Эволюция и типы звёзд

МИНИСТЕРСТВО  ОБРАЗОВАНИЯ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ

___________________________________________________________________________________________________________________

НОУ «Московский институт управления» 

Кафедра: Коммерция

Специальность: Коммерция (торговое дело)

Форма обучения: заочная 
 

РАБОТА  ПО ПРОЙДЕННОМУ КУРСУ 

Панфиловой Надежды борисовны 

По дисциплине: «Концепции современного естествознания »

Тема: «  Эволюция и типы звёзд » 
 
 
 

Руководитель:_______________________

(ДОЛЖНОСТЬ) 

_______________________________________________________

(ФАМИЛИЯ,  ИНИЦИАЛЫ) 
 
 
 
 
 

« 17 »  сентября 2008г. 
 

МОСКВА 2008г.

Содержание: 
 

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

1.Эволюция звезд…………………………………………………………………………4 

2.Типы звёзд………………………………………………………………………………8 

      2.1.Белые карлики…………………………………………………………………….8 

      2.2.Сверхновые звёзды………………………………………………………………14 

      2.3.Нейронные звезды……………………………………………………………….22 

      2.4.Чёрные дыры..........................................................................................................25 

Заключение……………………………………………………………………………….28 

Список используемой литературы……………………………………………………   30 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Введение. 

     Изучение  естествознания нужно не только для  того, чтобы мы как культурные люди знали и разбирались в его результатах, но и для понимания самой структуры нашего мышления. Итак, мы отправляемся в безбрежное море познания.   Предположим, что вместе с Ньютоном мы лежим под деревом и наблюдаем падение яблока, которое, по преданию, натолкнуло Ньютона на открытие закона всемирного  тяготения. Яблоки падали на голову не только Ньютона, но почему именно он сформулировал Закон всемирного тяготения? Что помогло ему в это: любопытство, удивление или, быть может, он и до этого изучал тяготение, и падение яблока было не начальным, а завершающим моментом его раздумий? Как бы то ни было, мы можем согласиться с легендой в том, что именно обычный эмпирический факт падения яблока был отправной точкой для открытия Закона всемирного тяготения. Будем считать эмпирические факты, т.е. факты нашего чувственного опыта, исходным пунктом развития естествознания.

       Итак, мы должны  ждать падения новых яблок, чтобы определить, действительно ли они падают всегда. Это уже можно назвать способом или методом исследования. Он называется наблюдением и в некоторых областях естествознания остаётся единственным эмпирическим методом исследования. Например, в астрономии. Оказываются, что многие тела тоже падают на Землю, как будто на них действует некая сила. Можно предположить, что это одна и та же сила во всех случаях. Но на Землю падают не все тела. Это не относиться к Луне, Солнцу и другим небесным телам, имеющим большую массу или удалёнными от земли на значительное расстояние. Чтобы наблюдать «большой мир» (мегамир), нужны мощные телескопы и радиотелескопы, которые улавливают космические излучения. Именно об этом мегамире звезд я хотела бы рассказать в своей курсовой работе. Раскрыть такие темы как: каков же механизм возникновения звезд, на какие типы они делятся, почему за многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас впервые удалось увидеть «материализацию» звезд и какова же эволюция  этих загадочных небесных тел как звезды? 

Эволюция звёзд. 

     Более девяти десятых вещества нашей планеты Галактики сосредоточено в звёздах; есть галактики, в которых на звёзды приходится 99,9% массы. Мир звёзд многообразен, но всё же большинство из них подобно нашему Солнцу. Солнце и любая другая подобная ему звезда – это сферическая масса горячего газа, удерживаемого его собственным тяготением. Тяготение стремиться сжать газ, сблизить, насколько это возможно, все его частицы. Давление горячего газа действует, очевидно, в противоположном направлении, оно стремиться расширить газ. Сила тяготения направлена к центру звезды, а сила давления наружу; в их противоборстве устанавливается и поддерживается равновесие, в котором звезда может пребывать миллионы и миллиарды лет.

     Не  так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд.

     Все без исключения звезды начинают своё существование с состояния, при котором каждая из них, подобно Солнцу, представляет собой шар, поддерживаемый в равновесии благодаря балансу сил тяготения и давления и нагреваемой изнутри ядерными реакциями, протекающими при высокой температуре в её недрах.

     Продолжительность жизни звезды в таком начальном  состоянии зависит от запасов  ядерной энергии и скорости её расходования. Чем больше масса звезды, тем больше её энергетический ресурс; но вместе с тем и светимость звезды тоже тем больше, чем больше масса. Для больших звезд, которые в три раза и более раз массивнее Солнца, светимость пропорциональна кубу массы – это известно и из прямых астрономических наблюдений и из современной теории внутреннего строения звёзд. Если звезда имеет, примерно, массу в 50 масс Солнца, то её ядерное горючее может быть израсходовано за несколько миллионов лет. Эволюция более массивных звёзд  протекает гораздо быстрее, чем Солнца и после исчерпания значительной доли ядерного горючего массивные звёзды должны, естественно, претерпеть существенные изменения в своём устройстве, уводящие их далеко от начального состояния.

       В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то, что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для того чтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет "ветер", разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.

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

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

     Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.

     В этой стадии протозвезда едва видна, так, как основная доля её излучения приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет. Однако, помня о появлении звёзд в Большой Туманности Ориона, стоит, пожалуй, считать, что наиболее близка к реальности оценка, которая даёт минимальное значение времени.

     Здесь мы должны сделать небольшое отступление, с тем, чтобы тщательно рассмотреть  некоторые детали, связанные с  рождением звезды, и оценить их воздействие на её дальнейшую судьбу. Звёзды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладать самым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю её судьбу. Чтобы лучше в этом разобраться, выйдем из дома и взглянем на ночное небо.

     С вершины горы, вдали от мешающего нам городского света, мы увидим на небе, по крайней мере, 3000 звёзд. Наблюдатель с очень острым зрением при идеальных атмосферных условиях увидит в полтора раза больше звёзд. Одни из них удалены от нас на тысячу, другие - всего на несколько световых лет. Попытаемся теперь разместить все эти звёзды на диаграмме, на которой каждая звезда характеризуется двумя физическими величинами: температурой и светимостью. Разместив все 3000 звёзд, мы обнаружим, что самые яркие из них одновременно оказываются и самыми горячими, а самые слабые - самыми холодными. При этом заметим, что подавляющее большинство звёзд располагается вдоль наклонной  линии, которая тянется из верхнего левого угла графика в нижний правый (если, как это традиционно принято, ось температур направить влево, а ось светимостей - вверх.) Это  нормальные звёзды, и их распределение называют "главной последовательностью". Полученная диаграмма называется диаграммой Герцшпрунга - Рассела, в честь двух выдающихся астрономов, впервые установивших эту замечательную зависимость. В ней важную роль играет масса звезды. Если масса звезды велика, последняя при рождении попадает на верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, то звезда оказывается в нижней её части.

     Значение  главной последовательности заключается в том, что большинство обычных звёзд оказываются нормальными, то есть лишёнными каких - либо особенностей. Мы вправе ожидать, что эти звёзды подчиняются определённым зависимостям, подобным, например, упомянутой главной последовательности. Большинство звёзд оказываются на этой наклонной линии – главной последовательности, потому, что хотя звезда может прийти на эту линию всего лишь за несколько сотен лет, а покинув её, прожить ещё несколько сотен лет миллионов лет, большинство звёзд заведомо остаётся на главной последовательности в течение миллиардов лет. Рождение и смерть - это ничтожно малые мгновения в жизни звезды.

     Вернёмся  к рассмотрению процессов, происходящих при рождении звезды: она продолжает сжиматься, сжатие сопровождается возрастанием температуры. Температура ползёт и ползёт вверх и вот огромный газовый шар начинает светиться, его уже можно наблюдать на фоне тёмного ночного неба как тусклый красноватый диск. Значительная доля энергии излучения по - прежнему приходится на инфракрасную область спектра. Но это ещё не звезда. По мере того как вещество протозвезды уплотняется, оно всё быстрее падает к центру, разогревая ядро звезды до всё более высоких температур. Наконец температура достигает 10 мил. К, и тогда начинают протекать термоядерные реакции – источник энергии всех звёзд во Вселенной. Как только термоядерные процессы включаются в действие, космическое тело превращается  в полноценную звезду.