопрос. Источником излучения является термоядерные реакции синтеза. В результате этих реакций водород превращается в гелий, а освобождающаяся энергия проходит сквозь недра звезды, трансформируется и излучается в мировое пространство (стоит отметить, что чем больше температура, тем быстрее идут эти реакции; именно поэтому горячие массивные звёзды быстрее сходят с главной последовательности).

Теперь представим возникновение звезды…

Начало конденсироваться облако межзвёздной газопылевой среды. Из этого облака образуется довольно плотный газовый шар. Давление внутри шара пока не в силах уравновесить силы притяжения, поэтому он будет сжиматься (возможно в это время вокруг звезды образуются сгустки с меньшей массой, которые в итоге превращаются в планеты). При сжатии температура повышается. Таким образом, звёзда постепенно садится на главную последовательность. Затем давление газа внутри звезды уравновешивает притяжение и протозвёзда превращается в звезду.

Ранняя стадия эволюции звёзды очень не велика и звезда в это время погружена в туманность, поэтому протозвезду очень тяжело обнаружить.

Превращение водорода в гелий происходит только в центральных областях звезды. В наружных слоях содержание водорода остаётся практически неизменным. Так как количество водорода ограничено, рано или поздно он выгорает. Выделение энергии в центре звезды прекращается и ядро звёзды начинает сжиматься, а оболочка разбухать. Далее если звезда меньше 1,2 массы солнца, она сбрасывает наружный слой (образование планетарной туманности).

После того, как от звёзды отделяется оболочка, открываются её внутренние очень горячие слои, а оболочка тем временем отходит всё дальше. Через несколько десятков тысяч лет оболочка распадётся и останется только очень горячая и плотная звезда, постепенно остывая она превратится в белый карлик. Постепенно остывая они превращаются в невидимые чёрные карлики. Чёрные карлики – это очень плотные и холодные звёзды, размером чуть больше Земли, но имеющие массу сравнимую с массой солнца. Процесс остывания белых карликов длится несколько сотен миллионов лет.

Если масса звезды от 1,2 до 2,5 солнечной, то такая звёзда взорвётся. Этот взрыв называется вспышкой сверхновой. Вспыхнувшая звезда за несколько секунд увеличивает свою светимость в сотни миллионов раз. Такие вспышки происходят крайне редко. В нашей Галактике взрыв сверхновой происходит, примерно, раз в сто лет. После подобной вспышки остаётся туманность, которая имеет большое радиоизлучение, а также очень быстро разлетается, и так называемая нейтронная звезда (об этом чуть позже). Помимо огромного радиоизлучения такая туманность будет ещё источником рентгеновского излучения, но это излучение поглощается атмосферой земли, поэтому может наблюдаться лишь из космоса.

Существует несколько гипотез о причине взрывов звёзд (сверхновых), однако общепризнанной теории пока нет. Есть предположение, что это происходит из-за слишком быстрого спада внутренних слоёв звезды к центру. Звезда быстро сжимается до катастрофически маленького размера порядка 10 км, а плотность её в таком состоянии составляет 1017 кг/м3, что близко к плотности атомного ядра. Эта звезда состоит из нейтронов (при этом электроны, как бы вдавливаются в протоны), именно поэтому она называется «НЕЙТРОННОЙ». Её начальная температура около миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать.

Эта звезда из-за её маленького размера и быстрого остывания долгое время считалась невозможной для наблюдения. Но через некоторое время были обнаружены пульсары. Эти пульсары и оказались нейтронными звёздами. Названы они так из-за кратковременного излучения радиоимпульсов. Т.е. звезда как бы «мигает». Это открытие было сделано совершенно случайно и не так давно, а именно в 1967 году. Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимо нашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол с осью вращения.

Пульсар может быть обнаружен только для нас условиях ориентирования магнитной оси, а это примерно 5% из их общего количества. Часть пульсаров не находится в радио туманностях, так как туманности сравнительно быстро рассеиваются. Через сотню тысяч лет эти туманности перестают быть видимыми, а возраст пульсаров исчисляется десятками миллионов лет.

Если масса звезды превышает 2,5 солнечные, то в конце своего существования она как бы обрушится в себя и будет раздавлена собственным весом. В считанные секунды она превратится в точку. Это явление получило название «гравитационный коллапс», а также этот объект стали называть «чёрной дырой».

Из всего выше сказанного видно, что финальная стадия эволюции звезды зависит от её массы, но при этом необходимо ещё учитывать неизбежную ею потерю этой самой массы и вращение.

Виды звезд

Во Вселенной существуем множество различных звезд. Большие и маленькое, горячие и холодные, заряженные и не заряженными. Попробуем дать в этой статье классификацию основных видов звезд.

Одной из классификаций звезд является спектральная классификация. Согласно этой классификации звезды относят в тот или иной класс согласно их спектру. Спектральная классификация звезд служит многим задачам звездной астрономии и астрофизики. Качественное описание наблюдаемого спектра позволяет оценить важные астрофизические характеристики звезды, такие как эффективная температура ее поверхности, светимость и, в отдельных случаях, особенности химического состава.

Некоторые звезды не попадают не в один из классов этой таблицы. Такие звезды называют пекулярными. Их спектры не укладываются в температурную последовательность O–B–A–F–G–K–M. Хотя, зачастую такие звезды представляют собой определенные эволюционные стадии вполне нормальных звезд, либо представляют звезды, не совсем характерные для ближайших окрестностей Солнца (бедные металлами звезды, такие как звезды шаровых скоплений и гало Галактики). В частности к звездам с пекулярными спектрами относятся звезды с различными особенностями химического состава, что проявляется в усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов. Виды звезд

Хорошо разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга – Рассела. Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Диаграмма предложена в 1910 независимо Э. Герцшпрунгом и Г. Расселом. Она используется для классификации звезд и соответствует современным представлениям о звездной эволюции.

Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности. Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.

Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами.

Звезда могут наблюдаться красным гигантом в момент звездообразования и на поздних стадиях развития. На ранней стадии развития звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией. На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга – Рассела: этот этап длится ~ 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.

Звезда гигант имеет сравнительно низкую температура поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.

Звезды карлики являются противоположностью гигантов и включают в себя несколько различных подвидов:

* Белый карлик – проэволюционировавшие звезды с массой не превышающей 1,4 солнечных массы, лишенные собственных источников термоядерной энергии. Диаметр таких звезд может быть в сотни раз меньше солнечного, а потому плотность может быть в 1 000 000 раз больше плотности воды.

* Красный карлик – маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или верхний К. Они довольно сильно отличаются от других звезд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы – 0,08 солнечной, за этим идут коричневые карлики).

* Коричневый карлик – субзвездные объекты с массами в диапазоне 5–75 масс Юпитера (и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.

* Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.

* Черный карлик – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.

Кроме перечисленных, существует еще несколько продуктов эволюции звезд:

* Нейтронная звезда. Звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10–20 км в диаметре. Плотность таких звезды может достигать 1000 000 000 000 плотностей воды. А магнитное поле во столько же раз больше магнитного поля земли. Такие звезды состоят в основном из нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Часто такие звезды представляют собой пульсары.

* Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызываю вспышку светимости.

* Сверхновая звезда это звезда, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.

* Двойная звезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс. Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой. В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам – колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.

Многообразие звезд во Вселенной неисчерпаемо, и возможно существуют еще звезды или продукты их эволюции, которые не вошли в эту классификацию.

Звезды вращаются с разными скоростями (от 2 до 500 км/с). Их скорость вращения зависит от многих факторов. Вращение звезды можно определить по четкости линий спектра некоторых элементов звезды. Экваториальная скорость вращения Солнца 2 км/с, хотя многие звёзды превосходят её в 200 раз.

Было установлено, что скорости вращения звёзд закономерно связаны с их спектральным классом. Быстрее всего вращаются массивные и горячие звёзды класса О и В, в то время, как карлики класса М почти не вращаются. (Виды звезд.) Замечу, что где-то вблизи класса F5 скорость вращения очень резко уменьшается.

Что же так влияет на потерю момента количества движения у более холодных звёзд? Рассмотрим пример. Солнце относиться к классу G2, имеет скорость вращения 2 км/с и систему из 8 планет. Что будет с Солнцем, если все его планеты с ним сольются? Момент количества движения всех тел должен будет сохраниться, а масса всех планет очень мала по сравнению с Солнцем. Оно стало бы вращаться в 50 раз быстрее, чем сейчас. Следовательно, экваториальная скорость вращения Солнца стала бы почти 100 км/с. Но это уже нормальная скорость вращения массивных звёзд. Можно сделать вывод, что большая часть скорости вращения Солнца была когда-то передана планетам. Можно предположить что у большинства медленно вращающихся звёзд есть планеты. Передача движения от звезды к планетам может осуществляться за счёт магнитного поля этой самой звезды

По мере сжатия туманность (протозвезда) будет вращаться вокруг своей оси всё быстрее и быстрее. Наступает состояние неустойчивости, и часть вещества отделяется от протозвезды образуя экваториальный диск. Однако, силовые линии протозвезды проходят через этот диск.

При наличии такой связи, из-за натяжения силовых линий, вращение звезды будет тормозиться, а диск всё дальше будет отходить и постепенно размажется, и часть его вещества превратится в планеты унося с собой часть момента. У более горячих звёзд такой процесс не происходит из-за того, что масса отделившегося от звезды диска не очень велика и он не так тормозит вращение.

В 1962 году астрофизик Шацман обратил внимание на то, что звезда может терять свой момент и без образования планет. За счёт выделения огромного количества заряженных частиц (корпускул).

Характеристики звезд

Благодаря работе астрономов разных стран, за последние десятилетия мы много узнали о развитии звёзд и их эволюции. Все данные получены благодаря наблюдению множества звёзд, находящихся на разных этапах эволюции.

Основными свойствами звёзд являются:

* масса,

* светимость (полное количество энергии излучаемое звездой в единицу времени L),

* радиус,

* температура поверхности.

Если температура поверхности 3 – 4 тыс. К, то её цвет красноватый, 6 – 7 тыс. К – жёлтый, 10 – 12 тыс. К – белый и голубой. Последовательность спектров звёзд, получающихся при непрерывном изменении их поверхностных слоёв, обозначается следующими буквами: O, B, A, F, G, K, M (от горячих к холодным). Каждый из этих классов подразделяется ещё на 10 подклассов (пример B1, B2, B3…). Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют «карлики», их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем. Характеристикой светимости является «абсолютная величина» звезды. Есть ещё понятие «видимая звёздная величина», которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют «абсолютную величину», чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое-то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. На пример видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды видимые невооружённым глазом имеют величину +6).

Ещё звёзды разделяются по массе, но в более узких пределах в отличие от светимости (которая может различаться и в 1000 раз). Очень мало звёзд имеющих массу в 10 раз больше, или меньше Солнечной.

Радиус звёзд может очень сильно отличаться, а также меняться… С появлением возможности проводить спектральный анализ, появились сведения о химическом составе звезды. По химическому составу звёзды представляют собой водородные и гелиевые плазмы, остальных элементов гораздо меньше. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 углерода и 0,5 железа. Других элементов ещё меньше….

Между всеми этими характеристиками существует связь. Эта связь отображена на диаграмме Герцшпрунга – Рассела (Спектр – Светимость):

Из этой диаграммы видно, что звёзды создают определённую последовательность. Полоса идущая с левого верхнего угла в правый нижний называется «главная последовательность» В верхнем правом углу находятся холодные, но в тоже время огромные звёзды называемые красными гигантами. В левом нижнем углу «белые карлики». Очень горячие звёзды, но и очень маленькие. Солнце имеет спектральный класс G2.

Делались попытки построить теоретическую эволюцию звёзд вдоль главной последовательности на основе представлений о потери масс этими звёздами, но эти попытки оказались неудачны.

Время пребывания звёзд на главной последовательности зависит от их первоначальной массы. Чем больше излучение и масса звезды, тем скорее она израсходует свой водород.

Последние новости о звездах

16 декабря 2009 года, 02:52

Группа астрономов из Франции, США, Австралии и Великобритании провела наблюдения красного гиганта χ Лебедя, расположенного на расстоянии около 550 световых лет от Земли.

Красными гигантами называют звезды невысокой массы и большой светимости, вступившие в завершающую стадию эволюции; по расчетам специалистов, наше Солнце перейдет в эту категорию небесных тел через пять миллиардов лет. χ Лебедя относится к одному из подтипов красных гигантов – миридам, пульсирующим переменным звездам с низкой температурой и огромным радиусом излучающей поверхности (фотосферы). Период пульсации χ Лебедя составляет 408 дней.

Мириды остаются малоизученными объектами, поскольку они окружены плотной пылевой оболочкой и находятся на значительном удалении от Земли. Для того чтобы получить снимки нужного качества, авторам пришлось проводить наблюдения в ИК-диапазоне по интерферометрической методике и использовать массив телескопов IOTA, расположенный в Аризоне. «Разрешение изображений, переданных IOTA, приблизительно в 15 раз превышает разрешение фотографий, сделанных космическим телескопом «Хаббл»», – рассказывает участник исследования Марк Лакасс (Marc Lacasse) из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики (США).

Обработав собранные данные, астрономы определили диапазон изменения параметров χ Лебедя. Как оказалось, минимальный диаметр фотосферы звезды составляет 483 млн, а максимальный – 772 млн км; в своем «расширенном» состоянии звезда, таким образом, могла бы поглотить даже главный пояс астероидов Солнечной системы. Ученым также удалось оценить массу χ Лебедя: по их мнению, она составляет 2,1 солнечной.

www.referatmix.ru

Реферат - Эволюция звезд - Авиация и космонавтика

План

Введение

1. Понятие эволюциизвезд

2. Образованиезвезд, стадия гравитационного сжатия

3. Эволюция наоснове ядерных реакций

4. Конечные стадииэволюции

Заключение

Список литературы

Введение

Подавляющее большинствозвезд меняет свои основные характеристики (светимость, радиус) очень медленно.В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся в состоянииравновесия — обстоятельство, которым мы широко пользовались для выясненияприроды звездных недр. Но медленность изменений — это еще не означаетотсутствие их. Все дело в срокахэволюции, которая для звезд должна быть совершенно неизбежной.

Проблема эволюции звезд,несомненно, принадлежит к числу фундаментальнейших проблем астрономии. Посуществу, вопрос заключается в том, как рождаются, живут, «стареют» и умираютзвезды. Эта проблема по самой своей сущности является комплексной. Она решаетсяцелеустремленными исследованиями представителей разных отраслейастрономии - наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, никак нельзясразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще этапроблема оказалась очень трудной и несколько десятилетий совершенно неподдавалась решению.

Постепенно вопрос о путяхэволюции звезд прояснился, хотя отдельные детали проблемы все еще далеки отрешения. Особая заслуга в понимании процесса эволюции звезд принадлежитастрофизикам-теоретикам, специалистам по внутреннему строению звезд и преждевсего американскому ученому М. Шварцшильду и его школе. />

Цель контрольной работы –рассмотреть эволюцию звезд.

1. Понятиеэволюции звезды

Эволюция звезд — изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического составазвезд со временем. Важнейшие задачи теории эволюции звезд — объяснениеобразования звезд, изменения их наблюдаемых характеристик, исследованиегенетической связи различных групп звезд, анализ их конечных состояний.

Поскольку в известной намчасти Вселенной около 98-99% массы наблюдаемого вещества содержится в звездахили прошло стадию звезд, объяснение эволюции звезд является одной из наиболееважных проблем астрофизики.

Звезда в стационарномсостоянии — это газовый шар, который находится в гидростатическом и тепловомравновесии (т.е. действие сил тяготения уравновешено внутренним давлением, апотери энергии на излучение компенсируются энергией, выделяющейся в недрахзвезды. «Рождение» звезды — это образование гидростатическиравновесного объекта, излучение которого поддерживаются за счет собственныхисточников энергии. «Смерть» звезды — необратимое нарушениеравновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

Для понимания эволюциизвезд принципиальное значение имеет вопрос об источниках их энергии. Потериэнергии на излучение с поверхности могут восполняться за счет охлаждения недр,выделения гравитационной потенциальной энергии при сжатии и ядерных реакций.Охлаждение и гравитационное сжатие способны, например, поддерживать светимостьСолнца (масса />г, светимость />эрг/с) в течение ~ 107 лет, звездыс массой 30/>и /> — в течение~ 105 лет, а ядерные реакции соответственно ~ 1010 и ~ 106лет. Геологические данные свидетельствуют о том, что светимость Солнца былапрактически неизменной в течение ~ 109 лет. Отсюда следует, что основнымисточником энергии могут быть только ядерные реакции.

Выделение гравитационнойэнергии может играть определяющую роль лишь тогда, когда температура недрзвезды недостаточна для того, чтобы ядерное энерговыделение моглокомпенсировать потери энергии, и звезда в целом или ее часть должна сжиматьсядля поддержания равновесия. Высвечивание тепловой энергии становится важнымлишь после исчерпания запасов ядерной энергии. Таким образом, эволюцию звездможно представить как последовательную смену источников энергии звезд.

Характерное время эволюциизвезд слишком велико для того, чтобы можно было всю эволюцию проследитьнепосредственно. Поэтому основным методом исследования эволюции звезд являетсяпостроение последовательностей моделей звезд, описывающих изменения внутреннегостроения и хим. состава звезд со временем. Эволюционные последовательности затемсопоставляются с результатами наблюдений, напр., с Герцшпрунга-Ресселладиаграммой (Г.-Р.д.), суммирующей наблюдения большого числа звезд, находящихсяна разных стадиях эволюции. Особо важную роль играет сравнение с Г.-Р.д. длязвездных скоплений, поскольку все звезды скопления имеют одинаковый начальныйхим. состав и образовались практически одновременно. По Г.-Р.д. скопленийразличного возраста удалось установить направление эволюции звезд. Детальноэволюционные последовательности рассчитываются путем численного решения системыдифференциальных уравнений, описывающих распределение массы, плотности,температуры и светимости по звезде, к которым добавляются уравнение состояния,законы энерговыделения и непрозрачности звездного вещества и уравнения,описывающие изменение химического состава звезды со временем.

Ход эволюции звездызависит в основном от ее массы и исходного химического состава. Определенную,но не принципиальную роль могут играть вращение звезды и ее магнитное поле,однако роль этих факторов в эволюции звезд еще недостаточно исследована. Химическийсостав звезды зависит от времени, когда она образовалась, и от ее положения вГалактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались извещества, состав которого определялся космологическими условиями. По-видимому,в нем было примерно 70% по массе водорода, 30% гелия и ничтожная примесьдейтерия и лития. В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелыеэлементы (следующие за гелием), которые были выброшены в межзвездноепространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд.Звезды последующих поколений сформировались уже из вещества, содержавшего до3-4% (по массе) тяжелых элементов.

Наиболее непосредственнымуказанием на то, что звездообразование в Галактике происходит и в настоящеевремя, является существование массивных ярких звезд спектральных классов O и B,время жизни которых не может превосходить ~ 107 лет. Скоростьзвездообразования в современную эпоху оценивается в 5 в год. />

2.Образование звезд, стадия гравитационного сжатия

Согласно наиболеераспространенной точке зрения, звезды образуются в результате гравитационнойконденсации вещества межзвездной среды. Необходимое для этого разделениемежзвездной среды на две фазы — плотные холодные облака и разреженную среду сболее высокой температурой — может происходить под воздействием тепловойнеустойчивости Рэлея-Тейлора в межзвездном магнитном поле. Газово-пылевыекомплексы с массой />, характерным размером (10-100) пк иконцентрацией частиц n~102 см-3. действительнонаблюдаются благодаря излучению ими радиоволн. Сжатие (коллапс) таких облаковтребует определенных условий: гравитационная энергия связи частиц облака должнапревосходить сумму энергии теплового движения частиц, энергии вращения облакакак целого и магнитной энергии облака (критерий Джинса). Если учитываетсятолько энергия теплового движения, то с точностью до множителя порядка единицыкритерий Джинса записывается в виде: />,где /> — масса облака, T — температура газа в К, n — числочастиц в 1 см3. При типичных для современных межзвездных облаковтемпературах />К могутсколлапсировать лишь облака с массой, не меньшей />.Критерий Джинса указывает, что для образования звезд реально наблюдаемогоспектра масс концентрация частиц в коллапсирующих облаках должна достигать (103-106)см-3, т.е. в 10-1000 раз превышать наблюдаемую в типичных облаках.Однако такие концентрации частиц могут достигаться в недрах облаков, уженачавших коллапс. Отсюда следует, что звездообразование происходит путемпоследовательной, осуществляющейся в несколько этапов, фрагментации массивныхоблаков. В этой картине естественно объясняется рождение звезд группами — скоплениями. При этом все еще неясными остаются вопросы, относящиеся ктепловому балансу в облаке, полю скоростей в нем, механизму, определяющемуспектр масс фрагментов.

Коллапсирующие объектызвездной массы называются протозвездами. Коллапс сферически-симметричнойневращающейся протозвезды без магнитного поля включает несколько этапов. Вначальный момент времени облако однородно и изотермично. Оно прозрачно длясобств. излучения, поэтому коллапс идет с объемными потерями энергии, главнымобразом за счет теплового излучения пыли, которой передают свою кинетическуюэнергию частицы газа. В однородном облаке нет градиента давления и сжатиеначинается в режиме свободного падения с характерным временем />, где G — гравитационная постоянная, />-плотность облака. С началом сжатия возникает волна разрежения, перемещающаяся кцентру со скоростью звука, а т.к. коллапс происходит быстрее там, где плотностьвыше, протозвезда разделяется на компактное ядро и протяженную оболочку, в которойвещество распределяется по закону />. Когдаконцентрация частиц в ядре достигает ~ 1011 см-3 оностановится непрозрачным для ИК-излучения пылинок. Выделяющаяся в ядре энергиямедленно просачивается к поверхности благодаря лучистой теплопроводности. Температураначинает повышаться почти адиабатически, это приводит к росту давления, и ядроприходит в состояние гидростатического равновесия. Оболочка продолжает падатьна ядро, и на его периферии возникает ударная волна. Параметры ядра в это времяслабо зависят от общей массы протозвезды: />

По мере увеличения массыядра за счет аккреции, его температура изменяется практически адиабатически,пока не достигнет />2000 К, когданачинается диссоциация молекул h3. В результате расхода энергии надиссоциацию, а не на увеличение кинетической энергии частиц, значениепоказателя адиабаты /> становится меньше4/3, изменения давления не способны компенсировать силы тяготения и ядроповторно коллапсирует. Образуется новое ядро с параметрами />,окруженное ударным фронтом, на которое аккрецируют остатки первого ядра.Подобная же перестройка ядра происходит при ионизации водорода.

Дальнейший рост ядра засчет вещества оболочки продолжается до тех пор, пока все вещество упадет назвезду либо рассеется под действием давления излучения или звездного ветра,если ядро достаточно массивно. У протозвезд с />характерное время аккрециивещества оболочки ta >tкн, поэтому их светимостьопределяется энерговыделением сжимающихся ядер.

Звезда, состоящая из ядраи оболочки, наблюдается как ИК-источник из-за переработки излучения в оболочке(пыль оболочки, поглощая фотоны УФ-излучения ядра, излучает в ИК-диапазоне).Когда оболочка становится оптически тонкой, протозвезда начинает наблюдатьсякак обычный объект звездной природы. У наиболее массивных звезд оболочкисохраняются до начала термоядерного горения водорода в центре звезды. Давлениеизлучения ограничивает массу звезд величиной, вероятно, />. Если даже и образуются болеемассивные звезды, то они оказываются пульсационно-неустойчивыми и могутпотерять значительную часть массы на стадии горения водорода в ядре.Продолжительность стадии коллапса и рассеяния протозвездной оболочки того жепорядка, что и время свободного падения для родительского облака, т.е. 105-106лет. Освещенные ядром сгустки темного вещества остатков оболочки, ускоренныезвездным ветром, отождествляются с объектами Хербига-Аро (звездообразнымисгущениями, имеющими эмиссионный спектр). Звезды малых масс, когда онистановятся видимыми, находятся в области Г.-Р.д., занимаемой звездами типа ТТельца (карликовыми вспыхивающими звездами), более массивные — в области, гденаходятся эмиссионные звезды Хербига (неправильные переменные звезды раннихспектральных классов с эмиссионными линиями в спектрах).

Эволюционные треки ядерпротозвезд с постоянной массой на стадии гидростатического сжатия показаны нарис. 1. У звезд малых масс в момент, когда устанавливается гидростатическоеравновесие, условия в ядрах таковы, что энергия в них переносится конвекцией.Расчеты показывают, что температура поверхности полностью конвективной звездыпочти постоянна. Радиус звезды непрерывно уменьшается, т.к. она продолжаетсжиматься. При неизменной температуре поверхности и уменьшающемся радиусесветимость звезды должна падать и на Г.-Р.д. этой стадии эволюции соответствуютвертикальные участки треков.

По мере продолжениясжатия температура в недрах звезды повышается, вещество становится болеепрозрачным, и у звезд с />возникают лучистые ядра, нооболочки остаются конвективными. Менее массивные звезды остаются полностьюконвективными. Их светимость регулируется тонким лучистым слоем в фотосфере.Чем массивнее звезда и чем выше ее эффективная температура, тем больше у неелучистое ядро (в звездах с />лучистое ядро возникает сразу).В конце концов, практически вся звезда (за исключением поверхностнойконвективной зоны у звезд с массой />) переходит в состояниелучистого равновесия, при котором вся выделяющаяся в ядре энергия переноситсяизлучением. />

3.Эволюция на основе ядерных реакций

При температуре в ядрах ~106 К начинаются первые ядерные реакции — выгорают дейтерий, литий,бор. Первичное количество этих элементов настолько мало, что их выгораниепрактически не выдерживает сжатия. Сжатие прекращается, когда температура вцентре звезды достигает ~ 106 К и загорается водород, т.к. энергии,выделяющейся при термоядерном горении водорода, достаточно для компенсациипотерь на излучение. Однородные звезды, в ядрах которых горит водород, образуютна Г.-Р.д. начальную главную последовательность (НГП). Массивные звездыдостигают НГП быстрее звезд малой массы, т.к. у них скорость потерь энергии наединицу массы, а следовательно, и темп эволюции выше, чем у маломассивныхзвезд. С момента выхода на НГП эволюция звезд происходит на основе ядерногогорения. Ядерное горение может происходить до образования элементов группыжелеза, у которых наибольшая среди всех ядер энергия связи. Эволюционные трекизвезд на Г.-Р.д. изображены на рис. 2. Эволюция центральных значений температурыи плотности звезд показана на рис. 3. При />К основнымисточником энергии является реакция водородного цикла, при бОльших T — реакцииуглерод-азотного (CNO) цикла. Побочным эффектом CNO-цикла является установлениеравновесных концентраций нуклидов 14N, 12C, 13C — соответственно />95%, />4%и 1% по массе. Преобладание азота в слоях, где происходило горение водорода,подтверждается результатами наблюдений Вольфа-Райе звезд, у которых эти слоиоказываются на поверхности в результате потери внеш. слоев. У звезд, в центрекоторых реализуется CNO-цикл (/>), возникает конвективное ядро.Причина этого в очень сильной зависимости энерговыделения от температуры: />. Поток же лучистой энергии ~ T4,следовательно, он не может перенести всю выделяющуюся энергию, и должнавозникнуть конвекция, более эффективная, чем лучистый перенос. У наиболеемассивных звезд конвекцией охвачено более 50% массы звезд. Значениеконвективного ядра для эволюции определяется тем, что ядерное горючееравномерно истощается в области, значительно большей, чем область эффективногогорения, в то время как у звезд без конвективного ядра оно вначале выгораетлишь в малой окрестности центра, где температура достаточно высока. Времявыгорания водорода заключено в пределах от ~ 1010 лет для />до />летдля />. Время всех последующихстадий ядерного горения не превосходит 10% времени горения водорода, поэтомузвезды на стадии горения водорода образуют на Г.-Р.д. густонаселенную область — главную последовательность (ГП). У звезд с /> температура в центре никогдане достигает значений, необходимых для загорания водорода, они неограниченносжимаются, превращаясь в «черные» карлики. Выгорание водорода приводит к увеличению ср. молекулярной массы вещества ядра, и поэтому дляподдержания гидростатического равновесия давление в центре должно возрастать,что влечет за собой увеличение температуры в центре и градиента температуры позвезде, а следовательно, и светимости. К увеличению светимости приводит также иуменьшение непрозрачности вещества с ростом температуры. Ядро сжимается дляподдержания условий ядерного энерговыделения с уменьшением содержания водорода,а оболочка расширяется из-за необходимости перенести возросший поток энергии отядра. На Г.-Р.д. звезда перемещается вправо от НГП. Уменьшение непрозрачностиприводит к отмиранию конвективных ядер у всех звезд, кроме наиболее массивныых.Темп эволюции массивных звезд наиболее высок, и они первыми покидают ГП. Времяжизни на ГП составляет для звезд с /> около 10 млн. лет, с /> около 70 млн. лет, а с /> около 10 млрд. лет.

Когда содержание водородав ядре уменьшается до />1%, расширениеоболочек звезд с />сменяется общим сжатием звезды,необходимым для поддержания энерговыделения. Сжатие оболочки вызывает нагревводорода в слое, прилегающем к гелиевому ядру, до температуры его термоядерногогорения, и возникает слоевой источник энерговыделения. У звезд с массой />, у которых /> в меньшейстепени зависит от температуры и область энерговыделения не столь сильноконцентрируется к центру, стадия общего сжатия отсутствует.

Эволюция звезд послевыгорания водорода зависит от их массы. Важнейшим фактором, влияющим на ходэволюции звезд с массой />, является вырождение газаэлектронов при больших плотностях. В вырожденном газе из-за большой плотностичисло квантовых состояний с малой энергией ограничено в силу принципа Паули иэлектроны заполняют квантовые уровни с высокой энергией, значительнопревышающей энергию их теплового движения. Важнейшая особенность вырожденногогаза состоит в том, что его давление p зависит лишь от плотности: />для нерелятивистского вырождения и />длярелятивистского вырождения. Давление газа электронов намного превосходитдавление ионов. Отсюда следует принципиальный для эволюции звезд вывод:поскольку сила тяготения, действующая на единичный объем релятивистскивырожденного газа, />, зависитот плотности так же, как и градиент давления />, должнасуществовать предельная масса />, такая, чтопри />давление электронов не можетпротиводействовать тяготению и начинается сжатие. Предельная масса />.Граница области, в которой газ электронов вырожден, показана на рис. 3. Узвезд малых масс вырождение играет заметную роль уже в процессе образованиягелиевых ядер.

Второй фактор,определяющий эволюцию звезд на поздних стадиях, — это нейтринные потериэнергии. В звездных недрах при T ~108 К основную роль в рождении нейтриноиграют: фотонейтринный процесс />, распад квантов плазменных колебаний(плазмонов) на пары нейтрино-антинейтрино (/>),аннигиляция пар электрон-позитрон (/>) и урка-процессы. Важнейшая особенностьнейтрино состоит в том, что вещество звезды для них практически прозрачно инейтрино беспрепятственно уносят энергию из звезды.

Гелиевое ядро, в которомеще не возникли условия для горения гелия, сжимается. Температура в слоевомисточнике, прилегающем к ядру, увеличивается, скорость горения водородавозрастает. Необходимость переноса возросшего потока энергии приводит красширению оболочки, на что тратится часть энергии. Поскольку светимость звездыне изменяется, температура ее поверхности падает, и на Г.-Р.д. звездаперемещается в область, занимаемую красными гигантамию Время перестройки звездына два порядка меньше времени выгорания водорода в ядре, поэтому между полосойГП и областью красных сверхгигантов мало звезд. С уменьшением температурыоболочки возрастает ее прозрачность, вследствие этого появляется внеш.конвективная зона и возрастает светимость звезды.

Отвод энергии из ядрапосредством теплопроводности вырожденных электронов и нейтринных потерь у звездс />оттягивает момент загораниягелия. Температура начинает заметно расти лишь тогда, когда ядро становитсяпочти изотермичным. Горение 4He определяет эволюцию звезд с момента,когда энерговыделение превышает потери энергии путем теплопроводности иизлучения нейтрино. Это же условие относится к горению всех последующих видомядерного топлива.

Примечательнаяособенность звездных ядер из вырожденного газа, охлаждаемых нейтрино, — это«конвергенция» — сближение треков, которые характеризуют соотношениеплотности />и температуры Tc в центре звезды (рис. 3). Скоростьэнерговыделения при сжатии ядра определяется скоростью присоединения вещества кнему через слоевой источник, которая зависит только от массы ядра при данномвиде топлива. В ядре должен поддерживаться баланс притока и оттока энергии,поэтому в ядрах звезд устанавливается одинаковое распределение температуры иплотности. К моменту загорания 4He масса ядра />в зависимости отсодержания тяжелых элементов. В ядрах из вырожденного газа загорание 4Heимеет характер теплового взрыва, т.к. энергия, выделяющаяся при горении, идетна увеличение энергии теплового движения электронов, но давление с ростом температурыпочти не изменяется до тех пор, пока тепловая энергия электронов не сравняетсяс энергией вырожденного газа электронов. Тогда вырождение снимается и ядробыстро расширяется — происходит гелиевая вспышка. Гелиевые вспышки, вероятно,сопровождаются потерей звездного вещества. У шаровых звездных скоплений, гдемассивные звезды уже давно закончили эволюцию и красные гиганты имеют массы />, звезды на стадии горения гелиянаходятся на горизонтальной ветви Г.-Р.д.

В гелиевых ядрах звезд с />газ не вырожден, 4Heзагорается спокойно, но ядра также расширяются из-за возрастания Tc.У наиболее массивных звезд загорание 4He происходит еще тогда, когдаони являются голубыми сверхгигантами. Расширение ядра ведет к уменьшению />T вобласти водородного слоевого источника, и светимость звезды после гелиевойвспышки падает. Для поддержания теплового равновесия оболочка сжимается, извезда уходит из области красных сверхгигантов. Когда 4He в ядре истощается,снова начинается сжатие ядра и расширение оболочки, звезда опять становитсякрасным сверхгигантом. Образуется слоевой источник горения 4He, которыйдоминирует в энерговыделении. Снова возникает внеш. конвективная зона. По меревыгорания гелия и водорода толщина слоевых источников уменьшается. Тонкий слойгорения гелия оказывается термически неустойчивым, т.к. при очень сильнойчувствительности энерговыделения к температуре (/>)теплопроводность вещества недостаточна для того, чтобы погасить тепловыевозмущения в слое горения. При тепловых вспышках в слое возникает конвекция.Если она проникает в слои, богатые водородом, то в результате медленногопроцесса нейтронного захвата (s-процесса) синтезируются элементы с атомнымимассами />от 22Ne до 209B.

Давление излучения напыль и молекулы, образующиеся в холодных протяженных оболочках красныхсверхгигантов, приводит к непрерывной потере вещества со скоростью до />в год. Непрерывная потеря массыможет дополняться потерями, обусловленными неустойчивостью слоевого горения илипульсациями, что может привести к выбросу одной или нескольких оболочек. Когдаколичество вещества над углеродно-кислородным ядром становится меньшим некоторогопредела, оболочка для поддержания температуры в слоях горения вынужденасжиматься до тех пор, пока сжатие способно поддерживать горение; звезда наГ.-Р.д. смещается почти горизонтально влево. На этом этапе неустойчивость слоевгорения также может приводить к расширению оболочки и потере вещества. Показвезда достаточно горяча, она наблюдается как ядро планетарной туманности содной или несколькими оболочками. Когда слоевые источники смещаются кповерхности звезды настолько, что температура в них становится ниже необходимойдля ядерного горения, звезда охлаждается, превращаясь в белый карлик с />, излучающий за счет расходатепловой энергии ионного компонента его вещества. Характерное время охлаждениябелых карликов ~ 109 лет. Нижняя граница масс одиночных звезд,превращающихся в белые карлики, неясна, она оценивается в 3-6 />. У звезд с />электронный газ вырождается настадии роста углеродно-кислородных (C,O-) ядер звезд. Как и в гелиевых ядрахзвезд, из-за нейтринных потерь энергии происходит «конвергенция»условий в центре и к моменту загорания углерода в C,O-ядре />.Загорание 12C при таких условиях, скорее всего, имеет характервзрыва и приводит к полному разрушению звезды. Полного разрушения может непроизойти, если />. Такая плотность достижима, когдаскорость роста ядра определяется аккрецией вещества спутника в тесной двойнойсистеме. />

4.Конечные стадии эволюции

У звезд с />могут, в принципе, вцентральной области последовательно выгореть кислород, неон, магний, сера,кремний и образоваться ядро, состоящее из элементов группы железа — от Sc доNi. Условия в центре звезды при этом таковы, что загорание каждого очередногоэлемента происходит, когда масса ядра звезды, состоящего из этого элемента,близка к />. Звезда приобретает структуру, подобную«луковице»: «железное» ядро окружено многочисленными слоямииз продуктов ядерного горения на предыдущих стадиях. После образования«железного» ядра, а в некоторых случаях и раньше, происходит гравитационныйколлапс — потеря звездой гидродинамической устойчивости, когда показательадиабаты />становится меньше 4/3, т.к. при этом увеличение давления,обусловленное ростом плотности, не способно остановить сжатие. Причинамипонижения />могут быть: захват электронов ядрами 20O и 24Mgв O-Ne-Mg-ядре звезд с массой 8-12 />,фотодиссоциация (с большой затратой энергии) ядер железа 56Fe=13 4He+ 4n у звезд с />, рождение пар e++e-в C,O-ядрах звезд с />. В последнем случае в ходеколлапса происходит детонация кислорода, которая приводит к полному разлетувещества звезды. В результате коллапса достигаются плотности />, при которых энергетически выгодна нейтронизациявещества. Для вырожденного газа нейтронов />и его давлениеможет противостоять тяготению, если />. В этом случае образуется нейтроннаязвезда. При />коллапс неограничен и звездапревращается в черную дыру. При остановке коллапса у границы нейтронной звездывозникает ударная волна, которая, распространяясь наружу, вызывает сбрособолочки.

Целый комплекс процессов,сопровождающих термоядерные взрывы в ядрах и гравитационный коллапс, еще не доконца ясен и требует дальнейшего изучения. Это — кинетика ядерных реакций идогорание остатков ядерного топлива, которое в принципе может остановитьколлапс, перенос энергии, нейтринные процессы, роль магнитных процессов ивращения, механизмы передачи энергии от ядра к оболочке. Тем не менее, можноутверждать, что явления, сопровождающие взрывное горение 12C и гравитационный коллапс массивных звезд, при которых выделяется энергия ~ 1051эрг в виде излучения и кинетической энергии сброшенной оболочки и ~ (1053-1054)эрг в виде нейтрино и антинейтрино, удовлетворительно объясняют наблюдаемыевспышки сверхновых II типа. Продукты взрыва — молодые нейтронные звезды,излучающие за счет кинетической энергии вращения, в течение первых 105-106лет своего существования наблюдаются как пульсары. Статистические оценкичисленности пульсаров указывают на то, что в них превращаются все звезды с />, это грубо согласуется спредсказаниями теории и с наблюдаемым числом сверхновых звезд.

Причина вспышексверхновых I типа, которые происходят в звездных системах, где в настоящеевремя заканчивают эволюцию старые объекты с />, все еще до конца не ясна.

При взрывах сверхновыхпроисходит синтез тяжелых элементов, которые затем выбрасываются в межзвездноепространство вместе с элементами, синтезированными в ходе предшествующейэволюции. Это определяет важнейшее космологическое значение сверхновых звезд.

В ходе эволюции воболочке звезды могут возникнуть условия, при которых зона частичной двукратнойионизации гелия способна при сжатии звезды поглощать энергию (она идет наионизацию), а при расширении — высвобождать ее, поддерживая пульсации. Границыобласти, в которой действует этот механизм, определяют на Г.-Р.д. полосунестабильности (рис. 2), в которую попадают многие типы пульсирующих звезд:цефеиды, звезды типа />Щита, RR Лиры и др.Аналогичным образом зона неполной ионизации водорода может, вероятно,поддерживать неустойчивость долгопериодических переменных типа Миры Кита.

Заключение

Эволюция звезд — изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического составазвезд со временем.

Современная теорияэволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд и находится вудовлетворительном качественном и количественном согласии с данными наблюдений.В дальнейшем теория должна учесть влияние вращения и магнитные поля, роль которыхможет быть особенно важной в процессе образования звезд и на быстрых стадияхэволюции, таких, например, как взрывы сверхновых звезд. Особую проблемупредставляют эволюции звезд в тесных двойных системах, где на эволюцию влияетобмен веществом между компонентами.

Списоклитературы

1. Зельдович Я.Б.,Новиков И.Д. Теория тяготения и эволюция звезд. — М., 1971.

2. Каплан С.А.Физика звезд. 3 изд. — М., 1977.

3. На переднем краеастрофизики (пер. с англ.). — М., 1979.

4. Происхождение иэволюция галактик и звезд. — М., 1976.

5. Шкловский И.С.Вселенная, жизнь, разум. – М, 1977.

6. Шкловский И.С.Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. 2 изд. – М., 1977.

www.ronl.ru

Реферат - Эволюция звезд - Астрономия

    Как и всетела в природе, звёзды не остаются неизменными, они  рождаются, эволюционируют, и наконец«умирают». Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как онистареют, необходимо знать, как они возникают. В прошлом это представлялосьбольшой загадкой; современные астрономы уже могут с большой уверенностьюподробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночномнебосводе. 

    Не так давно астрономы считали, что наобразование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но впоследние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей всостав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилосьнебольшое скопление звёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа изтрёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, ак 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды — впервыев истории человечества люди наблюдали рождение звёзд буквально на глазах этотбеспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут рождаться закороткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, чтозвёзды обычно возникают в группах, или звёздных скоплениях, оказалисьсправедливыми.

   Каков же механизм их возникновения? Почемуза многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений небатолько сейчас впервые удалось увидеть «материализацию» звёзд?Рождение звезды не может быть исключительным событием: во многих участках небасуществуют условия, необходимые для появления этих тел.

  В результате тщательного изучения фотографийтуманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышкинеправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пылии газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают собственного света инаходятся между нами и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Этигазово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет,идущий от расположенных за ними звёзд. Размеры глобул огромны — до несколькихсветовых лет в поперечнике. Несмотря на то что вещество в этих скоплениях оченьразрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает дляформирования небольших скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для тогочтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что всезвёзды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительныеинструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающегосквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под действием давленияизлучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнениевещества. Внутри глобулы гуляет «ветер», разметающий по всемнаправлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает внепрерывном турбулентном движении.

   Глобулу можно рассматривать как турбулентнуюгазово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действиемэтого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь всёменьше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени,зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивностипоследнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центреглобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру.Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогреваютгазово-пылевое облако.

   Падение вещества может длиться сотни лет.Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы,притягивающие частицы к центру, ещё очень слабы. Через некоторое время, когдаглобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинаетпроисходить быстрее. Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее световогогода в диаметре. Это значит, что расстояние от её внешней границы до центраможет превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнётпадать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнеттолько через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа ипылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатиепроисходит значительно быстрее.

   Падение вещества к центру сопровождаетсявесьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии втепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становитсяпротозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла втепло, нагрела пыль и газ.

В этой стадиипротозвезда едва видна, так как основная доля её излучения приходится надалёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её ужепоявился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде,чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красныйшар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысячдо нескольких миллионов лет. Однако, помня о появлении звёзд в БольшойТуманности Ориона, стоит, пожалуй считать, что наиболее близка к реальностиоценка, которая даёт минимальное значение времени.

  Здесь мы должны сделать небольшоеотступление, с тем чтобы тщательно рассмотреть некоторые детали, связанные срождением звезды, и оценить их воздействие на её дальнейшую судьбу. Звёздырождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладать самымразным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшееповедение звезды, на всю её судьбу. Чтобы лучше в этом разобраться, выйдем издома и взглянем на ночное небо.

С вершиныгоры, вдали от мешающего нам городского света, мы увидим на небе по крайнеймере 3000 звёзд. Наблюдатель с очень острым зрением при идеальных атмосферныхусловиях увидит в полтора раза больше звёзд. Одни

из них удаленыот нас на тысячу, другие — всего на несколько световых лет. Попытаемся теперьразместить все эти звёзды на диаграмме, на которой каждая звездахарактеризуется двумя физическими величинами: температурой и светимостью.Разместив все 3000 звёзд, мы обнаружим, что самые яркие из них одновременнооказываются и самыми горячими, а самые слабые — самыми холодными. При этомзаметим, что подавляющее большинство звёзд располагается вдоль наклонной  линии, которая тянется из верхнего левогоугла графика в нижний правый

(Если, как этотрадиционно принято, ось температур направить влево, а ось светимостей — вверх.) Это  нормальные звёзды, и ихраспределение называют «главной последовательностью». Полученнаядиаграмма называется диаграммой Герцшпрунга — Рессела, в честь двух выдающихсяастрономов, впервые установивших эту замечательную зависимость. В ней важнуюроль играет масса звезды. Если масса звезды велика, последняя при рождениипопадает на верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, тозвезда оказывается в нижней её части.  

    Продолжительность жизни звезды зависит отеё массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасысвоего ядерного «топлива» и могут светить десятки миллиардов лет.Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 массСолнца, постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. Наместе гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ.  

Белые карлики — одна из увлекательнейших тем вистории астрономии: впервые были открыты небесные тела, обладающие свойствами,весьма далёкими от тех, с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всейвероятности, разрешение загадки белых карликов положило начало исследованиямтаинственной природы вещества, запрятанного где-то в разных уголках Вселенной.

Во Вселенной много белых карликов. Одно время онисчитались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных вобсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500.Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сферес радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. Историяоткрытия белых карликов восходит к началу 19в, когда Фридрих Вильгельм Бессель,прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь являетсяне прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звездыпроисходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещалась изстороны в сторону. К 1844г., спустя примерно десять лет после первых наблюденийСириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда,которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; онообнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным оказалосьто обстоятельство, что если тёмный компонент действительно существует, топериод обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равенприблизительно 50 годам.

   Перенесёмсяв 1862г. и из Германии в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку,крупнейшему строителю телескопов в США, Университетам штата Миссисипи былопоручено сконструировать телескоп с объективом диаметром 18,5 дюйма (46 см),который должен был стать самым большим телескопом в мире. После того как Кларкзакончил обработку линзы телескопа, нужно было проверить, обеспечена линеобходимая точность формы её поверхности. С этой целью линзу установили вподвижной трубе и направили на Сириус — самую яркую звезду, являющуюся лучшимобъектом для проверки линз и выявления их дефектов. Зафиксировав положениетрубы телескопа, Алван Кларк увидел слабый «призрак», который появился навосточном краю поля зрения телескопа в отблеске Сириуса. Затем, по мередвижения небосвода, в поле зрения попал и сам Сириус. Его изображение былоискажено — казалось, что «призрак» представляет собой дефект линзы, которыйследовало бы устранить, прежде чем сдать линзу в эксплуатацию. Однако этавозникшая в поле зрения телескопа слабая звёздочка оказалась компонентомСириуса, предсказанным Бесселем. В заключение следует добавить, что из-заначавшейся первой мировой войны телескоп Кларка так никогда и не был отправленв Миссисипи — его установили в Дирбоновской обсерватории, вблизи Чикаго, алинзу используют по сей день, но на другой установке.

   Такимобразом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многих исследований, ибофизические характеристики двойной системы заинтриговали астрономов. С учётомособенностей движения Сириуса, его расстояние до Земли и амплитуды отклоненийот прямолинейного движения астрономам удалось определить характеристики обеихзвёзд системы, названых Сириус А и Сириус В. Суммарная масса обеих звёзд оказаласьв 3,4 раза больше массы Солнца. Было найдено, что расстояние между звёздамипочти в 20 раз превышает расстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерноравно расстоянию между Солнцем и Ураном; полученная на основании измеренияпараметров орбиты масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, амасса Сириуса В составила 95% массы Солнца. После того как были определенысветимости обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А почти в 10 000 раз ярче, чемСириус В. По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он примерно в 35,5раза светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в 300 разпревышает светимость Сириуса В.

   Светимостьлюбой звезды зависит от температуры поверхности звезды и её размеров, то естьдиаметра. Близость второго компонента к более яркому Сириусу А чрезвычайноосложняет определение его спектра, что необходимо для установки температурызвезды. В 1915г. с использованием всех технических средств, которымирасполагала крупнейшая обсерватория того времени Маунт-Вилсон (США), былиполучены удачные фотографии спектра Сириуса. Это привело к неожиданномуоткрытию: тем-пература спутника составляла 8000 К, тогда как Солнце имееттемпературу 5700 К. Таким образом, спутник в действительности оказался горячееСолнца, а это означало, что светимость единицы его поверхности также больше.

   В самомделе, простой расчёт показывает, что каждый сантиметр этой звезды излучает вчетыре раза больше энергии, чем квадратный сантиметр поверхности Солнца. Отсюдаследует, что поверхность спутника должна быть в 300<span MT Symbol"">´

   Таковаистория открытия первого белого карлика. А теперь зададимся вопросом: какимобразом вещество можно сжать так, чтобы один кубический сантиметр его весил 100кг ?             

    Когда врезультате высокого давления вещество сжато до больших плотностей, как в белыхкарликах, то вступает в действие другой тип давления, так называемое«вырожденное давление». Оно появляется при сильнейшем сжатии вещества в недрахзвезды. Именно сжатие, а не высокие температуры является причиной вырожденногодавления. Вследствие сильного сжатия атомы оказываются настолько плотноупакованными, что электронные оболочки начинают проникать одна в другую.

  Гравитационное сжатие белого карлика происходит в течение длительноговремени, и электронные оболочки продолжают проникать друг в друга до тех пор,пока расстояние между ядрами не станет порядка радиуса наименьшей электроннойоболочки. Внутренние электронные оболочки представляют собой непроницаемыйбарьер, препятствующий дальнейшему сжатию. При максимальном сжатии электроныуже не

связаны с отдельными ядрами, а свободно движутсяотносительно них. Процесс отделения электронов от ядер происходит в результатеионизации давлением. Когда ионизация становится полной, облако электроновдвижется относительно решётки из более тяжёлых ядер, так что вещество белогокарлика приобретает определённые физические свойства, характерные для металлов.В таком веществе энергия переносится к поверхности электронами, подобно томукак тепло распространяется по железному пруту, нагреваемому с одного конца.

   Ноэлектронный газ проявляет и необычные свойства. По мере сжатия электронов ихскорость всё больше возрастает, потому что, как мы знаем, согласнофундаментальному физическому принципу, два электрона, находящиеся в одномэлементе фазового объёма, не могут иметь одинаковые энергии. Следовательно,чтобы не занимать один и тот же элемент объёма, они должны двигаться согромными скоростями. Наименьший размер допустимого объёма зависит от диапазонаскоростей электронов. Однако в среднем, чем ниже скорость электронов, тембольше тот минимальный объём, который они могут занимать. Иными словами, самыебыстрые электроны занимают наименьший объём. Хотя отдельные электроны носятсясо скоростями, соответствующими внутренней температуре порядка миллионовградусов, температура полного ансамбля электронов в целом остаётся низкой.

  Установлено, что атомы газа обычного белого карлика образуют решёткуплотно упакованных тяжёлых ядер, сквозь которую движется вырожденныйэлектронный газ. Ближе к поверхности звезды вырождение ослабевает, и наповерхности атомы ионизированы не полностью, так что часть вещества находится вобычном газообразном состоянии.         

   Знаяфизические характеристики белых карликов, мы можем сконструировать их нагляднуюмодель. Начнём с того, что белые карлики имеют атмосферу. Анализ спектровкарликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всего несколькосотен метров. В этой атмосфере астрономы обнаруживают различные знакомыехимические элементы. Известны белые карлики двух типов — холодные и горячие. Ватмосферах более горячих белых карликов содержится некоторый запас водорода,хотя, вероятно, он не превышает 0,05%. Тем не менее по линиям в спектрах этихзвёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окисьтитана. Атмосферы холодных белых карликов состоят почти целиком из гелия; наводород, возможно, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температурыповерхности белых карликов меняются от 5000 К у «холодных» звёзд до 50 000 К у  «горячих». Податмосферой белого карлика лежит область невырожденного вещества, в которомсодержится небольшое число свободных электронов. Толщина этого слоя 160 км, чтосоставляет примерно 1% радиуса звезды. Слой этот может меняться со временем, нодиаметр белого карлика остаётся постоянным и равным примерно 40 000 км. Какправило, белые карлики не уменьшаются в размерах после того, как достигли этогосостояния. Они ведут себя подобно пушечному ядру, нагретому до большойтемпературы; ядро может менять температуру, излучая энергию, но его размерыостаются неизменными. Чем же определяется окончательный диаметр белого карлика? Оказывается его массой. Чем больше масса белого карлика, тем меньше егорадиус; минимально возможный радиус составляет 10 000 км. Теоретически, еслимасса белого карлика превышает массу Солнца в 1,2 раза, его радиус может бытьнеограниченно малым. Именно давление вырожденного электронного газапредохраняет звезду от всяческого дальнейшего сжатия, и, хотя температура можетменяться от миллионов градусов в ядре звезды до нуля на поверхности, диаметр еёне меняется. Со временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром,который она имела, вступив в стадию белого карлика.

   Под верхнимслоем звезды вырожденный газ практически изотермичен, то есть температура почтипостоянна вплоть до самого центра звезды; она составляет несколько миллионовградусов — наиболее реальная цифра 6 млн. К.

 Теперь, когдамы имеем некоторые представления о строении белого карлика, возникает вопрос:почему он светится? Очевидно

одно: термоядерные реакции исключаются. Внутрибелого карлика отсутствует водород, который поддерживал бы этот механизмгенерации энергии.

  Единственный вид энергии, которым располагает белый карлик, -этотепловая энергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном движении, так как онирассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер замедляется,что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ, который не похож не наодин из известных на Земле газов, отличается исключительной теплопроводностью,и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу этаэнергия излучается в космическое пространство.

   Астрономысравнивают процесс остывания горячего белого карлика с остыванием железногопрута, вынутого из огня. Сначала белый карлик охлаждается быстро, но по мерепадения температуры внутри него охлаждение замедляется. Согласно оценкам, запервые сотни миллионов лет светимость белого карлика падает на 1% от светимостиСолнца. В конце концов белый карлик должен исчезнуть и стать чёрным карликом,однако на это могут понадобиться триллионы лет, и, по мнению многих учёных,представляется весьма сомнительным, чтобы возраст Вселенной был достаточновелик для появления в ней чёрных карликов.

   Другиеастрономы считают, что и в начальной фазе, когда белый карлик ещё довольногоряч, скорость охлаждения невелика. А когда температура его поверхности  падает до величины порядка температурыСолнца, скорость охлаждения увеличивается и угасание происходит очень быстро.Когда недра белого карлика достаточно остынут, они затвердеют.

   Так илииначе, если принять, что возраст Вселенной превышает 10 млрд. лет, красныхкарликов в ней должно быть намного больше, чем белых. Зная это, астрономыпредпринимают поиски красных карликов. Пока они безуспешны. Массы белыхкарликов определены недостаточно точно. Надёжно их можно установить длякомпонентов двойных систем, как в случае Сириуса. Но лишь немногие белыекарлики входят в состав двойных звёзд. В трёх наиболее хорошо изученных случаяхмассы белых карликов, измеренные с точностью свыше 10% оказались меньше массыСолнца и составляли примерно половину её. Теоретически предельная масса дляполностью вырожденной не вращающейся звезды должна быть в 1,2 раза больше массыСолнца. Однако если звёзды вращаются, а по всей вероятности, так оно и есть, товполне возможны массы, в несколько раз превышающие солнечную.    

 Сила тяжестина поверхности белых карликов примерно в 60-70 раз больше, чем на Солнце. Есличеловек весит на Земле 75 кг, то на Солнце он весил бы 2тонны, а на поверхностибелого карлика его вес составлял бы 120-140 тонн. С учётом того, что радиусыбелых карликов мало отличаются и их массы почти совпадают, можно заключить, чтосила тяжести на поверхности любого белого карлика приблизительно одна и таже.  Во Вселенной много белых карликов.Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок,полученных в обсерватории Маунт-Паломар, показало, что их количество превышает1500. Астрономы полагают, что частота возникновения белых карликов постоянна,по крайней мере в течение последних 5 млрд. лет. Возможно, белые карликисоставляют наиболее многочисленный класс объектов на небе. Удалось оценитьпространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. Возникает вопрос: все лизвёзды становятся белыми карликами в конце своего эволюционного пути? Еслинет, то какая часть звёзд переходит в стадию белого карлика ?

   Важнейшийшаг в решении проблемы был сделан, когда астрономы нанесли положениецентральных звёзд планетарных туманностей на диаграмму температура — светимость. Чтобы разобраться в свойствах звёзд, расположенных в центрепланетарных туманностей, рассмотрим эти небесные тела.

   Нафотографиях планетарная туманность выглядит как протяжённая масса газовэллипсоидной формы со слабой, но горячей звездой в центре. В действительностиэта масса представляет собой сложную турбулентную, концентрическую оболочку,которая расширяется со скоростями 15-50 км/с. Хотя эти образования выглядят каккольца, на деле они являются оболочками и скорость турбулентного движения газав них достигает примерно 120 км/с. Оказалось, что диаметры несколькихпланетарных туманностей, до которых удалось измерить расстояние, составляютпорядка 1 светового года, или около 10 триллионов километров. Расширяясь суказанными выше скоростями, газ в оболочках становится очень разряженным и неможет возбуждаться, а следовательно, его нельзя увидеть спустя 100 000 лет.

   Многиепланетарные туманности, наблюдаемые нами сегодня, родились в последние 50 000лет, а типичный их возраст близок к 20 000 лет. Центральные звёзды такихтуманностей — наиболее горячие объекты среди известных в природе. Температураих поверхности меняется от 50 000 до 1млн. К. Из-за необычайно высокихтемператур большая часть излучения звезды приходится на далёкуюультрафиолетовую область электромагнит-

иного спектра. Это ультрафиолетовое излучениепоглощается, преобразуется и переизлучается газом оболочки в видимой областиспектра, что и позволяет нам наблюдать оболочку. Это означает, что оболочкизначительно ярче, нежели центральные звёзды, — которые на самом деле являютсяисточником энергии, — так как огромное количество излучения звезды приходитсяна невидимую часть спектра.

   Из анализахарактеристик центральных звёзд планетарных туманностей следует, что типичноезначение их массы заключено в интервале 0,6-1 масса Солнца. А для синтезатяжёлых элементов в недрах звезды необходимы большие массы. Количество водородав этих звёздах незначительно. Однако газовые оболочки богаты водородом игелием.

   Некоторыеастрономы считают, что 50-95 % всех белых карликов возникли не из планетарныхтуманностей. Таким образом, хотя часть белых карликов целиком связана спланетарными туманностями, по крайней мере половина или более из них произошлиот нормальных звёзд главной последовательности, не проходящих через стадиюпланетарной туманности.   

  Полнаякартина образования белых карликов туманна и неопределенна. Отсутствует такмного деталей, что в лучшем случае описание эволюционного процесса можностроить лишь путём логических умозаключений. И тем не менее общий вывод таков:многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу, подобному стадиибелого карлика, и затем скрываются на небесных «кладбищах» в виде чёрных,невидимых карликов.  

     Еслимасса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звёзды напоследних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могутвзорваться как сверхновые, а затем сжаться до размеров шаров радиусом несколько километров, т.е.превратиться в нейтронные звёзды.         

СВЕРХНОВЫЕ.                                               

Около семитысяч лет назад в отдалённом уголке космического пространства внезапновзорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно большаяи массивная звезда вдруг столкнулась с серьёзной энергетической проблемой — еёфизическая целостность оказалась под угрозой. Когда была пройдена границаустойчивости, разразился захватывающий, чрезвычайно мощный, один из самыхкатастрофических во всей Вселенной взрывов, породивший сверхновую звезду.

   Шесть тысяч лет мчался по космическимпросторам свет от этой звезды из созвездия Тельца и достиг наконец Земли. Этослучилось в 1054г. В Европе наука была тогда погружена в дрему, и у арабов онапереживала период застоя, но в другой части Земли наблюдатели заметили объект,величественно сверкающий на небе перед восходом Солнца. 

   Четвёртого июля 1054г. китайские астрономы,вглядываясь в небо, увидели светящийся небесный объект, который был много ярчеВенеры. Его наблюдали в Пекине и Кайфыне и назвали «звездой-гостьей».Это был самый яркий после Солнца объект на небе. В течение 23 дней, вплоть до27 июля 1054г.., он был виден даже днём. Постепенно объект становился слабее,но всё же оставался видимым для невооружённого глаза ещё 627 дней и наконецисчез 17 апреля 1056г. Это была ярчайшая из всех зарегистрированных сверхновых- она сияла как 500 млн. Солнц. Если бы она находила от нас на такомрасстоянии, как ближайшая к нам звезда альфа Центавра, то даже самой тёмнойночью при её свете мы могли бы свободно читать газету — она светила бызначительно ярче, чем полная Луна.

   В европейских хрониках тех лет нет никакихупоминаний о данном событии, но не следует забывать, что то были годысредневековья, когда на европейском континенте почти угас свет науки.

   Один интересный момент в истории открытияэтой звезды. В 1955г. Уильям Миллер и Гельмут Абт из обсерваторий Маунт-Вилсони Маунт-Паломар обнаружили доисторические пиктограммы на стене одной пещеры вскале каньона Навахо в Аризоне. В каньоне изображение было высечено на камне, ав пещере — нарисовано куском гематита — красного железняка. На обоих рисункахизображён кружок и полумесяц. Миллер истолковывает эти фигуры как изображениелунного серпа и звезды; по его мнению, они, возможно, отображают появлениесверхновой в 1054г. Для такого заключения есть два основания: во-первых, в1054г., когда вспыхнула сверхновая, фаза Луны и её расположение относительносверхновой были именно такими, как показано на рисунке.

   Во-вторых, по найденным в тех местахглиняным черепкам установлено, что около тысячи лет назад в этой местностиобитали индейцы. Таким образом, рисунки, по-видимому, являются художественнымизображением сверхновой, сделанным древними индейцами.  

   После фотографирования и тщательногоисследования участка неба, где находилась сверхновая, было обнаружено, чтоостатки сверхновой образуют сложную хаотическую расширяющуюся газовую оболочку,заключающую несколько звёзд. Весь этот комплекс из газа и звёзд был названКрабовидной туманностью. Источником вещества туманности является одна из

центральныхзвёзд, та самая, которая взорвалась семь тысяч лет назад. Это нейтроннаязвезда. Она имеет температуру 6-7 млн. К и чрезвычайно малый

диаметр. Пофотографиям и спектрограммам можно определить физические характеристики звезды.

   В результате исследования выяснилось, что вКрабовидной туманности различаются два типа излучающих областей. Во-первых, этоволокнистая сетка, состоящая из газа, нагретого до нескольких десятков тысячградусов и ионизированного под действием интенсивного ультрафиолетовогоизлучения центральной звезды; газ включает в себя водород, гелий, кислород,неон, серу. И во-вторых, большая светящаяся аморфная область, на фоне котороймы видим газовые волокна. 

   По фотографиям, сделанным около двенадцатилет назад, обнаружено, что некоторые из волокон туманности движутся от еёцентра наружу. Зная угловые размеры, а также приблизительно расстояние искорость расширения, учёные определили, что около девяти столетий назад наместе туманности был точечный источник. Таким образом удалось установить прямуюсвязь между крабовидной туманностью и тем взрывом сверхновой, который почтитысячу лет назад наблюдали китайские и японские астрономы.

     Вопрос о причинах взрывов сверхновыхпо-прежнему остаётся предметом дискуссий и служит поводом для выдвиженияпротиворечивых гипотез.

   Звезда с массой, превосходящей солнечнуюпримерно на 20%, может со временем стать неустойчивой. Это показал в своёмблестящем теоретическом исследовании, сделанном в конце 30-х годов нашегостолетия, астроном Чандрасекар. Он установил, что подобные звёзды на склонежизни порой подвергаются катастрофическим изменениям, в результате чегодостигается некоторое равновесное состояние, позволяющее звезде достойнозавершить свой жизненный путь. Многие астрономы занимались изучением последнихстадий звёздной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от еёмассы. Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превышает пределЧандрасекара, её ожидают невероятные изменения.

   Как мы видели, устойчивость звездыопределяется соотношением между силами гравитации, стремящимися сжать звезду, исилами давления, расширяющими её изнутри. Мы также знаем, что на последнихстадиях звёздной эволюции, когда истощаются запасы ядерного горючего, этосоотношение обеспечивается за счёт эффекта вырождения, которое может привестизвезду к стадии белого карлика и позволит ей провести остаток жизни в такомсостоянии. Став белым карликом, звезда постепенно остывает и заканчивает своюжизнь, превратившись в холодный, безжизненный, невидимый звёздный шлак.

   Если масса звезды превосходит пределЧандрасекара, эффект вырождения уже не в состоянии обеспечить необходимоесоотношение давлений. Перед звездой остаётся только один путь для сохраненияравновесия — поддерживать высокую температуру. Но для этого требуетсявнутренний источник энергии. В процессе обычной эволюции звезда постепенноиспользует для этого ядерное горючее. Однако как может звезда добыть энергию напоследних стадиях звёздной эволюции, когда ядерное топливо, регулярнопоставляющее энергию, на исходе? Конечно она ещё не энергетический «банкрот»,она большой, массивный объект, значительная часть массы которого находится набольшом расстоянии от центра, и у неё в запасе ещё есть гравитационная энергия.Она подобна камню, лежащему на вершине высокой горы, и благодаря своемуместоположению обладающему потенциальной энергией. Энергия заключённая вовнешних слоях звезды, как бы находится в огромной кладовой, из которой в нужныймомент её можно извлечь.

   Итак, чтобы поддерживать давление, звездатеперь начинает сжиматься, пополняя таким образом запас своей внутреннейэнергии. Как долго продолжается это сжатие? Фред Хойл и его коллеги тщательноисследовали подобную ситуацию и пришли к выводу, что в действительностипроисходит катастрофическое сжатие, за которым следует катастрофический взрыв.Толчком взрыву, избавляющему звезду от избытка массы, является значение

плотности,создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда тут жевозвращается на путь обычного угасания.      

   Наибольший интерес для учёных представляетпроцесс, в ходе которого шаг за шагом осуществляется постепенное выгораниеядерного топлива. Для расчёта этого процесса используется информация,полученная из лабораторных опытов; огромную роль при этом играют современныебыстродействующие вычислительные машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощьюЭВМ процесс энерговыделения в звезде и проследили её ход. В качестве примераони взяли звезду, масса которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду,находящуюся далеко за пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметьсветимость, в 60 раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600млн. лет. 

   Мы уже знаем, что в ходе обычныхтермоядерных реакций, протекающих в недрах звезды почти в течение всей еёжизни, водород превращается в гелий. После того как значительная часть веществазвезды превратится в гелий, температура в её центре возрастает. При увеличениитемпературы примерно до 200 млн. К ядерным горючим становится гелий, которыйзатем превращается в кислород и неон. Таким образом, гелиевое ядро начинаетпорождать более тяжёлое ядро, состоящее из двух этих химических элементов.Теперь звезда становится многослойной энергопроводящей системой. В тонкойоболочке, по одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий,происходит превращение водорода в гелий; эта реакция идёт с выделением энергии.Поэтому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды неуклоннорастёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению её ядра и росту температуры в центредо 200-300 млн. К. Но даже при столь высоких температурах кислород и неонвполне устойчивы и не вступают в ядерные реакции. Однако через некоторое времяядро становится ещё плотнее, температура удваивается, теперь она уже равняется600 млн. К. И тогда ядерным топливом становится неон, который в ходе реакцийпревращается а магний и кремний. Образование магния сопровождается выходомсвободных нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержаланекоторые металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с этимиметаллами, создают атомы более тяжёлых металлов — вплоть до урана — самоготяжёлого из природных элементов.

   Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядроначинает сжиматься, и снова сжатие сопровождается ростом температуры. Наступаетследующий этап, когда каждые два атома кислорода, соединяясь, порождают атомкремния и атом гелия. Атомы кремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля,которые вскоре превращаются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиесявозникновением новых химических элементов, вступают не тол

www.ronl.ru

Реферат - Рождение и эволюция звезд План

Рождение и эволюция звезд

План

Введение

1.Механизм образования и эволюции звезд.

2. Происхождение звезд.

3. Эволюция звезд.

Заключение

Список использованной литературы

Введение

Звезда – небесное тело, по своей природе сходное с Солнцем, вследствие огромной отдалённости видимое с Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звёзды представляют собой массивные самосветящиеся газовые (плазменные) шары, образующиеся из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия.

Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами К, а на их поверхности – тысячами К. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий или гелия в углерод, происходящих при высоких температурах во внутренних областях, у отдельных, редко встречающихся звезд, в ходе других процессов. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе [5].

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается.

В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Расселла (диаграмма показывает местоположение звёзд в зависимости от их светимости и спектрального класса. Звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки), пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растет, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается – звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности.

Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Эволюцией звезд называется изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. «Рождение» звезды – это образование гидростатически равновесного объекта, излучение которого поддерживается за счет собственных источников энергии.

Все эти факторы и обусловили актуальность и значимость нашей работы.

^ Целью нашего исследования является изучить рождение и эволюцию звезд.

В процессе написания работы перед нами ставились следующие задачи:

1. рассмотреть механизм образования и эволюции звезд;

2. изучить происхождение звезд;

3. проанализировать эволюцию звезд.

Методы исследования:

изучение, обработка и анализ научных источников по проблеме исследования;

анализ научной литературы, учебников и пособий по концепции современного естествознания, астрономии, физике, астрофизике.

^ Теоретическая база исследования. В работе использованы труды известных зарубежных и отечественных ученых, занимающихся проблемами звездной системы, такие как Гинзбург В.Л, Мэрион Дж. Б., Ровкин В.И., Ровинский Р.Е., Силк Дж., Эткин П., Шкловский И.С., Непомилуев В.Ф. и др.

^ 1.Механизм образования и эволюции звезд.

Согласно современным представлениям, звезды возникают в результате гравитационного сжатия плотных газопылевых облаков с последующим разогревом и зажиганием в них термоядерных реакций. Однако детали этих процессов, а также то, какие условия приводят к рождению того или иного конкретного типа звезд, пока окончательно не выяснены. Наблюдаются как очень старые звезды с возрастом более 12.109 лет, так и очень молодые, кроме того, процесс звездообразования продолжается и в наше время и, в принципе, можно наблюдать протозвезды на очень ранних стадиях их эволюции в состоянии сжимающегося холодного облака.

Подобные наблюдения обычно затруднены тем обстоятельством, что входящая в состав протозвезд пыль экранирует свет и не позволяет изучить внутренние области протозвезды.

Рассмотрим теперь механизм зарождения и развития звезд, а также в связи с этим классификацию звезд и методы их наблюдения. Согласно гамовской модели БВ все элементы Вселенной образовались в результате термоядерных реакций [9].

При конденсации звезды из облака межзвездных газа и пыли высвобождается гравитационная потенциальная энергия. Часть этой энергии расходуется на излучение, а остальная часть преобразуется в кинетическую энергию конденсирующих атомов, и, таким образом, повышается температура звезды.

При температурах Т ~ 107 К и плотности ~ 100 г/см3 начинаются термоядерные реакции, которые могут идти в зависимости от первоначального состава межзвездной пыли и, следовательно, звезд по двум схемам или цепочкам. Большинство звезд состоит в основном из водорода (60-90% по массе), гелия (10-40%) и тяжелых элементов (0,1-3%). Звезды, в состав которых входят кроме водорода и гелия тяжелые элементы, выброшенные при вспышках так называемых новых или взрывах сверхновых звезд, называются звездами населения I.

Новыми звезды называются потому, что в древности предполагалось, что это действительно новые звезды и до взрыва их нельзя было видеть. На самом деле в некоторых звездах возникают неустойчивости, происходит извержение вещества в пространство и светимость ее резко увеличивается.

Частота извержений изменяется от нескольких месяцев до лет. У остальных звезд извержения бывают примерно раз в 1000 лет. Сверхновые звезды фактически связаны со взрывом массивной звезды, что бывает один раз в несколько столетий. За 10 последних веков обнаружено 7 сверхновых звезд. Интенсивность излучения сверхновых звезд в 104 раз больше, чем у новых.

Наше Солнце с 74% Н, 24% Не и 2% тяжелых элементов есть обычная звезда населения I. Звезды населения II образовались из первичного водорода и гелия и в основном содержат гораздо меньше остаточного материала других звезд. Они содержат много водорода, мало гелия и очень мало тяжелых элементов.

В первой термоядерной реакции, происходящей при конденсации из межзвездной пыли, участвует лишь водород. При достижении указанных температур и плотностей газа происходит реакция слияния (присоединения) двух протонов в результате слабых взаимодействий:

Рассмотрим теперь процесс эволюции звезд [11]. Итак, звезды конденсируются из межзвездной пыли, возникают термоядерные реакции, звезды разогреваются, сжигают свое ядерное горючее и гибнут, взрываясь в виде сверхновых, или просто угасают, превращаясь в куски ядерного пепла. О взаимоотношениях гравитационного и радиационного давлений мы уже говорили. Если эти давления уравновешиваются, то звезда стабилизируется и приобретает характерные для нее размеры и светимость.

Астрономы установили, что для того, чтобы проследить за эволюцией звезд, достаточно знать две величины, которые сравнительно легко измерить: собственную светимость и цвет, характеризующий температуру поверхности. Поэтому можно построить в этих координатах зависимость светимости от цвета, и поскольку каждая звезда в любой период жизни имеет определенную светимость и определенный цвет, то она будет точкой на этой диаграмме. Так как звезды разные по времени своего развития, то можно сказать, что в течение жизни звезды точка, ее представляющая, движется по этой диаграмме, описывая некую кривую. Таким образом, можно проследить процесс жизни и угасания звезды.

Если же говорить о конкретной динамике поведения звезды, то она зависит только от двух факторов: массы вещества, из которого она конденсировалась, и состава этого вещества. В начальный период жизни звезды играет роль только ее масса. Если сравнивать динамику звезд, химический состав которых подобен составу Солнца, т.е. звезд населения I, то окажется, что на протяжении большей части своей истории эти звезды занимают положения вблизи так называемой главной последовательности [25].

^ 2. Происхождение звезд.

Сейчас установлено, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст, от величины порядка 1010 лет (шаровые звездные скопления) до 106 лет для самых молодых (рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации) [22].

Многие исследователи предполагают, что звезды образуются из диффузной межзвездной среды. В пользу этого говорит положение молодых звезд в пространстве – они сконцентрированы в спиральных ветвях галактик, там же, где и межзвездная газопылевая материя. Диффузная среда удерживается в спиральных ветвях галактическим магнитным полем. Звезды этим слабым полем удерживаться не могут. Поэтому более старые звезды меньше связаны со спиралями. Молодые звезды образуют часто комплексы, такие, как комплекс Ориона, в который входит несколько тысяч молодых звезд. В комплексах наряду со звездами содержится большое количество газа и пыли. Газ в этих комплексах быстро расширяется, а это значит, что раньше он представлял собой более плотную массу.

Сам процесс формирования звезд из диффузной среды остается пока не вполне ясным. Если в некотором объеме, заполненном газом и пылью, масса диффузной материи по каким-то причинам превзойдет определенную критическую величину, то материя в этом объеме начнет сжиматься под действием сил тяготения. Это явление называется гравитационной конденсацией. Величина критической массы зависит от плотности, температуры и среднего молекулярного веса [1].

Расчеты показывают, что необходимые условия могут создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузной материи становится достаточно большой. Такие условия могут возникать в результате случайных флуктуаций, однако не исключено, что увеличение плотности может происходить и в результате некоторых регулярных процессов. Наиболее плотными областями диффузной материи являются, по-видимому, глобулы и "слоновые хоботы" – темные компактные, непрозрачные образования, наблюдаемые на фоне светлых туманностей. Глобулы имеют вид круглых пятнышек, "слоновые хоботы" – узких полосок, которые вклиниваются в светлую материю. Глобулы и "слоновые хоботы" являются наиболее вероятными предками звезд, хотя прямыми доказательствами этого мы не располагаем.

В качестве косвенного подтверждения могут рассматриваться кометообразные туманности. Эти туманности выглядят подобно конусу кометного хвоста. В голове такой туманности обычно находится звезда типа Т Тельца – молодая сжимающаяся звезда. Возникает мысль, что звезда образовалась внутри туманности. В то же время сама туманность напоминает по форме и расположению "слоновые хоботы" [1].

Очень многое в процессе звездообразования остается не ясным. Не все исследователи соглашаются, например, с тем, что звезды образуются из диффузной межзвездной материи. Советский астроном акад. В.А. Амбарцумян считает, что звезды образуются в результате расширения плотных тел неизвестной природы, которые непосредственно не наблюдаются.

Итак, пусть по каким-то причинам облако межзвездной материи достигло критической массы и начался процесс гравитационной конденсации. Пылевые частицы и газовые молекулы падают к центру облака, потенциальная энергия гравитации переходит в кинетическую, а кинетическая энергия в результате столкновений – в тепло. Облако нагревается и вследствие увеличения температуры возрастает его излучение. Оно превращается в протозвезду (звезда в начальной стадии развития). Судя по тому, что молодые звезды наблюдаются группами, можно думать, что в начале процесса гравитационной конденсации облако межзвездной материи разбивается на несколько частей и одновременно образуется несколько протозвезд.

Полный поток энергии, излучаемой протозвездой, определяется, как можно показать, обычным законом масса – светимость, но размеры протозвезды значительно больше.

Поэтому температура ее поверхности много меньше, чем у обычной звезды такой же массы, и на диаграмме спектр – светимость протозвезды должны располагаться справа от главной последовательности. По мере сжатия протозвезды температура ее увеличивается, и она перемещается по диаграмме Герцшпрунга - Рессела сначала вниз, потом влево, почти параллельно оси абсцисс. Когда температура в недрах звезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции [5].

Сначала "выгорает" дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда температура повышается еще больше, начинают действовать протон-протонные реакции (для звезд с массой, меньшей 1,5 MЅ) или углеродно-азотный цикл (для звезд с большей массой). Эти реакции могут поддерживаться длительное время, сжатие прекращается и протозвезда

превращается в обычную звезду главной последовательности. Давление внутри звезды уравновешивает притяжение, и она оказывается в устойчивом состоянии.

Время гравитационного сжатия сравнительно невелико. Оно зависит от массы протозвезды. Чем больше масса, тем быстрее протекает процесс гравитационной конденсации. Протозвезды, имеющие такую же массу, как Солнце, сжимаются за 108 лет [13]. Так как сжатие происходит быстро, наблюдать звезды в этой первой наиболее ранней стадии эволюции трудно.

Предполагается, что в этой стадии находятся неправильные переменные звезды типа Т Тельца. Известно несколько рассеянных звездных скоплений, состоящих из звезд классов О и В и переменных типа Т Тельца [3].

^ 3. Эволюция звезд.

Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газопылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд [10].

В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.

Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из межзвездной газопылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд (так называемых «ассоциаций») в спиральных ветвях Галактики. Согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ, концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике.

Более того, из детальных «радиоизображений» некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали, что находит естественное объяснение, на деталях которого мы здесь останавливаться не можем [20].

Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии «зоны HII», т. е. облака ионизованного межзвездного газа (причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд – объектов заведомо молодых.

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В самом деле, откуда, например, берется огромное количество энергии, необходимой для поддержания излучения Солнца примерно на наблюдаемом уровне в течение нескольких миллиардов лет? Ежесекундно Солнце излучает 4 • 1033 эрг, а за 3 млрд. лет оно излучило 4 • 1050 эрг. Несомненно, что возраст Солнца около 5 млрд. лет. Это следует хотя бы из современных оценок возраста Земли различными радиоактивными методами. Вряд ли Солнце «моложе» Земли [4].

В прошлом веке и в начале этого века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его поверхность метеорных тел, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца.

Освобождающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях, перейти в излучение. Этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени.

Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов Кельвинов).

В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно «просачивается» сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник.

Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратился в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 1052 эрг. Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце «израсходовало» не свыше 10% своего первоначального запаса водорода.

Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газопылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар.

Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься.

Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты.

При сжатии протозвезды температура ее повышается и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы его поверхности будет незначительным.

Коль скоро поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (закон Стефана – Больцмана), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка, между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой.

Поэтому такие звезды попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс.

В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для того, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.

Чтобы пройти эту самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше – несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой стадии, по-видимому, наблюдаются (например, очень интересные звезды типа T Тельца, обычно погруженные в темные туманности).

Мы можем теперь представить следующую картину: из облака межзвездной среды, путем его конденсации, образуется несколько сгустков разной массы, эволюционирующих в протозвезды. Скорость эволюции различна: для более массивных сгустков она будет больше (см. табл. 1).

Поэтому раньше всего превратится в горячую звезду наиболее массивной сгусток, между тем как остальные будут более или менее долго задерживаться на стадии протозвезды.

Излучение звезды поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях.

Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность и она довольно быстро расходует запасы своего водородного «горючего».

Ниже приводится табл. 1, дающая вычисленную продолжительность гравитационного сжатия и пребывания на главной последовательности для звезд разных спектральных классов. В этой же таблице приведены значения масс, радиусов и светимостей звезд в солнечных единицах [1].

Таблица 1

Спектральный класс

Масса

Радиус

Светимость

Время, лет

гравитационного сжатия

пребывания на главной

последовательности

B0

17,0

9,0

30000

1,2 • 105

8 • 106

B5

6,3

4,2

1000

1,1 • 106

8 • 107

A0

3,2

2,8

100

4,1 • 106

4 • 108

A5

1,9

1,5

12

2,2 • 107

2 • 109

F0

1,5

1,25

4,8

4,2 • 107

4 • 109

F5

1,3

1,24

2,7

5,6 • 107

6 • 109

G0

1,02

1,02

1,2

9,4 • 107

11 • 109

G2

(Солнце)

1,00

1,00

1,0

1,1 • 108

13 • 109

G5

0,91

0,92

0,72

1,1 • 108

17 • 109

K0

0,74

0,74

0,32

2,3 • 108

28 • 109

K5

0,54

0,54

0,10

6,0 • 108

70 • 109

 Из таблицы следует, что время пребывания на главной последовательности звезд, более «поздних», чем K0, значительно больше возраста Галактики, который по существующим оценкам близок к 15 – 20 млрд. лет.

«Выгорание» водорода (т. е. превращение его в гелий при термоядерных реакциях) происходит только в центральных областях звезды. Это объясняется тем, что звездное вещество перемешивается лишь в центральных областях звезды, где идут ядерные реакции, в то время как наружные слои сохраняют относительное содержание водорода неизменным.

Так как количество водорода в центральных областях звезды ограниченно, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он там практически весь «выгорит». Расчеты показывают, что масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом звезда медленно перемещается. Этот процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд [1].

Что же произойдет со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее ядре «выгорит»? Так как выделение энергии в центральных областях звезды прекращается, температура и давление не могут поддерживаться на уровне, необходимом для противодействия силе тяготения, сжимающей звезду. Ядро звезды начнет сжиматься, а температура его будет повышаться. Образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия (в который превратился водород) с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в таком состоянии носит название «вырожденного».

В этой плотной горячей области ядерные реакции происходить не будут, но они будут довольно интенсивно протекать на периферии ядра, в сравнительно тонком слое. Вычисления показывают, что светимость звезды и ее размеры начнут расти. Звезда как бы «разбухает», и начнет «сходить» с главной последовательности, переходя в области красных гигантов. Далее, оказывается, что звезды-гиганты с меньшим содержанием тяжелых элементов будут иметь при одинаковых размерах более высокую светимость.

При переходе звезды в стадию красного гиганта скорость ее эволюции значительно увеличивается. Скорость эволюции звезд определяется их первоначальной массой. Так как по ряду признаков со времени образования нашей звездной системы – Галактики – прошло около 15–20 млрд. лет, то за это конечное (хотя и огромное) время весь описанный эволюционный путь прошли только те звезды, массы которых превышают некоторую величину. По-видимому, эта «критическая» масса всего лишь на 10-12% превышает массу Солнца.

С другой стороны, процесс образования звезд из межзвездной газопылевой среды происходил в нашей Галактике непрерывно. Он происходит и сейчас. Именно поэтому, мы наблюдаем горячие массивные звезды в верхней левой части главной последовательности. Но даже звезды, образовавшиеся в самом начале формирования Галактики, если масса их меньше чем 1,2 солнечной, еще не успели сойти с главной последовательности [16].

Заметим, кстати, что темп звездообразования в настоящее время значительно ниже, чем много миллиардов лет назад. Солнце образовалось около 5 млрд. лет назад, когда Галактика уже давно сформировалась и в основных чертах была сходна с «современной». Вот уже по крайней мере 4,5 млрд. лет оно «сидит» на главной последовательности, устойчиво излучая благодаря ядерным реакциям превращения водорода в гелий, протекающим в его центральных областях. Сколько еще времени это будет продолжаться? Расчеты показывают, что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд. лет. При этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус – в десятки.

Эта стадия эволюции нашего светила займет несколько сот миллионов лет. Наконец, тем или иным способом разбухшее Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белый карлик. Вообще говоря, нам, конечно, небезразлична судьба Солнца, так как с нею тесно связано развитие жизни на Земле.

Заключение

Итак, мы можем сделать следующие выводы, что все звезды рождены в плазме ядер галактик и выведены ими на первоначальную орбиту в виде быстровращающейся вокруг своей оси плотной слоистой нейтронной сферы, имеющей в ядре температуру близкую к абсолютному нулю. Вращаясь по спирали вокруг ядра галактики звезды от него удаляются, т.е. звездные системы расширяющиеся. Звезды рожденные первыми в настоящее время находятся на периферии галактики, молодые – вблизи ее центра [25].

Источником энергии звезд является реакция распада нейтрона на протон и электрон с выделением энергии 1 Мэв. Реакция осуществляется послойно, вследствие чего все звезды пульсируют и обладают способностью к инверсии магнитного поля.

За время удаления звезд от центра галактики до ее периферии они проходят эволюционный ряд: нейтронные звезды (пульсар) – белый карлик – голубые звезды и далее по всему спектру вплоть до красных звезд. На стадии пульсара периоды инверсий магнитных полей и энергетических пульсаций измеряются долями секунды, на стадии белого карлика – минутами, на стадии голубых цефеид – часами и сутками, на стадии желтых звезд – годами.

У солнца полный цикл его активности равен 22 годам. Еще более длинные периоды пульсаций должны иметь красные звезды. В этом же направлении происходит и замедление вращения звезд вокруг своей оси. От очень быстрого у молодых пульсаров, до очень медленного у старых красных звезд.

Здесь уместно сказать, что по последним данным, полученным по наблюдениям за сейсмическими волнами в хромосфере солнца, солнце имеет твердое ядро и, следовательно, в ядре солнца не могут происходить термоядерные реакции и не могут существовать температуры в миллионы градусов [9].

Смерть звезды – это ее угасание и остывание. Остывшие звезды составляют темную не светящуюся массу расположенную вокруг галактик. Звезды темной массы, по-видимому, уже вышли из сферы гравитационного подчинения ядер галактик, вследствие чего темная масса сама стала новым гравитационным иерархом. Именно поэтому распределение орбитальных скоростей звезд в галактиках более сложное, чем у планет Солнечной системы. Но в целом движение звезд по орбитам подчиняется закону тяготения Ньютона и законам Кеплера.

Зрелые звезды (голубые – желтые спектральные классы) способны рождать планеты. Новорожденные планеты должны обладать плазменной атмосферой и твердым плотным ядром с отрицательной температурой, т.е. они должны выглядеть как звезды. Наблюдаемые двойные системы звезд, когда вокруг массивной звезды вращается звезда незначительной массы, не что иное, как планетная система.

Продолжительность жизни звезд от рождения, до попадания их в темную массу, иными словами на кладбище звезд, составляет около 20 млрд. лет.

Список использованной литературы:

Агекян Т.А. Звезды, галактики, мегагалактики. – М., Наука, 1981.

Бунге. Философия физики.– М., Мир, 1975.

Вселенная, астрономия, философия. – М., МГУ, 1988.

Гинзбург В.Л. О физике и астрофизике. – М., Знание, 1980.

Кэри У. В поисках закономерностей развития Земли и Вселенной. – М., Мир. 1991.

Левитан Е.П. Эволюционирующая Вселенная. – М., 1993.

Мэрион Дж. Б. Физика и физический мир. – М., Мир, 1975.

Нарликар Дж. От черных облаков к черным дырам. – М., Энергоиздат, 1989.

Непомилуев В.Ф. Новая гипотеза происхождения и эволюции Вселенной, Солнечной системы, Земли. Ротапринт ВНИИ Океангелогия. – СПб., 2000.

Новиков И.Д. Как взорвалась Вселенная. – М., Наука, 1988.

Новиков И.Д. Эволюция вселенной. – М., Наука, 1990.

Планк М. Единство физической картины Мира. – М., Наука, 1966.

Прошлое и будущее Вселенной. – М., Наука, 1986.

Редже Т. Этюды о Вселенной. – М., Мир, 1985.

Ровинский Р.Е. Развивающаяся Вселенная. – М., 1996.

Ровкин В.И. Естествознание для гуманитарев. – Омск, 1993 ч.1, 1995 ч.2.

Розенталь И.Л. Проблемы начала и конца Метагалактики. – М., Наука, 1985.

Рябов Ю.А. Движение небесных тел. – М., Наука, 1988.

Семенов Л. Вселенная по Кандинскому, знание-сила, 1995, № 10.

Силк Дж. Большой взрыв. Рождение и эволюция Вселенной. – М., Мир, 1982.

Френкель В.А., Чернин А.Д. От альфа-распада до Большого Взрыва. – М., Знание, 1990.

Хеллер А.М., Чернин А.Д. У истоков космологии. – М., Знание, 1991.

Ходж П. Галактики. – М., Наука, 1992.

Хокинг С. От большого взрыва до черных дыр (краткая история времени). – М., Мир, 1990.

Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. – М., 1987.

Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь, смерть. – М., 1984.

Эткин П. Порядок и беспорядок в природе. – М., Мир, 1987.

www.ronl.ru

Реферат Естествознание Эволюция звезд