Рождение и эволюция звезд – Рождение и эволюция звезд

Содержание

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

Рождение и эволюция звезд — Все о космосе

Рождение и эволюция звезд

Мир звезд огромен и разнообразен. За тысячи лет до нас это знали внимательные наб­людатели неба — пастухи, мореходы, проводники караванов. Они отличали звезды, уз­навали, давали им имена, считая, однако, вечными и неизменными, драгоценными гвоз­дями, вбитыми в небесную твердь. Но мир звезд изменчив, как и мир людей. У каждой своя судьба. Одни живут долго и тихо угаса­ют. Другие, эволюционируя быстро, бурно заканчивают жизнь в огне колоссальной вспышки.

Звезды рождаются в галактиках из межзвездного вещес­тва, неравномерно распределенного в пространстве, состо­ящего из газа и пыли, пронизанного излучениями и слабым маг­нитным полем. Часть этого вещества собрана в облака, в самых плотных областях которых идет процесс звездообразования. Газово-пылевые облака неоднородны. В них образуются сгустки, которые со временем под действием гравитации начи­нают сжиматься. В процессе сжатия возникает вращение ве­щества, и вокруг центральной части формируется газово-пылевой диск. Падение вещества к центру конденсации (сжатие) приводит к столкновениям между частицами и их разогреву при переходе кинетической энергии в тепловую. Идет форми­рование протозвезды. Когда температура в центральной области достигает нескольких миллионов гра­дусов, начинаются термоядерные реак­ции превращения водорода в гелий, сжа­тие прекращается, и протозвезда стано­вится звездой. У протозвезды солнечной массы процесс медленного сжатия про­должается около 50 млн. лет.

 

Из аккреционного диска, вращаю­щегося вокруг молодой звезды, со вре­менем может сформироваться система планет и их спутников. Образование планет проходит бурно и сопровождае­тся постоянными столкновениями. Часть материи под воздействием грави­тационных возмущений и интенсивно­го звездного ветра выбрасывается в окружающее космическое пространство.

Процесс звездообразования продол­жается и в наше время, но уже из ве­щества, обогащенного тяжелыми эле­ментами, выброшенными в процессе эволюции предыдущих звездных поко­лений. Обычно звезды рождаются не поодиночке, а как бы «гнездами», фор­мируя обширные скопления — ассоци­ации. Молодые ассоциации звезд гене­тически связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды.

Каждая «новорожденная» звезда, в зависимости от своей первоначальной массы, занимает определенное место на диаграмме Герцшпрунга-Рессела — графике, по одной оси которого отло­жен показатель цвета звезды, а по дру­гой — ее светимость, т.е. количество энергии, излучаемой в секунду. Пока­затель цвета звезды связан с температу­рой ее поверхностных слоев — чем ни­же температура, тем звезда краснее, а ее показатель цвета больше.

«Протозвездная» стадия эволюции относительно быстротечна. Самые мас­сивные звезды проходят ее всего за нес­колько сотен тысяч лет. Поэтому неу­дивительно, что число таких звезд в Галактике невелико и наблюдать их не просто. Но после того, как они «пропи­шутся» на Главной последовательнос­ти диаграммы Герцшпрунга-Рессела, ситуация резко меняется. Теперь пара­метры звезды стабилизировались, и в течение длительного времени они бу­дут оставаться неизменными. Звезды на диаграмме формируют пять полос, называемых последовательностями. От верхнего левого угла к правому нижнему проходит Главная последова­тельность, на которой находится боль­шинство звезд. Верхняя часть пред­ставлена голубыми звездами с темпе­ратурой 30 000°-50 000° Кис оптичес­кой светимостью в 10 000 раз больше светимости Солнца (например, Спика), далее расположены белые звезды (Си­риус А), желтовато-белые (Процион), желтые (Солнце), оранжевые (χ Кита), а заканчивается Главная последова­тельность красными карликами с тем­пературой 3000°-4000° К, которые сла­бее Солнца в 1000 раз (Крюгер 60). Вы­ше Главной последовательности нахо­дятся красноватые субгиганты, а затем желтые, оранжевые и красные гиган­ты, имеющие большие размеры и соот­ветственно высокие светимости (Ка­пелла, Арктур, Альдебаран). В самой верхней части диаграммы проходит ветвь сверхгигантов, светимость ко­торых в сотни тысяч раз больше све­тимости Солнца (Ригель, Бетельгейзе). Но таких звезд очень немного. Чуть ниже Главной последователь­ности    параллельно    ей    проходит ветвь субкарликов. И, наконец, в са­мой нижней части диаграммы отдель­ной группой располагаются белые карлики — очень плотные маленькие и горячие звезды, находящиеся на заключительной стадии развития (Си­риус В).

В процессе эволюции звезды меня­ют свое положение на диаграмме «спектр-светимость», перемещаясь из одной группы в другую. Большую часть жизни звезда проводит на Глав­ной последовательности. Справа и вверх от нее располагаются как самые молодые звезды, так и звезды, далеко продвинувшиеся по своему эволюци­онному пути.

Время жизни звезды зависит, глав­ным образом, от ее массы. По теорети­ческим расчетам, масса звезды может варьировать от 0,08 до 100 солнечных масс. У протозвезды с массой меньше 0,08 солнечной температура в центре не сможет подняться до необходимой для начала термоядерных реакций. А звезды с массой больше 100 солнеч­ных масс неустойчивы. Чем больше масса звезды, тем быстрее выгорает водород, и тем более тяжелые элемен­ты могут образоваться в процессе тер­моядерного синтеза в ее недрах. На поздней стадии эволюции, когда в центральной части звезды начинается горение гелия, она сходит с Главной последовательности, становясь, в за­висимости от массы, голубым или красным гигантом.

Итак, на протяжении периода, когда звезда находится на Главной последова­тельности, она эволюционирует, мед­ленно теряя вещество за счет излучения.

Она продолжает свою созидатель­ную алхимию, и вот уже через какие-нибудь несколько миллионов лет появ­ляются около двадцати новых хими­ческих элементов. Когда гелиевое топ­ливо исчерпано, начинается сжигание углерода, в результате которого обра­зуется кислород. После углерода нас­тупает очередь кислорода. Таким обра­зом, рождаются более сложные эле­менты, такие как неон, магний или да­же алюминий и сера. Когда появляется железо, звезда уже содержит химичес­кие элементы, которые позже образу­ют более 90% атомов нашего тела, и бу­дут отвечать за разнообразие жизни на Земле.

Чтобы представить себе дальнейшую эволюцию звезд, вспомним о силах, обеспечивающих равновесие процессов в их недрах. Там протекают ядерные реакции с выделением энергии, кото­рая затем передается наружным слоям и нагревает их. Это могло бы привести к расширению и разлету наружных слоев звезды, если бы не гравитация. Чем больше масса звезды, тем сильнее ее гравитационное поле. Таким обра­зом, на материал звезды действуют си­лы притяжения, которые уравновеши­ваются внутренним давлением. В обыч­ных звездах это равновесие сохраняет­ся миллиарды лет, в течение которых они светят, медленно расходуя водо­родное топливо.

 

Но наступает момент, когда полнос­тью исчерпаны термоядерные источни­ки энергии. Звезда на пороге кризиса, она уже не может вырабатывать необ­ходимое количество энергии, достаточ­ного  для   поддержания  внутреннего давления и противостояния силам гра­витации. Начинается процесс неудер­жимого сжатия (коллапс), но это сжа­тие уже не может обеспечить включе­ние новых термоядерных реакций. Для звезд, которые значительно массивнее Солнца, гравитационный коллапс нас­тупает сразу после образования желез­ного ядра. У менее массивных звезд этот процесс начинается на более ран­них этапах развития.

Вследствие коллапса образуются звезды с огромной плотностью. К та­ким объектам относятся белые карли­ки. Их ядра имеют плотность, равную нескольким тоннам на 1 см3, и окруже­ны тонкой атмосферой, состоящей, преимущественно, из водорода или ге­лия. Одновременно с образованием сверхплотного ядра, звезда сбрасывает свою внешнюю оболочку, которая превращается в газовое облако — пла­нетарную туманность и постепенно рас­сеивается в космосе.

Звезда большей массы может сжи­маться до радиуса, равного 10 км, превращаясь в объект с наибольшей плотностью — нейтронную звезду. В ходе катастрофического сжатия про­исходит слияние электронов и прото­нов в нейтроны. Одна столовая ложка нейтронной звезды весит 1 млрд. тонн! Последняя стадия эволюции еще более массивной звезды — образование чер­ной дыры. Звезда сжимается до таких размеров, при которых вторая косми­ческая скорость становится равной скорости света. Из такой гравитацион­ной ловушки не может вырваться да­же свет, поэтому никакая информация из черной дыры к нам не поступает. В районе черной дыры пространство сильно искривляется, а время замед­ляется.

Образование нейтронных звезд и черных дыр обязательно связано с мощным взрывом. В небе возникает яркая точка, почти такая же яркая, как галактика, в которой она вспых­нула. Это «Сверхновая звезда». Упоминания, встречающиеся в древ­них летописях о появлении на небе ярчайших звезд, это не что иное, как свидетельства коллосальных косми­ческих взрывов.

Вспышки Сверхновых, в зависимос­ти от кривой блеска и других свойств, принято разделять на два типа. Вспышки Сверхновой I типа отлича­ются большей светимостью, которая может превышать в 2,5 млрд. раз све­тимость Солнца. Светимость Сверхно­вых II типа превышает светимость Солнца всего в 1 млрд. раз. Отличие Сверхновых I и II типа связано с хими­ческим составом взрывающихся звезд, а, следовательно, и их возрастом. Так, Сверхновые I типа относятся к старым звездам, которые не могут обладать большими массами. Спектральный анализ их излучения показывает пол­ное отсутствие водорода, что говорит об их почтенном возрасте. Сверхновые II типа связаны с молодыми массивными звездами, и, следовательно, при взрыве может выбрасываться значи­тельная (порядка одной солнечной) масса вещества. Анализ их спектров показывает наличие большого коли­чества водорода.

 

Перед вспышкой Сверхновой II типа огромные потери энергии происходят за счет нейтринного излучения, для ко­торого материя звезды прозрачна. Уно­ся с собой часть энергии из ядра, оно способствует еще большему охлажде­нию и дальнейшему коллапсу звезды. Слои, близлежащие к центру звезды, уплотняются и становятся непрозрач­ными для нейтрино, что приводит к резкому повышению температуры. Из­быточная температура и огромное дав­ление способствуют возникновению ре­акций синтеза легких ядер. Этот про­цесс имеет взрывной характер. Сопро­вождающая его ударная волна выбра­сывает вещество звезды, оголяя ее яд­ро. Необходимо отметить, что рассмот­ренный механизм взрыва Сверхновых II типа подходит лишь для массивных одиночных звезд на конечных этапах их эволюции.

Звезда теряет всю внешнюю оболочку, которая, разлетаясь с большой ско­ростью, через сотни тысяч лет без следа растворяется в межзвездном среде, а до этого мы наблюдаем ее как расширяю­щуюся газовую туманность (например, Крабовидная туманность в созвездии Тельца, волокнистая туманность Парус-Х). Первые 20 000 лет расширение газовой оболочки сопровождается мощ­ным радиоизлучением. В течение этого времени она представляет собой горя­чий плазменный шар, имеющий маг­нитное поле, удерживающее заряжен­ные частицы высоких энергий, образо­вавшиеся в Сверхновой. Чем больше времени прошло с момента взрыва, тем слабее радиоизлучение и ниже темпе­ратура плазмы.

Какие же звезды на конечных сту­пенях эволюции взрываются как Сверхновые? Анализ наблюдательных фактов показывает, что эволюция звезд с первоначальной массой менее 4 солнечных масс (время жизни звез­ды более 100 млн. лет) заканчивается образованием белых карликов. Если масса звезды находится в пределах от 4 до 6-7 солнечных масс, жизнь звез­ды заканчивается вспышкой Сверхновой I типа после 30-90 млн. лет эволю­ции. Если масса звезды превышает 6-7 солнечных масс, в конце ее эволюции происходит вспышка Сверхновой II типа с образованием нейтронной звез­ды или черной дыры (время жизни та­ких звезд 20-30 млн. лет).

Изучение Сверхновых и их остатков чрезвычайно важно. Материя, выбро­шенная в космос в результате колос­сальных взрывов, служит материалом для образования звезд следующих по­колений. Все вещество нашей Галак­тики, за исключением того, что нахо­дится в белых карликах, уже прошло через стадию Сверхновых. Наше Солн­це и планеты образовались 5 млрд. лет назад из газово-пылевого облака, содержащего практически все хими­ческие элементы таблицы Менделеева. Это богатство — следствие вспышек Сверхновых, то есть, эволюции звезд первого поколения. Именно вспыш­кам Сверхновых мы обязаны зарожде­нием жизни, так как без железа в на­шей крови, кислорода, которым мы дышим и множества других элемен­тов, произведенных звездами, она бы­ла бы невозможна. История звезд са­мым непосредственным образом каса­ется нас, так как из нее берет начало наша история. Мы есть не что иное, как звездная пыль.

Схема эволюции звезд умеренной массы (солнечного типа).

Звезда зарождается и вы­ходит на ветвь Главной последовательности, занимая на ней строго отведенное место, сог­ласно своим начальным параметрам. На Главной последовательности звезда проводит большую часть своей жизни, расходуя постепенно ядерное горючее. Затем на стадии рас­ширения она уходит в область красных гигантов, по окончании которой выходит в полосу нестабильности и, сбросив конвективную оболочку, превращается в планетарную туман­ность. Оставшееся ядро, сжимаясь, эволюционирует в белый карлик. А планетарная туман­ность постепенно рассеивается в космосе, отдавая межзвездной среде составлявшие ее химические элементы.

Лидия Чинарова

astroera.net

Эволюция звезд

Привет дорогие читатели! Хотелось бы поговорить о прекрасном ночном небе. Почему о ночном? Спросите Вы. Потому, что на нем ярко видны звезды, эти прекрасные светящиеся маленькие точки на черно-синем фоне нашего неба. Но на самом деле они не маленькие, а просто огромные, а из -за большого расстояния кажутся такими крохотными

Кто-нибудь из Вас представлял себе как рождаются звезды, как проживают свою жизнь, какая она у них вообще? Я предлагаю Вам сейчас прочесть эту статью и по ходу представить эволюцию звезд. Я подготовила парочку видео для наглядного примера 😉

Небо усеяно множеством звезд, среди которых разбросаны огромные облака пыли и газов, водорода в основном. Звезды рождаются именно в таких туманностях, или межзвездных областях.

Звезда живет настолько долго (до десятков миллиардов лет), что астрономам не под силу проследить жизнь от начала и до конца, хотя бы одной из них. Но зато у них есть возможность наблюдать за разными стадиями развития звезд.

Ученные объединили полученные данные, и смогли проследить за этапами жизни типичных звезд: момент рождения звезды в межзвездном облаке, ее молодость, средний возраст, старость и иногда весьма эффектную смерть.

Рождение звезды.

Возникновение звезды начинается с уплотнения вещества внутри туманности. Постепенно, образовавшееся уплотнение, уменьшается в размерах, сжимаясь под воздействием гравитации. Во время этого сжатия, или коллапса, выделяется энергия, которая разогревает пыль и газ и вызывает их свечение.

Возникает так называемая протозвезда. Температура и плотность вещества в ее центре, или ядре максимальные. Когда температура достигает отметки около 10 000 000°С, в газе начинают протекать термоядерные реакции.

Ядра атомов водорода начиняют соединяться и превращаются в ядра атомов гелия. При таком синтезе выделяется огромное количество энергии. Эта энергия, в процессе конвекции, переносится в поверхностный слой, а потом, в виде света и тепла излучается в космос. Таким вот образом, протозвезда превращается в настоящую звезду. 

Излучение, которое исходит из ядра, разогревает газовую среду, создавая давление, которое направленное вовне, и таким образом, препятствуя гравитационному коллапсу звезды.

Результатом является, то, что она обретает равновесие, то есть имеет постоянные размеры, постоянную поверхностную температуру и постоянное количество выделяемой энергии.

Астрономы звезду на этой стадии развития называют звездой главной последовательности, таким образом, указывая место, которое она занимает на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Эта диаграмма выражает связь между температурой звезды и светимостью.

Протозвезды, имеющие небольшую массу, никогда не разогреваются до температур, которые необходимы для начала термоядерной реакции. Эти звезды, в результате сжатия, превращаются в тусклых красных карликов, или даже еще более тусклых коричневых карликов. Первая звезда коричневый карлик была открыта лишь 1987 году.

Гиганты и карлики.

Диаметр Солнца приблизительно равен 1 400 000 км, а температура его поверхности около 6 000°С, и оно излучает желтоватый свет. Оно на протяжении 5 млрд. лет входит в главную последовательность звезд.

Водородное «топливо» на такой звезде, приблизительно за 10 млрд. лет исчерпается, а в ее ядре останется, главным образом, гелий. Когда больше не остается чему «гореть», интенсивность излучения, направленного от ядра, уже не достаточна для уравновешивания гравитационного коллапса ядра.

Но той энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы разогреть окружающее вещество. В этой оболочке начинается синтез ядер водорода, выделяется больше энергии.

Звезда начинает ярче светиться, но теперь уже красноватым светом, и одновременно она еще и расширяется, увеличиваясь в размере в десятки раз. Теперь такая звезда называются красным гигантом.

Ядро красного гиганта сжимается, а температура возрастает до 100 000 000°С и более. Здесь происходит реакция синтеза ядер гелия, превращая его в углерод. Благодаря той энергии, которая при этом выделяется, звезда еще светится каких-нибудь 100 млн. лет.

После того как заканчивается гелий и реакции затухают, вся звезда постепенно, под влиянием гравитации, сжимается почти до размеров Земли. Энергии, которая при этом выделяется, достаточно для того, чтобы звезда (теперь уже белый карлик) продолжала еще некоторое время ярко светиться.

Степень сжатия вещества в белом карлике очень высока и, следовательно, у него очень большая плотность – вес одной столовой ложки может достигать тысячи тонн. Таким вот образом проходит эволюция звезд размером с наше Солнце. 

Видео показывающее эволюцию нашего Солнца в белого карлика

Жизненный цикл у звезды, масса которой в пять раз превышает массу Солнца, значительно короче, и она несколько иначе эволюционирует. Такая звезда намного ярче, а температура ее поверхности 25 000°С и более, период пребывания в главной последовательности звезд всего лишь около 100 млн. лет.

Когда такая звезда входит в стадию красного гиганта, температура в ее ядре превышает 600 000 000°С. В нем происходят реакции синтеза ядер углерода, который превращается в более тяжелые элементы, включая железо.

Звезда, под действием выделяемой энергии, расширяется до размеров, которые в сотни раз превышают ее первоначальные размеры. Звезду на этой стадии называют сверхгигантом.

В ядре внезапно прекращается процесс производства энергии, и оно в течение считаных секунд сжимается. При всем этом выделяется огромное количество энергии и образуется катастрофическая ударная волна.

Эта энергия проходит через всю звезду и выбрасывает значительную ее часть силой взрыва в космическое пространство, вызывая явление, которое известно как вспышка сверхновой звезды.

Для лучшего представления всего написанного, рассмотрим на схеме цикл эволюции звезд

В феврале 1987 года подобная вспышка наблюдалась в соседней галактике – Большом Магеллановом облаке. Эта сверхновая звезда в течение короткого времени светилась ярче целого триллиона Солнц.

Ядро сверхгиганта сжимается и образует небесное тело диаметром всего лишь 10-20 км, а плотность его настолько велика, что чайная ложка его вещества может весить 100 млн. тонн!!! Такое небесное тело состоит из нейтронов и называется нейтронной звездой.

Нейтронная звезда, которая только что образовалась, отличается большой скоростью вращения и очень сильным магнетизмом.

В результате создается мощное электромагнитное поле, которое испускает радиоволны и другие виды излучения. Они распространяются из магнитных полюсов звезды в форме лучей.

Эти лучи, из-за вращения звезды вокруг своей оси, как бы сканируют космическое пространство. Когда они проносятся мимо наших радиотелескопов, мы их воспринимаем как короткие вспышки, или импульсы (англ. Pulse). Поэтому такие звезды называются пульсарами.

Обнаружены пульсары были благодаря именно радиоволнам, которые они излучают. Сейчас стало известно, что многие из них излучают световые и рентгеновские импульсы.

Первый световой пульсар обнаружили в Крабовидной туманности. Его импульсы повторяются с периодичностью 30 раз в секунду.

Импульсы других пульсаров повторяются гораздо чаще: ПИР (пульсирующий источник радиоизлучения) 1937+21 вспыхивает 642 раза в секунду. Представить даже сложно такое!

Звезды, которые имеют наибольшую массу, превышающую в десятки раз массу Солнца, тоже вспыхивают, как сверхновые. Но из-за огромной массы, их коллапс имеет гораздо более катастрофический характер.

Разрушительное сжатие не прекращается даже на стадии образования нейтронной звезды, создавая область, в которой обычное вещество прекращает свое существование.

Остается только лишь одна гравитация, которая настолько сильная, что ничто, даже свет, не может избежать ее воздействия. Эта область называется черной дырой. Да уж, эволюция больших звезд страшная и очень опасная. 

В этом видеоролике речь пойдет о том, как сверхновая превращается в пульсар и в черную дыру

Я не знаю как Вы, дорогие читатели, но лично я очень люблю и интересуюсь космосом и всем, что с ним связанно, это так загадочно и прекрасно, аж дух захватывает! Эволюция звезд нам много поведала о будущем нашей Солнечной системы и всей Вселенной.

o-planete.ru

Рождение и эволюция звезд План

Рождение и эволюция звезд

План

Введение

1.Механизм образования и эволюции звезд.

2. Происхождение звезд.

3. Эволюция звезд.

Заключение

Список использованной литературы

Введение

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

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

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

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

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

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

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

Все эти факторы и обусловили актуальность и значимость нашей работы.

Целью нашего исследования является изучить рождение и эволюцию звезд.

В процессе написания работы перед нами ставились следующие задачи:

1. рассмотреть механизм образования и эволюции звезд;

2. изучить происхождение звезд;

3. проанализировать эволюцию звезд.

Методы исследования:

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

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

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

1.Механизм образования и эволюции звезд.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

2. Происхождение звезд.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

3. Эволюция звезд.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Излучение звезды поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях.

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

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

Таблица 1

 

Спектральный класс

 

 

Масса

 

 

Радиус

 

 

Светимость

 

Время, лет

гравитационного сжатия

 

пребывания на главной

последовательности

B0

17,0

9,0

30000

1,2 • 105

8 • 106

B5

6,3

4,2

1000

1,1 • 106

8 • 107

A0

3,2

2,8

100

4,1 • 106

4 • 108

A5

1,9

1,5

12

2,2 • 107

2 • 109

F0

1,5

1,25

4,8

4,2 • 107

4 • 109

F5

1,3

1,24

2,7

5,6 • 107

6 • 109

G0

1,02

1,02

1,2

9,4 • 107

11 • 109

G2

(Солнце)

1,00

 

1,00

 

1,0

 

1,1 • 108

 

13 • 109

 

G5

0,91

0,92

0,72

1,1 • 108

17 • 109

K0

0,74

0,74

0,32

2,3 • 108

28 • 109

K5

0,54

0,54

0,10

6,0 • 108

70 • 109

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Заключение

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

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

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

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

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

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

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

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

Список использованной литературы:

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

refdb.ru

рождение, стадии и заключительный этап, возникновение теории, классификация, учение и зависимость от массы, строение нейтронных

Вселенная представляет собой постоянно меняющийся макромир, где каждый объект, субстанция или материя пребывают в состоянии трансформации и изменений. Эти процессы длятся миллиарды лет. В сравнении с продолжительностью человеческой жизни этот непостижимый умом временной отрезок времени огромен. В масштабах космоса эти изменения достаточно скоротечны. Звезды, которые мы сейчас наблюдаем на ночном небосклоне, были такими же и тысячи лет назад, когда их могли видеть египетские фараоны, однако на самом деле все это время ни на секунду не прекращалось изменение физических характеристик небесных светил. Звезды рождаются, живут и непременно стареют — эволюция звезд идет своим чередом.

Положение звезд созвездия Большая Медведица в разные исторические периоды в интервале 100000 лет назад — наше время и через 100 тыс. лет

Интерпретация эволюции звезд с точки зрения обывателя

Для обывателя космос представляется миром спокойствия и безмолвия. На самом деле Вселенная является гигантской физической лабораторией, где происходят грандиозные преобразования, в ходе которых меняется химический состав, физические характеристики и строение звезд. Жизнь звезды длится до тех пор, пока она светит и отдает тепло. Однако такое блистательное состояние не вечно. За ярким рождением следует период зрелости звезды, который неизбежно заканчивается старением небесного тела и его смертью.

Образование протозвезды из газопылевого облака 5-7 млрд. лет назад

Вся наша информация о звездах сегодня умещается в рамки науки. Термодинамика дает нам объяснение процессов гидростатического и теплового равновесия, в котором пребывает звездная материя. Ядерная и квантовая физика позволяют понять сложный процесс ядерного синтеза, благодаря которому звезда существует, излучая тепло и даря свет окружающему пространству. При рождении звезды формируется гидростатическое и тепловое равновесие, поддерживаемое за счет собственных источников энергии. На закате блистательной звездной карьеры это равновесие нарушается. Наступает черед необратимых процессов, итогом которых становится разрушение звезды или коллапс — грандиозный процесс мгновенной и блестящей смерти небесного светила.

Взрыв сверхновой — яркий финал жизни звезды, родившейся в первые годы существования Вселенной

Изменение физических характеристик звезд обусловлено их массой. На скорость эволюции объектов оказывает влияние их химический состав и в некоторой степени существующие астрофизические параметры — скорость вращения и состояние магнитного поля. Точно говорить о том, как все происходит на самом деле, не представляется возможным ввиду огромной продолжительности описываемых процессов. Скорость эволюции, этапы трансформации зависят от времени рождения звезды и ее месторасположения во Вселенной на момент рождения.

Эволюция звезд с научной точки зрения

Любая звезда зарождается из сгустка холодного межзвездного газа, который под действием внешних и внутренних гравитационных сил сжимается до состояния газового шара. Процесс сжатия газовой субстанции не останавливается ни на мгновение, сопровождаясь колоссальным выделением тепловой энергии. Температура нового образования растет до тех пор, пока не запускается в ход термоядерный синтез. С этого момента сжатие звездной материи прекращается, достигнут баланс между гидростатическим и тепловым состоянием объекта. Вселенная пополнилась новой полноценной звездой.

Главное звездное топливо — атом водорода в результате запущенной термоядерной реакции

В эволюции звезд принципиальное значение имеют их источники тепловой энергии. Улетучивающаяся в пространство с поверхности звезды лучистая и тепловая энергия пополняются за счет охлаждения внутренних слоев небесного светила. Постоянно протекающие термоядерные реакции и гравитационное сжатие в недрах звезды восполняют потерю. Пока в недрах звезды имеется в достаточном количестве ядерное топливо, звезда светится ярким светом и излучает тепло. Как только процесс термоядерного синтеза замедляется или прекращается совсем, для поддержания теплового и термодинамического равновесия запускается в действие механизм внутреннего сжатия звезды. На данном этапе объект уже излучает тепловую энергию, которая видна только в инфракрасном диапазоне.

Исходя из описанных процессов, можно сделать вывод, эволюция звезд представляет собой последовательную смену источников звездной энергии. В современной астрофизике процессы трансформации звезд можно расставить в соответствии с тремя шкалами:

  • ядерная временная шкала;
  • тепловой отрезок жизни звезды;
  • динамический отрезок (финальный) жизни светила.

В каждом отдельном случае рассматриваются процессы, определяющие возраст звезды, ее физические характеристики и разновидность гибели объекта. Ядерная временная шкала интересна до тех пор, пока объект питается за счет собственных источников тепла и излучает энергию, являющуюся продуктом ядерных реакций. Оценка длительности этого этапа вычисляется путем определения количества водорода, которое превратится в процессе термоядерного синтеза в гелий. Чем больше масса звезды, тем больше интенсивность ядерных реакций и соответственно выше светимость объекта.

Размеры и масса различных звезд, начиная от сверхгиганта, заканчивая красным карликом

Тепловая временная шкала определяет этап эволюции, в течение которого звезда расходует всю тепловую энергию. Этот процесс начинается с того момента, когда израсходовались последние запасы водорода и ядерные реакции прекратились. Для поддержания равновесия объекта запускается процесс сжатия. Звездная материя падает к центру. При этом происходит переход кинетической энергии в тепловую энергию, затрачиваемую на поддержание необходимого температурного баланса внутри звезды. Часть энергии улетучивается в космическое пространство.

Учитывая тот факт, что светимость звезд определяется их массой, в момент сжатия объекта его яркость в пространстве не меняется.

Звезда на пути к главной последовательности

Формирование звезды происходит в соответствии с динамической временной шкалой. Звездный газ свободно падает внутрь к центру, увеличивая плотность и давление в недрах будущего объекта. Чем выше плотность в центре газового шара, тем больше температура внутри объекта. С этого момента основной энергией небесного тела становится тепло. Чем больше плотность и выше температура, тем больше давление в недрах будущей звезды. Свободное падение молекул и атомов прекращается, процесс сжатия звездного газа приостанавливается. Такое состояние объекта обычно называют протозвездой. Объект на 90% состоит из молекулярного водорода. При достижении температуры 1800К водород переходит в атомарное состояние. В процессе распада расходуется энергия, повышение температуры замедляется.

Вселенная на 75% состоит из молекулярного водорода, который в процессе формирования протозвезд превращается в атомарный водород — ядерное топливо звезды

В подобном состоянии давление внутри газового шара уменьшается, тем самым давая свободу силе сжатия. Такая последовательность повторяется каждый раз, когда сначала ионизируется весь водород, а затем наступает черед ионизации гелия. При температуре 10⁵ К газ ионизируется полностью, сжатие звезды останавливается, возникает гидростатическое равновесие объекта. Дальнейшая эволюция звезды будет происходить в соответствии с тепловой временной шкалой, гораздо медленнее и последовательнее.

Радиус протозвезды с момента начала формирования сокращается с 100 а.е. до ¼ а.е. Объект пребывает в середине газового облака. В результате аккреции частиц из внешних областей облака звездного газа масса звезды будет постоянно увеличиваться. Следовательно, температура внутри объекта будет расти, сопровождая процесс конвекции — перенос энергии от внутренних слоев звезды к ее внешнему краю. Впоследствии с ростом температуры в недрах небесного тела конвекция сменяется лучистым переносом, сдвигаясь к поверхности звезды. В этом момент светимость объекта стремительно увеличивается, растет и температура поверхностных слоев звездного шара.

Процессы конвекции и лучистый перенос во вновь образовавшейся звезде перед началом реакций термоядерного синтеза

К примеру, для звезд, у которых масса идентична массе нашего Солнца, сжатие протозвездного облака происходит всего за несколько сотен лет. Что касается финальной стадии образования объекта, то конденсация звездной материи растягивается уже на миллионы лет. Солнце движется к главной последовательности достаточно быстро, и этот путь займет сотню миллионов или миллиарды лет. Другими словами, чем больше масса звезды, тем больше промежуток времени, затрачиваемый на формирование полноценной звезды. Звезда с массой в 15М будет двигаться по пути к главной последовательности уже значительно дольше — порядка 60 тыс. лет.

Фаза главной последовательности

Несмотря на то, что некоторые реакции термоядерного синтеза запускаются при более низких температурах, основная фаза водородного горения стартует при температуре в 4 млн. градусов. С этого момента начинается фаза главной последовательности. В дело вступает новая форма воспроизводства звездной энергии — ядерная. Кинетическая энергия, высвобождаемая в процессе сжатия объекта, отходит на второй план. Достигнутое равновесие обеспечивает долгую и спокойную жизнь звезды, оказавшейся в начальной фазе главной последовательности.

Деление и распад атомов водорода в процессе термоядерной реакции, происходящей в недрах звезды

С этого момента наблюдение за жизнью звезды четко привязано к фазе главной последовательности, которая является важной частью эволюции небесных светил. Именно на этом этапе единственным источником звездной энергии является результат горения водорода. Объект пребывает в состоянии равновесия. По мере расхода ядерного топлива меняется только химический состав объекта. Пребывание Солнца в фазе главной последовательности продлится ориентировочно 10 млрд. лет. Столько времени потребуется, чтобы наше родное светило израсходовало весь запас водорода. Что касается массивных звезд, то их эволюция происходит быстрее. Излучая больше энергии, массивная звезда пребывает в фазе главной последовательности всего 10-20 млн. лет.

Менее массивные звезды горят на ночном небосклоне значительно дольше. Так, звезда с массой 0,25М будет пребывать в фазе главной последовательности десятки миллиардов лет.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, оценивающая взаимосвязь спектра звезд с их светимостью. Точки на диаграмме – месторасположение известных звезд. Стрелки указывают смещение звезд от главной последовательности в фазы гигантов и белых карликов.

Чтобы представить эволюцию звезд, достаточно взглянуть на диаграмму, характеризующую путь небесного светила в главной последовательности. Верхняя часть графика выглядит менее насыщенной объектами, так как именно здесь сосредоточены массивные звезды. Это месторасположение объясняется их непродолжительным жизненным циклом. Из известных на сегодняшний день звезд некоторые имеют массу 70М. Объекты, масса которых превышает верхний предел — 100М, могут вообще не сформироваться.

У небесных светил, масса которых меньше 0,08М, нет возможности преодолеть критическую массу, необходимую для начала термоядерного синтеза и остаются всю свою жизнь холодными. Самые маленькие протозвезды сжимаются и образуют планетоподобные карлики.

Планетоподобный коричневый карлик в сравнении с нормальной звездой (наше Солнце) и планетой Юпитер

В нижней части последовательности сосредоточены объекты, где доминируют звезды с массой равной массе нашего Солнца и немногим больше. Мнимой границей между верхней и нижней части главной последовательности являются объекты, масса которых составляет – 1,5М.

Последующие этапы эволюции звезд

Каждый из вариантов развития состояния звезды определяется ее массой и отрезком времени, в течение которого происходит трансформация звездной материи. Однако Вселенная представляет собой многогранный и сложный механизм, поэтому эволюция звезд может идти другими путями.

Путешествуя по главной последовательности, звезда с массой, примерно равной массе Солнца, имеет три основных варианта маршрута:

  1. спокойно прожить свою жизнь и мирно почить в бескрайних просторах Вселенной;
  2. перейти в фазу красного гиганта и медленно стареть;
  3. перейти в категорию белых карликов, вспыхнуть сверхновой и превратиться в нейтронную звезду.
Возможные варианты эволюции протозвезд в зависимости от времени, химического состав объектов и их массы

После главной последовательности наступает фаза гиганта. К этому времени запасы водорода в недрах звезды полностью заканчиваются, центральная область объекта представляет собой гелиевое ядро, а термоядерные реакция смещаются к поверхности объекта. Под действием термоядерного синтеза оболочка расширяется, а вот масса гелиевого ядра растет. Обычная звезда превращается в красного гиганта.

Фаза гиганта и ее особенности

У звезд с небольшой массой плотность ядра становится колоссальной, превращая звездную материю в вырожденный релятивистский газ. Если масса звезды чуть больше 0,26М, рост давления и температуры приводит к началу синтеза гелия, охватывающего всю центральную область объекта. С этого момента температура звезды стремительно растет. Главная особенность процесса заключается в том, что вырожденный газ не имеет способности расширяться. Под воздействием высокой температуры увеличивается только скорость деления гелия, что сопровождается взрывной реакцией. В такие моменты мы можем наблюдать гелиевую вспышку. Яркость объекта увеличивается в сотни раз, однако агония звезды продолжается. Происходит переход звезды в новое состояние, где все термодинамические процессы происходят в гелиевом ядре и в разряженной внешней оболочке.

Строение звезды главной последовательности солнечного типа и красного гиганта с изотермическим гелиевым ядром и слоевой зоной нуклеосинтеза

Такое состояние является временным и не отличается устойчивостью. Звездная материя постоянно перемешивается, при этом значительная ее часть выбрасывается в окружающее пространство, образуя планетарную туманность. В центре остается горячее ядро, которое называется белым карликом.

Для звезд большой массы перечисленные процессы протекают не так катастрофически. На смену гелиевому горению приходит ядерная реакция деления углерода и кремния. В конце концов звездное ядро превратится в звездное железо. Фаза гиганта определяется массой звезды. Чем больше масса объекта, тем меньше температура в его центре. Этого явно недостаточно для запуска ядерной реакции деления углерода и других элементов.

Судьба белого карлика – нейтронная звезда или черная дыра

Оказавшись в состоянии белого карлика, объект пребывает в крайне неустойчивом состоянии. Прекратившиеся ядерные реакции приводят к падению давления, ядро переходит в состояние коллапса. Энергия, выделяемая в данном случае, расходуется на распад железа до атомов гелия, который дальше распадается на протоны и нейтроны. Запущенный процесс развивается со стремительной скоростью. Коллапс звезды характеризует динамический отрезок шкалы и занимает по времени долю секунды. Возгорание остатков ядерного топлива происходит взрывным образом, освобождая в доли секунды колоссальный объем энергии. Этого вполне достаточно, чтобы взорвать верхние слои объекта. Финальной стадией белого карлика является вспышка сверхновой.

Ядро звезды начинает схлопываться (слева). Схлопывание формирует нейтронную звезду и создает поток энергии во внешние слои звезды (в центре). Энергия, выделяемая в результате сброса внешних слоев звезды при вспышке сверхновой (справа).

Оставшееся сверхплотное ядро будет представлять собой скопление протонов и электронов, которые сталкиваясь друг с другом, образуют нейтроны. Вселенная пополнилась новым объектом — нейтронной звездой. Из-за высокой плотности ядро становится вырожденным, процесс коллапсирования ядра останавливается. Если бы масса звезды была достаточно большой, коллапс мог бы продолжаться до тех пор, пока остатки звездной материи не упадут окончательно в центре объекта, образуя черную дыру.

Объяснение финальной части эволюции звезд

Для нормальных равновесных звезд описанные процессы эволюции маловероятны. Однако существование белых карликов и нейтронных звезд доказывает реальное существование процессов сжатия звездной материи. Незначительное количество подобных объектов во Вселенной свидетельствует о скоротечности их существования. Финальный этап эволюции звезд можно представить в виде последовательной цепочки двух типов:

  • нормальная звезда — красный гигант – сброс внешних слоев – белый карлик;
  • массивная звезда – красный сверхгигант – взрыв сверхновой – нейтронная звезда или черная дыра – небытие.
Схема эволюции звезд. Варианты продолжения жизни звезд вне главной последовательности.

Объяснить с точки зрения науки происходящие процессы достаточно трудно. Ученые-ядерщики сходятся во мнении, что в случае с финальным этапом эволюции звезд мы имеем дело с усталостью материи. В результате длительного механического, термодинамического воздействия материя меняет свои физические свойства. Усталостью звездной материи, истощенной длительными ядерными реакциями, можно объяснить появление вырожденного электронного газа, его последующую нейтронизацию и аннигиляцию. Если все перечисленные процессы проходят от начала до конца, звездная материя перестает быть физической субстанцией – звезда исчезает в пространстве, не оставляя после себя ничего.

Межзвездные пузыри и газопылевые облака, являющиеся местом рождения звезд, не могут пополняться только за счет исчезнувших и взорвавшихся звезд. Вселенная и галактики находятся в равновесном состоянии. Постоянно происходит потеря массы, плотность межзвездного пространства уменьшается в одной части космического пространства. Следовательно, в другой части Вселенной создаются условия для образования новых звезд. Другими словами, работает схема: если в одном месте убыло определенное количество материи, в другом месте Вселенной такой же объем материи появился в другой форме.

В заключение

Изучая эволюцию звезд, мы приходим к выводу, что Вселенная представляет собой гигантский разряженный раствор, в котором часть материи трансформируется в молекулы водорода, являющегося строительным материалом для звезд. Другая часть растворяется в пространстве, исчезая из сферы материальных ощущений. Черная дыра в этом смысле является местом перехода всего материального в антиматерию. Постичь до конца смысл происходящего достаточно трудно, особенно если при изучении эволюции звезд делать ставку только на законы ядерной, квантовой физики и термодинамики. К изучению данного вопроса следует подключать теорию относительной вероятности, которая допускает искривление пространства, позволяющее трансформироваться одной энергии в другую, одного состояния в другое.

warways.ru

Реферат — Рождение и эволюция звезд План

Рождение и эволюция звезд

План

Введение

1.Механизм образования и эволюции звезд.

2. Происхождение звезд.

3. Эволюция звезд.

Заключение

Список использованной литературы

Введение

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

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

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

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

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

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

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

Все эти факторы и обусловили актуальность и значимость нашей работы.

^ Целью нашего исследования является изучить рождение и эволюцию звезд.

В процессе написания работы перед нами ставились следующие задачи:

1. рассмотреть механизм образования и эволюции звезд;

2. изучить происхождение звезд;

3. проанализировать эволюцию звезд.

Методы исследования:

изучение, обработка и анализ научных источников по проблеме исследования;

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

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

^ 1.Механизм образования и эволюции звезд.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

^ 2. Происхождение звезд.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

^ 3. Эволюция звезд.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Излучение звезды поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях.

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

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

Таблица 1

 

Спектральный класс

 

 

Масса

 

 

Радиус

 

 

Светимость

 

Время, лет

гравитационного сжатия

 

пребывания на главной

последовательности

B0

17,0

9,0

30000

1,2 • 105

8 • 106

B5

6,3

4,2

1000

1,1 • 106

8 • 107

A0

3,2

2,8

100

4,1 • 106

4 • 108

A5

1,9

1,5

12

2,2 • 107

2 • 109

F0

1,5

1,25

4,8

4,2 • 107

4 • 109

F5

1,3

1,24

2,7

5,6 • 107

6 • 109

G0

1,02

1,02

1,2

9,4 • 107

11 • 109

G2

(Солнце)

1,00

 

1,00

 

1,0

 

1,1 • 108

 

13 • 109

 

G5

0,91

0,92

0,72

1,1 • 108

17 • 109

K0

0,74

0,74

0,32

2,3 • 108

28 • 109

K5

0,54

0,54

0,10

6,0 • 108

70 • 109

 

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Заключение

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

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

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

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

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

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

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

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

Список использованной литературы:

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Ходж П. Галактики. – М., Наука, 1992.

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

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

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

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

www.ronl.ru

Эволюция звезд

Звёздная эволюция в астрономии – последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. в течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Цикл жизни звёзды

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см3. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см3. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000–10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью.

Пока облако свободно обращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому – столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождение облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звездообразования.

любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут запустить процесс звездообразования.

В ходе протекания этого процесса неоднородности молекулярного облака будут сжиматься под действием собственного тяготения и постепенно принимать форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает.

Когда температура в центре достигает 15–20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой.

Последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть ее химический состав.

Первая стадия жизни звезды подобна солнечной – в ней доминируют реакции водородного цикла.

В таком состоянии она пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Расселла, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии ядра.

Маленькие и холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности десятки миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты сходят с главной последовательности уже через несколько десятков миллионов (а некоторые спустя всего несколько миллионов) лет после формирования.

В настоящее время достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода в их недрах. Поскольку возраст вселенной составляет 13,8 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Согласно теоретическим представлениям, некоторые из легких звезд, теряя свое вещество (звездный ветер), будут постепенно испаряться, становясь все меньше и меньше. Другие – красные карлики, будут медленно остывать миллиарды лет, продолжая слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет.

Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она покидает главную последовательность.

Без давления, возникавшего в ходе термоядерных реакций и уравновешивавшего внутреннюю гравитацию, звезда снова начинает сжиматься, как уже было ранее в процессе её формирования.

Температура и давление снова растут, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня.

Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия, в ходе которых происходит превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий – в углерод, углерод – в кислород, кислород – в кремний, и наконец – кремний в железо).

Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия

Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз.

Звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет.

То, что происходит далее также зависит от массы звезды.

У звезд средней величины реакция термоядерного сжигания гелия может приводить к взрывному сбросу внешних слоев звезды с образованием из них планетарной туманности. Ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5—0,6 Солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли.

Для массивных и сверхмассивных звезд (с массой от пяти Солнечных масс и более) происходящие в их ядре процессы по мере нарастания гравитационного сжатия приводят к взрыву сверхновой звезды с выделением огромной энергии. Взрыв сопровождается выбросом значительной массы вещества звезды в межзвёздное пространство. Это вещество в дальнейшем участвует в образовании новых звёзд, планет или спутников. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика в частности, химически эволюционирует. Оставшееся после взрыва ядро звезды может закончить свою эволюцию как нейтронная звезда (пульсар), если масса звезды на поздних стадиях превышает предел Чандрасекара (1,44 Солнечной массы), либо как чёрная дыра, если масса звезды превышает предел Оппенгеймера – Волкова (оценочные значения 2,5-3 Солнечных масс).

Процесс звездной эволюции во Вселенной непрерывен и цикличен – угасают старые звезды, на смену им зажигаются новые.

По современным научным представлениям, из звездного вещества образовались элементы, необходимые для возникновения планет и жизни на Земле. Хотя единой общепринятой точки зрения на то, как возникла жизнь, пока нет.

Источник

ЕЩЁ МАТЕРИАЛЫ ПО ТЕМЕ:

1. Рождение звёзд

2. Формирование и эволюция Солнечной системы

3. Звезды

myvera.ru

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован.