Реферат: Рождение и эволюция звезд. Реферат рождение и эволюция звезд

Реферат - Рождение и эволюция звезд

Звезды рождаются из космического вещества в результате его конденсации под действием гравитационных, магнитных и других сил. Под влиянием сил всемирного тяготения из газового облака образуется плотный шар — протозвезда, эволюция которой проходит три этапа.

Первый этап эволюции связан с обособлением и уплотнением космического вещества. Второй представляет собой стремительное сжатие протозвезды. В какой-то момент давление газа внутри про-тозвезды возрастает, что замедляет процесс ее сжатия, однако температура во внутренних областях пока остается недостаточной для начала термоядерной реакции. На третьем этапе протозвезда продолжает сжиматься, а ее температура — повышаться, что приводит к началу термоядерной реакции. Давление газа, вытекающего из звезды, уравновешивается силой притяжения, и газовый шар перестает сжиматься. Образуется равновесный объект — звезда. Такая звезда является саморегулирующейся системой. Если температура внутри не повышается, то звезда раздувается. В свою очередь, остывание звезды приводит к ее последующему сжатию и разогреванию, ядерные реакции в ней ускоряются. Таким образом, температурный баланс оказывается восстановлен. Процесс преобразования протозвезды в звезду растягивается на миллионы лет, что сравнительно немного по космическим масштабам.

Рождение звезд в галактиках происходит непрерывно. Этот процесс компенсирует также непрерывно происходящую смерть звезд. Поэтому галактики состоят из старых и молодых звезд. Самые старые звезды сосредоточены в шаровых скоплениях, их возраст сравним с возрастом галактики. Эти звезды формировались, когда про-тогалактическое облако распадалось на все более мелкие сгустки. Молодые звезды (возраст около 100 тыс. лет) существуют за счет энергии гравитационного сжатия, которая разогревает центральную область звезды до температуры 10—15 млн. К и «запускает» термоядерную реакцию преобразования водорода в гелий. Именно термоядерная реакция является источником собственного свечения звезд.

С момента начала термоядерной реакции, превращающей водород в гелий, звезда типа нашего Солнца переходит на так называемую главную последовательность, в соответствии с которой будут изменяться с течением времени характеристики звезды: ее светимость, температура, радиус, химический состав и масса. После выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Ядерные реакции перемещаются на периферию звезды. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка — расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента звезда выходит на завершающий этап своей жизни. Наше Солнце это ждет примерно через 8 млрд. лет. При этом его размеры увеличатся до орбиты Меркурия, а может быть, и до орбиты Земли, так что от планет земной группы ничего не останется (или останутся оплавленные камни).

Для красного гиганта характерна низкая внешняя, но очень высокая внутренняя температура. При этом в термоядерные процессы включаются все более тяжелые ядра, что приводит к синтезу химических элементов и непрерывной потере красным гигантом вещества, которое выбрасывается в межзвездное пространство. Так, только за один год Солнце, находясь в стадии красного гиганта, может потерять одну миллионную часть своего веса. Всего за десять — сто тысяч лет от красного гиганта остается лишь центральное гелиевое ядро, и звезда становится белым карликом. Таким образом, белый карлик как бы вызревает внутри красного гиганта, а затем сбрасывает остатки оболочки, поверхностных слоев, которые образуют планетарную туманность, окружающую звезду.

Белые карлики невелики по своим размерам — их диаметр даже меньше диаметра Земли, хотя их масса сравнима с солнечной. Плотность такой звезды в миллиарды раз больше плотности воды. Кубический сантиметр его вещества весит больше тонны. Тем не менее, это вещество является газом, хотя и чудовищной плотности. Вещество, из которого состоит белый карлик, — очень плотный ионизированный газ, состоящий из ядер атомов и отдельных электронов.

В белых карликах термоядерные реакции практически не идут, они возможны лишь в атмосфере этих звезд, куда попадает водород из межзвездной среды. В основном эти звезды светят за счет огромных запасов тепловой энергии. Время их охлаждения — сотни миллионов лет. Постепенно белый карлик остывает, цвет его меняется от белого к желтому, а затем — к красному. Наконец, он превращается в черный карлик — мертвую холодную маленькую звезду

размером с земной шар, который невозможно увидеть из другой планетной системы.

Несколько иначе развиваются более массивные звезды. Они живут всего несколько десятков миллионов лет. В них очень быстро выгорает водород, и они превращаются в красные гиганты всего за 2,5 млн. лет. При этом в их гелиевом ядре температура повышается до нескольких сотен миллионов градусов. Такая температура дает возможность для протекания реакций углеродного цикла (слияние ядер гелия, приводящее к образованию углерода). Ядро углерода, в свою очередь, может присоединить еще одно ядро гелия и образовать ядро кислорода, неона и т.д. вплоть до кремния. Выгорающее ядро звезды сжимается, и температура в нем поднимается до 3—10 млрд. градусов. В таких условиях реакции объединения продолжаются вплоть до образования ядер железа — самого устойчивого во всей последовательности химического элемента. Более тяжелые химические элементы — от железа до висмута также образуются в недрах красных гигантов, в процессе медленного захвата нейтронов. При этом энергия не выделяется, как при термоядерных реакциях, а, наоборот, поглощается. В результате сжатие звезды все убыстряется.

Образование же наиболее тяжелых ядер, замыкающих таблицу Менделеева, предположительно происходит в оболочках взрывающихся звезд, при их превращении в новые или сверхновые звезды, которыми становятся некоторые красные гиганты. В зашлакованной звезде нарушается равновесие, электронный газ более не способен противостоять давлению ядерного газа. Наступает коллапс — катастрофическое сжатие звезды, она «взрывается внутрь». Но если отталкивание частиц или какие-либо другие причины все же останавливают этот коллапс, происходит мощный взрыв — вспышка сверхновой звезды. Одновременно при этом в окружающее пространство сбрасывается не только оболочка звезды, но и до 90% ее массы, что приводит к образованию газовых туманностей. При этом светимость звезды увеличивается в миллиарды раз. Так, был зафиксирован взрыв сверхновой звезды в 1054 г. В китайских летописях было записано, что она видна днем, как Венера, в течение 23 дней. В наше время астрономы выяснили, что эта сверхновая звезда оставила после себя Крабовидную туманность, являющуюся мощным источником радиоизлучения.

Взрыв сверхновой звезды сопровождается выделением чудовищного количества энергии. При этом рождаются космические лучи, намного повышающие естественный радиационный фон и нормальные дозы космического излучения. Так, астрофизики подсчитали, что примерно раз в 10 млн. лет сверхновые звезды вспыхивают в непосредственной близости от Солнца, повышая естественный фон в 7 тысяч раз. Это чревато серьезнейшими мутациями

живых организмов на Земле. Кроме того, при взрыве сверхновых идет сброс всей внешней оболочки звезды вместе с накопившимися в ней «шлаками» — химическими элементами, результатами деятельности нуклеосинтеза. Поэтому межзвездная среда сравнительно быстро обретает все известные на сегодняшний день химические элементы тяжелее гелия. Звезды следующих поколений, в том числе и Солнце, с самого начала содержат в своем составе и в составе окружающего их газопылевого облака примесь тяжелых элементов.

www.ronl.ru

Рождение и эволюция звезд План

Рождение и эволюция звезд

План

Введение

1.Механизм образования и эволюции звезд.

2. Происхождение звезд.

3. Эволюция звезд.

Заключение

Список использованной литературы

Введение

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

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

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

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

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

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

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

Все эти факторы и обусловили актуальность и значимость нашей работы.

Целью нашего исследования является изучить рождение и эволюцию звезд.

В процессе написания работы перед нами ставились следующие задачи:

1. рассмотреть механизм образования и эволюции звезд;

2. изучить происхождение звезд;

3. проанализировать эволюцию звезд.

Методы исследования:

1. изучение, обработка и анализ научных источников по проблеме исследования;

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

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

1.Механизм образования и эволюции звезд.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

2. Происхождение звезд.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

3. Эволюция звезд.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Излучение звезды поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях.

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

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

Таблица 1

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Заключение

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

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

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

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

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

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

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

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

Список использованной литературы:

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

23. Ходж П. Галактики. – М., Наука, 1992.

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

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

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

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

refdb.ru

Рождение и эволюция звезд — реферат

Эволюция тесных двойных систем. Когда звезда рождается после фрагментации и сжатия межзвездного облака, в ней начинаются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела "спектр-светимость" она выходит на ветвь Главной последовательности. Затем, на стадии расширения, она уходит в область красных гигантов, а далее вступает в полосу нестабильности и, сбросив конвективную оболочку, превращается в планетарную туманность. Оставшееся ядро, сжимаясь, эволюционирует в белый карлик с химическим составом, определяемым исходной массой звезды. Нейтронные звезды и черные дыры — результат эволюции тяжелых звезд, с первоначальной массой более 10 солнечных. Совсем иначе выглядит судьба звезд в тесных системах, когда оба компонента существенно меняют и ускоряют протекающие физические процессы. Эволюция двойных звезд зависит от их массы, поэтому они разделяются на мало массивные двойные, звезды умеренных масс и на массивные двойные системы. В каждой из этих групп, в свою очередь, эволюция звезд зависит от расстояния между компонентами и от соотношения их масс. На первом этапе эволюция систем умеренных масс и массивных звезд развивается по одному сценарию. Сначала они находятся на главной последовательности. Следующий этап связан с тем, что один из компонентов двойной системы окажется массивнее другого. В его центральной части выше температура и давление, что приводит к более быстрому выгоранию водорода в ядре. Как следствие, звезда расширяется и заполняет свою полость Роша. Система из разделенной становится полу разделённой, и с этого момента начинается перетекание вещества, часть которого рассеивается в межзвездном пространстве, а часть попадает на вторую звезду. Примером такого процесса является двойная β Лиры. Необходимо отметить, что при больших орбитальных периодах первичный компонент может заполнить полость Роша на стадии, когда большая часть водорода уже выгорела, или на стадии горения гелия в ядре.

Сценарии эволюции массивных двойных звезд После первичного обмена масс изначально более тяжелый компонент быстро эволюционирует. В его ядре последовательно происходит выгорание гелия с образованием углерода, затем выгорает углерод с образованием кислорода и так до образования железного ядра. После этого звезда становится нестабильной. Происходит коллапс ядра, и она взрывается как сверхновая II типа. Остаток сверхновой коллапсирует в нейтронную звезду или черную дыру. Для описания таких объектов необходимо учитывать эффекты общей теории относительности Эйнштейна, поэтому их называют релятивистскими (от английского слова relativity — относительность). На этой стадии эволюции система еще не проявляет себя как рентгеновская массивная двойная система. Выброс звездой части своего вещества образует быстро расширяющуюся туманность. Проходит некоторое время, и вторичная звезда, находясь на стадии сверхгиганта, заполняет, наконец, полость Роша. Начинается интенсивный перенос вещества. Оно достигает релятивистской звезды и, прежде чем поглотиться, излучает в рентгеновском диапазоне. С этого момента система переходит в класс массивных рентгеновских звезд. Двойные звезды на этой стадии эволюции относят к рентгеновским новым. При большой скорости переноса образуется общая оболочка, поглощающая рентгеновское излучение. Большое количество вещества делает систему невидимой в рентгеновском диапазоне. Релятивистская звезда погружается вглубь оболочки. Если плотность вещества оболочки вблизи этой звезды становится достаточно большой, то двойная система превращается в быстровращающийся гигант с релятивистским ядром. Однако слипания ядер может не произойти, и тогда образуется тесная двойная система, в которой расстояние между компонентами значительно меньше первоначального. После выгорания ядерного топлива вторая звезда тоже взрывается как сверхновая. При этом распад системы практически неизбежен, т.к. взрывается более массивная звезда (вторичный компонент после первого обмена масс стал массивнее за счет аккреции вещества первичного), и образуются две убегающие друг от друга звезды. Кроме приведенной, наиболее вероятной, схемы эволюции массивных двойных звезд существует еще одна, в которой заполнение полости Роша происходит на стадии горения водорода в ядре. Таким образом, двойная система становится полу разделённой еще тогда, когда обе звезды находятся на главной последовательности. Скорость, с которой вторичный компонент может поглощать вещество, ограничена, поэтому при дальнейшем увеличении радиуса расширяющейся звезды, приводящем к увеличению скорости аккреции, образуется общая оболочка. На следующем этапе первичный компонент после выгорания водорода в ядре начнет сжиматься, но, с началом горения водорода в слоевом источнике, вновь расширится и возобновится обмен веществом. Также возможен сценарий эволюции, приводящий к слиянию обоих компонентов. Таким ходом развития тесных двойных систем больших масс можно объяснить возникновение наиболее массивных звезд класса Of с наибольшей известной температурой поверхности (около 40000 К). При первом обмене первичный компонент может потерять около 60% вещества, а вторичный — соответственно увеличить свою массу и стать более массивным, чем первичный. В этом варианте сценария эволюции он про эволюционирует быстрее и, на стадии горения водорода в слоевом источнике, сбросит оболочку, а первичная звезда будет эволюционировать как немассивная звезда главной последовательности.   

Сценарии эволюции двойных звезд умеренных масс

Рассмотрим наиболее вероятные этапы эволюции двойных звезд умеренных масс (у которых масса крупного компонента находится в интервале от 1,5 до 10 солнечных). В одном из вариантов эволюции могут образоваться контактные двойные системы на стадии горения водорода в ядре, ниже он будет рассмотрен более подробно, для мало массивных звезд. Необходимо отметить, что вероятность слияния звезд в общей оболочке выше именно для таких систем. В другом варианте эволюции первый обмен масс происходит на этапе образования вырожденного гелиевого ядра у первичного компонента, что приводит к появлению системы, состоящей из компактного гелиевого (или более тяжелого) карлика и звезды главной последовательности, окруженной быстровращающимся диском из вещества первичного компонента. Затем наступает момент, когда вторичный компонент начинает расширяться. При этом в наиболее широких системах он может не достигнуть полости Роша. Таким образом, получим систему, типичную для симбиотических звезд. В более тесных системах вторичный компонент заполняет свою полость Роша, что, как правило, приводит к образованию общей оболочки вследствие быстрой аккреции вещества. Далее оболочка рассеется и останется тесная система, состоящая из вырожденных карликов. Звезды на этом этапе превращаются в планетарные туманности с двойным ядром. Двукратное образование общей оболочки в процессе эволюции тесных двойных звезд делает их еще более тесными, а широкие системы становятся еще шире вследствие потери вещества. Таким образом, системы, у которых во время стадии с общей оболочкой в процессе сближения большая полуось орбиты осталась больше трех солнечных радиусов, заканчивают эволюцию аналогично системам с большими полуосями орбиты, не проходящими стадию с общей оболочкой. Однако если компоненты сблизились так, что полуось стала меньше 3 радиусов Солнца, то в дальнейшем, вследствие излучения гравитационных волн, они сблизятся еще сильнее. В результате компонент с меньшей массой и, следовательно, с большим радиусом, первым заполнит полость Роша. Для систем, состоящих из углеродно-кислородных карликов, процесс обмена веществом невозможен, что приведет к разрушению компонента, заполнившего свою полость Роша. Дальнейшая судьба получившегося объекта — вырожденного карлика, окруженного массивным диском — зависит от скорости аккреции вещества диска карликом. При малой скорости система устойчива и, если суммарная масса карлика и диска не превосходит чандрасекаровский предел, равный 1,44 масс Солнца, то образуется вырожденный белый карлик. В случае если эта масса превысит 1,44 солнечной, вспыхнет сверхновая I типа. Если диск состоял из гелия, при большой скорости аккреции образуется протяженная гелиевая оболочка. Конечный итог эволюции — образование вырожденного карлика. Среди множества вариантов эволюции здесь рассмотрены лишь некоторые, с наибольшей вероятностью реализации.  

Заключение. Если имеется расходуемое топливо, то, во-первых, каково его происхождение? Во-вторых, что бывает, когда оно рано или поздно заканчивается? - Ответы на эти вопросы имеют важнейшее значение, так как они влекут за собой ответы о происхождении и дальнейшем развитии вселенной в целом. Для начала была составлена звездная диаграмма спектальный класс - размеры (Герцшпрунгом и Расселом), из которой стало ясно, что эта зависимость не случайна, а представляет собой кривую эволюции звезд, от их рождения до их смерти. Но на диаграмме фактически было две кривых, которые авторы назвали соответственно "главной" и "побочной" последовательностями. (Конечно, звезды ложатся на эти кривые не совсем точно, а согласно некоторому статистическому распределению, но это никого не должно смущать - в физике такое встречается очень часто). Изучение химического состава показало, что звезды, лежащие на главной последовательности при своем рождении, состояли из практически чистого водорода, тогда как на побочной последовательности имели в своем составе значительное количество более тяжелых химических элементов. Также выяснилось, что звезды главной последовательности в среднем значительно крупнее вторичных (или звезд второго поколения), принадлежащих побочной последовательности. Наше Солнце - не что иное, как одна из типичных звезд побочной последовательности, то есть желтый карлик, имеющий в своем составе кроме водорода значительное количество более тяжелых элементов. Итак, теперь мы можем дать, абсолютно однозначный ответ на вопрос об образовании звезд - звезды образуются за счет гравитационного сжатия облаков межзвездного (галактического) газа. Это было проверено как с помощью математического моделирования, так и с помощью прямых наблюдений.

Список литературы.

1. Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звёзды

2. Учебник астрономии, 11 класс. Москва. 2000 г.

3. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. 1984 г.

yaneuch.ru

Рождение и эволюция звезд

ФЕДЕРАЛЬНОЕ ГОСУДАРСТВЕННОЕ ОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ ВЫСШЕГО ПРОФЕССИОНАЛЬНОГО ОБРАЗОВАНИЯ

«ИЖЕВСКАЯ ГОСУДАРСТВЕННАЯ СЕЛЬСКОХОЗЯЙСТВЕННАЯ АКАДЕМИЯ»ФАКУЛЬТЕТ НЕПРЕРЫВНОГО ПРОФЕССИОНАЛЬНОГО ОБРАЗОВАНИЯРождение и эволюция звезд

Контрольная работа по дисциплине:

«Концепции современного естествознания»Проверил: ст. преподаватель

Ф. Н. ПоносовВыполнил: студент 1 курса

Т.Г. Сурнина (специальность

080109-«Бухгалтерский учета,

Анализ и аудит»)Ижевск 2008

СодержаниеВведение. 3

1. Образование звезд. 4

2. Черное облако. 6

3. Становление звезды из облака. 7

4. Строение и жизнь звезды.. 9

5. Конец жизненного пути звезды.. 12

Заключение. 13

Литература. 14

Введение

Не удивительно, что любые изменения в мире звёзд издавна считались предвестниками значительных событий. Согласно Библии, внезапно вспыхнувшая звезда возвестила миру о рождении Иисуса Христа, а другая звезда – Полынь – будет знаком конца света.

В течение многих тысячелетий астрологи сверяли по звёздам жизни отдельных людей и целых государств, хотя и предупреждали при этом, что роль звёзд в предначертании судьбы велика, но не абсолютна. Звёзды советуют, а не приказывают, говорили они. Но шло время, и люди стали всё чаще смотреть на звезды с другой, менее романтической точки зрения. Звёзды стали рассматриваться как физические объекты, для описания которых вполне достаточно известных законов природы.

Астрономы не в состоянии проследит жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Однако учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие. По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию.

1. Образование звезд

В 1946 г. американский астроном Барт Бок обнаружил на фоне светлых туманностей NGC 2237 в Единороге и NGC 6611 в Щите маленькие чёрные пятна, которые назвал глобулами. Размер их от 0,01 до 1 пк. Они ослабляют свет лежащих за ними звёзд в десятки и сотни раз. Это значит, что вещество глобул в тысячи раз плотнее окружающего их газа. Их масса оценивается в пределах от 0,01 до 100 масс Солнца.

После открытия глобул появилось убеждение, что сжимающиеся облака дозвёздной материи уже найдены, что они-то и являются непосредственными предшественниками звёзд. Но вскоре стала очевидной поспешность такого заключения.

И только созданные в 50-е годы радиотелескопы позволили обнаружить по излучению в линии 21 см атомарный водород, заполняющий почти всё пространство между звёздами. Это очень разреженный газ: примерно один атом в кубическом сантиметре пространства (по меркам земных лабораторий -–высочайший вакуум!). Но поскольку размер Галактики огромен, в ней набирается около 8 млрд.  солнечных масс межзвёздного газа, или примерно 5% от её полной массы. Межзвёздный газ более чем на 67% (по массе) состоит из водорода, на 28% из гелия, и менее 5% приходится на все остальные элементы, самые обильные среди которых – кислород, углерод и азот.

Межзвёздного газа особенно много вблизи плоскости Галактики. Почти весь он сосредоточен в слое толщиной 600 световых лет и диаметром около 30 кпк, или 100 тыс. световых лет (это диаметр галактического диска). Но и в таком тонком слое газ распределён неравномерно. Он концентрируется в спиральных рукавах Галактики, а там разбит на отдельные крупные облака протяженностью в парсеки и даже в десятки парсек, а массой в сотни и тысячи масс Солнца. Плотность газа в них порядка 100 атомов на кубический сантиметр, температура около -200°С. Оказалось,  что критические масса и радиус Джинса при таких условиях почти совпадают с массой и радиусом самих облаков, а это значит, что они готовы к коллапсу. Но главное открытие было ещё впереди.

Начавшиеся в 1970 г. ультрафиолетовые наблюдения с ракет и спутников позволили открыть главную молекулу межзвёздной среды – молекулу водорода (Н2). А при наблюдении межзвёздного пространства радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового диапазонов были обнаружены десятки других молекул, порой довольно сложных, содержащих до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицерина.

Как выяснилось, около половины межзвёздного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотни раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца, и становится возможным формирование звёзд.

2. Черное облако

При коллапсе возрастают температура и давление газа, что препятствует дальнейшему увеличению плотности. Но пока облако прозрачно для излучения, оно легко остывает и сжатие не прекращается. Большую роль в дальнейшем играет космическая пыль. Хотя по массе она составляет всего 1% межзвёздного вещества, это очень важный его компонент. В тёмных облаках пылинки поглощают энергию газа и перерабатывают её в инфракрасное излучение, которое легко покидает облако, унося излишки тепла. Наконец из-за увеличения плотности отдельных фрагментов облака газ становится менее прозрачным. Остывание затрудняется, и возрастающее давление останавливает коллапс. В будущем из каждого фрагмента образуется звезда, а все вместе они составляют группу молодых звёзд в недрах молекулярного облака.

Коллапс плотной части облака в звезду, а чаще – в группу звёзд продолжается несколько миллионов лет (сравнительно быстро по космическим масштабам).

3. Становление звезды из облака

В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа, или фазы. Первый этап – обособление фрагмента облака и его уплотнение. Вслед за ним наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды примерно в миллион раз больше солнечного. Она совершенно непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака.

Однако по мере сжатия протозвезда  делается всё менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. В определённый момент протозвезда становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется.

Повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При температуре в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре около 10 тыс. градусов атомы ионизируют, т.е. разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоёмкие процессы на некоторое время задерживают рост температуры, но затем он возобновляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло всё же понемногу уходит наружу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в её недрах всё увеличивается.

Наконец температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, и начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся при этом тепло полностью компенсирует охлаждение протозвезды с поверхности. Сжатие прекращается. Протозвезда становится звездой.

4. Строение и жизнь звезды

Наблюдения показывают, что большинство звёзд устойчивы, т.е. они заметно не расширяются и не сжимаются в течение длительных промежутков времени. Как устойчивое тело звезда может существовать только в том случае, если все действующие на её вещество внутренние силы уравновешиваются. Какие же это силы?

Звезда – раскалённый газовой шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объём. Это стремление вызвано давление газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой точке ей противодействует другая сила – сила тяжести вышележащих слоев, пытающаяся сжать звезду. Однако ни  расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с  глубиной вес вышележащих слоёв увеличивается, то давление, а, следовательно, и температура возрастают к центру звезды.

Звезда излучает энергию, вырабатываемую в её недрах. Температура в звезде распределена так, что в любом слое в каждый момент времени энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется энергии, отдаваемой слою вышележащему.

Излучение, покидающее поверхность звезды, качественно (но не количественно) отличается от излучения, рождающегося в источнике звёздной энергии. По мере движения наружу длина волны света увеличивается. Поверхность Солнца, например, излучает в основном световые и инфракрасные лучи, а в его недрах возникает коротковолновое рентгеновское и гамма-излучение.

Оценки температуры и плотности в недрах звёзд получают теоретическим путём, исходя из известной массы звезды и мощности её излучения, на основании газовых законов физики и закона всемирного тяготения. Определённые таким образом температуры в центральных областях звёзд составляют от 10 млн. градусов для звёзд легче Солнца до 30 млн. градусов для гигантских звёзд. Температура в центре Солнца – около 15 млн. градусов. При таких температурах вещество в звёздных недрах почти полностью ионизировано.

Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет при этом равновесие. Источник энергии находится в конвективном ядре. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается.

В дальнейшем ядерные реакции создают в центре массивной звезды всё более тяжелые элементы, вплоть до железа. Синтез элементов тяжелее железа уже не приводит к выделению энергии. Лишенное источников энергии, ядро звезды быстро сжимается. Это может повлечь за собой взрыв – вспышку сверхновой. Иногда при взрыве звезда полностью распадается, но чаще всего, по-видимому, остается компактный объект – нейтронная звезда или черная дыра. Вместе с оболочкой взрыв уносит в межзвездную среду различные химические элементы, образовавшиеся в недрах звезды за время её жизни. Новое поколение звезд, рождающихся из межзвездного газа, будет содержать уже больше тяжелых химических элементов.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звезды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две – три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет. В звездах – карликах, массы которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области, не выделяющейся из остальной части звезды наличием конвективных движений. В карликах этот процесс протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счет энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

Солнце и подобные ему звезды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4,5-5 млрд. лет. И за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.

5. Конец жизненного пути звезды

Таким образом, полный запас термоядерной энергии в звезде составляет 0,001Мяс2, где Мя - масса ядра звезды, в котором и происходят термоядерные реакции. Учитывая, что масса  ядра звезды пропорциональна её полной массе (М), путём расчётов получаем приблизительное соотношение: продолжительность превращения водорода в гелий равна 10 М/L млрд. лет, где масса М и светимость L звезды выражены в массах и светимостях Солнца. Для звезд с массой, близкой к солнечной, L=М4 (это следует из наблюдений). Отсюда находим, что время их жизни 10/М3 млрд. лет.

Теперь ясно, что звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд составляет «всего» несколько миллионов лет! Для подавляющего же большинства звезд время жизни сравнимо или даже превышает возраст Вселенной (около 15 млрд. лет).

Теперь мы подошли к основному вопросу: во что превращаются звезды в конце жизни и как проявляют себя их остатки? Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры.

Заключение

Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы получили возможность исследовать не только видимое, но и не видимое глазу излучение звёзд. Сейчас уже многое известно об их строении, рождении и эволюции, хотя немало остаётся и непонятного. Ещё впереди то время, когда исполнится мечта создателя современной науки о звёздах Артура Эддингтона и мы наконец «сможем понять такую простую вещь, как звезда»

Литература

2.     Климишин А. В. Астрономия. - М.: Наука, 1992. - 237 с.

3.     Куликовский Т.П.. Звездная астрономия. М., 1978. – 272 с.

4.     Найдыш В.М. Концепции современного естествознания: Учебник. -Изд. 2-е, перераб. и доп. - М.: Альфа-М; ИНРА-М, 2005. - 622 с.

5.     Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. – М.: Наука, 1997. – 342 с.

6.     Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. – М.: Наука, 1976. – 337 с.

7.     Энциклопедия для детей. Т.8. Астрономия. – 2-е изд., испр. /Глав. ред. М.Д. Аксёнова. – М.: Аванта+, 1998. – 668 с.

www.coolreferat.com

Доклад - Рождение и эволюция звёзд

Доступные файлы (1):

Рождение и эволюция звезд.doc

Рождение и эволюция звезд………………………………………………….4

Сценарии эволюции………………………………………………………….15

Эволюция тесных двойных систем………………………………………….19

Сценарии эволюции массивных двойных звезд……………………………19

Сценарии эволюции двойных звезд умеренных масс……………………...21

Заключение……….…………………………………………………...………22

Список литературы…………………………………………………………...24

Введение.

В данном реферате я рассмотрела основную теорию рождения звезд, а так же стадии их эволюции.

Рождение звезды начинается с того момента, когда плотность молекулярного облака (или отдельной его части) становится настолько большой, что гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает неудержимо коллапсировать. Коллапс плотной части облака в звезду, а чаще в группу звезд, продолжается несколько миллионов лет (сравнительно быстро по космическим масштабам).Плотный фрагмент молекулярного облака, в котором еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций, т.е. превращения облака в звезду, называется в звездной космогонии протозвездой. Протозвезда (от греч. "протос" - первый) - это космический объект, который уже не облако, но еще и не звезда. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой.В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звезд с общей массой около 5 масс Солнца.Молекулярные облака - это "фабрики по производству звезд". Диапазон масс только что произведенных звезд простирается от сотых долей до сотни масс Солнца, причем маленькие звезды образуются значительно чаще, чем крупные. Примерно половина звезд образуются одиночными; остальные образуют двойные, тройные и более сложные системы (чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы). Известны звезды, содержащие до 7 компонентов, более сложные пока не обнаружены.Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах темных облаков, поэтому данных процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики исследуют рождение звезды теоретически, применяя методы компьютерного моделирования.

Звездная эволюцияАстрономы не могут наблюдать жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни всего человечества. Изменение со временем физических характеристик и химического состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают на основе сопоставления характеристик множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции.Физические закономерности, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, на которой звезды образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, субкарликов и белых карликов.

Большую часть своей жизни любая звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость. Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше.Главная последовательность включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд.Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд - всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни - около 15 млрд. лет. После того как звезда исчерпает свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд.Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры.Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Если масса превышает критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность, что огромная звездная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается - образуется нейтронная звезда. Если же масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра.

^ Мир звезд огромен и разнообразен. За тысячи лет до нас это знали внимательные наблюдатели неба — пастухи, мореходы, проводники караванов. Они отличали звезды, узнавали, давали им имена, считая, однако, вечными и неизменными, драгоценными гвоздями, вбитыми в небесную твердь. Но мир звезд изменчив, как и мир людей. У каждой своя судьба. Одни живут долго и тихо угасают. Другие, эволюционируя быстро, бурно заканчивают жизнь в огне колоссальной вспышки. Звезды рождаются в галактиках из межзвездного вещества, неравномерно распределенного в пространстве, состоящего из газа и пыли, пронизанного излучениями и слабым магнитным полем. Часть этого вещества собрана в облака, в самых плотных областях которых идет процесс звездообразования. Газово-пылевые облака неоднородны. В них образуются сгустки, которые со временем под действием гравитации начинают сжиматься. В процессе сжатия возникает вращение вещества, и вокруг центральной части формируется газово-пылевой диск. Падение вещества к центру конденсации (сжатие) приводит к столкновениям между частицами и их разогреву при переходе кинетической энергии в тепловую. Идет формирование протозвезды. Когда температура в центральной области достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой. У протозвезды солнечной массы процесс медленного сжатия продолжается около 50 млн. лет.Из аккреционного диска, вращающегося вокруг молодой звезды, со временем может сформироваться система планет и их спутников. Образование планет проходит бурно и сопровождается постоянными столкновениями. Часть материи под воздействием гравитационных возмущений и интенсивного звездного ветра выбрасывается в окружающее космическое пространство.Процесс звездообразования продолжается и в наше время, но уже из вещества, обогащенного тяжелыми элементами, выброшенными в процессе эволюции предыдущих звездных поколений. Обычно звезды рождаются не поодиночке, а как бы "гнездами", формируя обширные скопления — ассоциации. Молодые ассоциации звезд генетически связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды.Каждая "новорожденная" звезда, в зависимости от своей первоначальной массы, занимает определенное место на диаграмме Герцшпрунга-Рессела — графике, по одной оси которого отложен показатель цвета звезды, а по другой — ее светимость, т.е. количество энергии, излучаемой в секунду. Показатель цвета звезды связан с температурой ее поверхностных слоев — чем ниже температура, тем звезда краснее, а ее показатель цвета больше."Протозвездная" стадия эволюции относительно быстротечна. Самые массивные звезды проходят ее всего за несколько сотен тысяч лет. Поэтому неудивительно, что число таких звезд в Галактике невелико и наблюдать их не просто. Но после того, как они "пропишутся" на Главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела, ситуация резко меняется. Теперь параметры звезды стабилизировались, и в течение длительного времени они будут оставаться неизменными. Звезды на диаграмме формируют пять полос, называемых последовательностями. От верхнего левого угла к правому нижнему проходит Главная последовательность, на которой находится большинство звезд. Верхняя часть представлена голубыми звездами с температурой 30 000°-50 000° Кис оптической светимостью в 10 000 раз больше светимости Солнца (например, Спика), далее расположены белые звезды (Сириус А), желтовато-белые (Процион), желтые (Солнце), оранжевые (χ Кита), а заканчивается Главная последовательность красными карликами с температурой 3000°-4000° К, которые сла­бее Солнца в 1000 раз (Крюгер 60). Выше Главной последовательности находятся красноватые субгиганты, а затем желтые, оранжевые и красные гиганты, имеющие большие размеры и соответственно высокие светимости (Капелла, Арктур, Альдебаран). В самой верхней части диаграммы проходит ветвь сверхгигантов, светимость которых в сотни тысяч раз больше светимости Солнца (Ригель, Бетельгейзе). Но таких звезд очень немного. Чуть ниже Главной последовательности параллельно ей проходит ветвь субкарликов. И, наконец, в самой нижней части диаграммы отдельной группой располагаются белые карлики — очень плотные маленькие и горячие звезды, находящиеся на заключительной стадии развития (Сириус В).В процессе эволюции звезды меняют свое положение на диаграмме "спектр-светимость", перемещаясь из одной группы в другую. Большую часть жизни звезда проводит на Главной последовательности. Справа и вверх от нее располагаются как самые молодые звезды, так и звезды, далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути.Время жизни звезды зависит, главным образом, от ее массы. По теоретическим расчетам, масса звезды может варьировать от 0,08 до 100 солнечных масс. У протозвезды с массой меньше 0,08 солнечной температура в центре не сможет подняться до необходимой для начала термоядерных реакций. А звезды с массой больше 100 солнечных масс неустойчивы. Чем больше масса звезды, тем быстрее выгорает водород, и тем более тяжелые элементы могут образоваться в процессе термоядерного синтеза в ее недрах. На поздней стадии эволюции, когда в центральной части звезды начинается горение гелия, она сходит с Главной последовательности, становясь, в зависимости от массы, голубым или красным гигантом.Итак, на протяжении периода, когда звезда находится на Главной последовательности, она эволюционирует, медленно теряя вещество за счет излучения.Она продолжает свою созидательную алхимию, и вот уже через какие-нибудь несколько миллионов лет появляются около двадцати новых химических элементов. Когда гелиевое топливо исчерпано, начинается сжигание углерода, в результате которого образуется кислород. После углерода наступает очередь кислорода. Таким образом, рождаются более сложные элементы, такие как неон, магний или даже алюминий и сера. Когда появляется железо, звезда уже содержит химические элементы, которые позже образуют более 90% атомов нашего тела, и будут отвечать за разнообразие жизни на Земле.Чтобы представить себе дальнейшую эволюцию звезд, вспомним о силах, обеспечивающих равновесие процессов в их недрах. Там протекают ядерные реакции с выделением энергии, которая затем передается наружным слоям и нагревает их. Это могло бы привести к расширению и разлету наружных слоев звезды, если бы не гравитация. Чем больше масса звезды, тем сильнее ее гравитационное поле. Таким образом, на материал звезды действуют силы притяжения, которые уравновешиваются внутренним давлением. В обычных звездах это равновесие сохраняется миллиарды лет, в течение которых они светят, медленно расходуя водородное топливо.Но наступает момент, когда полностью исчерпаны термоядерные источники энергии. Звезда на пороге кризиса, она уже не может вырабатывать необходимое количество энергии, достаточного для поддержания внутреннего давления и противостояния силам гравитации. Начинается процесс неудержимого сжатия (коллапс), но это сжатие уже не может обеспечить включение новых термоядерных реакций. Для звезд, которые значительно массивнее Солнца, гравитационный коллапс наступает сразу после образования железного ядра. У менее массивных звезд этот процесс начинается на более ранних этапах развития.Вследствие коллапса образуются звезды с огромной плотностью. К таким объектам относятся белые карлики. Их ядра имеют плотность, равную нескольким тоннам на 1 см3, и окружены тонкой атмосферой, состоящей, преимущественно, из водорода или гелия. Одновременно с образованием сверхплотного ядра, звезда сбрасывает свою внешнюю оболочку, которая превращается в газовое облако — планетарную туманность и постепенно рассеивается в космосе.Звезда большей массы может сжиматься до радиуса, равного 10 км, превращаясь в объект с наибольшей плотностью — нейтронную звезду. В ходе катастрофического сжатия происходит слияние электронов и протонов в нейтроны. Одна столовая ложка нейтронной звезды весит 1 млрд. тонн! Последняя стадия эволюции еще более массивной звезды — образование черной дыры. Звезда сжимается до таких размеров, при которых вторая космическая скорость становится равной скорости света. Из такой гравитационной ловушки не может вырваться даже свет, поэтому никакая информация из черной дыры к нам не поступает. В районе черной дыры пространство сильно искривляется, а время замедляется.Образование нейтронных звезд и черных дыр обязательно связано с мощным взрывом. В небе возникает яркая точка, почти такая же яркая, как галактика, в которой она вспыхнула. Это "Сверхновая звезда". Упоминания, встречающиеся в древних летописях о появлении на небе ярчайших звезд, это не что иное, как свидетельства коллосальных космических взрывов.Вспышки Сверхновых, в зависимости от кривой блеска и других свойств, принято разделять на два типа. Вспышки Сверхновой I типа отличаются большей светимостью, которая может превышать в 2,5 млрд. раз светимость Солнца. Светимость Сверхновых II типа превышает светимость Солнца всего в 1 млрд. раз. Отличие Сверхновых I и II типа связано с химическим составом взрывающихся звезд, а, следовательно, и их возрастом. Так, Сверхновые I типа относятся к старым звездам, которые не могут обладать большими массами. Спектральный анализ их излучения показывает полное отсутствие водорода, что говорит об их почтенном возрасте. Сверхновые II типа связаны с молодыми массивными звездами, и, следовательно, при взрыве может выбрасываться значительная (порядка одной солнечной) масса вещества. Анализ их спектров показывает наличие большого количества водорода.Перед вспышкой Сверхновой II типа огромные потери энергии происходят за счет нейтринного излучения, для которого материя звезды прозрачна. Унося с собой часть энергии из ядра, оно способствует еще большему охлаждению и дальнейшему коллапсу звезды. Слои, близлежащие к центру звезды, уплотняются и становятся непрозрачными для нейтрино, что приводит к резкому повышению температуры. Из­быточная температура и огромное давление способствуют возникновению реакций синтеза легких ядер. Этот процесс имеет взрывной характер. Сопровождающая его ударная волна выбрасывает вещество звезды, оголяя ее ядро. Необходимо отметить, что рассмотренный механизм взрыва Сверхновых II типа подходит лишь для массивных одиночных звезд на конечных этапах их эволюции.

Звезда теряет всю внешнюю оболочку, которая, разлетаясь с большой скоростью, через сотни тысяч лет без следа растворяется в межзвездном среде, а до этого мы наблюдаем ее как расширяющуюся газовую туманность (например, Крабовидная туманность в созвездии Тельца, волокнистая туманность Парус-Х). Первые 20 000 лет расширение газовой оболочки сопровождается мощным радиоизлучением. В течение этого времени она представляет собой горячий плазменный шар, имеющий магнитное поле, удерживающее заряженные частицы высоких энергий, образовавшиеся в Сверхновой. Чем больше времени прошло с момента взрыва, тем слабее радиоизлучение и ниже температура плазмы.Какие же звезды на конечных ступенях эволюции взрываются как Сверхновые? Анализ наблюдательных фактов показывает, что эволюция звезд с первоначальной массой менее 4 солнечных масс (время жизни звезды более 100 млн. лет) заканчивается образованием белых карликов. Если масса звезды находится в пределах от 4 до 6-7 солнечных масс, жизнь звезды заканчивается вспышкой Сверхновой I типа после 30-90 млн. лет эволюции. Если масса звезды превышает 6-7 солнечных масс, в конце ее эволюции происходит вспышка Сверхновой II типа с образованием нейтронной звезды или черной дыры (время жизни таких звезд 20-30 млн. лет).

Изучение Сверхновых и их остатков чрезвычайно важно. Материя, выброшенная в космос в результате колоссальных взрывов, служит материалом для образования звезд следующих поколений. Все вещество нашей Галактики, за исключением того, что находится в белых карликах, уже прошло через стадию Сверхновых. Наше Солнце и планеты образовались 5 млрд. лет назад из газово-пылевого облака, содержащего практически все химические элементы таблицы Менделеева. Это богатство — следствие вспышек Сверхновых, то есть, эволюции звезд первого поколения. Именно вспышкам Сверхновых мы обязаны зарождением жизни, так как без железа в нашей крови, кислорода, которым мы дышим и множества других элементов, произведенных звездами, она была бы невозможна. История звезд самым непосредственным образом касается нас, так как из нее берет начало наша история. Мы есть не что иное, как звездная пыль.Звезда зарождается и выходит на ветвь Главной последовательности, занимая на ней строго отведенное место, согласно своим начальным параметрам. На Главной последовательности звезда проводит большую часть своей жизни, расходуя постепенно ядерное горючее. Затем на стадии расширения она уходит в область красных гигантов, по окончании которой выходит в полосу нестабильности и, сбросив конвективную оболочку, превращается в планетарную туманность. Оставшееся ядро, сжимаясь, эволюционирует в белый карлик. А планетарная туманность постепенно рассеивается в космосе, отдавая межзвездной среде составлявшие ее химические элементы.

Эволюция звездТрудно сказать, когда в представлении людей рухнул миф о неизменности, незыблемости и статичности мира звезд. Возможно тогда, когда древние китайские астрономы за тысячи лет до европейских ученых заметили появление на небе новых ярких звезд, названных ими "гостьями". Или тогда, когда древнегреческий астроном Гиппарх установил, что небосвод в своем вековом движении медленно смещается относительно оси мира. А может быть, это произошло еще позже, когда астрономы обнаружили на небе первые переменные звезды или зарегистрировали их относительное перемещение. Это неизвестно, но хорошо известно то, что с углублением наших знаний о мире звезд он представал перед нами в образе гигантского вселенского калейдоскопа, где все движется и меняется, умирает и возрождается вновь; где время рождает энергию, которая движет мирами, уходящими в тлен, бессильными преодолеть время. Сегодня мы точно знаем, что сравнение звездного космоса с живым огнем — это не метафора. Это транскрипция научной истины на понятный, бытовой язык.Но если бы мир удивлял нас только своей изменчивостью, он был бы не так интересен. Природе было угодно, чтобы на лик изменчивости была наброшена маска загадочности, да не простой, а полной противоречий. Как часто бывало, что ученые-астрономы после многолетних усилий устанавливали, наконец, истину в каком-то частном вопросе, и тут же обнаруживалось нечто, что ставило под сомнение полученный результат. Единственная область астрономии, астрометрия, которая изучает законы движения небесных тел путем анализа их точных положений, может гордиться надежностью своих утверждений. За редким исключением, ее выводы безупречны. Вспомним хотя бы известную историю открытия планеты Нептун по заранее рассчитанным координатам.А вот, что касается астрофизики, наиболее значимой и быстроразвивающейся области астрономии, то ее путь приближения к истине включает как стремительные рывки вперед, так и остановки, отклонения в сторону, возвращение на прежние позиции и новые броски в неисследованные области. Зигзаги процесса научного познания легко продемонстрировать на примере истории исследования Марса. На этой планете ученые несколько раз "обнаруживали" и "закрывали" воду и каналы; утверждая безжизненность Марса, говорили о марсианской растительности синего цвета; а на его полярные шапки до сих пор "помещают" то водяной лед, то замерзшую углекислоту.

В изучении эволюции звезд, так же, как и в планетологии, познание сплошь соткано из противоречий. Когда в молодые годы автор только начинал свою научную деятельность, было известно, что звезды эволюционируют (т.е. проходят путь от рождения до полного угасания) вдоль т.н. Главной Последовательности. Они появляются на свет Божий, как массивные горячие объекты, а через миллиарды лет, потеряв запасы массы и энергии, превращаются в маленькие, холодные и невидимые объекты.Потом, однако, выяснилось, что звезды эволюционируют не вдоль, а поперек Главной Последовательности, и их положение на ней зависит от исходной массы. Теперь же оказалось, что эволюционная траектория очень сложна и зависит от многих исходных параметров, где не последнюю роль играют химический состав, наличие магнитного поля и даже местоположение в Галактике.Конечно, вины астрофизиков в таком "броуновском" характере приближения к истине нет. Причина многоступенчатости этого процесса заключена в исключительной сложности самого объекта исследования: мы совсем не знаем, по каким законам развивается Вселенная, нам только известны некоторые из действующих в ней сил. Ученые постоянно сталкиваются с загадками, которые не имеют прецедента в предшествующей истории развития астрофизики. Некоторые из них являются настоящими парадоксами и десятилетиями не на­ходят разумного объяснения. Одним из них является "парадокс технеция".Технеций — радиоактивный химический элемент VII группы, сосед молибдена по Периодической системе элементов Д. И. Менделеева. Название получил от греческого слова "technetos", что означает "искусственный", поскольку это первый искусственно полученный в 1937 г. радиоактивный элемент. Имеет несколько изотопов, самыми долгоживущими среди которых являются 97Тс и 89Тс с периодами полураспада 2,6 млн. и 2,1 млн. лет соответственно. Остальные 18 относятся к числу короткоживущих изотопов и распадаются еще быстрее.

Попытка отыскать технеций в звездах довольно быстро увенчалась успехом. В 1952 г. он был обнаружен в спектрах холодных долгопериодических звезд. Автору этого открытия, известному американскому астрофизику П. Мерриллу, несмотря на его высокий научный авторитет, долго не верили. Дискуссия длилась много лет. Долгопериодические переменные объекты — довольно почтенного возраста, измеряемого миллиардами лет. За это время, утверждали скептики, весь исходный протозвездный технеций давно бы бесследно распался, превратившись в другие элементы. Но, утверждали оптимисты, он образуется в недрах звезд при термоядерных реакциях. Но, снова возражали пессимисты, как он попадает из ядра во внешние слои звезды так быстро, что не успевает распасться? Одним словом, вопросов и загадок было больше, чем уверенных ответов.Открытие технеция, доказавшее возможность термоядерных реакций в атмосферах звезд, наряду с другими результатами исследований химического состава звезд, позволило Д. и М. Бербиджам, В. Фаулеру и Ф. Хойлу к 1957 г. построить теорию образования химических элементов в звездах, описывающую эволюцию звезд как следствие ядерных реакций, проходящих в их недрах. Эта теория была одной из главных составляющих появившейся чуть позднее теории Большого взрыва и успешно развивалась. Над ее усовершенствованием работали десятки научных коллективов, вооруженных самым мощным методом астрофизических исследований — спектроскопией высокого разрешения с использованием самых крупных телескопов. К настоящему времени изучен химический состав тысяч звезд. Теоретические предсказания подтверждены большинством исследований. Однако некоторые уникальные объекты не укладываются в уже ставшую привычной схему. Среди них наиболее известна т.н. "звезда Пшибыльского" (З.П.), названная так по имени обнаружившего ее в 1961 г. астронома.Спросите у любого астрофизика, какие металлы наиболее распространены в атмосферах обычных звезд? Он назовет железо и элементы того же самого периода (кальций, титан, ванадий, хром, марганец, кобальт, никель и др.). А если попросить назвать наиболее редкие, то в ответ назовут какой-нибудь лантаноид, вроде эрбия, туллия, или что-то похожее.А что продемонстрировала ученым звезда Пшибыльского. Сильных спектральных линий, принадлежащих металлам группы железа, у нее оказалось намного меньше, чем у других звезд этого же спектрального класса. Одно время даже дискутировался вопрос об отсутствии самих линий железа. Но свято место, как известно, пусто не бывает. В спектре З.П. оказалось очень много линий других металлов, и среди 60 химических элементов, обнаруженных в атмосфере этой звезды к концу 2004 г., значительную часть составляют те, которые вообще трудно обнаруживаются в спектрах звезд: лантаноиды, торий, уран. Но дело даже не в самих этих редчайших элементах, а, как утверждает известный анекдот, в их количестве. Лантаноидов в атмосфере З.П. в 10-100 тысяч раз больше, чем на Солнце. По количеству химических элементов, найденных в ее атмосфере, звезда Пшибыльского уступает только Солнцу. Тем не менее, ее спектр более 40 лет остается необъясненным. В нем наблюдается большое количество спектральных линий, которые невозможно идентифицировать с линиями стабильных химических элементов или молекул. Более 30 лет обсуждалась возможность отождествления линий двух радиоактивных элементов — технеция и прометия.Однако только в этом году была проверена возможность существования в спектре З.П. линий других радиоактивных элементов — от полония до эйнштейния. Об этом результате сообщили одесские астрономы, изучавшие интересную звезду в составе международного научного коллектива. На состоявшихся летом этого года астрофизическом семинаре в ГАО НАНУ (Киев) и симпозиуме Международного Астрономического Союза в Словакии они представили работу "О радиоактивных слоях в пекулярных звездах Главной последовательности. Феномен звезды Пшибыльского". От имени авторского коллектива, членами которого стали граждане Украины, Германии и Южной Кореи, доклад сделала кандидат физико-математических наук. В. Ф. Гопка. Анализ показал, что З.П. буквально напичкана такими химическими элементами, которые очень редко удается обнаружить в спектрах других звезд: прометий, полоний, радон, радий, актиний, протактиний, нептуний, плутоний, амерций, кюрий, берклий, калифорний и эйнштейний. Как видно, в этом списке не просто редкие элементы, а те, которые относятся к самым тяжелым во Вселенной. Все они и все их изотопы радиоактивны.Нетрудно предвидеть, что публикация этой работы вызовет резкую критику со стороны ученых-ортодоксов. Естественно, первой реакцией любого специалиста должно стать пресловутое "Не может быть!" Ведь периоды полураспада даже самых долгоживущих из обнаруженных элементов в сотни, тысячи и миллионы раз меньше возраста звезд-гигантов. За время существования самой звезды все исходные сверхтяжелые актиноиды, кроме тория и урана, должны были давно распасться, превратившись в устойчивые, не радиоактивные химические элементы. А тут налицо явное противоречие с современными представлениями о том, как образовались сами звезды и тяжелые химические элементы. По этой причине результаты упомянутой работы иначе, как парадоксальными, не назовешь.Но какими бы странными они ни казались, их нельзя отвергать, что называется "с порога". Наблюдательный материал получен на лучших телескопах (диаметры зеркал 8 м и 3,6 м) Южной Европейской Обсерватории в Чили с использованием спектрографов очень высокого разрешения. Обнаруженные актиноиды были отождествлены по длинам волн поглощения соответствующих элементов, причем идентификация выполнялась опытными специалистами. Таким образом, ни использованная аппаратура, ни состав исполнителей не дают оснований сомневаться в полученном результате, даже если он на первый взгляд кажется одиозным. Более того, аналогичный, хотя и менее детальный результат, был представлен на том же симпозиуме американцем В. Байдельманом.Что же важное для науки кроется в этом исследовании? Ни много, ни мало, поставлены под сомнение некоторые положения общепринятой теории эволюции звезд. Это очень серьезно, поскольку теория выросла из всей совокупности наблюдательных фактов, и потому не может быть ниспровергнута в одночасье даже противоречащими ей отдельными наблюдениями. В этой теории нет места процессам, которые бы насыщали атмосферу звезд сверхтяжелыми радиоактивными элементами. Но это, фактически, наблюдается. Периоды полураспада самых долгоживущих изотопов актиния и полония составляют, соответственно, 21 год и 103 года, а эйнштейния всего 280 суток! Выявленные элементы находятся в звезде недавно, значит, они появились в процессе ее жизнедеятельности.Если факт существования радиоактивных элементов с короткими периодами полураспада в больших концентрациях у относительно немолодых звезд получит подтверждение в результате других наблюдений, то это заставит ученых пересмотреть современные представления об эволюции звезд. До сих пор считалось, что единственным поставщиком тяжелых элементов во Вселенной являются Сверхновые звезды. Первичное же вещество, из которого впоследствии образовались все звезды, было представлено исключительно водородом с небольшой (несколько процентов) примесью гелия. Натрий, кислород, фосфор, железо и большинство других элементов легче железа возникли в ядрах "водородных" звезд. А вот каким образом возникли элементы групп лантана или актиния? Эта проблема до сих пор не стала предметом широкой дискуссии. Новые данные по З.П. дают основание предполагать, что они постоянно генерируются в верхних слоях звезды, хотя такое предположение, с точки зрения современной теории ядерного синтеза, представляется невероятным. И, тем не менее, авторы рассматриваемой работы отважились на вывод, который наверняка будет подвергнут серьезной критике, но вместе с тем, спровоцирует всплеск интереса к проблеме сверхтяжелых элементов.Сначала, основываясь на известных данных о спонтанных реакциях деления атомных ядер, они постулируют, что "все короткоживущие радиоактивные элементы могут образовываться в результате распада более долгоживущих радиоактивных изотопов".Что ж, вполне приемлемо, хотя и тривиально, и не отвечает на вопрос, откуда же берутся долгоживущие изотопы тяжелых элементов? На него авторы статьи отвечают так: "поскольку в пекулярных (т.е. необычных) звездах создаются условия с высокой плотностью нейтронов и большой плотностью изотопов тория и урана, то изотопы тория и урана могут захватывать эти нейтроны и образовы­вать более тяжелые элементы". Теоретически и практически это вполне возможно, поскольку на Земле таким способом получают, например, оружейный плутоний. Но вот, работает ли этот механизм, для которого необходимы специфические и совсем не простые условия, в верхних слоях атмосфер звезд это, как говорится, бабушка надвое сказала. Неясно, откуда берутся в атмосфере старой звезды мощные потоки нейтронов, а ведь нужно именно мощное облучение. Непонятно также, почему в атмосфере З.П. понижено содержание обычных элементов группы железа и связано ли это с обилием сверхтяжелых элементов?Естественно, в докладе одесситов ответов на эти вопросы нет. Работа не решает проблему, а пока только ставит ее. Хотя интерпретация наблюдений представляет интерес сама по себе, все же изюминка работы заключается в установлении факта обилия короткоживущих изотопов сверхтяжелых элементов в атмосфере звезды, возраст которой существенно превышает время жизни этих элементов. И здесь надо отдать должное смелости одесских коллег. Они отважились исследовать то, что, фактически, относилось к категории научного табу. Ведь если говорить начистоту, то само отождествление элементов по спектральным линиям — не такая уж сложная задача, эту работу могут выполнять все астрономы. Но вот добиться наблюдательного времени на крупных телескопах под задачу, которая, мягко говоря, вызывает сомнения в серьезности, провести, вопреки всякому здравому смыслу, анализ наблюдений и, в конце концов, отыскать то, что, по мнению других, не имеет права на существование — это уже поступок, достойный похвалы. Вот что сказала на астрофизическом семинаре докладчик В. Гопка: "До нас никто не исследовал возможность существования в атмосферах звезд короткоживущих радиоактивных элементов с большими атомными номерами. Все были уверены, что их там попросту нет, не должно быть".Как в данном случае будет решено явное противоречие между теорией и наблюдениями неизвестно. Можно сомневаться в том, что эта проблема будет решена так просто, как предлагают авторы интересного открытия. Скорее всего, потребуются дополнительные наблюдения и более сложная интерпретация. Но само существование проблемы ставит еще одну загадку на пути изучения космоса и законов его развития.Вполне возможно, что мы стоим перед очередным "зигзагом" в процессе научного познания. Так, уже упоминавшиеся в начале статьи Д. и М. Бербиджи и Ф. Хойл, несмотря на очевидные успехи предложенной ими в 1957 г. теории, в середине 90-х годов отказались от концепции Большого Взрыва. На протяжении последних десяти лет они разрабатывают космологическую модель, в которой время эволюции Вселенной превосходит общепринятое сейчас значение (13-14 млрд. лет) не менее чем на два порядка. Происхождение легких элементов и микроволнового излучения уже понято, происхождение тяжелых и сверхтяжелых элементов ждет своего объяснения.

^ Когда астрономы только начали открывать двойные и кратные звезды, они казались необычными и экзотическими объектами. Слишком очевиден был пример нашего Солнца, путешествующего по Галактике "в одиночку", в сопровождении семейства несамосветящихся планет, общая масса которых составляет чуть больше одной тысячной солнечной массы. Дальнейшие исследования показали, что, хотя одиночные звезды и составляют большинство галактического "населения", кратные системы из межзвездного вещества образуются достаточно часто. В некоторых из них компоненты расположены далеко друг от друга и эволюционируют как отдельные звезды. В других системах они столь близки, что их взаимным влиянием пренебрегать нельзя — такие двойные звезды называются взаимодействующими.В зависимости от того, каким образом они были открыты, звезды подразделяются на визуально-двойные, спектрально-двойные и затменно-переменные. Все двойные системы вращаются вокруг центра масс, находящегося на прямой, соединяющей компоненты. Однако не у всех звезд в этих системах орбиты близки к круговым: у некоторых они вытянуты и имеют вид пересекающихся эллипсов с общим фокусом в центре масс.Компоненты визуально-двойных систем находятся на значительном расстоянии и при использовании телескопа с хорошей разрешающей способностью видны раздельно, не сливаясь в один светящийся кружок. Систематические наблюдения на протяжении нескольких лет или более длительного времени позволяют установить их орбитальное движение вокруг центра масс. В таких звездных системах периоды обращения велики — от десятков лет до тысячелетий.Если двойственность обнаруживают при помощи спектральных наблюдений, то систему называют спектрально-двойной. Обычно это системы, у которых скорости компонентов достаточно велики, а расположены они настолько близко, что увидеть их раздельно с использованием современных телескопов невозможно. В результате орбитального движения звезд вокруг центра масс одна из них приближается к нам, а другая от нас удаляется, их лучевые скорости (вдоль направления на наблюдателя) неодинаковы и, как следствие эффекта Доплера, это приводит к сдвигу спектральных линий одной звезды относительно линий другой. Поэтому на спектрах двойных звезд наблю­дается расщепление спектральных линий. У приближающейся звезды они смещены к фиолетовому краю спектра, у удаляющейся — к красному. Периодическое изменение лучевой скорости приводит и к периодическому изменению сдвигов соответствующих линий.Расщепление спектральных линий наблюдается в системах, где оба компонента — яркие звезды. Однако, когда один из них слабее по сравнению с другим, то на спектрах будут видны линии только одной (более яркой) звезды. Их смещение также будет периодически изменяться. Проводя систематические наблюдения таких смещений, можно установить их зависимость от времени и вычислить основные характеристики: массы компонентов двойной системы, расстояние между ними, эксцентриситет и ориентацию орбиты.Можно визуально обнаружить двойственность звезды, неразделимой с помощью телескопа, если плоскость орбиты пары звезд образует небольшой угол с лучом зрения. В этом случае наблюдаются периодические затмения одной звезды другой, поэтому такие системы называют затменными. Во время затмений суммарный блеск системы уменьшается, а затем восстанавливается до первоначального значения. Форма кривой блеска определяется, главным образом, расстоянием между компонентами и зависит от наклона плоскости орбиты к лучу зрения, а также от размеров и светимостей звезд.Итак, звезды в двойных системах отличаются массами и геометрическими размерами. Кроме того, двойные звезды подразделяются на широкие пары (долгопериодические) и тесные (короткопериодические) системы. У долгопериодических затменных двойных типа Алголя между спадами блеска — первичным минимумом (главным затмением, во время которого яркий компонент скрывается за более слабым спутником) и вторичным минимумом (спутник затмевается ярким компонентом) — наблюдается продолжительное плато с постоянным блеском, который обеспечивают обе звезды. Это означает, что расстояние между ними в несколько раз превышает сумму их радиусов. Если в системе происходит частное затмение, на кривой блеска в минимумах после спада блеска сразу наблюдается его подъем. При полном затмении блеск системы в течение некоторого времени сохраняет свое наименьшее значение. Однако существуют двойные системы, в которых один из компонентов настолько слабый, что вторичный минимум практически не наблюдается. Иногда встречаются звезды типа Алголя, у которых обе звезды имеют почти равные блеск и размеры. Тогда первичный и вторичный минимумы также практически одинаковы. Если орбита круговая, кривая блеска симметрична, т.е. промежутки времени между первичным и вторичным минимумами, а также между вторичным и последующим первичным, одинаковы и равны половине периода обращения (обычно называемого орбитальным периодом). Если орбита эллиптическая, то первичный и вторичный минимумы расположены несимметрично.Эллиптические орбиты со значительным эксцентриситетом наблюдаются у разделенных систем со сравнительно большим расстоянием между компонентами. В более тесных системах существенна приливная деформация звезд, которая приводит к постепенному округлению ("циркуляризации") орбиты.Достаточно распространены системы, компоненты которых деформированы приливными силами и вытянуты навстречу друг другу. В этом случае блеск меняется даже вне затмения, будучи максимальным, когда ось системы, проходящая через центры звезд, перпендикулярна направлению на наблюдателя. Такая деформация наиболее заметна в так называемых контактных системах (у звезд этого типа периоды обычно меньше суток). Наиболее ярким представителем звезд этого типа является ковш Большой Медведицы. Это контактная система с компонентами сравнимых размеров и светимостей. На протяжении периода наблюдаются два максимума и два минимума блеска, почти одинаковых по глубине, причем участки постоянного блеска отсутствуют.Промежуточный вариант между "алголями" и звездами типа ковша Большой Медведицы — звезды типа Р Лиры. Кривая блеска этих звезд также не имеет участков постоянного блеска, но ее минимумы — разной глубины. Главный минимум (более глубокий) соответствует затмению горячей звезды более холодной.Таким образом, кривая блеска затменной двойной звезды показывает периодическое уменьшение блеска — одно или два за период — и постоянный блеск между минимумами, либо непрерывное его изменение.Еще одним интересным эффектом, наблюдаемым в двойных системах, является так называемый эффект "отражения". Поток излучения одной звезды нагревает часть атмосферы второй, в результате чего температура и яркость этого участка повышается, что приводит к максимуму на кривой блеска, когда "обожженная" сторона направлена к наблюдателю. Этот максимум по понятным причинам расположен по обе стороны от вторичного минимума, означающего затмение слабого компонента системы более ярким. "Отражение" является образным термином, более правильно было бы говорить "переизлучение". Хотя эффект взаимный, при различии звездных компонентов обычно более существенным является освещение холодной звезды излучением горячей. В зависимости от характеристик звезд, наблюдаемый эффект может составлять от нескольких процентов до нескольких раз (в случае, если в паре с красным или коричневым карликом находится белый карлик или нейтронная звезда).Сложные взаимодействия в тесных двойных звездахЗвезда не имеет твердой поверхности, ее плотность убывает с расстоянием от центра. Однако толщина слоя атмосферы ("фотосферы"), из которого выходит видимое излучение, значительно меньше радиуса звезды. Например, толщина фотосферы Солнца составляет около 0,1 % его радиуса, равного 696 тыс. км. Поэтому о поверхности звезды можно говорить лишь условно, подразумевая под ней фотосферу. Форма поверхности звезды зависит от сил, приложенных к ней. Но она всегда перпендикулярна к направлению равнодействующей сил в данной точке. В двойной системе центробежная сила направлена от оси вращения, проходящей через центр масс, а не через центр одной из звезд. Звезды вытягиваются вдоль линии, соединяющей их центры. При этом форма звезд становится похожей на эллипсоиды вращения, и круговое сечение (с наименьшим радиусом) проходит через их полюса. Если звезда сама по себе быстро вращается вокруг своей оси, то эллипсоид повернут относительно линии центров в направлении вращения. Заметим, что приливное взаимодействие между двумя компонентами приводит к синхронизации собственного вращения звезд с орбитальным движением.Вблизи звезды 1 и звезды 2 на частицы вещества действует результирующая сила, направленная к звезде. С увеличением расстояния от звезды сила притяжения убывает, а центробежная сила увеличивается. Таким образом, для звезды 1 и звезды 2 можно определить некоторый максимальный "разрешенный" объем, из которого частицы вещества будут притягиваться преимущественно к звезде, находящейся в центре этого объема и не выходить за его пределы. Около звезд "разрешенная" зона имеет эллипсоидальную форму с увеличивающейся деформацией вдоль линии центров. Край такой зоны называется эквипотенциальной поверхностью, а максимально возможный объем вокруг звезды в двойной системе называется полостью Роша, по имени французского ученого, занимавшегося численным моделированием динамики двойных звезд. Поверхности, ограничивающие полости Роша обоих компонентов, соприкасаются в точке Лагранжа Li (названной в честь выдающегося математика, физика и астронома), через окрестности которой вещество может попасть в полость Роша другой звезды. Размеры полости зависят от массы звезд и от расстояния между ними.Тесные двойные системы классифицируют на разделенные (обе звезды глубоко погружены внутрь своих полостей), полуразделенные (одна из компонент системы погружена в полость, а другая ее заполнила) и контактные (обе звезды полностью заполнили полости Роша). Именно в полуразделенных двойных системах осуществляется процесс, который астрофизики называют "обменом масс", когда вещество одной из звезд системы попадает в полость Роша второй звезды, а затем ею аккрецируется (выпадает в ее атмосферу).Конечно, возможен неконсервативный обмен масс. В этом случае значительная часть вещества, теряемого первой звездой через окрестности точки Лагранжа, все же уходит из системы. В дальнейшем оставшееся вещество по сильно закрученной спирали движется ко второй звезде.^ Когда звезда рождается после фрагментации и сжатия межзвездного облака, в ней начинаются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела "спектр-светимость" она выходит на ветвь Главной последовательности. Затем, на стадии расширения, она уходит в область красных гигантов, а далее вступает в полосу нестабильности и, сбросив конвективную оболочку, превращается в планетарную туманность. Оставшееся ядро, сжимаясь, эволюционирует в белый карлик с химическим составом, определяемым исходной массой звезды. Нейтронные звезды и черные дыры — результат эволюции тяжелых звезд, с первоначальной массой более 10 солнечных. Совсем иначе выглядит судьба звезд в тесных системах, когда оба компонента существенно меняют и ускоряют протекающие физические процессы.Эволюция двойных звезд зависит от их массы, поэтому они разделяются на маломассивные двойные, звезды умеренных масс и на массивные двойные системы. В каждой из этих групп, в свою очередь, эволюция звезд зависит от расстояния между компонентами и от соотношения их масс.На первом этапе эволюция систем умеренных масс и массивных звезд развивается по одному сценарию. Сначала они находятся на главной после­довательности. Следующий этап связан с тем, что один из компонентов двойной системы окажется массивнее другого. В его центральной части выше температура и давление, что приводит к более быстрому выгоранию водорода в ядре. Как следствие, звезда расширяется и заполняет свою полость Роша. Система из разделенной становится полуразделенной, и с этого момента начинается перетекание вещества, часть которого рассеивается в межзвездном пространстве, а часть попадает на вторую звезду. Примером такого процесса является двойная β Лиры. Необходимо отметить, что при больших орбитальных периодах первичный компонент может заполнить полость Роша на стадии, когда большая часть водорода уже выгорела, или на стадии горения гелия в ядре.

^ После первичного обмена масс изначально более тяжелый компонент быстро эволюционирует. В его ядре последовательно происходит выгорание гелия с образованием углерода, затем выгорает углерод с образованием кислорода и так до образования железного ядра. После этого звезда становится нестабильной. Происходит коллапс ядра, и она взрывается как сверхновая II типа. Остаток сверхновой коллапсирует в нейтронную звезду или черную дыру. Для описания таких объектов необходимо учитывать эффекты общей теории относительности Эйнштейна, поэтому их называют релятивистскими (от английского слова relativity — относительность). На этой стадии эволюции система еще не проявляет себя как рентгеновская массивная двойная система.Выброс звездой части своего вещества образует быстро расширяющуюся туманность. Проходит некоторое время, и вторичная звезда, находясь на стадии сверхгиганта, заполняет наконец полость Роша. Начинается интенсивный перенос вещества. Оно достигает релятивистской звезды и, прежде чем поглотиться, излучает в рентгеновском диапазоне. С этого момента система переходит в класс массивных рентгеновских звезд. Двойные звезды на этой стадии эволюции относят к рентгеновским новым.При большой скорости переноса образуется общая оболочка, поглощающая рентгеновское излучение. Большое количество вещества делает систему невидимой в рентгеновском диапазоне. Релятивистская звезда погружается вглубь оболочки. Если плотность вещества оболочки вблизи этой звезды становится достаточно большой, то двойная система превращается в быстровращающийся гигант с релятивистским ядром. Однако слипания ядер может не произойти, и тогда образуется тесная двойная система, в которой расстояние между компонентами значительно меньше первоначального. После выгорания ядерного топлива вторая звезда тоже взрывается как сверхновая. При этом распад системы практически неизбежен, т.к. взрывается более массивная звезда (вторичный компонент после первого обмена масс стал массивнее за счет аккреции вещества первичного), и образуются две убегающие друг от друга звезды.Кроме приведенной, наиболее вероятной, схемы эволюции массивных двойных звезд существует еще одна, в которой заполнение полости Роша происходит на стадии горения водорода в ядре. Таким образом, двойная система становится полуразделенной еще тогда, когда обе звезды находятся на главной последовательности. Скорость, с которой вторичный компонент может поглощать вещество, ограничена, поэтому при дальнейшем увеличении радиуса расширяющейся звезды, приводящем к увеличению скорости аккреции, образуется общая оболочка. На следующем этапе первичный компонент после выгорания водорода в ядре начнет сжиматься, но, с началом горения водорода в слоевом источнике, вновь расширится и возобновится обмен веществом.Также возможен сценарий эволюции, приводящий к слиянию обоих компонентов. Таким ходом развития тесных двойных систем больших масс можно объяснить возникновение наиболее массивных звезд класса Of с наибольшей известной температурой поверхности (около 40000 К).При первом обмене первичный компонент может потерять около 60% вещества, а вторичный — соответственно увеличить свою массу и стать более массивным, чем первичный. В этом варианте сценария эволюции он проэволюционирует быстрее и, на стадии горения водорода в слоевом источнике, сбросит оболочку, а первичная звезда будет эволюционировать как немассивная звезда главной последовательности.

^ Рассмотрим наиболее вероятные этапы эволюции двойных звезд умеренных масс (у которых масса крупного компонента находится в интервале от 1,5 до 10 солнечных). В одном из вариантов эволюции могут образоваться контактные двойные системы на стадии горения водорода в ядре, ниже он будет рассмотрен более подробно для маломассивных звезд. Необходимо отметить, что вероятность слияния звезд в общей оболочке выше именно для таких систем.В другом варианте эволюции первый обмен масс происходит на этапе образования вырожденного гелиевого ядра у первичного компонента, что приводит к появлению системы, состоящей из компактного гелиевого (или более тяжелого) карлика и звезды главной последовательности, окруженной быстровращающимся диском из вещества первичного компонента. Затем наступает момент, когда вторичный компонент начинает расширяться. При этом в наиболее широких системах он может не достигнуть полости Роша. Таким образом, получим систему, типичную для симбиотических звезд.В более тесных системах вторичный компонент заполняет свою полость Роша, что, как правило, приводит к образованию общей оболочки вследствие быстрой аккреции вещества. Далее оболочка рассеется и останется тесная система, состоящая из вырожденных карликов. Звезды на этом этапе превращаются в планетарные туманности с двойным ядром. Двукратное образование общей оболочки в процессе эволюции тесных двойных звезд делает их еще более тесными, а широкие системы становятся еще шире вследствие потери вещества.Таким образом, системы, у которых во время стадии с общей оболочкой в процессе сближения большая полуось орбиты осталась больше трех солнечных радиусов, заканчивают эволюцию аналогично системам с большими полуосями орбиты, не проходящими стадию с общей оболочкой. Однако, если компоненты сблизились так, что полуось стала меньше 3 радиусов Солнца, то в дальнейшем, вследствие излучения гравитационных волн, они сблизятся еще сильнее. В результате компонент с меньшей массой и, следовательно, с большим радиусом, первым заполнит полость Роша. Для систем, состоящих из углеродно-кислородных карликов, процесс обмена веществом невозможен, что приведет к разрушению компонента, заполнившего свою полость Роша. Дальнейшая судьба получившегося объекта — вырожденного карлика, окруженного массивным диском — зависит от скорости аккреции вещества диска карликом. При малой скорости система устойчива и, если суммарная масса карлика и диска не превосходит чандрасекаровский предел, равный 1,44 масс Солнца, то образуется вырожденный белый карлик. В случае, если эта масса превысит 1,44 солнечной, вспыхнет сверхновая I типа.Если диск состоял из гелия, при большой скорости аккреции образуется протяженная гелиевая оболочка. Конечный итог эволюции — образование вырожденного карлика. Среди множества вариантов эволюции здесь рассмотрены лишь некоторые, с наибольшей вероятностью реализации.

Заключение.Если имеется расходуемое топливо, то, во-первых, каково его происхождение? Во-вторых, что бывает, когда оно рано или поздно заканчивается? - Ответы на эти вопросы имеют важнейшее значение, так как они влекут за собой ответы о происхождении и дальнейшем развитии вселенной в целом.Для начала была составлена звездная диаграмма спектальный класс - размеры (Герцшпрунгом и Расселом), из которой стало ясно, что эта зависимость не случайна, а представляет собой кривую эволюции звезд, от их рождения до их смерти.

Но на диаграмме фактически было две кривых, которые авторы назвали соответственно "главной" и "побочной" последовательностями. (Конечно, звезды ложатся на эти кривые не совсем точно, а согласно некоторому статистическому распределению, но это никого не должно смущать - в физике такое встречается очень часто). Изучение химического состава показало, что звезды, лежащие на главной последовательности при своем рождении состояли из практически чистого водорода, тогда как на побочной последовательности имели в своем составе значительное количество более тяжелых химических элементов. Также выяснилось, что звезды главной последовательности в среднем значительно крупнее вторичных (или звезд второго поколения), принажлежащих побочной последовательности.Наше Солнце - ни что иное, как одна из типичных звезд побочной последовательности, то есть желтый карлик, имеющий в своем составе кроме водорода значительное количество более тяжелых элементов.Итак, теперь мы можем дать абсолютно однозначный ответ на вопрос об образовании звезд - звезды образуются за счет гравитационного сжатия облаков межзвездного (галактического) газа. Это было проверено как с помощью математического моделирования, так и с помощью прямых наблюдений.

Список литературы.

1. Учебник астрономии, 11 класс. Москва. 2000 г.
2. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. 1984 г.
3. Псковский Ю. П. Новые и сверхновые звёзды

gendocs.ru

Рождение и эволюция звезд — реферат

2. Нейтронные звезды

Большинство нейтронных звезд образуются при коллапсе ядер звезд массой более 10 солнечных. Их рождение сопровождается грандиозным небесным явлением – вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет, легко вычислить, что за время существования нашей Галактики (10-15 млрд. лет) в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звезд! Как же они должны проявлять себя?

Молодые нейтронные звёзды быстро вращаются (периоды вращения измеряются миллисекундами) и обладают сильным магнитным полем. Вращение вместе с магнитным полем создают мощные электрические поля, которые вырывают заряженные частицы из твёрдой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий. Эти частицы излучают радиоволны.

С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электрический потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При некотором его значении заряженные частицы перестают рождаться и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому действующих пульсаров в Галактике должно быть несколько сот тысяч. В настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров.

Как и для белых карликов, для нейтронных звезд существует предельно возможная масса (она носит название предела Оппенгеймера – Волкова). Однако строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оппенгеймера – Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца.

Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует . Так образуется чёрная дыра.

3. Чёрные дыры

Термин «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку американским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды. Как известно, для того, чтобы преодолеть силу притяжения небесного тела с массой М и радиусом R, частица на поверхности должна приобрести вторую космическую скорость

VII = 2GM/R

где G – постоянная тяготения Ньютона. Если при постоянной массе радиус уменьшается, то эта скорость возрастает и может достичь скорости света (с) – предельной скорости для любых физических объектов, когда радиус тела становится равным 2GМ/с2. Это так называемый гравитационный радиус – Rg. Поскольку информация может передаваться не более чем со скоростью света, коллапсирующее тело, как говорят, уходит за горизонт событий для далёкого наблюдателя.

На достаточно больших расстояниях чёрная дыра проявляет себя как обычное гравитирующее тело той же массы. Поверхности в традиционном понимании у чёрных дыр быть не может. Удивительно, но самые «экзотические»  с точки зрения образования и физических проявлений космические объекты – чёрные дыры – устроены гораздо проще, чем обычные звезды или планеты. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества – они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Кроме массы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом количества движения и электрическим зарядом.

Но если чёрные дыры не светят, то как же можно судить о реальности этих объектов во Вселенной? Единственный путь -  наблюдать воздействие их гравитационного поля на другие тела.

  Имеются косвенные доказательства  существования чёрных дыр более  чем в 10 тесных двойных рентгеновских  звёздах. В пользу этого говорят, во-первых, отсутствие известных проявлений твёрдой поверхности, характерных для рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера (например, периодических импульсов в излучении), и , во-вторых, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше трёх масс Солнца).

Последние достижения рентгеновской астрономии позволяют исследовать рентгеновское излучение очень быстрой (миллисекундной) переменности. В оптической астрономии появилась возможность регистрации очень слабых потоков света. Всё это даёт надежду, что в начале ХХI в. будет получено прямое доказательство существования в Галактике чёрных дыр звёздной массы. А возможно обнаружение чёрных дыр будет связано с совершенно новым направлением звёздной науки – гравитационно-волновой астрономией. Уже разрабатываются гравитационно-волновые детекторы, которые позволят регистрировать необычайно слабые гравитационные волны от систем, содержащих чёрные дыры. Скорее всего первые обнаруженные таким методом объекты окажутся двойными чёрными дырами, сливающимися друг с другом из-за потерь энергии орбитального движения на гравитационное излучение.

Заключение

За период немногим более двух столетий представление о звёздах изменилось кардинально. Из непостижимо далёких и равнодушных светящих точек на небе они превратились в предмет всестороннего физического исследования. Как бы отвечая на упрёк де Сент-Экзюпери, взгляд учёных на эту проблему выразил американский физик Ричард Фейнман: «Поэты утверждают, что наука лишает звёзды красоты. Для неё звёзды – просто газовые шары. Совсем не просто. Я тоже любуюсь звёздами и чувствую их красоту. Вот только кто из нас видит больше?».

Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы получили возможность исследовать не только видимое, но и не видимое глазу излучение звёзд. Сейчас уже многое известно об их строении и эволюции, хотя немало остаётся и непонятного. Ещё впереди то время, когда исполнится мечта создателя современной науки о звёздах Артура Эддингтона и мы наконец «сможем понять такую простую вещь, как звезда» 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. Энциклопедия. Т.8. Астрономия. – 2-е изд., испр. /Глав. ред. М.Д. Аксёнова. – М.: Аванта+, 1998.
5. Интернет- ресурсы, ссылки:

http://ru.wikipedia.org/wiki/Звёздная_эволюция#

http://ru.wikipedia.org/wiki/Звёзда#

myunivercity.ru

Рождение и эволюция звезд — реферат

Нейтронные звезды

Звёзды, у которых масса в 1,5 - 3 раза больше, чем у Солнца не смогут в конце жизни остановить своё сжатие на стадии белого карлика. Мощные силы гравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдёт «нейтрализация» вещества: взаимодействие электронов с протонами привёдёт к тому, что почти вся масса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется нейтронная звезда. Наиболее массивные звёзды могут обраться в нейтронные, после того как они взорвутся как сверхновые.   Говоря о нейтронных звёздах, следует учитывать, что их физические характеристики установлены теоретически и весьма гипотетичны, так как физические условия, существующие в этих телах, не могут быть воспроизведены в лабораторных экспериментах.  Решающее значение на свойства нейтронных звёзд оказывают гравитационные силы. По различным оценкам, диаметры нейтронных звёзд составляют 10 - 200 км. И этот незначительный по космическим понятиям объём «набит» таким количеством вещества, которое может составить небесное тело, подобное Солнцу, диаметром около 1,5 млн. км, а по массе почти в треть миллиона раз тяжелее Земли! Естественное следствие такой концентрации вещества - невероятно высокая плотность нейтронной звезды. Фактически она оказывается настолько плотной, что может быть даже твёрдой. Сила тяжести нейтронной звезды столь велика, что человек весил бы там, около миллиона тонн. Расчёты показывают, что нейтронные звёзды сильно намагничены. Согласно оценкам, магнитное поле нейтронной звезды может достигать 1млн. млн. гаусс, тогда как на Земле оно составляет 1 гаусс. Радиус нейтронной звезды принимается порядка 15 км, а масса - около 0,6 - 0,7 массы Солнца. Наружный слой представляет собой магнитосферу, состоящую из разрежённой электронной и ядерной плазмы, которая пронизана мощным магнитным полем звезды. Именно здесь зарождаются радиосигналы, которые являются отличительным признаком пульсаров. Сверхбыстрые заряженные частицы, двигаясь по спиралям вдоль магнитных силовых линий, дают начало разного рода излучениям. В одних случаях возникает излучение в радиодиапазоне электромагнитного спектра, в иных - излучение на высоких частотах. Почти сразу же под магнитосферой плотность вещества достигает 1 т/см3, что в 100 000 раз больше плотности железа.  Следующий за наружным слой имеет характеристики металла. Этот слой “сверхтвёрдого” вещества, находящегося в кристаллической форме. Кристаллы состоят из ядер атомов с атомной массой 26 - 39 и 58 - 133. Эти кристаллы чрезвычайно малы: чтобы покрыть расстояние в 1 см, нужно выстроить в одну линию около 10 млрд. кристалликов. Плотность в этом слое более чем в 1 млн. раз выше, чем в наружном, или иначе, в 400 млрд. раз превышает плотность железа. Двигаясь дальше к центру звезды, мы пересекаем третий слой. Он включает в себя область тяжёлых ядер типа кадмия, но также богат нейтронами и электронами. Плотность третьего слоя в 1 000 раз больше, чем предыдущего.  Глубже проникая в нейтронную звезду, мы достигаем четвёртого слоя, плотность при этом возрастает незначительно - примерно в пять раз. Тем не менее, при такой плотности ядра уже не могут поддерживать свою физическую целостность: они распадаются на нейтроны, протоны и электроны. Большая часть вещества пребывает в виде нейтронов. На каждый электрон и протон приходится по 8 нейтронов. Этот слой, по существу, можно рассматривать как нейтронную жидкость, «загрязнённую» электронами и протонами.  Ниже этого слоя находится ядро нейтронной звезды. Здесь плотность примерно в 1,5 раза больше, чем в вышележащем слое. И, тем не менее, даже такое небольшое увеличение плотности приводит к тому, что частицы в ядре движутся много быстрее, чем в любом другом слое. Кинетическая энергия движения нейтронов, смешанных с небольшим количеством протонов и электронов, столь велика, что постоянно происходят неупругие столкновения частиц.   Температуры нейтронных звёзд сравнительно высоки. Этого и следует ожидать, если учесть, как они возникают. За первые 10 - 100 тыс. лет существования звезды температура ядра уменьшается до нескольких сотен миллионов градусов. Затем наступает новая фаза, когда температура ядра звезды медленно уменьшается вследствие испускания электромагнитного излучения.

Чёрные дыры

Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества оставшегося после взрыва, всё ещё превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в плотное крошечное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению чёрной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды остаётся один неизбежный путь - путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её  в невидимую чёрную дыру.  В 1939г. Р. Оппенгеймер и его аспирант Снайдер в Калифорнийском университете (Беркли) занимались выяснением окончательной судьбы большой массы холодного вещества. Одним из наиболее впечатляющих следствий общей теории относительности Эйнштейна оказалось следующее: когда большая масса начинает коллапсировать, этот процесс не может быть остановлен и масса сжимается в чёрную дыру. Если не вращающаяся симметричная звезда начинает сжиматься до критического размера, известного как гравитационный радиус, или радиус Шварцшильда, то уже не что не может воспрепятствовать ей завершить коллапс, то есть буквально замкнуться в себе.   Само название - чёрные дыры - говорит о том, что это класс объектов, которые нельзя увидеть. Их гравитационное поле настолько сильно, что если бы каким-то путём удалось оказаться вблизи чёрной дыры и направить в сторону от её поверхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот прожектор было бы нельзя даже с расстояния, не превышающего расстояние от Земли до Солнца. Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать весь свет Солнца в этом мощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как свет не смог бы преодолеть воздействие на него гравитационного поля чёрной дыры и покинуть её поверхность. Именно поэтому такая поверхность называется абсолютным горизонтом событий. Она представляет собой границу чёрной дыры.

 § 4. Смерть звезд

Большую часть своей жизни звезда находится на так называемой главной  последовательности диаграммы цвет - светимость (диаграммы Герцшпрунга-Ресселла). Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Дальнейшая судьба звезды полностью определяется её массой. Для звезд главной последовательности механизмом выделения энергии являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Как известно из ядерной физики, освобождаемая при этом энергия равна примерно 0,1% от энергии покоя вещества Е=mс2. Здесь m- масса вещества, с- скорость света. Соотношение Е=mс2 было установлено Альбертом Эйнштейном в 1917 г.  Таким образом, полный запас термоядерной энергии в звезде составляет 0,001Мяс2, где Мя - масса ядра звезды, в котором и происходят термоядерные реакции. Учитывая, что масса  ядра звезды пропорциональна её полной массе (М), путём расчётов получаем приблизительное соотношение: продолжительность превращения водорода в гелий равна 10 М/L млрд. лет, где масса М и светимость L звезды выражены в массах и светимостях Солнца. Для звезд с массой, близкой к солнечной, L=М4 (это следует из наблюдений). Отсюда находим, что время их жизни 10/М3млрд. лет.  Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд составляет  несколько миллионов лет. Для подавляющего же большинства звезд время жизни сравнимо или даже превышает возраст Вселенной (около 15 млрд. лет).  Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры.

Заключение

Звезды эволюционируют, и их эволюция необратима, так как все в природе находится в состоянии беспрерывного изменения. Внешние характеристики звезды меняются в течение всей ее жизни. Грандиозные неравновесные процессы происходят в пульсирующих звездах - цефеидах. В недрах звезд происходят мощные термоядерные процессы, обеспечивающие выделение огромного количества энергии. В конечные этапы жизни звезд в них возникают некие упорядоченные состояния, которые не могут быть описаны классической физикой. В нейтронных звездах и белых карликах вещество переходит в новые квантовые состояния, которые ограничивают энергетические потери.

    Обнаружить эти изменения - вот основная задача теории звездной эволюции.

Библиографический список:

1. Климишин А. В. Астрономия. - М.: Наука, 1992. - 237 с.

2. Куликовский Т.П.. Звездная астрономия. М., 1978. – 272 с.

3. Шкловский И.С. Звезды, их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1977.

4. Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. – М.: Наука, 1997. – 342 с. 

5. Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. – М.: Наука, 1976. – 337 с.

yaneuch.ru

Смотрите также

• 
  Реферат на тему педагогика монтессори
• 
  Реферат католическая церковь 6 класс
• 
  Рождение и эволюция звезд реферат
• 
  Памятники природы самарской области реферат
• 
  История развития автомобильного транспорта реферат
• 
  Реферат цифровые технологии по физике
• 
  Реферат философия древней индии кратко
• 
  Реферат нашествие батыя на русь
• 
  Реферат выготский мышление и речь
• 
  Духовность и проблемы философии реферат
• 
  Биологические ресурсы мирового океана реферат