Эволюция звезд

Федеральное агентство по образованию РФ

НИУ Иркутский  Государственный Технический Университет

Кафедра Физики 
 
 
 
 
 

Реферат на тему: Эволюция звезд.  
 
 
 
 

Выполнила:

Студентка I курса

Группы  УПИ-10-1

Шестакова М.И. 
 
 
 
 

Иркутск 2010

СОДЕРЖАНИЕ:

1.   Введение
2.   Термоядерный синтез в недрах звезд
3.   Рождение звезд
4.   Молодые звезды

4.   Молодые звезды малой массы

4. Молодые звёзды промежуточной массы

4. Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

5.   Середина жизненного цикла звезд
6.   Зрелость
7.   Поздние годы. Гибель звезды

7. Старые звёзды с малой массой
7. Звёзды среднего размера

7.   Белые карлики

7. Нейтронные звезды

7.4.    Сверхновые звезды

      8.   Примечания

 9.   Список литературы 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

1. Введение:

 

Теория эволюции звезд пробуждает интерес в связи с отсутствием в официальных изданиях причин, вызывающих те или иные процессы в ходе эволюции. К таким беспричинным процессам можно отнести сжатие в звезду газопылевого облака (первоначальный коллапс), постоянное сжатие звезды во времени до состояния белого карлика и нейтронной звезды, электронизация и нейтронизация вещества.  Для поиска ответа на эти вопросы надо кратко изложить действующую теорию эволюции звезд с попутным изложением возможных причин происходящих процессов. 

Эволюция звезд - 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.

Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла. Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов Кельвина, начинаются термоядерные реакции^[1] и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. В таком состоянии он пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга -Расселла^[2], пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.

В этот период структура  звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а  температура поверхности снижается - звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела^[2]. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

2. Термоядерный  синтез в недрах звезд

 

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез^[1].

Большинство звёзд  излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным или p-p-циклом^[3] и углеродно-азотным или CN-циклом^[4]. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых — вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

3. Рождение  звезд

 

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке^[5], также называемым 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.

Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, то ничего не происходит. Но стоит возникнуть внешнему возмущению, слегка уменьшившему размер облака, то наступает гравитационный коллапс. К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв 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.

Но так или  иначе, размер меняется, и давление молекулярного газа больше не может  препятствовать дальнейшему сжатию, газ начинает свободно падать, в  масштабе времени:   К примеру, для Солнца t_ff = 5 * 10⁷ лет.

По теореме вириала^[6] половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается, и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов, градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент мы не видим, глобула^[7] давно не прозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать вещества. Торможение происходит на поверхности ядра. В конце концов масса вещества исчерпается и звезда проявится в оптическом диапазоне, ознаменовав конец протозвёздной фазы и начало фазы молодой звезды.

Так было бы, если б изначальное молекулярное облако не вращалось. Но все они в той  или иной степени вращаются, и  по мере уменьшения размера облака растёт и его скорость вращения, которая в определённый момент разделяет  вещество на два слоя, которые продолжают коллапсировать независимо друг от друга. Слои в свою очередь также могут  быть разорваны увеличившимися центробежными  силами. В зависимости от начальной  скорости вращения молекулярного облака мы наблюдаем звёздные скопления, двойные  звёзды, звёзды с экзопланетами. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

4. Молодые звезды

 

Если рождение звёзд можно описать единым образом, то дальнейший путь развития звезды почти  полностью зависит от массы, и  лишь в самом конце может сыграть  свою роль химический состав.

4. Молодые звёзды малой массы

 

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся  на подходе к главной последовательности, полностью конвективные. Это ещё  по сути протозвёзды, в центре которых  только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит в  основном из-за гравитационного сжатия. То есть светимость звезды убывает  при неизменной эффективной температуре. А на диаграмме Герцшпрунга-Рассела^[2] мы видим почти вертикальный трек, называемым треком Хаяши^[8]. По мере приближения молодой звезды к главной последовательности сжатие замедляется. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца^[9].

В это время  для звёзд массой больше, чем 0,8 масс Солнца, ядро становится прозрачным для  излучения, и возобладает лучистый перенос энергии в ядре, а наверху  оболочка остаётся конвективной. Какими прибывают на главную последовательность звёзды меньшей массы, достоверно никто  не знает, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых  превышает возраст Вселенной. Все  наши представления об эволюции этих звёзд держатся на численных расчётах.

По мере сжатия звезды, начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и на каком-то радиусе звезды это давление останавливает рост центральной  температуры, а затем начинает её понижать. И для звёзд меньше 0,08 это оказывается фатальным: выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций  никогда не хватит, чтобы покрыть  расходы на излучение. Такие недо - звёзды получили название коричневые карлики, и их судьба — это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, а затем — постепенное остывание с остановкой всех ядерных реакций. 
 
 
 

4. Молодые звёзды промежуточной массы

 

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы  Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие  сестры, за тем исключением, что в  них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Объекты этого  типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербита неправильными переменными спектрального типа B-F5. У них также наблюдаются диски биполярные джеты. Скорость истечения, светимость и эффективная температура существенно больше, чем для τ Тельца^[9], поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

4. 3.     Молодые звезды массой больше 8 солнечных масс

На самом деле это уже нормальные звёзды. Пока накапливалась масса гидростатического  ядра, звезда успела проскочить все  промежуточные стадии и разогреть  ядерные реакции до такой степени, чтобы они компенсировали потери на излучение. У данных звёзд истечение  массы и светимость настолько  велики, что не просто останавливают  коллапсирование оставшихся внешних  областей, но толкает их обратно. Таким  образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего этим и объясняется  отсутствие в нашей галактике  звёзд больше чем 100—200 массы Солнца.