Происхождение и развитие звезд

2

Содержание

Введение………………………………………………………………..........…….2

1. Начальная стадия эволюции звезд…………………………………….......4

2. Стадия главной последовательности………………………………….......5

3. Красные гиганты и белые карлики……………………………………......7

4. Сверхновые звезды……………………………………………………........8

Заключение……………………………………………………………….............12

Список использованных источников……………………………………...........13

Введение

Звезды - наиболее распространенные из наблюдаемых объектов Вселенной. В этих газовых шарах сосредоточена большая часть массы видимого космического вещества. Остальная его часть рассеяна в межзвездном пространстве в виде рассеянной, диффузной среды, с которой звезды постоянно обмениваются веществом.

Для земного наблюдателя звезда - небесное тело, видимое простым глазом, светящаяся точка на небе. Современные средства позволяют наблюдать примерно 2 млрд звезд.

Изучая спектры звезд, можно установить, что их атмосферы состоят из газов, содержащих атомы самых различных элементов, а иногда и молекулярные соединения. На некоторых звездах имеются условия для формирования даже твердых частиц пыли.

С эволюцией звезд связано образование химических элементов в природе. Поэтому звезды представляют интерес не только как объекты, являющиеся важным элементом структуры Вселенной, но и как определенное звено всей эволюции материи: большинство атомов, из которых построен окружающий нас мир, включая и нас самих, когда-то возникли в звездах или хотя бы один раз побывали в их недрах.

Все это говорит о том, что в звездах происходит необходимый и важный этап эволюции вещества во Вселенной, предшествующий развитию многих других форм материи, включая и высшие.

Из наблюдений, помимо небесных координат, видимой звездной величины и спектра, мы не имеем почти никакой иной информации для выяснения природы звезд.

Однако методы теоретической астрофизики позволяют рассматривать существование звезд как проявление известных фундаментальных законов природы.

В частности, можно показать, что эволюция обычной звезды однозначно определяется исходным (т.е. возникшим к началу эволюции) значением ее массы и химическим составом.

Для двойных звезд положение значительно сложнее и многие детали их эволюции не вполне еще ясны. Первоочередной проблемой исследования природы звезд является получение из наблюдений их важнейших физических характеристик и установление возможных зависимостей между ними.

1. Начальная стадия эволюции звезд

Согласно современным представлениям, звезды рождаются из газопылевой диффузной среды в результате процесса гравитационного сжатия отдельных газовых облаков под действием собственного тяготения.

Гравитационное сжатие начинается в наиболее плотных областях межзвездного газа, в котором несколько процентов вещества сосредоточено в твердых частицах, называемых межзвездной пылью.

Сжатие возникает как следствие гравитационной неустойчивости, идея которой была высказана еще Ньютоном.

Английский астроном Д. Джинс показал, что бесконечная однородная среда неустойчива: сжатие, начавшееся в достаточно больших масштабах, будет продолжаться за счет гравитации.

Так как сжатие происходит быстро, наблюдать звезды в этой наиболее первой ранней стадии эволюции трудно. Предполагается, что в этой стадии находятся некоторый инфракрасные источники («звезды-коконы»), а также неправильные переменные звезды типа Т Тельца.

Гравитационное сжатие прекращается тогда, когда плотность возрастает настолько, что вещество становится непрозрачным к собственному излучению, которое накапливается и нагревает газ. Так в недрах сжимающегося облака возникает устойчивое дозвездное тело - протозвезда.

Протозвезды. Эволюция протозвезды проходит три этапа.

Первый 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 недостаточно высокой 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 ее повысится, то звезда раздувается. Если же температура начнет понижаться, то звезда начнет сжиматься и разогреваться, ядерные реакции в ней ускорятся, и температурный баланс будет восстановлен.

Преобразование протозвезды в звезду растягивается на миллионы лет, что сравнительно немного по космическим масштабам.

Рождение звезд в галактике происходит непрерывно. Этот процесс компенсирует также непрерывно происходящую смерть звезд. Поэтому в галактике есть звезды старые и молодые; самые старые звезды сосредоточены в шаровых скоплениях, их возраст сравним с возрастом галактики. Это звезды формировались, когда протогалактическое облако распадалось на все более мелкие сгустки.

Молодые звезды (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 служит источником собственного свечения звезд.

2. Стадия главной последовательности

Находясь на главной последовательности, звезды длительное время излучают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких-либо внешних изменений: радиус, светимость и масса остаются почти постоянными. Положение звезды на главной последовательности определяется ее массой.

Ниже главной последовательности на диаграмме спектр - светимость проходит последовательность субкарликов. Они отличаются от звезд главной последовательности химическим составом: содержание тяжелых элементов в субкарликах в несколько десятков раз меньше.

В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды, происходит постепенная переработка водорода в гелий, или, как говорят, «выгорание водорода».

Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций - от температуры. Чем больше масса звезды, тем выше должна быть температура в ее недрах, чтобы газовое давление могло уравновесить вес вышележащих слоев. Поэтому ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время пребывания на главной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется энергия.

Ядерные реакции идут только в центральной части звезды. В этой области (конвективное ядро звезды) вещество все время перемешивается. При выгорании водорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются.

Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра.

Расчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличиваются светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции.

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).

3. Красные гиганты и белые карлики

Для красного гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высокая внутренняя. При этом в термоядерные процессы включаются все более тяжелые ядра, что приводит к синтезу химических элементов. При этом красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство.

Так, только за один год Солнце в этой стадии может потерять одну миллионную часть своего веса. Таким образом, всего за 10 - 100 тыс. лет от красного гиганта остается лишь центральное гелиевое ядро и звезда становится белым карликом. То есть белые карлики как бы вызревают внутри красных гигантов, а затем сбрасывают остатки оболочки поверхностных слоев, которые образуют планетарную туманность, окружающую белые карлики.

Такие звезды невелики по размерам - по диаметру они даже меньше Земли, хотя их масса сравнима с солнечной. Но плотность такой звезды в миллиарды раз больше плотности воды. Кубический сантиметр ее вещества весит больше тонны. Тем не менее это вещество - газ, хотя и чудовищной плотности. Это - очень плотный ионизированный газ, состоящий 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. 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, что дает возможность протекания реакций углеродного цикла - слияние ядер гелия в углерод. Ядро углерода, в свою очередь, может присоединить еще одно ядро гелия и образовать ядро кислорода, неона… 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 химических элементов. Более тяжелые химические элементы - от железа до висмута также образуются в недрах красных гигантов - в процессах медленного захвата нейтронов. При этом энергия не выделяется, как при термоядерных реакциях, а, наоборот, поглощается. В результате сжатие звезды все убыстряется.

4. Сверхновые звезды

Образование наиболее тяжелых ядер, замыкающих таблицу Д.И. Менделеева, предположительно происходит в оболочках взрывающихся звезд, при их превращении в новые и 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 другие причины все же останавливают коллапс, происходит мощный взрыв - вспышка сверхновой звезды, в окружающее пространство сбрасывается не только оболочка звезды, а до 90% ее массы, что приводит к образованию газовых туманностей. При этом светимость звезды увеличивается в миллиарды раз.

Так, был зафиксирован взрыв зверхновой звезды в 1054 г. В китайских летописях было записано, что она была 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 зверхновой звезды связан с 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 радиационный фон в 7 тысяч 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, появившимися в результате 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.

Часть массы взорвавшейся сверхновой звезды может остаться в виде сверхплотного тела - нейтронной звезды или черной дыры.

Теоретически предсказанные нейтронные звезды, или так называемые пульсары, были открыты в 1967 г. Плотность нейтронных звезд выше, чем плотность белых карликов в миллиарды раз, и достигает 10¹⁴ - 10¹⁵ г/см³. При этом начинаются процессы нейтронизации - чудовищное давление внутри звезды «вгоняет» электроны в атомные ядра, и звезды постепенно превращаются в гигантскую нейтронную каплю, так что чайная ложка вещества такой звезды весит миллиарды тонн. Температура ее около 1 млрд градусов, а масса заключена между 1,2 и 2,4 массами Солнца. При этом размеры такой звезды составляют всего лишь около 20 км в диаметре. Нейтронные звезды довольно быстро остывают. Меньше ста тысяч лет требуется, чтобы температура нейтронной звезды упала до сотни миллионов градусов.

Нейтронные звезды очень быстро вращаются. Кроме того, они обладают очень мощным магнитным полем, напряженность которого составляет сотни тысяч миллиардов гаусс. Пустота в литровой банке, содержащей внутри себя такое поле, весила бы около тысячи тонн. Столь сильное магнитное поле в сочетании с быстрым вращением нейтронной звезды приводит к тому, что эти звезды испускают радиоволны в виде узких пучков направленного излучения, представляющего повторяющиеся импульсы. Поэтому нейтронные звезды и называют пульсарами.

Стареющие нейтронные звезды в некоторых случаях могут стать рентгеновскими пульсарами, излучая не радиоволны, а рентгеновские лучи.

Если масса завершающей свой жизненный путь звезды больше 2 - 3 масс Солнца, то гравитационное сжатие приведет непосредственно к образованию черной дыры.

Математический анализ показывает, что черная дыра может перемещаться в другую часть Вселенной или даже внутрь иной Вселенной. Также расчеты показывают, что черные дыры испаряются за счет испускания частиц и излучения, но не из самой черной дыры, а из того пространства, которое находится перед горизонтом черной дыры. При этом, чем меньше черная дыра по массе, тем выше ее температура и тем быстрее она испаряется.

В целом же, по-видимому, на долю черных дыр и нейтронных звезд в нашей Галактике приходится около 100 млн звезд. Экстремальные физические условия в них делают их уникальными естественными лабораториями, дающими обширный материал для исследования физики ядерных взаимодействий, элементарных частиц и теории гравитации.

Заключение

Самым распространенным небесным телом в наблюдаемой Вселенной являются звезды. По современным представлениям, звезда - это газопламенный объект, в котором происходит термоядерный синтез при температурах свыше 10 млн градусов по шкале Кельвина.

По своему химическому составу звезды близки: состоят в основном из водорода, гелия и небольшого процента тяжелых химических элементов, но существуют большие различия в их массе, светимости и размерах.

Итак, мы имеем сейчас возможность проследить в общих чертах эволюцию звезд, от плотного облака газа и пыли к сжимающейся протозвезде, затем через обычную звезду главной последовательности к красному гиганту и, наконец, - к белому карлику. В этой картине еще много неясного, многое еще подлежит уточнению, однако в главных чертах она представляется достаточно обоснованной.

Дальнейшее развитие науки покажет, какие из сегодняшних представлений о происхождении звезд окажутся правильными. Но уже теперь нет сомнения в том, что звезды, во-первых, подчиняясь законам природы, рождаются, живут и умирают, а не есть однажды созданные и вечно неизменные объекты Вселенной, и, во-вторых, звезды рождаются группами, причем процесс звездообразования продолжается в настоящее время.

Список использованных источников

1. Бондарев, В.П. Концепции современного естествознания: Учебное пособие для студентов вузов. - М.: Альфа-М, 2003. - 464с.

2. Горелов, А.А. Концепции современного естествознания: Учебное пособие. - М.: Высшее образование, 2007. - 335с. - (Основы наук)

3. Грушевицкая, Т.Г., Садохин, А.П. Концепции современного естествознания: Учебное пособие для вузов. - М.: ЮНИТИ-ДАНА, 2003. - 670с.

4. Гусейханов, М.К., Раджабов, О.Р. Концепции современного естествознания: Учебник. - М.: Издательско-торговая корпорация «Дашков и К°», 2004. - 692с.

5. Игнатова, В.А. Естествознание: Учебное пособие. - М.: ИКЦ «Академкнига», 2002. - 254с.

6. Лихин, А.Ф. Концепции современного естествознания: Учебник. - М.: ТК Велби, Издательство Проспект, 2006. - 264с.

7. Соломатин, В.А. История и концепции современного естествознания: Учебник для вузов. - М.: ПЕР СЭ, 2002. - 464с. - (Современное образование)

8. Шипунова, О.Д. Концепции современного естествознания: Учебное пособие для студентов вузов. - М.: Гардарики, 2006. - 375с.