Возникновение жизни и смерть звезд

Оглавление

Введение 2

Физическая и химическая характеристика звезд 3

Происхождение звезд 11

Строение звезд 16

Конечные стадии эволюции звезд 17

Заключение 22

Список использованных источников 23

 

Я позволил себе изменить название главы  с «Эволюция звезд от рождения до смерти» на «Конечные стадии эволюции звезд», так как считаю более уместным расположить материал как-бы в хронологическом порядке. Если название «Эволюция звезд от рождения до смерти» принципиально, то можно оставить и его.

 

 

 

 

 

 

Введение

 

Некоторые космологи началом  возникновения нашей расширяющейся  Вселенной считают Большой Взрыв, который случился примерно 18 миллиардов лет назад. Парадоксально, что ни один космолог не может сказать как Большой Взрыв породил галактики, звезды и другие космические объекты.

Как появились такие космические  объекты как галактики, звезды, планеты, и астероиды? Никто не может сказать  этого, и возможно никогда не скажет [1]. Если бы звезды не существовали, то это было бы легче доказать, чем факт их существования [2].

Существующие теории эквивалентны предположению, что протогалактики имеют космическое происхождение и их происхождение невозможно понять, кроме как допустить априорное существование барионов и лептонов в эволюционирующей вселенной. Сильнейший аргумент против теории большого взрыва – это то, что с ее помощью можно объяснить слишком мало [3].

Вместо материи, все время  становящейся холоднее и распространяющейся все дальше, мы часто видим ее собранную вместе и производящую яркий свет вращающихся галактик и звезд [4].

Одной из главных проблем  в космологии - объяснить, как в  расширяющейся вселенной материя  собирается в галактики. Сферическая область, которая является частью расширяющегося газового облака, будет становиться нестабильной, когда скорость расширения на ее поверхности больше скорости звука. Когда область становиться нестабильной, ее плотность возрастает по сравнению со средней плотностью. Но скорость этого роста очень мала. Расширяющаяся вселенная не является нестабильной. И этот факт приводит в тупик изучение образования галактик [5].

Процесс, благодаря которому межзвездные облака концентрируются, пока не соберутся вместе гравитационными силами, чтобы стать протозвездой, неизвестен. Количественно, число атомов в кубическом сантиметре тысячекратно возрастает по сравнению с плотностью туманности. Есть два главных процесса, замедляющих формирование протозвезды: 1. газ стремиться рассеяться до того, как самогравитация станет достаточно эффективной; 2. любой первоначальный вращательный момент обеспечит чересчур быстрое вращение при сжатии материи. Поэтому, должен существовать некоторый механизм собирающий материю в существенно малый объем, так, что самогравитация станет эффективной и уничтожающий часть вращательного момента [6].

Существует много вещей, которые космолог не только не знает, но даже не представляет, каким путем нужно двигаться, чтобы можно было узнать что-либо из этих вещей. Даже если бы мы узнали, как родилась вселенная, то, как она стала такой, какая она есть сейчас? Энциклопедии и популярные астрономические книжки полны правдоподобных сказок о конденсации воронок, о турбулентных газовых облаках и прочее, но правда в том, что мы не знаем как образовались галактики [7].

Сейчас некоторые авторы обсуждают возможность того, что флуктуации плотности вещества вселенной привели к созданию галактик. Эта идея не принесла успехов, так как она подразумевает практически все, что есть в воображении [8].

Вообще говоря, если рассмотреть  существующие научные теории возникновения  и эволюции вселенной, то все теории начинаются, либо с самосоздания материи и продолжаются в том же духе, либо с самосоздания водорода. В любом случае – быстрее или медленнее – газ сам собирается в звезды, планеты и так далее. И это все. Если отбросить все красивые научные фразы, то получаем в сухом остатке: спонтанная генерация материи предшествует самособиранию газа в твердые тела.

Целью данной работы является рассмотрение общепринятой в научных  кругах гипотезы о возникновении, жизни  и смерти звезд, а также классификации  звезд. Эта гипотеза не претендует на статус абсолютной истины, но она в  состоянии объяснить большинство  наблюдаемых закономерностей с  научной точки зрения, в отличие от других гипотез.

Для достижения поставленной цели, построим реферат следующим  образом: сначала обратим внимание на то, каким образом человек получает информацию о звездах и как в соответствии с этой информацией происходит классификация звезд. Далее рассмотрим гипотезу о возникновении, рождении звезды. Потом рассмотрим гипотезу о жизни звезды: откуда она берет энергию и как устроена внутри. Затем уделим внимание конечной фазе жизни звезды и в заключении сделаем некоторые выводы из изученного материала.

Физическая  и химическая характеристика звезд

 

Вся наша информация о физических свойствах звезд добывается из изучения их спектров. В частности, изучая интенсивность различных линий поглощения, можно получить массу, температуру и химический состав звезд. Форма линий содержит подробную информацию о процессах в атмосферах звезд.

Известно  также,  что  нагретые  до  свечения  разреженные  газы  имеют спектр, состоящий из разрозненных светлых спектральных линий (или полос) на темном фоне (эмиссионные линии). Если же на оптической оси спектроскопа за нагретым газом поместить еще более горячий источник, дающий сплошной спектр, то результирующий спектр тоже будет сплошным, но все светлые линии испускания газа превратятся в темные линии, сохранив свое положение в спектре (т.е. свою длину волны). В данном случае газ поглотил то излучение более горячего тела, которое он может испускать, беспрепятственно пропустив остальное излучение.

Звездные спектры пересечены многочисленными темными линиями (и комплексами линий – полосами), так называемыми  фраунгоферовыми  линиями. Наличие в спектрах звезд фраунгоферовых линий указывает на то, что поверхностные слои звезд состоят из разреженных газов, в которых происходит поглощение света, идущего из более плотных и горячих глубинных газовых масс. Фраунгоферовы линии в спектре звезды позволяют судить не только о химическом составе атмосферы звезды, но и о физическом  состоянии  содержащихся  в  ней  химических  элементов.  Например, наличие полос поглощения, присущих тем или иным химическим соединениям, указывает на существование атомов, связанных в молекулы

Важнейшие различия спектров звезд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий, а также в распределении энергии в непрерывном спектре. Спектральная классификация начала разрабатываться еще до того, как было объяснено возникновение звездных спектров. При этом сразу же стало ясно, что важнейшие их особенности связаны с различием физических свойств звезд.

Спектры большинства звезд  эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы. Дальнейшие исследования показали, что звезды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами.

Интенсивности некоторых  спектральных линий в спектрах звезд  настолько чувствительны к температуре, что, грубо говоря, ее можно оценить «на глаз» по одному только внешнему виду спектрограммы, не производя специальных фотометрических измерений. Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей определенных спектральных линий [9].

Этот принцип спектральной классификации впервые был удачно применен в начале ХХ столетия в гарвардской обсерватории США. Гарвардская классификация звезд легла в основу современной спектральной классификации.

В гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, А, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв. Перейдем к описанию спектральных классов.

Класс О. О высокой температуре звезд этого класса можно судить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода.

Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато- белый. Типичная звезда -Девы (Спика).

Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звезд белый. Типичные звезды -Лиры (Beгa) и -Большого Пса (Сириус).

Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Типичная звезда -Малого Пса (Процион).

Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый. Типичный пример Солнце.

Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у -Волопаса (Арктур) и -Тельца (Альдебаран).

Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Типичная звезда -Ориона (Бетельгейзе).

Кроме этих основных классов  существуют дополнительные, являющиеся ответвлениями от одномерной последовательности у классов G и К. Относящиеся к ним звезды имеют аномальный химический состав, отличающийся от химического состава большинства других звезд. Первое ответвление происходит у класса G и содержит «углеродные» звезды.

Класс С, отличающийся от классов К и М наличием линий поглощения атомов углерода и полос поглощения углеродных молекул. Второе ответвление происходит от класса К и содержит «циркониевые» звезды.

Класс S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана них присутствуют полосы окиси циркония . Таким образом, все перечисленные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом:

 

Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов, переходящих из одного в другой. Их обозначают цифрами от 0 до 9, которые ставятся после обозначения спектрального класса, например В8, АО, F5. Спектральный класс О подразделяется на подклассы от 05 до 09, или Оa, Оb, ... , Of. После таких обозначений ставятся дополнительные значки, если спектр звезды обладает теми или иными особенностями. Если в нем присутствуют эмиссионные линии, то это обозначается добавлением буквы е. Так, В5е означает звезду подкласса В5 с эмиссионными линиями в спектре. Звезды с большими радиусами и протяженными атмосферами часто отличаются глубокими узкими линиями; это отмечается буквой с (с (characteristic) характеристика) перед названием класса cFO. Другие особенности в спектре звезды, не типичные для данного спектрального класса, отмечаются буквой р (peculiar) пекулярные, т. е. особенные, спектры. Буква р ставится после названия класса (А5р).

 

 

 

 

 

 

Таблица 1. Зависимость между показателем цвета и спектральным классом

В этой таблице B-V – это показатель цвета. Судить о цвете можно сравнивая потоки излучения в различных областях спектра. Поэтому показатель цвета определяется как разность между звездными величинами, измеренными через соответствующие светофильтры.

Существует  также  трехмерная  классификация  для  спектров  от O до G. Третьим параметром (кроме температуры и светимости) является в этой классификации содержание водорода.

Спектры некоторых звезд  отличаются от спектров, которые ожидались  бы для них, основываясь на их температуре и светимости. Такие спектры называются пекулярными.

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно  приходит их излучение, характеризуется  полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а  обилие остальных элементов сравнительно невелико. Приблизительно на каждые 10000 атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около десяти атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд – это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. В самом начале ХХ в. датский астроном Герцшпрунг и несколько позже американский астрофизик Рессел установили существование зависимости между видом спектра (т. е. температурой) и светимостью звезд. Эта зависимость иллюстрируется диаграммой, по одной оси которой откладывается спектральный класс, а по другой абсолютная звездная величина. Такая диаграмма называется спектр-светимость или диаграммой Герцшпрунга-Рессела (рис. 2).

Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость в логарифмической шкале, а вместо спектральных классов показатели цвета или непосредственно эффективную температуру. В последнем случае температуру принято откладывать в направлении справа налево, чтобы сохранить традиционный вид диаграммы, установившийся во времена, Koгдa температурная зависимость не была еще изучена.

Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется ее физической природой и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга-Рессела как бы запечатлена вся история рассматриваемой совокупности звезд. В этом огромное значение диаграммы спектр-светимость, которая является важнейшим инструментом исследования звезд. Анализ этой диаграммы позволяет выделить раз личные их группы, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их характеристиками, а также помогает в решении ряда других проблем.