Эволюция звезд

Содержание

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

1. Понятие эволюции звезд…………………………………………………...5
2. Рождение звезд……………………………………………………………..7
3. Эволюция и виды звезд…………………………………………………….9
4. Конец жизненного пути звезды………………………………………….12

Заключение……………………………………………………………………….14

Список использованной литературы…………………………………………...15

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение

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

Подавляющее большинство  звезд меняет свои основные характеристики (светимость, радиус) очень медленно. В каждый данный момент их можно  рассматривать как находящиеся  в состоянии равновесия — обстоятельство, которым мы широко пользовались для выяснения природы звездных недр. Но медленность изменений — это еще не означает отсутствие их.

 Все дело в сроках эволюции, которая для звезд должна быть совершенно неизбежной. Лишь в середине ХХ в. астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в далёкую эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звезды. В 60 - 70-е гг. была создана самая первая, ещё очень грубая теория образования звёзд. Позднее новая наблюдательная техника – инфракрасные телескопы и радиотелескопы миллиметрового диапазона – значительно расширила знания о зарождении  и формировании звёзд.

Проблема эволюции звезд, несомненно, принадлежит к числу  фундаментальнейших проблем астрономии. По существу, вопрос заключается в  том, как рождаются, живут, «стареют»  и умирают звезды. Эта проблема по самой своей сущности является комплексной. Она решается целеустремленными исследованиями представителей разных отраслей астрономии - наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, никак нельзя сразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще эта проблема оказалась очень трудной и несколько десятилетий совершенно не поддавалась решению.

Постепенно вопрос о путях  эволюции звезд прояснился, хотя отдельные  детали проблемы все еще далеки от решения. Особая заслуга в понимании  процесса эволюции звезд принадлежит  астрофизикам-теоретикам, специалистам по внутреннему строению звезд и  прежде всего американскому ученому  М. Шварцшильду и его школе.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1.Понятие эволюции  звезд

Эволюция звезд - изменение  физических характеристик, внутреннего  строения и химического состава  звезд со временем. Важнейшие задачи теории эволюции звезд - объяснение образования  звезд, изменения их наблюдаемых  характеристик, исследование генетической связи различных групп звезд, анализ их конечных состояний. Поскольку в известной нам части Вселенной около 98-99% массы наблюдаемого вещества содержится в звездах или прошло стадию звезд, объяснение эволюции звезд является одной из наиболее важных проблем астрофизики.

Звезда — небесное тело, в котором идут, шли или будут  идти термоядерные реакции. Но чаще всего  звездой называют небесное тело, в  котором идут в данный момент термоядерные реакции. Солнце — типичная звезда спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой  среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного  сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства  звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в  гелий, происходящих при высоких  температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена  основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звезды имеют отрицательную  теплоемкость.

Звезда в стационарном состоянии - это газовый шар, который  находится в гидростатическом и  тепловом равновесии (т.е. действие сил  тяготения уравновешено внутренним давлением, а потери энергии на излучение  компенсируются энергией, выделяющейся в недрах звезды. "Рождение" звезды - это образование гидростатически  равновесного объекта, излучение которого поддерживаются за счет собственных  источников энергии. "Смерть" звезды - необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

Для понимания эволюции звезд  принципиальное значение имеет вопрос об источниках их энергии. Потери энергии  на излучение с поверхности могут  восполняться за счет охлаждения недр, выделения гравитационной потенциальной  энергии при сжатии и ядерных  реакций. Охлаждение и гравитационное сжатие способны, например, поддерживать светимость Солнца (масса  г, светимость эрг/с) в течение ~ 10⁷ лет, звезды с массой 30 и - в течение ~ 10⁵ лет, а ядерные реакции соответственно ~ 10¹⁰ и ~ 10⁶ лет. Геологические данные свидетельствуют о том, что светимость Солнца была практически неизменной в течение ~ 10⁹ лет. Отсюда следует, что основным источником энергии могут быть только ядерные реакции.

Ход эволюции звезды зависит  в основном от ее массы и исходного  химического состава. Химический состав звезды зависит от времени, когда  она образовалась, и от ее положения  в Галактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав которого определялся  космологическими условиями. По-видимому, в нем было примерно 70% по массе  водорода, 30% гелия и ничтожная  примесь дейтерия и лития. В ходе эволюции звезд первого поколения  образовались тяжелые элементы (следующие  за гелием), которые были выброшены  в межзвездное пространство в  результате истечения вещества из звезд  или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались уже из вещества, содержавшего до 3-4% (по массе) тяжелых элементов. Наиболее непосредственным указанием на то, что звездообразование в Галактике  происходит и в настоящее время, является существование массивных  ярких звезд спектральных классов O и B, время жизни которых не может  превосходить ~ 10⁷ лет. Скорость звездообразования в современную эпоху оценивается в 5 в год.

 

2.Рождение звезд

Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния. Ньютон был первым, кто правильно оценил расстояния до звезд. Два столетия после великого английского ученого  почти всеми молчаливо принималось, что чудовищно больших размеров пространство, в котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь отдельные астрономы время от времени поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной среде. Только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет собой отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это выдающиеся открытие, так же как и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому  составу Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как "примеси". Около 1930 года с несомненностью было доказано, что межзведное пространство действительно не совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольно тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительно невелико.

Сейчас уже доказано, что поглощение света обусловлено межзвездной пылью, то есть твердыми микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то степени "ориентируются", то есть направления их вытянутости имеют тенденцию "выстраиваться" в данном облаке более или менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частично поляризованным.

С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было только одно строгое теоретическое основание такого убеждения - гравитационная неустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что в такой среде неизбежны малые возмущения плотности, то есть отклонения от строгой однородности, в дальнейшем, однако, если массы этих конденсаций превосходят некоторый предел, под влиянием силы всемирного тяготения малые возмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется на несколько конденсаций. Под действием силы гравитации эти конденсации будут продолжать сжиматься и, как можно полагать, в конце концов, превратятся в звезды. Характерное время сжатия облака до размеров  протозвезды можно оценить по простой формуле механики, описывающей свободное падение тела под влиянием некоторого ускорения. Так, к примеру, облако с массой, равной солнечной, сожмется за миллион лет.

Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своего инфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будет продолжать сжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздо медленнее. Температура его внутренних областей, после того как процесс диссоциации молекулярного водорода закончится, будет непременно повышаться, так как половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти на нагрев облака. Впрочем, такой объект назвать облаком уже нельзя. Это уже самая настоящая протозвезда.

 

 

 

3.Эволюция и  виды звезд

Звёзды не останутся вечно  такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной постоянно рождаются  новые звёзды, а старые умирают. Чтобы  понять, как эволюционирует звезда, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. А  для этого надо знать, как устроены эти недра, каковы их химический состав, температура, плотность, давление. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд – их атмосферы. Звезда – раскалённый газовой шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объём. Это стремление вызвано давление газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой точке ей противодействует другая сила – сила тяжести вышележащих слоев, пытающаяся сжать звезду. Однако ни  расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с  глубиной вес вышележащих слоёв увеличивается, то давление, а, следовательно, и температура возрастают к центру звезды.

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

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

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

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

В звездах – карликах, массы которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них горит, превращаясь в гелий, в центральной области, не выделяющейся из остальной части звезды наличием конвективных движений. В карликах этот процесс протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счет энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

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