Доклад: Рождение, эволюция и смерть звезд. 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 протозвезды 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 протогалактическое 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 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 тыс. раз. Это чревато серьезнейшими мутациями живых организмов на Земле. Кроме того, при взрыве сверхновых звезд 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.

studfiles.net

Эволюция и рождение звёзд

     СОДЕРЖАНИЕ 

ВВЕДЕНИЕ   2

ГЛАВА 1.

Эволюция  и рождение звёзд.  3

ГЛАВА 2.

Параметры звёзд.  6

ГЛАВА 3.

Классификация звёзд.  8

ЗАКЛЮЧЕНИЕ   12

СПИСОК  ЛИТЕРАТУРЫ  13                   

     ВВЕДЕНИЕ

     Звезды  являются самым распространенным типом  небесных  тел во Вселенной. Звезд до 6-й звездной величины насчитывается около 6000, до 11-й звездной величины примерно миллион, а до  21-й звездной величины их на всем небе около 2 млрд.       

     Все они, как и Солнце, являются горячими самосветящимися  газовыми шарами, в недрах которых выделяется огромная энергия. Однако звезды даже в самые сильные телескопы видны как светящиеся точки, так как они находятся очень далеко от нас.

     Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они  рождаются, эволюционируют, и умирают. Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают. В прошлом это представлялось большой загадкой; современные астрономы уже могут с большой уверенностью подробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночном небе.                 

     ГЛАВА 1.

     Эволюция  и рождение звёзд.

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

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

     Сам процесс формирования звезд из диффузной  среды остается пока не вполне ясным. Если в некотором объеме, заполненном  газом и пылью, масса диффузной  материи по каким-то причинам превзойдет определенную критическую величину, то материя в этом объеме начнет сжиматься под действием сил тяготения. Это явление называется гравитационной конденсацией.

     Величина  критической массы зависит от плотности, температуры и среднего молекулярного веса. Расчеты показывают, что необходимые условия могут  создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузной материи становится достаточно большой.

     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.

     Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. 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). Полный поток энергии, излучаемой протозвездой, определяется обычным законом масса - светимость, но размеры протозвезды значительно больше. Поэтому температура ее поверхности много меньше, чем у обычной звезды такой же массы, и на диаграмме спектр - светимость протозвезды должны располагаться справа от главной последовательности. По мере сжатия протозвезды температура ее увеличивается, и она перемещается по диаграмме Герцшпрунга - Рессела сначала вниз, потом  влево, почти параллельно оси абсцисс. Когда температура в недрах звезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции.

     Сначала "выгорает" дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда температура повышается еще больше, начинают действовать протонные реакции или углеродно-азотный цикл. Эти реакции могут поддерживаться длительное время, сжатие прекращается и протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности. Давление внутри звезды уравновешивает притяжение, и она оказывается в устойчивом состоянии.

     Время гравитационного сжатия звезд сравнительно невелико. Оно зависит от массы  протозвезды. Чем больше масса, тем  быстрее протекает процесс гравитационной конденсации.

     Находясь  на главной последовательности, звезды длительное время излучают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких-либо внешних изменений: радиус, светимость и масса остаются почти постоянными. Положение звезды на главной последовательности определяется ее массой. Ниже главной последовательности на диаграмме спектр - светимость проходит последовательность ярких субкарликов. Они отличаются от звезд главной последовательности химическим составом: содержание тяжелых элементов в субкарликах в несколько десятков раз меньше. Причина этого отличия, связанна с тем, что субкарлики являются звездами сферической составляющей.

     В результате термоядерных реакций, протекающих  в недрах звезды, происходит постепенная  переработка водорода в гелий, или, как говорят, "выгорание" водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций от температуры.

     Когда весь водород в ядре звезды превратится  в гелий, вторая стадия эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра. Расчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции.

     У шаровых и старых рассеянных скоплений  хорошо представлена ветвь красных  гигантов. Это означает, что большинство  наблюдаемых звезд этих скоплений  находится в третьей стадии эволюции.

     Ветвь красных гигантов для звезд рассеянных скоплений идет ниже, чем для звезд шаровых скоплений, а главная последовательность, наоборот, выше. Теоретически это можно объяснить более низким содержанием тяжелых элементов в звездах шаровых скоплений.

     Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в плотном ядре  звезды в течение некоторого времени может идти реакция превращения гелия в углерод. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции на его границе исчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного гиганта) приходит к концу. Протяженная оболочка гиганта при этом расширяется, ее наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и начинают отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. Белые карлики и являются четвертым и последним этапом эволюции звезд, следующим за стадией красного гиганта. В белых карлика ядерные реакции не идут. Белые карлики светят за счет запаса тепловой энергии, накопленной в прошлом, и постепенно остывают, превращаясь в ненаблюдаемых "черных" карликов. Белые карлики - это остывающие, умирающие звезды.

     Итак, есть возможность проследить в общих чертах эволюцию звезд, от плотного облака газа и пыли к сжимающейся протозвезде, затем через обычную звезду главной последовательности к красному гиганту и, наконец, - к белому карлику.  

     ГЛАВА 2.

     Основные  параметры звёзд – масса, радиус, светимость, температура, спектральный класс, звёздная величина. Точные числовые значения некоторых параметров звёзд из-за их значительной удалённости определить крайне сложно, а порой даже невозможно, поэтому при их описании часто пользуются относительными значениями.

     Масса – это основной параметр, который определяет всю эволюцию звезды, процессы, происходящие внутри неё, продолжительность жизни, а также другие параметры на всех этапах ее существования. Массы звёзд составляют приблизительно от 1/20 до 100 масс Солнца. Нижний предел – это фактически то минимальное значение массы, при котором благодаря гравитационной энергии ядро будущей звезды способно нагреться до той температуры, при которой возможно поддержание термоядерной реакции.

     Радиусы звёзд варьируются в более широких пределах, нежели массы. Звёзды-карлики могут иметь радиусы в 10 раз меньше солнечного, в то время как звёзды-гиганты в 1000 раз больше. В зависимости от стадии эволюции размеры звезды могут существенно различаться.

     Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца. Т. е., светимостью звезды L называется мощность излучения световой энергии по сравнению с мощностью излучения света Солнцем. По своей светимости звезды различаются в очень широких пределах. Есть звезды (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Огромное большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая абсолютная величина звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее.

     Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет.

     Каждому значению показателя цвета соответствует  определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СН, Н2О и др.). По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, появляются линии ионизованных атомов. Спектральные классы звезд зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М.

     Важной  характеристикой звезды, как объекта на небе, является звёздная величина. Это мера яркости звезды, наблюдаемой с Земли. Невооруженным глазом при благоприятных условиях можно рассмотреть звёзды до 6-й величины, а самые яркие звёзды на небе имеют звездную величину равную 0 и –1. К примеру, звёзды ковша Большой Медведицы – это звёзды в среднем 2-й звёздной величины.

     По  химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы. Остальные элементы присутствуют в виде сравнительно незначительных «загрязнений», но их роль очень велика. Прежде всего, они в значительной степени определяют характер эволюции звезд, так как непрозрачность звездных недр для излучения существенно зависит от содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, как, оказывается, тоже зависит от ее непрозрачности.

     Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезда удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. 

     ГЛАВА 3.

     Классификация звёзд.

     Во  Вселенной существуем множество  различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженными.

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

stud24.ru

Рождение и эволюция звезд — реферат

Таблица, дающая вычисленную продолжительность гравитационного сжатия и пребывания на главной последовательности для звезд разных спектральных классов.

Как устроена звезда и как она живёт

Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. А для этого надо знать, как устроены эти недра, каковы их химический состав, температура, плотность, давление. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию. При этом пользуются данными о внешних слоях, известными законами физики и механики, общими как для Земли, так и для звёздного мира.

Условия в недрах звёзд значительно отличаются от условий в земных лабораториях, но элементарные частицы – электроны, протоны, нейтроны – там те же, что и на Земле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять значения, полученные в лабораториях.

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. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться её поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется ещё и давление излучения.

Лучи, испускаемые звездой, получают свою в недрах, где располагается её источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звёздное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются уже в других направлениях. Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную  зигзагообразную кривую. Иногда он «блуждает» многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду.

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. Давление излучения для Солнца и подобных ему звёзд составляет лишь очень малую долю от давления газа, но для гигантских звёзд оно значительно.

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. Атомы химических элементов теряют свои электронные оболочки, вещество состоит только из атомных ядер и отдельных электронов. Поскольку поперечник атомного ядра в десятки тысяч раз меньше поперечника целого атома, то в объёме, вмещающем всего десяток целых атомов, могут свободно уместиться многие миллиарды атомных ядер и отдельных электронов. При этом расстояния между частицами вопреки высокой плотности будут всё ещё велики по сравнению с их размерами. Вот почему вещество, плотность которого в центре Солнца в 100 раз превышает плотность воды, - более плотное, чем любое твёрдое тело на Земле – тем не менее обладает всеми свойствами идеального газа.

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. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падаёт. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.

Строение красного гиганта уже иное. Когда в процессе сжатия конвективного ядра весь водород превращается в гелий, температура в центре повысится до 50-100 млн. градусов и начнется горение гелия. Он в результате ядерных реакций превращается в углерод. Ядро горящего гелия окружено тонким слоем горящего водорода, который поступает из внешней оболочки звезды. Следовательно, у красного гиганта два источника энергии. Над горящим ядром находится протяженная оболочка.

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.

Поздние годы и гибель 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.

Каков же будет срок жизни звезды? Ответить на этот вопрос не представляет труда, если знать механизм выделения энергии в звезде. Для звезд главной последовательности это 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/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.

1. Белые карлики, или будущее  Солнца

После «выгорания» термоядерного топлива в звезде, масса которой сравнима с массой Солнца, в центральной её части (ядре) плотность вещества становится настолько высокой, что свойства газа кардинально меняются. Подобный газ называется вырожденным, а звезды, из него состоящие вырожденными звездами.

После образования вырожденного ядра термоядерное горение продолжается в источнике вокруг него, имеющем форму шарового слоя. При этом звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Оболочка красного гиганта достигает колоссальных размеров – в  сотни радиусов Солнца – и за это время порядка 10-100 тыс. лет рассеивается в пространство. Сброшенная оболочка иногда видна как планетарная туманность. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белый карлик, в котором силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа, обеспечивая тем самым устойчивость звезды. При массе около солнечной радиус белого карлика составляет всего несколько тысяч километров. Средняя плотность вещества в нём часто превышает 109 кг\м3 (тонну на кубический сантиметр!).

Ядерные реакции внутри белого карлика не идут. А свечение происходит за счёт медленного остывания. Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тыс. Кельвинов образуют кристаллическую решетку. Образно говоря, белые карлики - это гигантские горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается и звезда перестаёт быть белой (по цвету) – это скорее уже бурый или коричневый карлик.

Масса белых карликов не может превышать некоторого значения – это так называемый предел Чандрасекара (по имени американского астрофизика, индийца по происхождению, Субрахманьяна Чандрасекара), он равен примерно 1,4 массы Солнца. Если масса звезды больше, давление вырожденных электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды происходит катастрофическое сжатие белого карлика – коллапс. В ходе коллапса плотность резко растёт, протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны (это называется нейтронизацией вещества), а освобождаемую гравитационную энергию уносят в основном нейтрино. Чем же заканчивается этот процесс? По современным представлениям, коллапс может либо остановиться при достижении плотностей порядка 1017 кг\м3, когда нейтроны сами становятся вырожденными, - и тогда образуется нейтронная звезда; либо выделяемая энергия полностью разрушает белый карлик – и коллапс по сути дела превращается во взрыв.

myunivercity.ru

Доклад - Эволюция звезд - Астрономия

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ.  

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

СВЕРХНОВЫЕ.                                               

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

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

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

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

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

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

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

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

диаметр. Пофотографиям и спектрограммам можно определить физические характеристики звезды.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

www.ronl.ru

Реферат - Эволюция взглядов о рождении звёзд

Введение 1.Рождение звёзд 1.1.Эволюция взглядов о рождении звёзд 1.2.Из чего образуются звёзды? 1.3.Жизнь черного облака 1.4.Облако становится звёздой 2.Основные звездные характеристики 2.1.Светимость и расстояние до звёзд 2.2.Спектры звёзд и их химический состав 2.3.Температура и масса звёзд 2.4.Связь основных звёздных величин 2.5.Молодые звёздные коллективы 3.Как устроена звезда и как она живёт 4.Взрывающиеся звёзды 4.1.Новые звёзды 4.2.Сверхновые звёзды 5.Конец жизненного пути звезды 5.1.Белые карлики, или будущее Солнца 5.2.Нейтронные звёзды 5.3.Чёрные дыры Заключение Литература

Введение

Звёзды… Они восходили над динозаврами, над Великим Оледенением, над строящимися египетскими пирамидами. Одни и те же звёзды указывали путь финикийским мореплавателям и каравеллам Колумба, созерцали с высоты Столетнюю войну и взрыв ядерной бомбы в Хиросиме. Одним людям виделись в них глаза богов и сами боги, другими - серебряные гвозди, вбитые в хрустальный купол небес, третьим – отверстия, через которые струится небесный свет. Постоянство и непознаваемость звёзд наши предки считали непременными условиями существования мира. Древние египтяне полагали, что, когда люди разгадают природу звёзд, наступит конец света. Другие народы верили, что жизнь на Земле прекратится, как только созвездие Гончих Псов догонит Большую Медведицу. Наверное, для них очень важно было сознавать, что в этом неверном и изменчивом мире остаётся что-то неподвластное времени. 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. Антуан де Сент-Экзюпери сказал об этом: «Вы проинтегрировали орбиту звезды, о жалкий род исследователей, и звезда перестала быть для вас живым светилом»[1]. Действительно, 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.

РОЖДЕНИЕ ЗВЁЗД

Эволюция взглядов о рождении звезд.

Рождение звёзд – процесс таинственный, скрытый от наших глаз, даже вооруженных телескопом. Лишь в середине ХХ в. астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в далёкую эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звезды. В 60 - 70-е гг. была создана самая первая, ещё очень грубая теория образования звёзд. Позднее новая наблюдательная техника – инфракрасные телескопы и радиотелескопы миллиметрового диапазона – значительно расширила наши знания о зарождении и формировании звёзд. А началось изучение этой проблемы ещё во времена Коперника, Галилея и Ньютона.

Создав теорию всемирного тяготения, Исаак Ньютон подтолкнул многих любознательных людей к размышлениям о причинах эволюции небесных тел. Один из образованных и честолюбивых священников, доктор Ричард Бентли, стремившийся использовать научные достижения для обоснования бытия Бога, детально изучал труды Ньютона и время от времени обращался к великому физику с вопросами. В одном из писем Бентили спросил, не может ли сила тяготения объяснить происхождение звёзд. Ньютон стал размышлять на эту тему и в ответном послании молодому священнику от 10 декабря 1692 г. изложил свой взгляд на возможность гравитационного скучивания космического вещества: «…Если бы это вещество было равномерно распределению по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных друг то друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образовываться Солнце и неподвижные звёзды…». С того времени идея Ньютона почти никем и никогда не оспаривалась. Но понадобилось три столетия, чтобы великая догадка стала надёжной теорией, прочно опирающейся на наблюдения. Что имел в виду Ньютон, говоря о веществе, распределённом в пространстве? Действительно, межзвёздное вещество было открыто сразу после изобретения телескопа. Газовые облака выглядят на небе как туманные пятнышки. Н. Пейреск в 1612 г. впервые упомянул о Большой туманности Ориона. По мере совершенствования телескопов были обнаружены и другие туманные пятна. В каталоге Шарля Мессье (1783 г.) их описано 103, а в списках Уильяма Гершеля (1818 г.) отмечено уже 2500 объектов «не звёздного вида». Наконец, в «Новом общем каталоге туманностей и звёздных скоплений» Джона Дрейера (1888 г.) значится 7840 незвёздных объектов. В течение трёх столетий туманности, особенно спиральные, считались сравнительно близкими образованиями, связанными с формированием звёзд и планет. Гершель, например, был абсолютно уверен, что он не только нашёл множество облаков дозвёздного вещества, но даже собственными глазами видит, как это вещество под действием тяготения постепенно изменяет свою форму и конденсируется в звёзды. Как позже выяснилось, некоторые туманности действительно связаны с рождением звёзд. Но в большинстве случаев светлые туманные пятна оказались не газовыми облаками, а очень далёкими звёздными системами. Так что оптимизм астрономов был преждевременным и путь к тайне рождения звёзд предстоял ещё долгий. В игру вступают физики. К середине ХIХ в. физики могли применить к звёздам газовые законы и закон сохранения энергии. С одной стороны, они поняли, что звёзды не могут светить вечно. Источник их энергии ещё не был найден, но, каким бы он ни оказался, всё равно век звезды отмерен и на смену старым должны рождаться новые звёзды. С другой стороны, те яркие и горячие облака межзвёздного газа, которые смогли обнаружить астрономы в свои телескопы, явно не устраивали физиков как предполагаемое вещество будущих звёзд. Ведь горячий газ стремится расширяться под действием внутреннего давления. И физики не были уверены, что гравитация сможет победить давление газа. Итак, что же победит – давление или гравитация? В 1902 г. молодой английский физик Джеймс Джинс впервые исследовал уравнения движения газа с учётом гравитации и нашёл, что они имеют два решения. Если масса газа и его тяготение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нём распространяются волны сжатия и разрежения – обычные звуковые колебания. Но если облако газа массивное и холодное, то тяготение побеждает газовое давление. Тогда облако начинает сжиматься как целое, превращаясь в плотный газовый шар – звезду. Критические значения массы (MJ) и размера (RJ) облака, при которых оно теряет устойчивость и начинает неудержимо сжиматься – коллапсировать, с тех пор называют джинсовскими. Однако во времена Джинса и даже гораздо позже астрономы не могли указать тот газ, из которого формируются звёзды. Пока они искали дозвёздное вещество, физики наконец поняли, почему звёзды светят. Исследования атомного ядра и открытие термоядерных реакций позволили объяснить причину длительного свечения звёзд.

Оказалось, что чем массивнее звезда, тем ярче она светит и, значит, быстрее сжигает своё термоядерное горючее. Максимальный возраст массивных звёзд спектральных классов О и В составляет 10-30 млн. лет. Это очень мало в сравнении с возрастом других объектов Галактики. Следовательно, эти звёзды родились совсем недавно и не могли далеко уйти от места своего рождения. Одно из таких мест – туманность Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды. Впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звёзд, буквально на глазах этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или звёздных скоплениях, оказались справедливыми.

Из чего образуются звёзды?

Ещё Гершель обнаружил на фоне Млечного Пути тёмные провалы, которые он называл «дырами в небесах». В конце XIX в. на Ликской обсерватории (США) астроном Эдуард Барнард начал систематическое фотографирование неба. К 1913 г. он нашел около 200 тёмных туманностей. По его мнению, они представляли собой облака поглощающей свет материи, а вовсе не промежутки между звёздами, как считал Гершель. Это предположение подтвердилось. Когда рядом с облаком межзвёздного газа или внутри него горячей звезды, газ остаётся холодным и не светится. Если бы облако содержало только газ, его могли бы и не заметить. Но помимо газа в межзвёздной среде в небольшом количестве (около 1% по массе) есть мелкие твёрдые частицы – пылинки размерами около 1 мкм и меньше, которые поглощают свет далёких звёзд. Потому-то холодное облако и кажется тёмным «провалом в небесах». Детальное изучение Млечного пути показало, что очень часто такие «провалы» встречаются в областях звёздообразования, подобных туманностей Ориона. 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. Дело в том, что оптические телескопы не дают полного представления о межзвёздной среде: с их помощью мы видим лишь горячие облака, нагретые массивными звёздами (как туманность Ориона), или маленькие тёмные глобулы на светлом фоне. И те и другие – довольно редкие образования. 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. Астрономы подозревали, что при относительно высокой плотности и низкой температуре, царящей в межзвёздных облаках, часть вещества должна объединяться в молекулы. В этом случае важнейшая часть межзвёздной среды недоступна наблюдениям в оптическом диапазоне. 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. Ближайшие к нам области звёздообразования – это тёмные облака в созвездиях Тельца и Змееносца. Подальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе.

Жизнь черного облака

Молекулярные облака устроены значительно сложнее, чем знакомые нам облака водяного пара в земной атмосфере. Снаружи молекулярное облако покрыто толстым слоем атомарного газа, поскольку проникающее туда излучение звёзд разрушает хрупкие молекулы. Но находящаяся в наружном слое пыль поглощает излучение, и глубже, в тёмных недрах облака, газ почти полностью состоит из молекул. Структура облаков постоянно изменяется под действием взаимных столкновений, нагрева звёздным излучением, давления межзвёздных магнитных полей. В разных частях облака плотность газа различается в тысячу (во столько же раз вода плотнее комнатного воздуха). Когда плотность облака (или отдельной его части) становится настолько большой, что гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает неудержимо коллапсировать. Размер его уменьшается всё быстрее и быстрее, а плотность растёт. Небольшие неоднородности плотности в процессе коллапса усиливаются, и в итоге облако фрагментирует, т.е. распадается на части, каждая из которых продолжает самостоятельное сжатие. 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). Новорожденные звёзды разогревают окружающий газ, и под действием высокого давления остатки облака разлетаются. Именно этот этап мы видим в туманности Ориона. Но по соседству с ней продолжается формирование будущих поколений звёзд. Для света эти области совершенно непрозрачны и наблюдаются только с помощью инфракрасных и радиотелескопах.

Облако становится звездой

Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах тёмных облаков, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики пытаются исследовать его теоретически, с помощью компьютерного моделирования. Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 106 раз, а плотность – в 1020 раз. Колоссальные изменения всех характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения её эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё и не звезда. Поэтому его называют протозвездой (от греч. «протос» – «первый»). В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа, или фазы. Первый этап – обособление фрагмента облака и его уплотнение – мы уже рассмотрели. 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.

Основные звездные характеристики

Чтобы любоваться звёздным небосводом, совсем не обязательно описывать все звёзды и выяснять их физические характеристики – они красивы сами по себе. Но если рассматривать звёзды как природные объекты, естественный путь к их познанию лежит через измерения и сопоставление свойств.

Светимость и расстояние до звезд

Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшим исключением, наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных" дисков. Подчеркиваю слово "реальных", так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается "ложное" изображение звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги. Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках. Мерой величины потока является звездная величина. Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно большую точность и достаточно надежен. Однако для большинства других более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезд надо измерять - меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менее достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения.

Спектры звезд и их химический состав

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли. Однако в последние десятилетия были запущены специализированные искусственные спутники земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение. Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходиться тысячи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов. Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М - красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи ("В"), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом("V"). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов - единственная возможность их спектральной классификации.

Температура и масса звезд Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана - Больцмана: ?В=?Т4 , где ? =5,6?10-5 - постоянная Стефана. Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно, будет равна

где R - радиус звезды. Таким образом, для определения радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности. Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристику звезды - ее массу. Надо сказать, что это сделать не так то просто. А главное существует не так уж много звезд, для которых имеются надежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты а и период обращения Р известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

здесь М1 и М2 - массы компонент системы, G - постоянная в законе всемирного тяготения Ньютона. Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожалению, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким образом определить массу каждой из звезд. В сущности, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью.

Связь основных звездных величин

Итак, современная астрономия располагает методами определения основных звездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета), радиуса, химического состава и массы. Возникает важный вопрос: являются ли эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеется функциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ее болометрическую светимость и поверхностную температуру. Эта зависимость представляется простой формулой ( * ) и является тривиальной. Наряду с этим, однако, давно уже была обнаружена зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом (или, что фактически одно и то же - цветом). Эту зависимость эмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рессел (рис.1).

Молодые звёздные коллективы

Большой интерес представляют не только индивидуальные молодые звёзды, но и их коллективы. Молодые звёзды сконцентрированы вблизи экваториальной плоскости Галактики, что совсем не удивительно: именно там находится слой межзвёздного газа. На нашем небосводе молодые звёзды большой светимости и нагретые ими газовые облака пролегли полосой Млечного Пути. Но если тёмной летней ночью внимательно посмотреть на небо, можно заметить, что в Млечном Пути выделяются отдельные «звёздные облака». Насколько они реальны и какую ступень в эволюции вещества отражают? Эти обширные группировки молодых звёзд получили название звёздные комплексы. Их характерные размеры – несколько сот парсек. Исторически первыми были обнаружены и исследованы более компактные группы молодых звёзд – рассеянные скопления, подобные Плеядам. Эти сравнительно плотные группы из нескольких сот или тысяч звёзд, связанных взаимной гравитацией, успешно противостоят разрушающему влиянию гравитационного поля Галактики. Их происхождение не вызывает споров: предками таких скоплений являются плотные ядра межзвёздных молекулярных облаков. Рассеянные скопления понемногу теряют свои звёзды, но всё же живут довольно долго: в среднем около 500 млн. лет, а иногда и несколько миллиардов. Часто молодые плотные скопления окружены разреженной короной из таких же молодых звёзд. Нередко подобные короны встречаются сама по себе, без центрального скопления. Их называют звёздными ассоциациями. Обычно на фоне Млечного Пути выделяются лишь массивные и яркие члены ассоциации – звёзды спектральных классов О и В. Поэтому такие группировки именуются ОВ-ассоциациями. У некоторых из них замечены признаки расширения со скоростью 5-10 км/с, которое началось с самого рождения звёзд. Причина расширения, вероятно, в том, что массивные горячие звёзды сразу после своего появления разогревают окружающий газ и изгоняют его из области звёздообразования. С уходом газа эти области лишаются 70-95% своей массы и уже не могут удержать быстро движущиеся звёзды, которые вслед за газом покидают место своего рождения. Ассоциации недолговечны через 10-20 млн. лет они расширяются до размера более 100 пк и их уже невозможно выделить среди звёзд фона. Это создаёт иллюзию, что ассоциации – редкие группировки звёзд. В действительности они рождаются не реже скоплений, просто разрушаются быстрее.

Как устроена звезда и как она живёт

Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как эволюционирует звезда, как меняются с течением времени её внешние параметры – размер, светимость, масса, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. А для этого надо знать, как устроены эти недра, каковы их химический состав, температура, плотность, давление. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию. При этом пользуются данными о внешних слоях, известными законами физики и механики, общими как для Земли, так и для звёздного мира. Условия в недрах звёзд значительно отличаются от условий в земных лабораториях, но элементарные частицы – электроны, протоны, нейтроны – там те же, что и на Земле. Звёзды состоят из тех же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять значения, полученные в лабораториях. 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. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться её поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется ещё и давление излучения. Лучи, испускаемые звездой, получают свою в недрах, где располагается её источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звёздное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются уже в других направлениях. Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную зигзагообразную кривую. Иногда он «блуждает» многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду. 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. Давление излучения для Солнца и подобных ему звёзд составляет лишь очень малую долю от давления газа, но для гигантских звёзд оно значительно. 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. Атомы химических элементов теряют свои электронные оболочки, вещество состоит только из атомных ядер и отдельных электронов. Поскольку поперечник атомного ядра в десятки тысяч раз меньше поперечника целого атома, то в объёме, вмещающем всего десяток целых атомов, могут свободно уместиться многие миллиарды атомных ядер и отдельных электронов. При этом расстояния между частицами вопреки высокой плотности будут всё ещё велики по сравнению с их размерами. Вот почему вещество, плотность которого в центре Солнца в 100 раз превышает плотность воды, - более плотное, чем любое твёрдое тело на Земле – тем не менее обладает всеми свойствами идеального газа. 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. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падаёт. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант. Строение красного гиганта уже иное. Когда в процессе сжатия конвективного ядра весь водород превращается в гелий, температура в центре повысится до 50-100 млн. градусов и начнется горение гелия. Он в результате ядерных реакций превращается в углерод. Ядро горящего гелия окружено тонким слоем горящего водорода, который поступает из внешней оболочки звезды. Следовательно, у красного гиганта два источника энергии. Над горящим ядром находится протяженная оболочка. 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.

Взрывающиеся звёзды

Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь, имеет в своей жизни шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколько месяцев ослабевает настолько, что она становится невидимой даже вооруженным глазом, исчезает. Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление, получившее название сверхновой звезды, запечатлено во многих исторических летописях разных народов. Блеск сверхновой, вспыхивавшей тоже вроде бы на пустом месте, иногда достигал такой величины, что звезду было видно даже днём. Явления новых звезд были обнаружены еще в глубокой древности. В ХХ в., когда астрономические наблюдения приобрели регулярный характер, а вид звездного неба «протоколировался» на фотопластинках, стало ясно, что на месте «новых» звезд на самом деле находятся слабые звездочки. Просто внезапно их блеск увеличивается до своего максимума и затем вновь уменьшается до спокойного уровня. Более того, оказалось, что иногда явление новой звезды повторяется более или менее регулярно на одном и том же месте, т.е. одна и та же звезда по каким-то причинам раз в сотни лет или чаще увеличивает свою светимость. Иначе обстоит дело со сверхновыми. Если на их месте до начала вспышки и была заметна звезда (как, например, в случае относительно яркой сверхновой 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке), то после вспышки она действительно исчезает, а сброшенная ею оболочка еще долгие годы наблюдается как светящаяся туманность. Исследования сверхновых звезд, вспыхнувших в нашей галактике, затрудняются тем, что эти небесные объекты чрезвычайно редко доступны наблюдениям. За всю историю науки их удалось увидеть всего несколько раз. Однако регулярные наблюдения множества других галактик приводят к ежегодному обнаружению до нескольких десятков сверхновых в далеких звездных системах. Установлено, что в среднем в каждой галактике вспышка сверхновой происходит раз в несколько десятилетий. Причем в максимуме своего блеска она может быть столь же яркой, как остальные сотни миллиардов звезд галактики, вместе взятые. Самые далекие из известных ныне сверхновых находятся в галактиках, расположенных в сотнях мегапарсек от Солнца. Как впервые предположили в 30-е гг. ХХ в. Вальтер Бааде и Фриц Цвикки, в результате взрыва сверхновой может образоваться сверхплотная нейтронная звезда. Эта гипотеза подтвердилась после открытия пульсара – быстро вращающейся нейтронной звезды с периодом 33 миллисекунды – в центре известной Крабовидной туманности в созвездии Тельца; он возник на месте вспышки сверхновой 1054 г. Итак, явления новых и сверхновых звезд имеют совершенно различную природу. Каково же современное представление о них?

Новые звезды.

Во время вспышки блеск новой увеличивается на 12-13 звездных величин, а выделяемая энергия достигает 1039 Дж (такая энергия излучается Солнцем примерно за 100 тыс. лет). До середины 50-х гг. природа вспышек новых звезд оставалась неясной. Но в 1954 г. было обнаружено, что известная новая звезда DQ Геркулеса входит в состав тесной двойной системы с орбитальным периодом в несколько часов. В дальнейшем удалось установить, что все новые звезды являются компонентами тесных двойных систем. В которых одна звезда –как правило, звезда главной последовательности типа нашего Солнца, а вторая – компактный, размером в сотую долю радиуса Солнца, белый карлик. Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, образуя вокруг него аккреционный диск. Вещество в диске тормозится вязким трением, нагревается, вызывая свечение (именно оно и наблюдается в спокойном состоянии), и в конце концов достигает поверхности белого карлика. По мере падения вещества на белом карлике образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается. В итоге (как раз за характерное время от нескольких лет до сотен лет) температура и плотность этого поверхностного слоя вырастают до столь высоких значений, что столкновения быстрых протонов начинают приводить к термоядерной реакции синтеза гелия. Но в отличие от центральных частей Солнца и других звёзд, где эта реакция протекает достаточно медленно, на поверхности белого карлика она носит взрывообразный характер (главным образом из-за очень большой плотности вещества). Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки (кстати, весьма малой массы – «всего» около сотой доли массы Солнца), разлет и свечение которой наблюдаются как вспышка новой звезды. Несмотря на огромную выделенную энергию, разлетающаяся оболочка не оказывает заметного воздействия на соседнюю звезду, и та продолжает поставлять топливо для следующего взрыва. Как показывают оценки, ежегодно в галактике вспыхивает около сотни новых звёзд. Межзвёздное поглощение делает невозможным наблюдение всех этих объектов. Но самые яркие новые довольно часто бывают видны невооруженным глазом. К примеру, в 1975 г. новая звезда в созвездии Лебедя почти полгода «искажала» его крестообразную конфигурацию. С началом эры рентгеновской астрономии (60-е гг.) выяснилось, что новые звезды наблюдаются не только в оптическом диапазоне. Так, в 70-е гг. были открыты рентгеновские барстеры – регулярно вспыхивающие источники рентгеновского излучения. Механизм вспышек здесь в целом такой же, как и у классических новых звезд. Разница в том, что второй компонент тесной двойной системы не белый карлик, а еще более компактная нейтронная звезда радиусом всего около 10 км. Вещество нормальной звезды типа Солнца или красного карлика «срывается» приливными силами со стороны нейтронной звезды, образуя аккреционный диск. Газ попадает на поверхность нейтронной звезды, если она не обладает сильным магнитным полем, нагревается, и это приводит к повторяющимся термоядерным взрывам. А из-за большой компактности нейтронной звезды плотность вещества, достигшего поверхности, оказывается чудовищно высокой. Разогретый термоядерными взрывами газ излучает в основном энергичные рентгеновские кванты. Наконец, нельзя не упомянуть еще об одном типе новых звезд - рентгеновских новых. Они вспыхивают в рентгеновском диапазоне на несколько месяцев, а затем полностью исчезают. Сейчас таких рентгеновских новых известно около десяти. Самое волнующее открытие последних лет, сделанное совместными усилиями астрономов России, Украины и других стран, состоит в том, что во всех рентгеновских новых компактными звездами являются, по-видимому. Черные дыры массой около 10 масс Солнца. Это хорошо согласуется с теорией относительности Эйнштейна, по которой масса черных дыр в звездных системах должна быть не менее 3-5 солнечных. Так как черные дыры не имеют поверхности, на которой могло бы скапливаться аккрецируемое вещество, природа вспышки здесь уже иная, чем у классических новых звезд и рентгеновских барстеров. Как полагают, вспышка рентгеновской новой связана с внезапным гигантским энерговыделением в окружающем черную дыру аккреционном диске. Выяснение причины такого неустойчивого поведения дисков – одна из актуальных задач современной астрофизики.

Сверхновые звезды.

Сверхновые звезды – одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая – это настоящий взрыв звезды, когда большая часть ее массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10000 км/с, а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в черную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звезд. Они являются финалом жизни звезд массой более 8-10 солнечных, рождая нейтронные звезды и черные дыры и обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами. Все элементы тяжелее железа образовались в результате взаимодействия ядер более легких элементов и элементарных частиц при взрывах массивных звезд. Не здесь ли кроется разгадка извечной тяги человечества к звездам? Ведь в мельчайшей клеточке живой материи есть атомы железа, синтезированные при гибели какой-нибудь массивной звезды. И в этом смысле люди сродни снеговику из сказки Андерсена: он испытывал странную любовь к жаркой печке, потому что каркасом ему послужила кочерга… По наблюдаемым характеристикам сверхновые принято разделять на две большие группы – сверхновые 1-го и 2-го типа. В спектрах сверхновых 1-го типа нет линий водорода; зависимость их блеска от времени (так называемая кривая блеска) примерно одинакова у всех звезд, как и светимость в максимуме блеска. Сверхновые 2-го типа, напротив, имеют богатый водородными линиями оптический спектр; формы их кривых блеска весьма разнообразны; блеск в максимуме сильно различается у разных сверхновых. Ученые заметили, что в эллиптических галактиках (т.е. галактиках без спиральной структуры, с очень низким темпом звездообразования, состоящих в основном из маломассивных красных звезд) вспыхивают только сверхновые 1-го типа. В спиральных же галактиках, к числу которых принадлежит и наша Галактика - Млечный Путь, встречаются оба типа сверхновых. При этом представители 2-го типа концентрируются к спиральным рукавам, где идет активный процесс звездообразования и много молодых массивных звезд. Эти особенности наводят на мысль о различной природе двух типов сверхновых. Сейчас надежно установлено, что при взрыве любой сверхновой освобождается огромное количество энергии – порядка 1046 Дж. Основная энергия взрыва уносится не фотонами, а нейтрино – быстрыми частицами с очень малой или вообще нулевой массой покоя. Нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом, и для них недра звезды вполне прозрачны. Законченной теории взрыва сверхновых с формированием компактного остатка и сбросом внешней оболочки пока не создано ввиду крайней сложности учета всех протекающих при этом физических процессов. Однако все данные говорят о том, что сверхновые 2-го типа вспыхивают в результате коллапса ядер массивных звёзд. На разных этапах жизни звезды в ядре происходили термоядерные реакции, при которых сначала водород превращается в гелий, затем гелий в углерод и так далее до образования элементов «железного пика» – железа, кобальта и никеля. Атомные ядра этих элементов имеют максимальную энергию связи в расчёте на одну частицу. Ясно, что присоединение новых частиц к атомному ядру, например, железа будет требовать значительных затрат энергии, а потому термоядерное горение и «останавливается» на элементах железного пика. Что же заставляет центральные части звезды терять устойчивость и коллапсировать, как только железное ядро станет достаточно массивным (около 1,5 массы Солнца)? В настоящее время известны два основных фактора, приводящих к потере устойчивости и коллапсу. Во-первых, это «развал» ядер железа на 13 альфа-частиц (ядер гелия) с поглощением фотонов – так называемая фотодиссоциация железа. Во-вторых, нейтронизация вещества – захват электронов протонами с образованием нейтронов. Оба процесса становятся возможными при больших плотностях (свыше 1 т/см3), устанавливающихся в центре звезды в конце эволюции, и оба они эффективно снижают «упругость» вещества, которая фактически и противостоит сдавливающему действию сил тяготения. Как следствие, ядро теряет устойчивость и сжимается. При этом в ходе нейтронизации вещества выделяется большое количество нейтрино, уносящих основную энергию, запасённую в коллапсирующем ядре. В отличие от процесса катастрофического коллапса ядра, теоретически разработанного достаточно детально, сброс оболочки звезды (собственно взрыв) не так-то просто объяснить. Скорее всего существенную роль в этом процессе играют нейтрино. Как свидетельствуют компьютерные расчёты, плотность вблизи ядра настолько высока, что даже слабо взаимодействующие с веществом нейтрино оказываются на какое-то время «запертыми» внешними слоями звезды. Но гравитационные силы притягивают оболочку к ядру, и складывается ситуация, похожая на ту, которая возникает при попытке налить более плотную жидкость, например воду, поверх менее плотной, скажем керосина или масла. (Из опыта хорошо известно, что лёгкая жидкость стремится «всплыть» из-под тяжелой – здесь проявляется так называемая неустойчивость Рэлея-Тейлора.) Этот механизм вызывает гигантские конвективные движения, и когда, в конце концов, импульс нейтрино передаётся внешней оболочке, она сбрасывается в окружающее пространство. Возможно, именно нейтринные конвективные движения приводят к нарушению сферической симметрии взрыва сверхновой. Иными словами, появляется направление, вдоль которого преимущественно выбрасывается вещество, и тогда образующийся остаток получает импульс отдачи и начинает двигаться в пространстве по инерции со скоростью до 1000 км/с. столь большие пространственные скорости отмечены у молодых нейтронных звёзд – радиопульсаров. Описанная схематическая картина взрыва сверхновой 2-го типа позволяет понять основные наблюдательные особенности этого явления. А теоретические предсказания, основанные на данной модели (особенно касающиеся полной энергии и спектра нейтральной вспышки), оказались в полном согласии с зарегистрированным 23 февраля 1987г. нейтринным импульсом, пришедшим от сверхновой в Большом Магеллановом Облаке. Теперь несколько слов о сверхновых 1-го типа. Отсутствие свечения водорода в их спектрах говорит о том, что взрыв происходит в звёздах, лишенных водородной оболочки. Как сейчас полагают, это может быть взрыв белого карлика или результат коллапса звезды типа Вольфара-Райе (фактически это ядра массивных звёзд, богатые гелием, углеродом и кислородом). Здесь рассказано лишь о наиболее мощных взрывах, происходящих во Вселенной и наблюдаемых в оптическом диапазоне. Поскольку в случае сверхновых звёзд, основная энергия взрыва уносится нейтрино, а не светом, исследование неба методами нейтринной астрономии имеет интереснейшие перспективы. Оно позволит в будущем «заглянуть» в самое «пекло» сверхновой, скрытое огромными толщами непрозрачного для света вещества. Ещё более удивительные открытия сулит гравитационно-волновая астрономия, которая в недалёком будущем поведает нам о грандиозных явлениях слияния двойных белых карликов, нейтронных звёзд и чёрных дыр. Конец жизненного пути звезды

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. Каков же будет срок жизни звезды? Ответить на этот вопрос не представляет труда, если знать механизм выделения энергии в звезде. Для звезд главной последовательности это 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/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.

Белые карлики, или будущее Солнца

После «выгорания» термоядерного топлива в звезде, масса которой сравнима с массой Солнца, в центральной её части (ядре) плотность вещества становится настолько высокой, что свойства газа кардинально меняются. Подобный газ называется вырожденным, а звезды, из него состоящие вырожденными звездами. После образования вырожденного ядра термоядерное горение продолжается в источнике вокруг него, имеющем форму шарового слоя. При этом звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Оболочка красного гиганта достигает колоссальных размеров – в сотни радиусов Солнца – и за это время порядка 10-100 тыс. лет рассеивается в пространство. Сброшенная оболочка иногда видна как планетарная туманность. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белый карлик, в котором силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа, обеспечивая тем самым устойчивость звезды. При массе около солнечной радиус белого карлика составляет всего несколько тысяч километров. Средняя плотность вещества в нём часто превышает 109 кг\м3 (тонну на кубический сантиметр!). Ядерные реакции внутри белого карлика не идут. А свечение происходит за счёт медленного остывания. Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тыс. Кельвинов образуют кристаллическую решетку. Образно говоря, белые карлики - это гигантские горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается и звезда перестаёт быть белой (по цвету) – это скорее уже бурый или коричневый карлик. Масса белых карликов не может превышать некоторого значения – это так называемый предел Чандрасекара (по имени американского астрофизика, индийца по происхождению, Субрахманьяна Чандрасекара), он равен примерно 1,4 массы Солнца. Если масса звезды больше, давление вырожденных электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды происходит катастрофическое сжатие белого карлика – коллапс. В ходе коллапса плотность резко растёт, протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны (это называется нейтронизацией вещества), а освобождаемую гравитационную энергию уносят в основном нейтрино. Чем же заканчивается этот процесс? По современным представлениям, коллапс может либо остановиться при достижении плотностей порядка 1017 кг\м3, когда нейтроны сами становятся вырожденными, - и тогда образуется нейтронная звезда; либо выделяемая энергия полностью разрушает белый карлик – и коллапс по сути дела превращается во взрыв.

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.

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»[1].

Литература

Энциклопедия для детей. Т.8. Астрономия. – 2-е изд., испр. /Глав. ред. М.Д. Аксёнова. – М.: Аванта+, 1998. И.С. Шкловский. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. – М.: Наука, 1997. И.С. Шкловский. Вселенная, жизнь, разум. – М.: Наука, 1976.

www.ronl.ru

Доклад - Рождение, эволюция и смерть звезд

Санкт-Петербургский государственный университет Факультет свободных искусств и наук Итоговая работа по курсу «Модели и реальность» Рождение, эволюция и смерть звезд Выполнил Студентка 2 курса Харитонова М. А Проверил Профессор Куперин Ю. А Санкт-Петербург 2012 Введение Согласно источнику [1], 97% вещества в галактике Млечный путь сосредоточено в звездах. Более 99.9 % массы других галактик также составляет «звездная субстанция». Считается, что плотность разреженного межгалактического газа чрезвычайно мала, и поэтому основная часть вещества во Вселенной сосредоточена именно в галактиках, а значит, в звездах. Но существует мнение, что основная часть вещества в ядрах галактик представляет собой плотный, горячий газ. Однако, и это не изменяет вышеуказанного утверждения, так как массы галактических ядер по сравнению с массами самих галактик невелики. Таким образом, вещество на современном этапе эволюции Вселенной находится преимущественно в звездном состоянии. Это значит, что большая часть вещества во Вселенной находится в недрах звезд и имеет температуру приблизительно в десять миллионов градусов наряду с очень высокой плотностью и таких физических условиях, которые мало отличаются от термодинамического равновесия. Главная эволюция Вселенной происходила и продолжает происходить в звездных глубинах, и именно там находится «плавильный тигель», который обусловил химическую эволюцию вещества во Вселенной, обогатив его тяжелыми элементами» [1]. Также, именно у некоторых звезд на определенных этапах их эволюции может реализоваться состояние «черной дыры», которое для ученых по-прежнему остается загадкой. Кроме того, если оставить в стороне еще недостаточно исследованные области, можно сказать, что звезды, окружающие ядра галактик, в среднем занимают около 〖10〗^(-25) объема Вселенной. По мнению автора [1], исследование взаимосвязей между звездами и межзвездной средой имеет большое значение и включает в себя проблему непрерывного образования звезд из конденсирующейся межзвездной среды. «Наличие звезд подчеркивает необратимость процессов эволюции вещества во Вселенной. Ведь звезды в основном излучают за счет необратимого процесса превращения водорода в более тяжелые металлы, прежде всего в гелий» [1]. Также подчеркивают необратимый характер эволюции Вселенной белые карлики, нейтронные звезды и, вероятно, черные дыры, являющиеся конечными продуктами эволюции звезд. Шкловский [1] также говорит о том, что встречается невероятное разнообразие явлений, которые проявляют себя на всех диапазонах длин волн, среди которых планетарные туманности, карликовые звезды, рентгеновские звезды, пульсары, цефеиды и обыкновенные звезды. Для того, чтобы понять, как устроена Вселенная и что она собой представляет, необходимо знать, что такое звезды и какова их эволюция. Рождение звезд Основные характеристики звезд Согласно источнику [1], даже посредством самых больших телескопов звезда не может «явиться» астрономам в своем реальном виде, и наблюдается лишь как точечный источник излучения. Так, возможно измерять только потоки излучения от звезд в различных участках спектра. «Мерой величины потока является видимая звездная величина, определение которой предполагается известной» [1]. Зная расстояние до звезды r, которое астрономами обычно измеряется в парсеках, возможно определить светимость звезды, или полную мощность ее излучения. Для этого используется следующая формула: L=4πr^2F, где F – величина потока. Итак, светимость, одна из главных звездных характеристик, определяется, если известно расстояние до звезды и ее видимая величина. Изучение спектра звезд также чрезвычайно важно для астрономов. Ссылаясь на источник [1], необходимо сказать, что спектры большинства звезд делятся на классы. Последовательность таких спектральных классов обозначается как O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса, и тогда он может обозначаться как B0, B3, B9 и т.д. Важно, что температуры у звезд класса О составляют 40-50 тысяч кельвинов, в то время как температуры звезд класса М достигают 3000 кельвинов. Как пишет автор источника [3], химический состав наружных слоев звезд характеризуется наличием водорода и гелия в пропорции приблизительно 3:1 по массе. Остальные, более тяжелые металлы (например, кислород, азот, углерод, железо) присутствуют в виде примеси, и составляют около 2% по массе. Тот же состав имеет большинство других звезд и межзвездный газ, который заполняет пространство между ними. Таким образом, наружные слои звезд представляют собой огромные плазмы, состоящие из водорода и гелия, с небольшой примесью более тяжелых элементов. По мнению автора [1], важным индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет, К и М – красный, а звезды, похожие на Солнце (класс G2), представляются желтыми. Знание спектрального класса, или цвета дает информацию о температуре поверхности звезды. Мощность, излучаемая единицей звездной поверхности, определяется из закона Стефана-Больцмана: πB=σ〖 T〗^4, где σ = 5,6∙〖10〗^(-5 ) – постоянная Стефана. Тогда мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, будет равна L=4πR^(2 )∙σT^4, где R – радиус звезды. Еще одной важной характеристикой звезды является ее масса. Легче она определяется, если звезды составляют двойную систему, более сложно определить массу отдельной звезды. В последнем случае астрономы принимают довод, что звезды с одинаковой светимостью и цветом обладают примерно одной и той же массой. Таким образом, как пишет автор [1], существуют несколько основных звездных характеристик: светимость, химический состав, масса, радиус и цвет (температура поверхности). Имеется функциональная зависимость между радиусом звезды, ее светимостью и поверхностной температурой. Наряду с этим, существует также зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом, или цветом. Эта зависимость отражается на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (см. Приложение 1). Согласно источнику [2], на этой диаграмме по оси ординат отложена светимость звезды, а по оси абсцисс температура ее поверхности. Например, число 1000 означает, что на данном уровне расположены звезды, светимость которых в 1000 раз превышает светимость Солнца, которое размещено почти в середине диаграммы. Так, звезды, светимость которых больше солнечной, располагаются выше Солнца, а звезды с более низкой светимостью, соответственно, ниже. Так как холодные звезды излучают красный свет, а горячие белый или голубой, на диаграмме справа расположены красные звезды, а слева – белые или голубые. В верхней части диаграммы лежат звезды с высокой светимостью, в нижней – с малой. Таким образом, вверху справа на диаграмме Г – Р находятся большие звезды, называемые красными гигантами и сверхгигантами, а слева внизу располагаются горячие звезды с низкой светимостью – белые карлики. Следует уточнить, что «поскольку квадратный сантиметр поверхности горячего тела излучает много энергии, а звезды из левого нижнего угла диаграммы имеют низкую светимость, то мы должны прийти к выводу, что эти звезды невелики по размерам» [2]. Следовательно, верно и обратное. Важно заметить, также, что, согласно источнику [2], человеческий глаз воспринимает только часть света, излучаемого звездами, в том числе Солнцем, так как атмосфера Земли пропускает не все излучение: до нас не доходит коротковолновый свет, лежащий в ультрафиолетовой области спектра. И при определении светимости звезд ученые учитывают лишь тот свет, который может восприниматься человеческим глазом. Поэтому на диаграмме Г – Р вместо истинной, или болометрической светимости указывают светимость в видимой области спектра, которую называют также визуальной светимостью. Причем, величины болометрической и визуальной светимости могут достаточно сильно различаться. Например, звезда, масса которой в 10 раз превышает солнечную, излучает примерно в 10 тысяч раз больше энергии, чем Солнце, однако в видимом диапазоне спектра она лишь в 1000 раз ярче Солнца. Следует добавить, что звезды, обладающие малой массой, расположены внизу диаграммы, а более тяжелые, соответственно, в ее верхней части. Газово-пылевые комплексы межзвездной среды Автор источника [1] пишет, что пространство между звездами заполнено газом, имеющим определенную, хотя и очень малую плотность. Межзвездный газ представляет собой непрерывную среду, в которой распространяются волны, и которая обладает высокой электропроводностью, поскольку она в разных зонах полностью или частично ионизована. Наряду с отдельными облаками как ионизованного, так и неионизованного газа в Галактике существуют значительные по своим размерам, массе и плотности скопления холодного межзвездного вещества, называемые «газово-пылевыми комплексами». В таких комплексах происходит важный процесс конденсации звезд из рассеянной (диффузной) межзвездной среды. В ней периодически происходят малые возмущения плотности, то есть отклонения от однородности. Сила всемирного тяготения таким образом влияет на эти малые возмущения, что последние начинают нарастать, а изначально однородная среда разбивается на несколько конденсаций. Под влиянием силы гравитации они будут продолжать сжиматься, при условии, что их масса превышает определенный предел. В итоге такие конденсации превращаются в звезды, и происходит это в несколько этапов. Сначала сжимается протяженный газово-пылевой комплекс с большой массой, к примеру, превышающий массу Солнца в 1000 раз. Затем, когда этот комплекс достаточно сожмется и увеличится его средняя плотность, отдельные части комплекса станут сжиматься независимо. Следовательно, газово-пылевой комплекс распадется на ряд менее массивных, более мелких конденсаций. Такой процесс вполне объясняет, почему звезды появляются, рождаются в виде скоплений, а не отдельно друг от друга, хотя иногда возможно появление и одиночных звезд. В процессе первой стадии превращения газово-пылевого облака в звезду, которая также называется «стадией свободного падения», выделяется определенное количество гравитационной энергии, равное приблизительно GM^(2 )/ R_1, где R_1 – радиус в конце стадии, когда облако является уже непрозрачным для собственного инфракрасного излучения. По окончании стадии свободного падения значительная часть освободившейся гравитационной энергии уйдет на нагревание газа в облаке, остальная же энергия покинет облако в виде инфракрасного излучения. Как только облако, продолжающее сжиматься, станет непрозрачным для своего инфракрасного излучения, его светимость резко снизится. В то же время, температура внутренних областей станет непрерывно повышаться, потому что, как уже было сказано, половина высвободившейся при сжатии энергии пойдет на нагревание облака, ставшее уже протозвездой. Таким образом, можно сказать, что существует закономерный и естественный процесс эволюции газово-пылевых комплексов межзвездной среде сначала в протозвезды, а затем в звезды. Эволюция протозвезд Согласно данным, изложенным в источнике [1], в 1961 году японский астрофизик Хаяши теоретически рассчитал дальнейшую эволюцию звезд, обратив внимание на то, что транспорт энергии в сжимающейся протозвезде происходит посредством конвекции. В наружных слоях протозвезды механическая энергия конвективных движений, которые охватывают весь объем протозвезды, трансформируется в уходящую в мировое пространство энергию излучения. Температура, при которой энергия конвективных излучений переходит в энергию излучения, определяется многими факторами, например, химическим составом. Причем, в поверхностных слоях протозвезды баланс, наблюдаемый между притоком механической энергии конвекции и излучением, устанавливает температуру, которая близка к температуре фотосфер, или самых наружных слоев, красных гигантов, что примерно равно 3500 К. Сделанные учеными расчеты выявили также зависимость температуры поверхности протозвезды от ее массы и светимости. Температура на поверхности протозвезды, охваченной конвективными движениями, на протяжении всей «стадии Хаяши» остается неизменной. Поскольку при этом радиус протозвезды будет постоянно уменьшаться по причине того, что она продолжает сжиматься под влиянием собственной гравитации, светимость звезды на данной стадии тоже будет уменьшаться. Максимальная светимость («вспышка») протозвезды наблюдается в течение достаточно короткого времени, когда во всем ее объеме установится конвекция, наступающая сравнительно быстро (то есть за время установления конвекции протозвезда не успевает заметно сжаться. Длительность вспышки возможно оценить, если разделить величину освободившейся при сжатии протозвезды гравитационной энергии GM/R_1 на L (где L – светимость протозвезды во время вспышки, находимая по отдельной формуле). Таким образом, длительность вспышки оказывается порядка нескольких лет – действительно небольшой, по космическим меркам. По завершении «стадии свободного падения», как продолжает автор [1], у протозвезды происходит яркая кратковременная вспышка инфракрасного излучения, о котором было сказано выше, когда светимость протозвезды в тысячи раз превосходит болометрическую светимость Солнца. Вторая вспышка, сопутствующая окончанию установления конвекции, происходит в скором времени после первой, причем обе вспышки будут существенно отличаться по спектральному составу излучения. Во время первой вспышки излучение сосредотачивается в длинноволновой инфракрасной части спектра, в то время как во время второй оно падает в основном на ближнюю инфракрасную часть спектра. После второй вспышки температура на поверхности протозвезды продолжает сохраняться примерно на одном уровне, однако, в ее недрах температура непрерывно повышается. Наконец, наступает момент, когда температура там поднимается до нескольких миллионов градусов, и тогда начинаю происходить термоядерные реакции на легких элементах, таких, как бериллий, бор, литий. При этом протозвезда продолжит сжиматься, потому как мощность термоядерной энергии еще недостаточна для того, чтобы нагреть недра будущей звезды до такой температуры, при которой давление газа уравновесит силу гравитации. Лишь после того как продолжающийся температурный рост в глубинах протозвезды обусловит возможность протон-протонной или углеродно-азотной реакции, давление газа сделает протозвезду стабильной, и она превратится уже в звезду. Остается добавить, что стадия протозвезды в эволюции звезд достаточно быстротечна, и самые массивные звезды проходят ее за несколько сотен тысяч лет. Поэтому неудивительно, что число подобных звезд в Галактике невелико. Эволюция звезд Как считает автор [2], звездные атмосферы представляют собой ионизованный газ, нагретый до температуры в десятки тысяч градусов, или, другими словами, плазму. Анализ спектра дает возможность определить химический состав звездных атмосфер, который в большинстве случаев схож с солнечным. Но стоит заметить, что в наружных слоях звезд сосредоточена чрезвычайно малая доля массы всей звезды. И хотя из-за высокой непрозрачности звезд невозможно непосредственно наблюдать их недра оптическими методами, ученые все же утверждают, что и внутренние слои звезд также находятся в газообразном состоянии. Итак, звезды являются огромными газовыми шарами, причем на каждый элемент звезды действует сила гравитационного притяжения от остальных ее элементов. Именно эта сила препятствует разлету газовых частей, составляющих звезду, в окружающее пространство. Если бы данная сила отсутствовала, то образующий звезду газ вначале «расплылся» бы, образовав нечто наподобие туманности, а затем окончательно рассеялся бы в межзвездном пространстве. Но важно и следующее. Согласно источнику [1], сила всемирного тяготения, действуя непрерывно, стремится сблизить между собой разные элементы звезды, причем неограниченно сблизить все ее частицы, чтобы «собрать звезду в одну точку» [1]. И, если бы на элементы звезды действовала только одна лишь сила гравитации, звезда начала бы катастрофически быстро сжиматься. Однако, силой, противодействующей силе гравитации, является давление газа. Именно оно постоянно стремится расширить звезду на как можно больший объем, действуя обратно гравитации. Из того факта, что звезды, не сжимаясь и не расширяясь, существуют по меньшей мере миллионы лет, следует, что «каждый элемент вещества звезды находится в равновесии под действием противоположно направленных сил гравитации и газового давления; такое равновесие называется «гидростатическим» [1]. Что касается величины газового давления в центральной части звезды, то, как считает автор [1], она достигает 10 миллиардов атмосфер, что является по-настоящему огромной величиной. Температура в центральных частях звезды также исключительно велика, порядка нескольких десятков миллионов кельвинов, что примерно в тысячу раз больше температуры поверхности звезды. Интересно, однако, что температура массивных горячих звезд спектрального класса В на поверхности в 2-3 раза превышает температуру солнечных недр, в то время как у красных карликов температура в центральной части в 2-3 раза ниже солнечной. Важно, что температура порядка 〖10〗^7К характерна не только для звездных недр, но и для большого объема, окружающего центр звезд. Имея в виду, что плотность звезды возрастает по мере приближения к ее центру, можно сказать, что основная часть звездной массы имеет температуру, превышающую, по крайней мере, 5 миллионов кельвинов. Центральная температура звезды исчисляется по следующей формуле: T=T_(⊙ ) (M/M_⊙ )(R/R_⊙ ), 〖где T〗_(⊙ ) – температура центральных областей Солнца, а масса и радиус звезды выражены в долях солнечной массы М_⊙ и солнечного радиуса R_⊙. Как утверждают авторы [1] и [2], источниками энергии звезд, которые обеспечивают их светимость в течение огромных промежутков времени, исчисляемых для звезд не очень большой массы миллиардами лет, являются термоядерные реакции. Сопровождающиеся превращением ядер и выделением энергии, ядерные реакции происходят при столкновении частиц, которыми могут быть прежде всего сами ядра атомов. Помимо этого, ядерные реакции также могут происходить при столкновении ядер с нейтронами. Но не связанные в ядрах, то есть свободные нейтроны представляют собой неустойчивые частицы, и потому их количество в недрах звезд достаточно мало. С другой стороны, поскольку водород является самым распространенным элементом в звездных недрах и полностью ионизован, то особенно часто происходят столкновения ядер с протонами. Суть же ядерных реакций внутри звезд заключается в том, что через несколько промежуточных этапов четыре ядра водорода объединяются в одно ядро гелия (α-частицу), тогда как избыточная масса выделяется в виде энергии, которая нагревает среду, где происходят реакции. Существуют два пути превращения водорода в гелий в звездных недрах, которые отличаются различной последовательностью ядерных реакций: «протон-протонная реакция» и «углеродно-азотная реакция». Как пишет автор источника [1], протон-протонная реакция заключается в столкновении между протонами, в результате которого образовывается ядро дейтерия – тяжелого водорода. Ядра дейтерия поглощают некоторый близкий протон и превращаются, таким образом, в изотоп гелия ^3He. Далее, в большинстве случаев изотоп гелия будет взаимодействовать с подобным себе ядром, в результате этого получится ядро обычного гелия и два протона. Причем часть энергии, освободившейся в результате такой реакции, уносится образовавшимися частицами нейтрино. Согласно источнику [2], процесс второго, углеродно-азотного, цикла также довольно сложен, поскольку для его протекания необходимо присутствие в звездах других элементов, помимо водорода, например, углерода. Ядра атомов углерода в таком случае служат катализаторами процесса. Последний начинается с того, что ядро атома водорода сталкивается с ядром углерода и превращается затем в радиоактивный изотоп азота. В результате данной реакции испускается гамма-квант. Изотоп азота претерпевает β-распад с испусканием позитрона и нейтрино и становится изотопом углерода, который, в свою очередь, сталкивается с протоном и превращается в обычное ядро азота ^14 N. Последним звеном этой достаточно сложной цепи является восстановление первоначального ядра углерода и образование нового ядра гелия. Так, никакого изменения в числе ядер углерода в веществе, в котором происходит данная реакция, не наблюдается. Ссылаясь на источник [1], можно сказать, что скорость термоядерных реакций существенным образом является зависимой от температуры, так как даже небольшие изменения температуры резко влияют на концентрацию необходимых для реакции протонов. Также следует заметить, что основным источником энергии Солнца является протон-протонная реакция, в то время как для более массивных звезд характерна углеродно-азотная реакция. Непрерывно происходящие ядерные реакции в центральных областях звезд постепенно меняют химический состав звездных недр. Основная закономерность такой химической эволюции – превращение водорода в гелий. Кроме этого, во время углеродно-азотной реакции меняется концентрация разных изотопов углерода и азота до установления определенного равновесия. При таком равновесии количество реакций, приводящих к образованию какого-либо изотопа за единицу времени, равно количеству реакций, в результате которых происходит разрушение этого изотопа. Таким образом, ядерные процессы играют фундаментальную роль в длительной эволюции звезд, находящихся на главной последовательности. Более того, эта роль является определяющей при процессах взрывного характера, которые становятся поворотными этапами в эволюции звезд. Как считает автор [1], в эволюционном процессе химический состав звезды неизбежно изменяется, поскольку из-за термоядерных реакций, поддерживающих светимость звезды, содержание водорода со временем уменьшается. Химический состав также перестанет быть однородным: в центральной части процентное содержание водорода уменьшится, в то время как в наружных слоях оно будет оставаться почти неизменным. Поэтому, по мере эволюции звезды, связанной с выгоранием ядерного горючего, поменяется сама модель звезды, ее структура. Изменятся параметры светимости, радиуса, температуры поверхности. В результате этого звезда постепенно станет менять свое место на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и, скорее всего, переместится на позицию справа вверху от главной последовательности, заняв, таким образом, место красных гигантов. Красные гиганты, планетарные туманности и белые карлики Как утверждается автор [1], красные гиганты прекращают свое существование как звезды из-за потери богатых водородом наружных оболочек, а не по причине выгорания ядерного горючего. Наружные слои красных гигантов, утратившие связь с внутренними горячими областями, в которых сосредоточена основная часть звездной массы, называются планетарными туманностями. «Сверхмолодые туманности», отделившиеся неким образом от собственных центральных звезд, крайне малы по размерам и довольно плотны. Кроме того, наружные слои этих туманностей – сравнительно холодный неионизованный газ. Светимость сверхмолодых туманностей достигает значения, которое в тысячу раз превышает светимость Солнца. Горячие ядра планетарных туманностей являются «обнажившимися» недрами красных гигантов после отделения от них оболочек. Средняя масса планетарной туманности составляет примерно 0.2 солнечной массы. Красный гигант без своих наружных слоев представляет собой довольно малый объект с весьма высокой температурой и плотностью, в сотню раз выше, чем в фотосфере (излучающем слое атмосферы) Солнца. Одновременно с отделением наружных слоев красного гиганта происходит также достаточно быстрое сжатие внутренних областей до размеров лишь в несколько раз больших, чем размеры Земли. Нужно заметить, что отделение оболочек происходит с довольно медленной скоростью и не имеет взрывного характера, как в случае, например, сверхновых звезд. Объектами же, в которые эволюционируют ядра планетарных туманностей, становятся белые карлики. Их размеры лишь немного превышают размеры земного шара, но имеют массу Солнца, и поэтому их плотность достигает нескольких сотен тысяч граммов на кубический сантиметр, кроме того, их ядро является вырожденным. Обнаружена также следующая особенность, что чем больше возраст планетарных туманностей, тем более их ядра становятся похожи на белых карликов. Таким образом, автор [1] делает вывод о том, что существует генетическая связь между планетарными туманностями, красными гигантами и белыми карликами. Одновременно в Галактике существуют несколько десятков тысяч планетарных туманностей, причем среднее время их жизни составляет около нескольких десятков тысяч лет. Отсюда следует вывод, что каждый год из некоего источника возникает приблизительно одна планетарная туманность и примерно такое же количество белых карликов, являющихся конечным продуктом эволюции ядер данных туманностей. Двойные звездные системы Интересна эволюция звезд, образующих двойную систему. Любопытно, что, по мнению автора [2], именно в двойных системах наблюдаются наиболее необычные звезды, такие как сверхновые звезды или рентгеновские звезды. Важно также, что примерно половина звезд главной последовательности входит в состав двойных или кратных систем. Как считает автор [1], известно, что чем больше масса звезды, тем скорее она проходит этапы своей эволюции: быстрое выгорание водорода приводит к тому, что звезда переходит в стадию красного гиганта. Но ситуация в двойных системах довольна необычна. В них более массивная компонента находится на главной последовательности, в то время звезда с меньшей массой является субгигантом, обладая избыточной светимостью. И вот почему это происходит. Звезда высокой светимости обладала вначале большой массой, но, исчерпав значительную часть собственных ядерных ресурсов, начала расширяться. При этом существенная часть ее массы перешла к соседней компоненте, почему масса последней и стала превышать массу первой, эволюционирующей более быстро. Таким образом, важнейшим процессом в эволюции двойных звездных систем является обмен массами. Но как именно он осуществляется? В книге [1] говорится, что для каждой компоненты есть такие поверхности, за пределами которых частицы вещества более не сдерживаемы гравитационным притяжением звезды. Это может быть объяснено действием на данные частицы гравитационного притяжения второй звезды и центробежной силы, которую обусловливает общее вращение системы. Если частицы находятся на таких поверхностях, то достаточно придать им самую малую скорость, направленную от поверхности, «наружу», чтобы эти частицы покинули сферу притяжения звезды. Так. Покидая первую звезду, частицы будет захвачены притяжением второй. «Поверхность, обладающая такими свойствами, называется «критической поверхностью Роша [см. Приложение 2], а точка L_1, через которую вещество может перетекать из одной звезды в другую, – «внутренней лагранжевой точкой» [1]. Эволюция в двойной системе, согласно источнику [1], происходит в три этапа. Первая стадия связана с выгоранием водорода и медленным увеличением радиуса звезды. Стоит пояснить. В течение времени нахождения компонент системы на главной последовательности их радиусы были меньше соответствующих им полостей Роша (см. Приложение 2). По мере исчерпания водородного горючего в центре звезды ее радиус начинает увеличиваться; в это время радиус второй звезды остается прежним. Таким образом, более массивная звезда системы станет расширяться до тех пор, пока не заполнит свою полость Роша, после чего ее расширение прекратится, поскольку массы этой звезды, выходящая за пределы полости, начнет переходить в соседнюю звезду, масса которой начнет расти. Существенно, что наименьшее расстояние между компонентами звездной системы наблюдается тогда, в процессе перехода массы от одной звезды к другой их массы станут равны. Вторая стадия характеризуется быстрым расширением оболочки звезды, которое связано непосредственно со сжатием ядра после выгорания в нем водорода. К концу этой фазы масса первой компоненты (проэволюционировавшей) становится в 5-10 раз меньше массы второй компоненты, вобравшей в себя значительную часть массы соседней звезды. Вторичная звезда продолжит оставаться на главной последовательности, причем ее светимость станет превосходить светимость первой компоненты вследствие увеличения массы. На заключительном, третьем, этапе, когда в первой звезде останется очень малое количество массы, радиус ее начнет уменьшаться, и вероятно, она превратится в белого карлика. Взрывы сверхновых звезд Конечный этап звездной эволюции может быть также представлен вспышками сверхновых звезд. Прежде чем охарактеризовать особенности сверхновых, стоит пояснить причины их взрывов. Согласно источнику [1], хотя довольно естественно предположить, что гигантское количество энергии, высвобождаемой при взрыве сверхновой звезды, связано с наличием ядерного топлива в ее недрах, однако, далеко не всякое ядерное горючее может быть ответственно за взрыв звезды. Выделение энергии при полном превращении водорода в гелий очень велико, но происходит оно довольно медленно, что исключает возможность взрыва. Однако, при очень высоких температурах в результате определенных реакций может возникать большое количество легких ядер углерода, неона и кислорода. Ядра таких элементов при температурных условиях около ста миллионов кельвинов способны вступать в реакции с протонами, последовательно присоединяя 3-4 протона. При этом происходит быстрое и значительное выделение энергии. Таким образом, можно утверждать, что возможным ядерным горючим, отвечающим за звездные взрывы, может стать вещество, достаточно обогащенное легкими элементами. Но, кроме этого, есть еще одна возможная причина подобных взрывов, а именно освобождение гравитационной энергии при катастрофическом сжатии звездного ядра. Это происходит, когда температура в центральной части звезды чрезвычайно велика и достигает нескольких миллиардов кельвинов. При этом условии и водород, и гелий должны выгореть. Ядро, в котором преобладают уже элементы группы железа, начнет катастрофически сжиматься (характерное время подобного сжатия составляет приблизительно 1с.). Вследствие этого нарушается равновесие остальной части звезды, то есть вес наружных слоев более не уравновешивается давлением газа внутри, и тогда они станут падать по направлению к центру звезды. Кинетическая энергия оболочки превратится в тепловую, тем самым повышение температуры создаст условия для ядерного взрыва. Вспышки сверхновых звезд, по данным источника [3], происходят в Галактике один раз примерно в сто лет. Однако, согласно автору источника [1], ежегодно вспыхивает несколько десятков сверхновых, но лишь малая их часть доступна для наблюдений, учитывая их значительную удаленность. В своем максимуме их светимость может в сотни тысяч, а в некоторых случаях и в миллиарды раз превышать солнечную, и поэтому, как сообщается в источнике [3], «сверхновые служат для определения таких космологических расстояний, на которых «обычные» звезды уже не видны даже в самые крупные современные телескопы». За время вспышки сверхновая может излучать энергии до 〖10〗^25 эрг, причем она освобождается за несколько месяцев, в то время как Солнцу на это потребовалось бы миллиард лет. Впервые вспышка сверхновой была зафиксирована в 1885 году астрономом Гартвигом, как пишет автор источника [2], причем находилась она достаточно близко от ядра Андромеды. Светимость этой звезды была всего примерно в 6 раз меньше светимости самой туманность, и вспышка могла быть увидена человеческим глазом без помощи оптических приспособлений. Это тем более поразительно, если учесть, что туманность Андромеды находится на расстоянии в 2 миллиона световых лет от Земли. Характерной особенностью сверхновых, по мнению автора [1], является кривая блеска (см. Приложение 3), то есть зависимость величины звезды от времени. На примере звезды Гартвига можно сказать, что за две недели до достижения максимальной светимости ее блеск соответствовал девятой звездной величине, в то время как за год до этого он был равен примерно 15-й величине, то есть на месте сверхновой ничего нельзя было обнаружить. В следующем 1886 году также невозможно было наблюдать звезду даже с помощью самых больших телескопов. По наблюдательным характеристикам сверхновые делятся на два типа. Как пишет автор источника [1], у сверхновых I типа после стремительного подъема яркость остается почти постоянной в течение длительного времени, затем ее блеск падает, после чего увеличивается ее видимая величина, а светимость уменьшается. II тип сверхновых показывает иную кривую блеска. Их максимумы светимости занимают значительно меньше времени, на заключительной стадии кривая становится несколько круче, чем у звезд I типа. Также, иногда наблюдаются и вторичные максимумы. Кроме того, можно сказать, что сверхновые I типа – это старые звезды, прошедшие стадию красных гигантов и превратившиеся в белых карликов либо в другие мертвые объекты. Масса этих звезд если и превышает солнечную массу, то только на 10-20%. В отличие от них, звезды II типа представляют собой молодые, очень массивные объекты (их масса превосходит массу Солнца до 10 раз) и находятся в спиральных рукавах Галактики, где рождаются звезды из газово-пылевой среды. Возраст звезд, вспыхивающих как сверхновые, не превышает обычно нескольких десятков миллионов лет. Согласно источнику [1], в результате взрыва сверхновой звезды вокруг нее образуется туманность, скорость расширения которой огромна – порядка 10 000 км⁄с. Такая скорость есть главная особенность, отличающая остатки вспышек сверхновых от других туманностей, которые расширяются довольно умеренно, со скоростью нескольких десятков км⁄с. Спустя сотни и тысячи лет облака газа, выброшенные при взрыве, начнут тормозиться окружающей средой, и их скорости снизятся впоследствии до сотен и даже десятков км⁄с. Но уже задолго до этого не останется никаких следов взорвавшейся звезды, наблюдаемых в видимом диапазоне. Однако, туманность, образовавшаяся в результате подобной космической катастрофы, просуществует еще десятки тысяч лет. А по прошествии сотен тысяч лет лишь пульсары, в которые превращается часть звезд, будут излучать радиоволны в течение многих миллионов лет. Очевидно, по утверждению автора источника [1], что взрывы сверхновых провоцируют значительные возмущения межзвездной среды, которая не является однородной. Это ведет к тому, что уплотнения, находящиеся в этой среде, будут охвачены ударной волной, идущей от взрыва. Вследствие этого образуются плотные газовые сгустки нитевидной, вытянутой формы. Высокая плотность газа в таких нитях обусловит их скорое охлаждение до нескольких десятков тысяч градусов, так что станут доступны методам наблюдения оптической астрономии. Так, можно сделать вывод, что область взрыва будет окружена системой тонковолокнистых туманностей. В источнике [2] указано, что в 1970 году на месте волокнистых туманностей в созвездии Лебедя был обнаружен источник мягкого рентгеновского излучения, причем размеры этого источника были близки размерам самой системы туманностей. Анализ рентгеновского спектра показал, температура излучающего газа приближена к нескольким миллионам кельвинов. При такой температуре и химическом составе, сходным с химическим составом межзвездной среды, линии излучения плазмы находятся в мягкой рентгеновской области спектра. Таким образом, был сделан вывод, что остатки вспышек сверхновых звезд являются источниками рентгеновского излучения в космосе. Но еще ранее также было обнаружено, подобные остатки являются мощными источниками и радиоизлучения. Как сообщает автор книги [1], в 1948 году английск

www.ronl.ru

Рождение и эволюция звезд — реферат

РЕФЕРАТ

Тема работы: «Рождение и эволюция звезд»

Москва

2013 г.

Содержание

Введение…………………………………………………………………………………….……3

Рождение звезд……………………………….………………...………………………………...4

Как устроена звезда и как она живёт …………………………………………………………..8

Поздние годы и гибель звезд:

1. Белые карлики, или будущее Солнца………………………………………………....10

2. Нейтронные звезды……………………………………………………………………..11

3. Чёрные дыры……………………………………………………………………………12

Заключение……………...……………………………………………………………………....13

Список литературы…………………………………………………………………………..…14

Введение

С древних времен люди видели на небе звезды, и хотели понять, что они из себя представляют. Объяснить природу звезд пытались с древних времен, однако понять, что такое звезда смогли только в XX в., но и сейчас есть немало загадок.

Звезды - это одна из основных форм вещества во Вселенной. В них сосредоточена большая часть вещества во вселенной. В основном звезды расположены в галактиках, вне галактик звезды редки.

Многие небесные “туманности”, если смотреть на них в телескоп, также оказываются группами звёзд. Таков, например, Млечный путь - наша Галактика, включающая сотни миллиардов звёзд. До недавнего времени считалось, что в звёздах сосредоточено почти всё вещество Вселенной. В Солнечной системе, например, масса центральной звезды, Солнца, намного превосходит суммарную массу всехдругих тел: планет, астероидов, комет, пылинок, льдинок. В середине 20-го века казалось, что мы понимаем строение Вселенной: множество Галактик, состоящих из звёзд, с планетными системами вокруг некоторых из них, и всей этой иерархией правит сила всемирного тяготения, или гравитация. Даже считавшиеся редкими двойные звёзды, планеты, газовые и пылевые облака  должны подчиняться этой великой силе. Но изучая распределение и движение звёзд в окрестностях Солнечной системы и во всей Галактике, учёные открывали один неожиданный факт за другим.

В Солнечной системе действует правило: чем ближе планета к Солнцу, тем быстрее она вращается вокруг него. То же самое правило должно действовать в Галактике: звёзды близкие к центру Галактики должны вращаться вокруг него гораздо быстрее звёзд, находящихся на периферии. Однако, на самом краю Галактики звёзды движутся также быстро, как близкие к центру. Это не соответствует законам Кеплера, механики Ньютона и, в конечном счёте, закону всемирного тяготения. Чем пристальнее учёные следили за движением звёзд, тем более странным оно выглядело. Группы звёзд, которые должны разлетаться в разные стороны, как выяснилось, держатся вместе миллиарды лет. Некоторые звёзды меняли направление своего движения в космосе без видимых причин, словно куклы-марионетки. Казалось, звёзды перестали подчиняться силе тяготения. Кто-то невидимый оказался настоящим хозяином Вселенной. Как будто у звёзд, источников света, появились тени. Прояснялась одна удивительная истина: свет и масса не обязательно сопутствуют друг другу, во Вселенной много и ярких объектов малой массы, и слабо светящих массивных тел.

Рождение звёзд

Рождение звёзд – процесс таинственный, скрытый от наших глаз, даже вооруженных  телескопом. Лишь в середине ХХ в. астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в далёкую эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звезды. В 60 - 70-е гг. была создана самая первая, ещё очень грубая теория образования звёзд. Позднее новая наблюдательная техника – инфракрасные телескопы и радиотелескопы миллиметрового диапазона – значительно расширила наши знания о зарождении  и формировании звёзд. А началось изучение этой проблемы ещё во времена Коперника, Галилея и Ньютона.

Сейчас твердо установлено, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст, от величины порядка 1010 лет (шаровые звездные скопления) до 106 лет для самых молодых (рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации). Мы будем подробно говорить об этом ниже. Многие исследователи предполагают, что звезды образуются из диффузной межзвездной среды. В пользу этого говорит положение молодых звезд в пространстве - они сконцентрированы в спиральных ветвях галактик, там же, где и межзвездная газопылевая материя. Диффузная среда удерживается в спиральных ветвях галактическим магнитным полем. Звезды этим слабым полем удерживаться не могут. Поэтому более старые звезды меньше связаны со спиралями. Молодые звезды образуют часто комплексы, такие, как комплекс Ориона, в который входит несколько тысяч молодых звезд. В комплексах наряду со звездами содержится большое количество газа и пыли. Газ в этих комплексах быстро расширяется, а это значит, что раньше он представлял собой более плотную массу.

Сам процесс формирования звезд из диффузной среды остается пока не вполне ясным. Если в некотором объеме, заполненном газом и пылью, масса диффузной материи по каким-то причинам превзойдет определенную критическую величину, то материя в этом объеме начнет сжиматься под действием сил тяготения. Это явление называется гравитационной конденсацией.

Величина критической массы зависит от плотности, температуры и среднего молекулярного веса. Расчеты показывают, что необходимые условия могут создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузной материи становится достаточно большой. Такие условия могут возникать в результате случайных флуктуаций, однако не исключено, что увеличение плотности может происходить и в результате некоторых регулярных процессов. Наиболее плотными областями диффузной материи являются, по-видимому, глобулы и "слоновые хоботы" - темные компактные, непрозрачные образования, наблюдаемые на фоне светлых туманностей. Глобулы имеют вид круглых пятнышек, "слоновые хоботы" - узких полосок, которые вклиниваются в светлую материю. Глобулы и "слоновые хоботы" являются наиболее вероятными предками звезд, хотя прямыми доказательствами этого мы не располагаем. В качестве косвенного подтверждения могут рассматриваться кометообразные туманности. Эти туманности выглядят подобно конусу кометного хвоста. В голове такой туманности обычно находится звезда типа Т Тельца - молодая сжимающаяся звезда. Возникает мысль, что звезда образовалась внутри туманности. В то же время сама туманность напоминает по форме и расположению "слоновые хоботы".

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

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

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

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

Сначала "выгорает" дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда температура повышается еще больше, начинают действовать протонные реакции (для звезд с массой, меньшей 1,5 M¤) или углеродно-азотный цикл (для звезд с большей массой). Эти реакции могут поддерживаться длительное время, сжатие прекращается и протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности. Давление внутри звезды уравновешивает притяжение, и она оказывается в устойчивом состоянии.

Время гравитационного сжатия звезд сравнительно невелико. Оно зависит от массы протозвезды. Чем больше масса, тем быстрее протекает процесс гравитационной конденсации. Протозвезды, имеющие такую же массу, как Солнце, сжимаются за 108 лет. Так как сжатие происходит быстро, наблюдать звезды в этой первой наиболее ранней стадии эволюции трудно. Предполагается, что в этой стадии находятся неправильные переменные звезды типа Т Тельца.

 Известно несколько  рассеянных звездных скоплений, состоящих из звезд классов О и В и переменных типа Т Тельца. Такие звезды еще не пришли в состояние равновесия, и этим, вероятно, объясняется типичный для них неправильный характер изменения блеска. Эти звезды связаны с пылевыми туманностями, которые являются остатками первоначальных скоплений диффузной материи.

Находясь на главной последовательности, звезды длительное время излучают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких-либо внешних изменений: радиус, светимость и масса остаются почти постоянными. Положение звезды на главной последовательности определяется ее массой. Ниже главной последовательности на диаграмме спектр - светимость проходит последовательность ярких субкарликов. Они отличаются от звезд главной последовательности химическим составом: содержание тяжелых элементов в субкарликах в несколько десятков раз меньше. Причина этого отличия, связанна с тем, что субкарлики являются звездами сферической составляющей.

В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды, происходит постепенная переработка водорода в гелий, или, как говорят, "выгорание" водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций от температуры. Чем больше масса звезды, тем выше должна быть температура в ее недрах, чтобы газовое давление могло уравновесить вес вышележащих слоев. Поэтому ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время пребывания на главной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется энергия.

Звезды В0 остаются на главной последовательности менее 107 лет, в то время как для Солнца и звезд более поздних спектральных классов период пребывания на главной последовательности превышает 1010 лет.

Ядерные реакции идут только в центральной части звезды. В этой области (конвективное ядро звезды) вещество все время перемешивается. При выгорании водорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются. Расчеты показывают, что звезда при этом перемещается по диаграмме спектр - светимость вправо. Более массивные звезды перемещаются быстрее, и в результате верхний конец главной последовательности постепенно отклоняется вправо.

Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра. Расчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции.

Все, о чем говорилось выше, представляет собой результаты теоретических работ по внутреннему строению звезд. Эти результаты можно проверить, сопоставляя их с диаграммами спектр - светимость для звездных скоплений. Можно полагать, что звезды одного и того же скопления образовались совместно и имеют одинаковый возраст, иначе трудно было бы объяснить само существование скоплений.

У шаровых и старых рассеянных скоплений хорошо представлена ветвь красных гигантов. Это означает, что большинство наблюдаемых звезд этих скоплений находится в третьей стадии эволюции.

Ветвь красных гигантов для звезд рассеянных скоплений идет ниже, чем для звезд шаровых скоплений, а главная последовательность, наоборот, выше. Теоретически это можно объяснить более низким содержанием тяжелых элементов в звездах шаровых скоплений. И действительно, наблюдения показывают, что в звездах сферической подсистемы, к которой принадлежат шаровые скопления, относительное обилие тяжелых элементов меньше, чем в звездах плоской подсистемы. Таким образом, наблюдения удовлетворительно согласуются с теоретическими представлениями об эволюции звезд и подтверждают их. Тем самым получает наблюдательную проверку и теория внутреннего строения звезд, на которой эти представления основаны.

Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в плотном ядре  звезды в течение некоторого времени может идти реакция превращения гелия в углерод. Для этого температура в центральных частях звезды должна достигать 1.5 108 °K. Расчеты показывают, что такие звезды должны располагаться на диаграмме цвет - светимость слева от главной ветви красных гигантов. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции на его границе исчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного гиганта) приходит к концу. Протяженная оболочка гиганта при этом расширяется, ее наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и начинают отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. Наблюдения показывают, что у красных гигантов и сверхгигантов действительно иногда имеет место истечение вещества из атмосферы. В этом случае процесс происходит медленно. Однако при некоторых условиях, точно пока не выясненных, звезда может быстро выбросить существенную часть массы, и процесс будет иметь характер взрыва, катастрофы. Такого рода взрывы мы наблюдаем при вспышках сверхновых звезд.

При медленном истечении вещества из красных гигантов, по-видимому, образуются планетарные туманности. Когда протяженная оболочка гиганта рассеется, остается только ее центральное ядро, полностью лишенное водорода. В случае звезд с массой, не превосходящей солнечную в 2-3 раза, вещество ядра находится в вырожденном состоянии, так же как и вещество белых карликов. Поэтому кажется очень вероятным, что белые карлики и являются четвертым и последним этапом эволюции таких звезд, следующим за стадией красного гиганта. И в самом деле, в старых звездных скоплениях имеется некоторое количество белых карликов, а в молодых они отсутствуют. В белых карликах, как мы знаем, ядерные реакции не идут. Белые карлики светят за счет запаса тепловой энергии, накопленной в прошлом, и постепенно остывают, превращаясь в ненаблюдаемых "черных" карликов.

myunivercity.ru

Смотрите также

• 
  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
• 
  Реферат фотограмметрия и дистанционное зондирование
• 
  Реферат скорость света методы определения
• 
  Реферат лекарственные растения ставропольского края