Читать реферат по концепции современного естествознания: "Эволюция звезд.". Реферат на тему звезды по естествознанию
Реферат - По дисциплине «Концепции современного естествознания» Тема «Сценарии эволюции звезды»
НОУ ВПО «САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ИНСТИТУТ ВНЕШНЕЭКОНОМИЧЕСКИХ СВЯЗЕЙ, ЭКОМИКИ И ПРАВА»
ФИЛИАЛ НОУ ВПО «САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ИНСТИТУТ ВНЕШНЕЭКОНОМИЧЕСКИХ СВЯЗЕЙ, ЭКОМИКИ И ПРАВА» В Г. ПЕРМИ
Юридический факультет
Заочное отделение
Кафедра юридических дисциплин
Направление 030500 «Юриспруденция»
Реферат
По дисциплине «Концепции современного естествознания»
Тема «Сценарии эволюции звезды»
Студентки 1 курса
Бастриковой Нины Андреевны
2980-10
(№ зачетной книжки)
Преподаватель
Тютюнников А. А.
К.ф.н., доцент
Пермь 2011 г.
СОДЕРЖАНИЕ
ВВЕДЕНИЕ………………………………………………………………………..3
РАЗДЕЛ 1. ОСНОВНЫЕ ПОНЯТИЯ ЗВЕЗДНОЙ ЭВОЛЮЦИИ …………….4
РАЗДЕЛ 2. ЭТАПЫ ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД …………………………..………….5
2.1 РОЖДЕНИЕ ЗВЕЗД ………………………………………………...
2.2 МОЛОДЫЕ ЗВЕЗДЫ
2.3 СЕРЕДИНА ЖИЗНЕННОГО ЦИКЛА ЗВЕЗДЫ
2.4 ЗРЕЛОСТЬ
2.5 ПОЗДНИЕ ГОДЫ И ГИБЕЛЬ ЗВЕЗД
ЗАКЛЮЧЕНИЕ………………………………………………………………………
СПИСОК ИСПОЛЬЗУЕМОЙ ЛИТЕРАТУРЫ………………………………….
ПРИЛОЖЕНИЯ……………………………………………………………………
ВВЕДЕНИЕ
В темное время суток мы видим на небе бесчисленное количество звезд. Даже невооруженным глазом видно, что они отличаются друг от друга размерами и яркостью. Ученые не могут изучать звезды непосредственно. Единственным методом познания даже для современных ученых остается наблюдение. В настоящее время на помощь приходят достижения науки и техники, мощные телескопы и компьютеры для сложнейших расчетов и построения моделей. Эволюция звезд является одной из основных тем в астрономии. Изменения в звездах протекают слишком медленно для жизни человека и даже для всего человечества, поэтому звездную эволюцию невозможно изучать на примере одной звезды. Ученые изучают множество звезд, находящихся на разных этапах жизненного цикла. Несмотря на то, что наблюдения за звездами проводили еще античные ученые, тема является актуальной до сих пор, т.к. многие вопросы остаются нерешенными и на сегодняшний день. В любом учебнике по астрономии есть соответствующие разделы. Звездную эволюцию изучают и отечественные и зарубежные ученые, теме посвящаются научные работы, статьи и публикации в газетах и журналах, выпускаются книги, много информации в интернете. Первый раздел работы теоретический. В нем рассматриваются понятия и основные вопросы эволюции звезд. Второй раздел разбит на подразделы соответственно этапам жизни звезд.
РАЗДЕЛ 1. ОСНОВНЫЕ ПОНЯТИЕ ЗВЕЗДНОЙ ЭВОЛЮЦИИ
Ученые насчитывают в нашей галактике около 100 млрд. звезд, при этом всего наблюдаемых галактик примерно 10 млрд.
По существу, звезды – это газовые шары, вещество которых удерживается вместе гравитационными силами притяжения. Звездный газ в основном состоит из водорода (70...75%) и гелия, а также содержит следы более тяжелых элементов (неон, углерод, кислород). [2]
Звездной эволюцией в астрономии называют последовательность изменений в течении жизни звезды пока она излучает свет и тепло.
Звезды образуются из холодного облака межзвездного газа. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла. [6] Главным вопросом в теме эволюции звезд был вопрос об источнике их энергии. 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). [3] Когда в ядре звезды весь водород выгорает, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии. Звезда превращается в красный гигант. Со временем гелий накапливается в ядре, и, когда его масса становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься. В случае, когда звезда довольно массивна, может продолжиться термоядерное превращение гелия в более тяжелые элементы.
Таким образом основными движущими силами звездной эволюции являются термоядерный синтез, который изменяет вещественный состав звезды, гравитация, стремящаяся сжать звезду, что тоже сопровождается выделением энергии, а также излучение с поверхности, уносящее выделяемую энергию.
РАЗДЕЛ 2. ЭТАПЫ ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД
2.1 РОЖДЕНИЕ ЗВЕЗД
Ранний этап эволюции звезд связан с процессом их конденсации из межзвездной среды. Протозвезды, непрерывно сжимаясь под действием силы тяжести, становятся все более компактными объектами. [4] Наступает гравитационный коллапс. Поскольку давление и плотность нарастают к центру, коллапс центральной части происходит быстрее, чем на периферии. В конце концов, градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать вещества. Торможение происходит на поверхности ядра. В конце концов масса вещества исчерпается. Этим заканчивается фаза протозвезды и начинается фаза молодой звезды.
2.2 МОЛОДЫЕ ЗВЕЗДЫ
Дальнейший путь развития звезды почти полностью зависит от ее массы.
Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца) полностью конвективные. По сути, это еще протозвезды. Ядерные реакции в их центре еще только начинаются, и всё излучение происходит в основном из-за гравитационного сжатия. Затем сжатие замедляется. У звезд с массой больше, чем 0,8 масс Солнца, ядро становится прозрачным для излучения, и возобладает лучистый перенос энергии в ядре, а наверху оболочка остаётся конвективной. Эволюция звезд меньшей массы превышает возраст галактики, вот почему они мало изучены. У звезд с массой меньше 0,08 масс Солнца выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций никогда не хватит, чтобы покрыть расходы на излучение. Они постоянно сжимаются, пока давление вырожденного газа не остановит его, а затем остывают. Их называют коричневыми или бурыми карликами.
Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) эволюционируют также, но в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.
Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс пропускают все промежуточные стадии. Ядерные реакции в ядре компенсирую потери на излучение. У данных звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают коллапсирование оставшихся внешних областей, но толкает их обратно. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака.
2.3 СЕРЕДИНА ЖИЗНЕННОГО ЦИКЛА ЗВЕЗДЫ
Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, а массивные сверхгиганты всего лишь несколько миллионов. Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она уходит с главной последовательности.
2.4 ЗРЕЛОСТЬ
Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций. Внешние слои начинают сжиматься к ядру. Температура и давление повышаются и начинаются термоядерные реакции с участием гелия. Размер звезды увеличивается примерно в 100 раз, и звезда становится красным гигантом.
По такому сценарию будет развиваться и наше Солнце. Примерно через 10 млрд. лет его радиус начнет быстро увеличиваться, возрастет и светимость. Все планеты земной группы окажутся внутри Солнца, и условия существования не только жизни на Земле, но и самой Земли станут критическими. [5]
2.5 ПОЗДНИЕ ГОДЫ И ГИБЕЛЬ ЗВЕЗД
Дальнейшая эволюция также зависит от массы звезды.
Возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в звездах с малой массой. Современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах. Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных участках, что вызывает нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше чем коричневый карлик. У звезд с массой меньше 0,5 солнечной оболочка недостаточно массивна, чтобы преодолеть давление, производимое ядром, поэтому они не в состоянии преобразовывать гелий. К таким звёздам относятся красные карлики. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.
Когда звезда средней величины достигает фазы красного гиганта, ее внешние слои продолжают расширяться, а ядро сжиматься начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Периоды нестабильности сопровождаются изменениями размеров, температуры поверхности и выпусками энергии. Выбрасываемый газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды. Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточно кинетической энергии, чтобы быть выброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся ядро звезды, которое, остывая, превращается в гелиевый белый карлик.
После гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.
Если звезда имела сверхкрупные размеры, то в конце ее эволюции частицы и лучи, едва покинув поверхность, тут же попадают обратно из-за сил гравитации, т.е. образуется «черная дыра», переходящая затем в «белую дыру» [1]
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Как и все в природе звезды находятся в состоянии непрерывного изменения, они эволюционируют и этот процесс необратим. В течении жизни звезды меняются ее внешние и внутренние характеристики. В недрах звезд происходят мощные термоядерные процессы, обеспечивающие выделение огромного количества энергии. Вопрос об источнике энергии звезд был решен к середине XX века, но остается еще много неизученного. Не все конечные этапы жизни звезд могут быть описаны классической физикой. Существование черных дыр было предсказано общей теорией относительности, но в настоящий момент существуют только косвенные доказательства. Остаются открытыми еще множество вопросов: возможен ли коллапс звезды непосредственно в чёрную дыру, минуя сверхновую? Существуют ли сверхновые, которые впоследствии станут чёрными дырами? Каково точное влияние изначальной массы звезды на формирование объектов в конце её жизненного цикла? Ответить на эти и многие другие вопросы — основная задача теории звездной эволюции.
СПИСОК ИСПОЛЬЗУЕМОЙ ЛИТЕРАТУРЫ
1. Горелов А.А. Концепции современного естествознания: учеб. пособие / А.А. Горелов. – М.: Высшее образование, 2006. – 335 с./5/
2. Туллио Редже. Этюды о Вселенной / Перевод с итальянского канд. физ.-мат. наук Дж.Б. Понтекорво; под редакцией акад. АН СССР Б.М. Понтекорво. – М.: «Мир», 1985/3/
3. Шкловский И. С. Вселенная. Жизнь. Разум / Под ред. Н. С. Кардашева и В. И. Мороза. — 6-е изд., доп. — М.: Наука, 1987. — 320 с. /1/
4. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть / И.С. Шкловский. — 3-е изд., перераб. — М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984, 384 с./2/
5. Боярчук А.А. Эволюция звезд / А.А. Боярчук, А.В Тутуков, Б.М. Шустов // Вестник Российской академии наук, 1998. – т. 68. — № 11. – С 1007-1022/6/
6. Строение и эволюция вселенной [Электронный ресурс] / Институт физики им. Киренского СО РАН. – Электрон. Дан. — Режим доступа www.kirensky.ru/master/pconcept/mcpr10.htm/4/
.
.
www.ronl.ru
Реферат Естествознание Звезды и их судьба
Министерство образования РФ Уральский государственный технический университет - УПИ Кафедра физики. РЕФЕРАТ Тема работы: «Звезды и их судьба» Руководитель: Лобанов В. В. Студентка: Климова Ю. В. Группа: ФГО-145 Екатеринбург 2001 г. Содержание. Введение...........................3 Краткая история изучения звезд..................4 Классификация, характеристики звезд................6 Внутреннее строение звезд.....................10 Происхождение и эволюция звезд................12 Список литературы......................18 Введение. С древних времен люди видели на небе звезды, и хотели понять, что они из себя представляют. Объяснить природу звезд пытались с древних времен, однако понять, что такое звезда смогли только в XX в., но и сейчас есть немало загадок. Звезды - это одна из основных форм вещества во Вселенной. В них сосредоточена большая часть вещества во вселенной. В основном звезды расположены в галактиках, вне галактик звезды редки. Многие небесные “туманности”, если смотреть на них в телескоп, также оказываются группами звёзд. Таков, например, Млечный путь - наша Галактика, включающая сотни миллиардов звёзд. До недавнего времени считалось, что в звёздах сосредоточено почти всё вещество Вселенной. В Солнечной системе, например, масса центральной звезды, Солнца, намного превосходит суммарную массу всехдругих тел: планет, астероидов, комет, пылинок, льдинок. В середине 20-го века казалось, что мы понимаем строение Вселенной: множество Галактик, состоящих из звёзд, с планетными системами вокруг некоторых из них, и всей этой иерархией правит сила всемирного тяготения, или гравитация. Даже считавшиеся редкими двойные звёзды, планеты, газовые и пылевые облака должны подчиняться этой великой силе. Но изучая распределение и движение звёзд в окрестностях Солнечной системы и во всей Галактике, учёные открывали один неожиданный факт за другим. В Солнечной системе действует правило: чем ближе планета к Солнцу, тем быстрее она вращается вокруг него. То же самое правило должно действовать в Галактике: звёзды близкие к центру Галактики должны вращаться вокруг него гораздо быстрее звёзд, находящихся на периферии. Однако, на самом краю Галактики звёзды движутся также быстро, как близкие к центру. Это не соответствует законам Кеплера, механики Ньютона и, в конечном счёте, закону всемирного тяготения. Чем пристальнее учёные следили за движением звёзд, тем более странным оно выглядело. Группы звёзд, которые должны разлетаться в разные стороны, как выяснилось, держатся вместе миллиарды лет. Некоторые звёзды меняли направление своего движения в космосе без видимых причин, словно куклы-марионетки. Казалось, звёзды перестали подчиняться силе тяготения. Кто-то невидимый оказался настоящим хозяином Вселенной. Как будто у звёзд, источников света, появились тени. Прояснялась одна удивительная истина: свет и масса не обязательно сопутствуют друг другу, во Вселенной много и ярких объектов малой массы, и слабо светящих массивных тел. Краткая история изучения звёзд. Изучение звезд было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время звезды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что звезды - это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (немецкий астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная звезда а в 1650 (италийский учёный Дж. Риччоли) - первая двойная. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх звезд. В середине и во 2-й половине 18 в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в которую входит Солнце. В 1835-39 русский астроном В. Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких звезд. В 60-х гг. 19 в. для их изучения применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Русский астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о звездах. В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлениях об этих космических объектах. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения звезд (наиболее важные результаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А. Жевакиным). В середине 20 в. исследования приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах звезд (советские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голландский учёный Я. Оорт, советские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.). Классификация, характеристики звезд. В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и даже эволюции. Как это ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы. В какой-то степени это понятно: астрономы наблюдают огромное множество звезд, находящихся на различных стадиях эволюции, в то время как непосредственно наблюдать другие планетные системы мы пока не можем. Мы упомянули о «характеристиках» звезд. Под этим понимаются такие их основные свойства, как масса, полное количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени (эта величина называется «светимостью» и обычно обозначается буквой L), радиус и температура поверхностных слоев. Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым «показателем цвета», равным разности фотографической и визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СН, Н2О и др.). По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, появляются линии ионизованных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К - линии ионизованного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой частей спектра. Заметим, что такой вид имеет спектр нашего Солнца. Последовательность спектров звезд, получающихся при непрерывном изменении температуры их поверхностных слоев, обозначается следующими буквами: О, В, A, F, G, К, М, от самых горячих к очень холодным. Каждая такая буква описывает спектральный класс. Спектры звезд настолько чувствительны к изменению температуры их поверхностных слоев, что оказалось целесообразным ввести в пределах каждого класса 10 подклассов. Например, если говорят, что звезда имеет спектр В9, то это означает, что он ближе к спектру А2, чем, например, к спектру В1. Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца. Последняя равна 3,8*1026 Вт . По своей светимости звезды различаются в очень широких пределах. Есть звезды (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Огромное большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая абсолютная величина звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10пс, то ее величина будет называться «абсолютной». Поясним это примером. Если видимая (относительная) звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна -26.8, то на расстоянии 10пс (которое приблизительно в 2 млн. раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около +5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например +10, +12 и т.д. Важной характеристикой звезды является ее масса. В отличие от светимости массы звезд меняются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. Масса Солнца равна 1,989*1030 кг, что превышает массу Земли в 330 раз. Еще одна существенная характеристика звезды - ее радиус. Радиусы звезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие земной шар (так называемые «Белые карлики»), есть огромные «пузыри», внутри которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Мы не случайно назвали такие гигантские звезды «пузырями». Из того факта, что по своим массам звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что при очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя плотность солнечного вещества равна 1410 кг/м3, то у таких «пузырей» он может быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же время белые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков и даже сотен миллионов килограммов на кубический метр. Большое значение имеет исследование химического состава звезд путем тщательного анализа их спектров. При этом необходимо учитывать температуру и давление в поверхностных слоях звезд, которые также получают из спектров. Вообще спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях, господствующих в звездных атмосферах. По химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы. Остальные элементы присутствуют в виде сравнительно незначительных «загрязнений». Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода, 0.3 атома железа. Относительное содержание других элементов еще меньше. Хотя по числу атомов так называемые «тяжелые элементы» (т.е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего они в значительной степени определяют характер эволюции звезд, так как непрозрачность звездных недр для излучения существенно зависит от содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, как оказывается, тоже зависит от ее непрозрачности. Спектроскопические исследования показали, что имеются удивительные различия в химическом составе звезд. Так, например, горячие массивные звезды, концентрирующиеся к галактической плоскости, сравнительно богаты тяжелыми элементами, между тем как у звезд, входящих в состав шаровых скоплений, относительное содержание тяжелых элементов в десятки раз меньше. Этот важный факт находит обоснование в современных теориях эволюции звезд и звездных систем. Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме звезд. Тем же спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. раз больше, чем магнитное поле Земли. Заметим, что в солнечных пятнах напряженность магнитных полей доходит до 3-4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние годы, играют значительную роль в физических процессах, происходящих в солнечной атмосфере. Имеются все основания полагать, что то же самое справедливо и для звездных атмосфер. Вращение звёзд. Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезда удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/сек и больше. Скорости вращения более холодных - значительно меньше (несколько км/сек). Уменьшение скорости вращения связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газо-пылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности звезд возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях космического тела. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции. Зависимости между звёздными параметрами. Массы звезд заключены в пределах от 0,04 до 100 масс Солнца, светимости от 5Ї10-4 до 105 светимостей Солнца, радиусы от 2Ї10-1 до 103 радиусов Солнца. Эти параметры связаны определёнными зависимостями. Наиболее важные из них выявляются на диаграммах "спектр - светимость" (Герцшпрунга - Ресселла диаграммах) или "эффективная температура - светимость", и др. Почти все звезды располагаются на таких диаграммах вдоль нескольких полос, и соответствующих различным последовательностям, или классам светимости. Большинство из них расположено на главной последовательности (V класс светимости). Левый её конец образуют звезды класса О с температурами 30 000- 50 000°, правый - красные звёзды-карлики класса М с температурами 3000-4000°. На диаграмме видна последовательность гигантов (III класс), в которую входят звезды высокой светимости (т. е. имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности ещё более ярких сверхгигантов Ia, Iв и II. (Принадлежность З. к числу карликов, гигантов и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед спектральным классом.) Внизу диаграммы расположены белые карлики (VII), размеры которых сравнимы с размерами Земли при плотности порядка 106 г/см3. Кроме этих основных последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и субкарлики (VI). Внутреннее строение звёзд. Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, их внутреннее строение изучается путём построения теоретических звёздных моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных звезд. В основе теории внутреннего строения обычных звезд лежит представление о них как о газовом шаре, находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в недрах, действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды - во всех её элементарных объёмах - практически не меняется со временем, т. е. что количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или др. источниками. Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения звезд существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе и о механизме переноса энергии. Основным механизмом переноса энергии в является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей звезды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами. Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства звезд. Однако в некоторых частях звезд, а в звездах с малой массой - почти во всём объёме, существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры. Конвективный перенос, если он действует, гораздо эффективнее лучистого, но конвекция возникает только там, где водород или гелий ионизованы частично: в этом случае энергия их рекомбинации поддерживает движение газовых масс. У Солнца зона конвекции занимает слой от поверхности до глубины, равной около 0,1 его радиуса: ниже этого слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных звезд полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объёма. Наоборот, у горячих водород и гелий полностью ионизованы, начиная почти от самой поверхности, поэтому у них нет внешней конвективной зоны. Однако они имеют конвективное ядро, где движения поддерживаются теплом, выделяющимся при ядерных реакциях. Звёзды-гиганты и сверхгиганты устроены иначе, чем звезды главной последовательности. Маленькое плотное ядро их (1% радиуса) содержит 20-30% массы, а остальная часть представляет собой протяжённую разреженную оболочку, простирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни солнечных радиусов. температуры ядер достигают 100 млн. градусов и более. Белые карлики по существу представляют собой те же ядра гигантов, но лишённые оболочки и остывшие до 8-10 тыс. градусов. Плотный газ ядер и белых карликов обладает особыми свойствами, отличными от свойств идеального газа. В нём энергия передаётся не излучением, а электронной теплопроводностью, как в металлах. Давление такого газа зависит не от температуры, а только от плотности, поэтому равновесие сохраняется даже при остывании звезды, не имеющей источников энергии. Химический состав вещества недр звезды. на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звёздных атмосфер, который определяется из спектроскопических наблюдений (диффузионное разделение может произойти лишь за время, значительно превосходящее время жизни звезд). С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннее строение меняется. Происхождение и эволюция звезд. Сейчас твердо 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). Мы будем подробно говорить об этом ниже. 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. 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 (рис. 243). 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". 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. Допустим, 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. 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 протонные реакции (для звезд с массой, меньшей 1,5 M¤) 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 звезд 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. 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. Такие звезды еще не пришли в состояние равновесия, и этим, вероятно, объясняется типичный для них неправильный характер изменения блеска. Эти звезды связаны с пылевыми туманностями, которые являются остатками первоначальных скоплений диффузной материи. Находясь на главной последовательности, звезды длительное время излучают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких-либо внешних изменений: радиус, светимость и масса остаются почти постоянными. Положение звезды на главной последовательности определяется ее массой. Ниже главной последовательности на диаграмме спектр - светимость проходит последовательность ярких субкарликов. Они отличаются от звезд главной последовательности химическим составом: содержание тяжелых элементов в субкарликах в несколько десятков раз меньше. Причина этого отличия, связанна с тем, что субкарлики являются звездами сферической составляющей. В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды, происходит постепенная переработка водорода в гелий, или, как говорят, "выгорание" водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций от температуры. Чем больше масса звезды, тем выше должна быть температура в ее недрах, чтобы газовое давление могло уравновесить вес вышележащих слоев. Поэтому ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время пребывания на главной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется энергия. Звезды В0 остаются на главной последовательности менее 107 лет, в то время как для Солнца и звезд более поздних спектральных классов период пребывания на главной последовательности превышает 1010 лет. Ядерные реакции идут только в центральной части звезды. В этой области (конвективное ядро звезды) вещество все время перемешивается. При выгорании водорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются. Расчеты показывают, что звезда при этом перемещается по диаграмме спектр - светимость вправо. Более массивные звезды перемещаются быстрее, и в результате верхний конец главной последовательности постепенно отклоняется вправо. Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра. Расчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции. Все, о чем говорилось выше, представляет собой результаты теоретических работ по внутреннему строению звезд. Эти результаты можно проверить, сопоставляя их с диаграммами спектр - светимость для звездных скоплений. Можно полагать, что звезды одного и того же скопления образовались совместно и имеют одинаковый возраст, иначе трудно было бы объяснить само существование скоплений. У шаровых и старых рассеянных скоплений хорошо представлена ветвь красных гигантов. Это означает, что большинство наблюдаемых звезд этих скоплений находится в третьей стадии эволюции. Ветвь красных гигантов для звезд рассеянных скоплений идет ниже, чем для звезд шаровых скоплений, а главная последовательность, наоборот, выше. Теоретически это можно объяснить более низким содержанием тяжелых элементов в звездах шаровых скоплений. И действительно, наблюдения показывают, что в звездах сферической подсистемы, к которой принадлежат шаровые скопления, относительное обилие тяжелых элементов меньше, чем в звездах плоской подсистемы. Таким образом, наблюдения удовлетворительно согласуются с теоретическими представлениями об эволюции звезд и подтверждают их. Тем самым получает наблюдательную проверку и теория внутреннего строения звезд, на которой эти представления основаны. Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в плотном ядре звезды в течение некоторого времени может идти реакция превращения гелия в углерод. Для этого температура в центральных частях звезды должна достигать 1.5 108 °K. Расчеты показывают, что такие звезды должны располагаться на диаграмме цвет - светимость слева от главной ветви красных гигантов. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции на его границе исчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного гиганта) приходит к концу. Протяженная оболочка гиганта при этом расширяется, ее наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и начинают отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. Наблюдения показывают, что у красных гигантов и сверхгигантов действительно иногда имеет место истечение вещества из атмосферы. В этом случае процесс происходит медленно. Однако при некоторых условиях, точно пока не выясненных, звезда может быстро выбросить существенную часть массы, и процесс будет иметь характер взрыва, катастрофы. Такого рода взрывы мы наблюдаем при вспышках сверхновых звезд. При медленном истечении вещества из красных гигантов, по-видимому, образуются планетарные туманности. Когда протяженная оболочка гиганта рассеется, остается только ее центральное ядро, полностью лишенное водорода. В случае звезд с массой, не превосходящей солнечную в 2-3 раза, вещество ядра находится в вырожденном состоянии, так же как и вещество белых карликов. Поэтому кажется очень вероятным, что белые карлики и являются четвертым и последним этапом эволюции таких звезд, следующим за стадией красного гиганта. И в самом деле, в старых звездных скоплениях имеется некоторое количество белых карликов, а в молодых они отсутствуют. В белых карликах, как мы знаем, ядерные реакции не идут. Белые карлики светят за счет запаса тепловой энергии, накопленной в прошлом, и постепенно остывают, превращаясь в ненаблюдаемых "черных" карликов. Белые карлики - это остывающие, умирающие звезды. Звезды, превосходящие Солнце по массе в несколько раз, уже не могут переходить в фазу белого карлика, потому что их гелиевые ядра не находятся в вырожденном состоянии. Предполагается, что в этом случае третий этап эволюции кончается образованием нейтронной звезды и взрывом сверхновой. Итак, мы имеем сейчас возможность проследить в общих чертах эволюцию звезд, от плотного облака газа и пыли к сжимающейся протозвезде, затем через обычную звезду главной последовательности к красному гиганту и, наконец, - к белому карлику. В этой картине еще много неясного, многое еще подлежит уточнению, однако в главных чертах она представляется достаточно обоснованной. Мы рассматривали выше, как меняется в процессе эволюции звезд их масса, радиус, светимость, температура, и ничего не упомянули о такой важной характеристике, как вращение. Известно, что звезды спектральных классов О, В, А вращаются очень быстро - экваториальная скорость вращения у них, как правило, превышает 100 км/сек. Скорости вращения звезд класса F в среднем меньше 100 км/сек, а звезды более холодные, чем F, вращаются настолько медленно, что доплеровское расширение линий слишком мало и скорость вращения нельзя измерить. Верхний предел скорости вращения звезд классов G, К, М, принадлежащих к главной последовательности, составляет несколько десятков км/сек, но на самом деле вращение может быть гораздо медленнее. Например, у Солнца, типичной звезды класса G, скорость вращения точек экватора составляет всего лишь около 2 км/сек. Из наблюдений диффузных туманностей следует, что отдельные сгустки вещества движутся в них друг относительно друга со скоростями порядка 1 км/сек. Поэтому первичная туманность, из которой образуется звезда всегда должна иметь некоторый начальный момент количества движения. Расчет показывает, что если бы этот момент количества движения сохранялся, то звезды не могли бы образоваться, так как туманность, сжимаясь, увеличивала бы скорость вращения и разорвалась бы задолго до этого. Очевидно, что момент количества движения должен каким-то образом удаляться из туманности. Конденсирующаяся туманность связана с окружающей менее плотной средой магнитным полем, и так как межзвездная материя "приклеена" к магнитным силовым линиям, то вращение конденсирующейся туманности передается окружающей среде и туманность теряет момент количества движения. Подробное рассмотрение этого процесса показывает, что передача момента количества движения прекращается, когда плотность протозвезды становится достаточно высокой, и окончательно сконденсировавшаяся звезда должна иметь экваториальную скорость в несколько сотен километров в секунду, независимо от ее массы. Для горячих звезд наблюдения дают как раз такую скорость вращения. У холодных же звезд скорость вращения гораздо меньше. Так, в Солнечной системе 98% момента количества движения принадлежит планетам и только 2% Солнцу. Солнце вращалось бы с экваториальной скоростью около 100 км/сек, если бы ему принадлежал весь момент количества движения Солнечной системы. Естественно возникает мысль, что медленное вращение холодных звезд может быть объяснено наличием у них планетных систем, аналогичных Солнечной системе. Если это так, то число планетных систем в Галактике очень велико. В заключение хочу привести таблицу, дающую вычисленную продолжительность гравитационного сжатия и пребывания на главной последовательности для звезд разных спектральных классов. | Спектральный класс | Масса | Радиус | Светимость | Время, лет | | грав. сжатия | пребывания на ГП | | 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 | 1,1*1010 | | G2 (Солнце) | 1,00 | 1,00 | 1,0 | 1,1*108 | 1,3*1010 | | G5 | 0,91 | 0,92 | 0,72 | 1,1*108 | 1,7*1010 | | K0 | 0,74 | 0,74 | 0,32 | 2,3*108 | 2,8*1010 | | K5 | 0,54 | 0,54 | 0,10 | 6,0*108 | 7*1010 |
Список литературы: 1. Бабушкин А. Н. Современные концепции естествознания, 2000 г. 2. Шкловский И. С. Вселенная. Жизнь. Разум., 1987 г. 3. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть., 1984 г. 4. Интернет- источники | works.tarefer.ru
Читать реферат по концепции современного естествознания: "Эволюция звезд."
(Назад)
(Cкачать работу)
Функция "чтения" служит для ознакомления с работой. Разметка, таблицы и картинки документа могут отображаться неверно или не в полном объёме!
Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и наконец "умирают". Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают. В прошлом это представлялось большой загадкой ; современные астрономы уже могут с большой уверенностью подробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночном небосводе.
Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды - впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звёзд буквально на глазах этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или звёздных скоплениях, оказались справедливыми.
Каков же механизм их возникновения ? Почему за многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас впервые удалось увидеть "материализацию" звёзд ? Рождение звезды не может быть исключительным событием : во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления этих тел.
В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для того чтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет "ветер", разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.
Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь всё меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-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, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от её внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет только через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа и пылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатие происходит значительно быстрее.
Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.
В этой стадии протозвезда едва видна, так как основная доля её излучения приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет. Однако, помня о появлении звёзд в Большой Туманности Ориона, стоит, пожалуй считать, что наиболее близка к реальности оценка, которая даёт минимальное значение времени.
Здесь мы должны сделать небольшое отступление, с тем чтобы тщательно рассмотреть некоторые детали, связанные с рождением звезды, и оценить их воздействие на её дальнейшую судьбу. Звёзды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладать самым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю её судьбу. Чтобы лучше в этом разобраться, выйдем из дома и взглянем на ночное небо.
С вершины горы, вдали от мешающего нам городского света, мы увидим на небе по крайней мере 3000 звёзд. Наблюдатель с очень острым зрением при идеальных атмосферных условиях увидит в полтора раза больше звёзд. Одни
из них удалены от нас на тысячу, другие - всего на несколько световых лет. Попытаемся теперь разместить все эти звёзды на диаграмме, на которой каждая звезда характеризуется двумя физическими величинами : температурой и светимостью. Разместив все 3000 звёзд, мы обнаружим, что самые яркие из них одновременно оказываются и самыми горячими, а самые слабые - самыми холодными. При этом заметим, что подавляющее большинство звёзд располагается вдоль наклонной линии, которая тянется из верхнего левого угла графика в нижний правый
(Если, как это традиционно принято, ось температур направить влево, а ось светимостей - вверх.) Это нормальные звёзды, и их распределение называют "главной последовательностью". Полученная диаграмма называется диаграммой Герцшпрунга - Рессела, в честь двух выдающихся астрономов, впервые установивших эту замечательную зависимость. В ней важную роль играет масса звезды. Если масса звезды велика, последняя при рождении попадает на верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, то звезда оказывается в нижней её части.
Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного "топлива" и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.
БЕЛЫЕ КАРЛИКИ.
Белые карлики - одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: впервые были открыты небесные тела, обладающие свойствами, весьма далёкими от тех, с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности, разрешение загадки белых карликов положило начало исследованиям таинственной природы вещества, запрятанного где-то в разных уголках Вселенной.
Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. История открытия белых карликов восходит к началу 19в, когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь является не
referat.co
Реферат Естествознание Звезды и их судьба
Министерство образования РФ Уральский государственный технический университет - УПИ Кафедра физики. РЕФЕРАТ Тема работы: «Звезды и их судьба» Руководитель: Лобанов В. В. Студентка: Климова Ю. В. Группа: ФГО-145 Екатеринбург 2001 г. Содержание. Введение...........................3 Краткая история изучения звезд..................4 Классификация, характеристики звезд................6 Внутреннее строение звезд.....................10 Происхождение и эволюция звезд................12 Список литературы......................18 Введение. С древних времен люди видели на небе звезды, и хотели понять, что они из себя представляют. Объяснить природу звезд пытались с древних времен, однако понять, что такое звезда смогли только в XX в., но и сейчас есть немало загадок. Звезды - это одна из основных форм вещества во Вселенной. В них сосредоточена большая часть вещества во вселенной. В основном звезды расположены в галактиках, вне галактик звезды редки. Многие небесные “туманности”, если смотреть на них в телескоп, также оказываются группами звёзд. Таков, например, Млечный путь - наша Галактика, включающая сотни миллиардов звёзд. До недавнего времени считалось, что в звёздах сосредоточено почти всё вещество Вселенной. В Солнечной системе, например, масса центральной звезды, Солнца, намного превосходит суммарную массу всехдругих тел: планет, астероидов, комет, пылинок, льдинок. В середине 20-го века казалось, что мы понимаем строение Вселенной: множество Галактик, состоящих из звёзд, с планетными системами вокруг некоторых из них, и всей этой иерархией правит сила всемирного тяготения, или гравитация. Даже считавшиеся редкими двойные звёзды, планеты, газовые и пылевые облака должны подчиняться этой великой силе. Но изучая распределение и движение звёзд в окрестностях Солнечной системы и во всей Галактике, учёные открывали один неожиданный факт за другим. В Солнечной системе действует правило: чем ближе планета к Солнцу, тем быстрее она вращается вокруг него. То же самое правило должно действовать в Галактике: звёзды близкие к центру Галактики должны вращаться вокруг него гораздо быстрее звёзд, находящихся на периферии. Однако, на самом краю Галактики звёзды движутся также быстро, как близкие к центру. Это не соответствует законам Кеплера, механики Ньютона и, в конечном счёте, закону всемирного тяготения. Чем пристальнее учёные следили за движением звёзд, тем более странным оно выглядело. Группы звёзд, которые должны разлетаться в разные стороны, как выяснилось, держатся вместе миллиарды лет. Некоторые звёзды меняли направление своего движения в космосе без видимых причин, словно куклы-марионетки. Казалось, звёзды перестали подчиняться силе тяготения. Кто-то невидимый оказался настоящим хозяином Вселенной. Как будто у звёзд, источников света, появились тени. Прояснялась одна удивительная истина: свет и масса не обязательно сопутствуют друг другу, во Вселенной много и ярких объектов малой массы, и слабо светящих массивных тел. Краткая история изучения звёзд. Изучение звезд было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время звезды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что звезды - это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (немецкий астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная звезда а в 1650 (италийский учёный Дж. Риччоли) - первая двойная. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх звезд. В середине и во 2-й половине 18 в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в которую входит Солнце. В 1835-39 русский астроном В. Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких звезд. В 60-х гг. 19 в. для их изучения применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Русский астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о звездах. В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлениях об этих космических объектах. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения звезд (наиболее важные результаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А. Жевакиным). В середине 20 в. исследования приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах звезд (советские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голландский учёный Я. Оорт, советские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.). Классификация, характеристики звезд. В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и даже эволюции. Как это ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы. В какой-то степени это понятно: астрономы наблюдают огромное множество звезд, находящихся на различных стадиях эволюции, в то время как непосредственно наблюдать другие планетные системы мы пока не можем. Мы упомянули о «характеристиках» звезд. Под этим понимаются такие их основные свойства, как масса, полное количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени (эта величина называется «светимостью» и обычно обозначается буквой L), радиус и температура поверхностных слоев. Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым «показателем цвета», равным разности фотографической и визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СН, Н2О и др.). По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, появляются линии ионизованных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К - линии ионизованного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой частей спектра. Заметим, что такой вид имеет спектр нашего Солнца. Последовательность спектров звезд, получающихся при непрерывном изменении температуры их поверхностных слоев, обозначается следующими буквами: О, В, A, F, G, К, М, от самых горячих к очень холодным. Каждая такая буква описывает спектральный класс. Спектры звезд настолько чувствительны к изменению температуры их поверхностных слоев, что оказалось целесообразным ввести в пределах каждого класса 10 подклассов. Например, если говорят, что звезда имеет спектр В9, то это означает, что он ближе к спектру А2, чем, например, к спектру В1. Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца. Последняя равна 3,8*1026 Вт . По своей светимости звезды различаются в очень широких пределах. Есть звезды (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Огромное большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая абсолютная величина звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10пс, то ее величина будет называться «абсолютной». Поясним это примером. Если видимая (относительная) звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна -26.8, то на расстоянии 10пс (которое приблизительно в 2 млн. раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около +5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например +10, +12 и т.д. Важной характеристикой звезды является ее масса. В отличие от светимости массы звезд меняются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. Масса Солнца равна 1,989*1030 кг, что превышает массу Земли в 330 раз. Еще одна существенная характеристика звезды - ее радиус. Радиусы звезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие земной шар (так называемые «Белые карлики»), есть огромные «пузыри», внутри которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Мы не случайно назвали такие гигантские звезды «пузырями». Из того факта, что по своим массам звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что при очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя плотность солнечного вещества равна 1410 кг/м3, то у таких «пузырей» он может быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же время белые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков и даже сотен миллионов килограммов на кубический метр. Большое значение имеет исследование химического состава звезд путем тщательного анализа их спектров. При этом необходимо учитывать температуру и давление в поверхностных слоях звезд, которые также получают из спектров. Вообще спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях, господствующих в звездных атмосферах. По химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы. Остальные элементы присутствуют в виде сравнительно незначительных «загрязнений». Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода, 0.3 атома железа. Относительное содержание других элементов еще меньше. Хотя по числу атомов так называемые «тяжелые элементы» (т.е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего они в значительной степени определяют характер эволюции звезд, так как непрозрачность звездных недр для излучения существенно зависит от содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, как оказывается, тоже зависит от ее непрозрачности. Спектроскопические исследования показали, что имеются удивительные различия в химическом составе звезд. Так, например, горячие массивные звезды, концентрирующиеся к галактической плоскости, сравнительно богаты тяжелыми элементами, между тем как у звезд, входящих в состав шаровых скоплений, относительное содержание тяжелых элементов в десятки раз меньше. Этот важный факт находит обоснование в современных теориях эволюции звезд и звездных систем. Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме звезд. Тем же спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. раз больше, чем магнитное поле Земли. Заметим, что в солнечных пятнах напряженность магнитных полей доходит до 3-4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние годы, играют значительную роль в физических процессах, происходящих в солнечной атмосфере. Имеются все основания полагать, что то же самое справедливо и для звездных атмосфер. Вращение звёзд. Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезда удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/сек и больше. Скорости вращения более холодных - значительно меньше (несколько км/сек). Уменьшение скорости вращения связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газо-пылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида. Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности звезд возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях космического тела. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции. Зависимости между звёздными параметрами. Массы звезд заключены в пределах от 0,04 до 100 масс Солнца, светимости от 5Ї10-4 до 105 светимостей Солнца, радиусы от 2Ї10-1 до 103 радиусов Солнца. Эти параметры связаны определёнными зависимостями. Наиболее важные из них выявляются на диаграммах "спектр - светимость" (Герцшпрунга - Ресселла диаграммах) или "эффективная температура - светимость", и др. Почти все звезды располагаются на таких диаграммах вдоль нескольких полос, и соответствующих различным последовательностям, или классам светимости. Большинство из них расположено на главной последовательности (V класс светимости). Левый её конец образуют звезды класса О с температурами 30 000- 50 000°, правый - красные звёзды-карлики класса М с температурами 3000-4000°. На диаграмме видна последовательность гигантов (III класс), в которую входят звезды высокой светимости (т. е. имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности ещё более ярких сверхгигантов Ia, Iв и II. (Принадлежность З. к числу карликов, гигантов и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед спектральным классом.) Внизу диаграммы расположены белые карлики (VII), размеры которых сравнимы с размерами Земли при плотности порядка 106 г/см3. Кроме этих основных последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и субкарлики (VI). Внутреннее строение звёзд. Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, их внутреннее строение изучается путём построения теоретических звёздных моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных звезд. В основе теории внутреннего строения обычных звезд лежит представление о них как о газовом шаре, находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в недрах, действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды - во всех её элементарных объёмах - практически не меняется со временем, т. е. что количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или др. источниками. Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения звезд существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе и о механизме переноса энергии. Основным механизмом переноса энергии в является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей звезды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами. Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства звезд. Однако в некоторых частях звезд, а в звездах с малой массой - почти во всём объёме, существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры. Конвективный перенос, если он действует, гораздо эффективнее лучистого, но конвекция возникает только там, где водород или гелий ионизованы частично: в этом случае энергия их рекомбинации поддерживает движение газовых масс. У Солнца зона конвекции занимает слой от поверхности до глубины, равной около 0,1 его радиуса: ниже этого слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных звезд полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объёма. Наоборот, у горячих водород и гелий полностью ионизованы, начиная почти от самой поверхности, поэтому у них нет внешней конвективной зоны. Однако они имеют конвективное ядро, где движения поддерживаются теплом, выделяющимся при ядерных реакциях. Звёзды-гиганты и сверхгиганты устроены иначе, чем звезды главной последовательности. Маленькое плотное ядро их (1% радиуса) содержит 20-30% массы, а остальная часть представляет собой протяжённую разреженную оболочку, простирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни солнечных радиусов. температуры ядер достигают 100 млн. градусов и более. Белые карлики по существу представляют собой те же ядра гигантов, но лишённые оболочки и остывшие до 8-10 тыс. градусов. Плотный газ ядер и белых карликов обладает особыми свойствами, отличными от свойств идеального газа. В нём энергия передаётся не излучением, а электронной теплопроводностью, как в металлах. Давление такого газа зависит не от температуры, а только от плотности, поэтому равновесие сохраняется даже при остывании звезды, не имеющей источников энергии. Химический состав вещества недр звезды. на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звёздных атмосфер, который определяется из спектроскопических наблюдений (диффузионное разделение может произойти лишь за время, значительно превосходящее время жизни звезд). С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннее строение меняется. Происхождение и эволюция звезд. Сейчас твердо 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). Мы будем подробно говорить об этом ниже. 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. 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 (рис. 243). 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". 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. Допустим, 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. 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 протонные реакции (для звезд с массой, меньшей 1,5 M¤) 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 звезд 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. 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. Такие звезды еще не пришли в состояние равновесия, и этим, вероятно, объясняется типичный для них неправильный характер изменения блеска. Эти звезды связаны с пылевыми туманностями, которые являются остатками первоначальных скоплений диффузной материи. Находясь на главной последовательности, звезды длительное время излучают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких-либо внешних изменений: радиус, светимость и масса остаются почти постоянными. Положение звезды на главной последовательности определяется ее массой. Ниже главной последовательности на диаграмме спектр - светимость проходит последовательность ярких субкарликов. Они отличаются от звезд главной последовательности химическим составом: содержание тяжелых элементов в субкарликах в несколько десятков раз меньше. Причина этого отличия, связанна с тем, что субкарлики являются звездами сферической составляющей. В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды, происходит постепенная переработка водорода в гелий, или, как говорят, "выгорание" водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций от температуры. Чем больше масса звезды, тем выше должна быть температура в ее недрах, чтобы газовое давление могло уравновесить вес вышележащих слоев. Поэтому ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время пребывания на главной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется энергия. Звезды В0 остаются на главной последовательности менее 107 лет, в то время как для Солнца и звезд более поздних спектральных классов период пребывания на главной последовательности превышает 1010 лет. Ядерные реакции идут только в центральной части звезды. В этой области (конвективное ядро звезды) вещество все время перемешивается. При выгорании водорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются. Расчеты показывают, что звезда при этом перемещается по диаграмме спектр - светимость вправо. Более массивные звезды перемещаются быстрее, и в результате верхний конец главной последовательности постепенно отклоняется вправо. Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра. Расчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции. Все, о чем говорилось выше, представляет собой результаты теоретических работ по внутреннему строению звезд. Эти результаты можно проверить, сопоставляя их с диаграммами спектр - светимость для звездных скоплений. Можно полагать, что звезды одного и того же скопления образовались совместно и имеют одинаковый возраст, иначе трудно было бы объяснить само существование скоплений. У шаровых и старых рассеянных скоплений хорошо представлена ветвь красных гигантов. Это означает, что большинство наблюдаемых звезд этих скоплений находится в третьей стадии эволюции. Ветвь красных гигантов для звезд рассеянных скоплений идет ниже, чем для звезд шаровых скоплений, а главная последовательность, наоборот, выше. Теоретически это можно объяснить более низким содержанием тяжелых элементов в звездах шаровых скоплений. И действительно, наблюдения показывают, что в звездах сферической подсистемы, к которой принадлежат шаровые скопления, относительное обилие тяжелых элементов меньше, чем в звездах плоской подсистемы. Таким образом, наблюдения удовлетворительно согласуются с теоретическими представлениями об эволюции звезд и подтверждают их. Тем самым получает наблюдательную проверку и теория внутреннего строения звезд, на которой эти представления основаны. Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в плотном ядре звезды в течение некоторого времени может идти реакция превращения гелия в углерод. Для этого температура в центральных частях звезды должна достигать 1.5 108 °K. Расчеты показывают, что такие звезды должны располагаться на диаграмме цвет - светимость слева от главной ветви красных гигантов. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции на его границе исчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного гиганта) приходит к концу. Протяженная оболочка гиганта при этом расширяется, ее наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и начинают отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. Наблюдения показывают, что у красных гигантов и сверхгигантов действительно иногда имеет место истечение вещества из атмосферы. В этом случае процесс происходит медленно. Однако при некоторых условиях, точно пока не выясненных, звезда может быстро выбросить существенную часть массы, и процесс будет иметь характер взрыва, катастрофы. Такого рода взрывы мы наблюдаем при вспышках сверхновых звезд. При медленном истечении вещества из красных гигантов, по-видимому, образуются планетарные туманности. Когда протяженная оболочка гиганта рассеется, остается только ее центральное ядро, полностью лишенное водорода. В случае звезд с массой, не превосходящей солнечную в 2-3 раза, вещество ядра находится в вырожденном состоянии, так же как и вещество белых карликов. Поэтому кажется очень вероятным, что белые карлики и являются четвертым и последним этапом эволюции таких звезд, следующим за стадией красного гиганта. И в самом деле, в старых звездных скоплениях имеется некоторое количество белых карликов, а в молодых они отсутствуют. В белых карликах, как мы знаем, ядерные реакции не идут. Белые карлики светят за счет запаса тепловой энергии, накопленной в прошлом, и постепенно остывают, превращаясь в ненаблюдаемых "черных" карликов. Белые карлики - это остывающие, умирающие звезды. Звезды, превосходящие Солнце по массе в несколько раз, уже не могут переходить в фазу белого карлика, потому что их гелиевые ядра не находятся в вырожденном состоянии. Предполагается, что в этом случае третий этап эволюции кончается образованием нейтронной звезды и взрывом сверхновой. Итак, мы имеем сейчас возможность проследить в общих чертах эволюцию звезд, от плотного облака газа и пыли к сжимающейся протозвезде, затем через обычную звезду главной последовательности к красному гиганту и, наконец, - к белому карлику. В этой картине еще много неясного, многое еще подлежит уточнению, однако в главных чертах она представляется достаточно обоснованной. Мы рассматривали выше, как меняется в процессе эволюции звезд их масса, радиус, светимость, температура, и ничего не упомянули о такой важной характеристике, как вращение. Известно, что звезды спектральных классов О, В, А вращаются очень быстро - экваториальная скорость вращения у них, как правило, превышает 100 км/сек. Скорости вращения звезд класса F в среднем меньше 100 км/сек, а звезды более холодные, чем F, вращаются настолько медленно, что доплеровское расширение линий слишком мало и скорость вращения нельзя измерить. Верхний предел скорости вращения звезд классов G, К, М, принадлежащих к главной последовательности, составляет несколько десятков км/сек, но на самом деле вращение может быть гораздо медленнее. Например, у Солнца, типичной звезды класса G, скорость вращения точек экватора составляет всего лишь около 2 км/сек. Из наблюдений диффузных туманностей следует, что отдельные сгустки вещества движутся в них друг относительно друга со скоростями порядка 1 км/сек. Поэтому первичная туманность, из которой образуется звезда всегда должна иметь некоторый начальный момент количества движения. Расчет показывает, что если бы этот момент количества движения сохранялся, то звезды не могли бы образоваться, так как туманность, сжимаясь, увеличивала бы скорость вращения и разорвалась бы задолго до этого. Очевидно, что момент количества движения должен каким-то образом удаляться из туманности. Конденсирующаяся туманность связана с окружающей менее плотной средой магнитным полем, и так как межзвездная материя "приклеена" к магнитным силовым линиям, то вращение конденсирующейся туманности передается окружающей среде и туманность теряет момент количества движения. Подробное рассмотрение этого процесса показывает, что передача момента количества движения прекращается, когда плотность протозвезды становится достаточно высокой, и окончательно сконденсировавшаяся звезда должна иметь экваториальную скорость в несколько сотен километров в секунду, независимо от ее массы. Для горячих звезд наблюдения дают как раз такую скорость вращения. У холодных же звезд скорость вращения гораздо меньше. Так, в Солнечной системе 98% момента количества движения принадлежит планетам и только 2% Солнцу. Солнце вращалось бы с экваториальной скоростью около 100 км/сек, если бы ему принадлежал весь момент количества движения Солнечной системы. Естественно возникает мысль, что медленное вращение холодных звезд может быть объяснено наличием у них планетных систем, аналогичных Солнечной системе. Если это так, то число планетных систем в Галактике очень велико. В заключение хочу привести таблицу, дающую вычисленную продолжительность гравитационного сжатия и пребывания на главной последовательности для звезд разных спектральных классов. | Спектральный класс | Масса | Радиус | Светимость | Время, лет | | грав. сжатия | пребывания на ГП | | 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 | 1,1*1010 | | G2 (Солнце) | 1,00 | 1,00 | 1,0 | 1,1*108 | 1,3*1010 | | G5 | 0,91 | 0,92 | 0,72 | 1,1*108 | 1,7*1010 | | K0 | 0,74 | 0,74 | 0,32 | 2,3*108 | 2,8*1010 | | K5 | 0,54 | 0,54 | 0,10 | 6,0*108 | 7*1010 |
Список литературы: 1. Бабушкин А. Н. Современные концепции естествознания, 2000 г. 2. Шкловский И. С. Вселенная. Жизнь. Разум., 1987 г. 3. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть., 1984 г. 4. Интернет- источники | tarefer.ru
