Происхождение и эволюция звезд

3

Московский городской университет управления Правительства Москвы

Реферат по теме:

«Происхождение и эволюция звёзд»

Выполнил: студент первого курса

экономического факультета,

специальности «Финансы и кредит» Толстов В.С.

Проверил: кандидат технических наук,

доцент Лобачёв А.И.

2008

Содержание

Введение

1. Эволюция звезд (общие понятия)

1.1 Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

1.2 Термоядерный синтез в недрах звезд

2. Рождение звезд

3. Середина жизненного цикла звезды

4. Зрелость

5. Поздние годы и гибель звезд

5.1 Старые звезды с малой массой

5.2 Звезды среднего размера

5.3 Белые карлики

5.4 Сверхмассивные звезды

5.4.1 Нейтронные звезды

5.4.2 Черные дыры

Заключение

Список литературы

Введение

Прошло более сорока лет со дня полета первого человека в космос. И с этого момента исследования космоса не прекращались. Во Вселенной остается очень много непознанного и недоказанного.

Итак, в качестве темы реферата и предмета исследования было взято происхождение и эволюция звезд в нашей Вселенной. Эта тема очень интересна тем, что помогает познать окружающий мир и пополнить знания о космосе и астрономических объектах, которые мы можем пока исследовать лишь с теоретической точки зрения. Мы подкрепляем теории лишь моделированием и тем фактом, что выдвинутые предположения не противоречат другим давно исследованным фактам и законам физики. При этом имеется огромная площадь для исследований, так как, согласно Общей теории относительности, гравитация искривляет окружающее пространство, а во многих его точках она может быть отлична от тех величин, которые ученые предполагают сегодня, следовательно и законы могут описываться по-другому.

Целью проделанной работы является исследование процессов, происходящих со звездой, в ее недрах и на поверхности в течение времени. В исследовании была использована научная литература, современные новости и факты, а также изучены побочные понятия, законы и теории. Также были обозначены подзадачи:

1. Определить и исследовать источник энергии звезды.

2. Исследовать диаграмму Герцшпрунга-Рассела.

3. Проследить за жизненным циклом звезды.

4. Изучить поздние годы жизни и гибель звезд.

1. Эволюция звезд (общие понятия)

Звёздная эволюция в астрономии -- 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. За такие колоссальные промежутки времени звезда претерпевает значительные изменения.

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой -- многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Выход из положения кроется в изучении множества 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.

Диаграмма Герцшпрунга -- Рассела

Диаграмма Герцшпрунга -- Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга -- Рассела, Расселла, или просто диаграмма Г-Р) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.

Была предложена в 1910 независимо Э. Герцшпрунгом (Голландия) и Г. Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.

Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O -- F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор.

Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд -- гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики.

Термоядерный синтез в недрах звёзд

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез. 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 и углеродно-азотным или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых -- вторым. Запас ядерной энергии в звезде конечен 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, и излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции.

2. Рождение звёзд

NGC 604, огромная звёздообразующая туманность в Галактике Треугольника

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемым звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см?. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см?. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000--10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

По мере того, как молекулярное облако вращается вокруг какой-либо галактики, несколько факторов могут вызвать 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 и возбуждаются в результате столкновения.

При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя всё более и более мелкие сгустки. Фрагменты с массой меньше ~100 солнечных масс способны сформировать звезду. В таких формированиях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект.

Звёзды на начальной стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты таких звёздообразующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образования получили название глобул Бока.

Некоторые протозвёзды с массой менее 7% солнечной (массой менее так называемого предела Кумара) не достигают температуры, достаточной для протекания термоядерных реакций CNO-цикла. Такие объекты получили название коричневых карликов. Они постепенно остывают и сжимаются, пока вещество в их недрах не достигнет вырожденного состояния.

В недрах более массивных протозвёзд температура вследствие гравитационного сжатия достигает 10 миллионов кельвинов, делая возможным синтез гелия из водорода. С началом термоядерных реакций в звезде устанавливается гидростатическое равновесие, удерживающее ядро от дальнейшего гравитационного коллапса. Далее звезда может существовать в стабильном состоянии.

3. Середина жизненного цикла звезды

Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе -- от 0,5 до более чем 20 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Как правило, новые звезды «занимают своё место» на главной последовательности согласно диаграмме Герцшпрунга -- Рассела. Речь не идёт о физическом перемещении звезды -- только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. То есть, речь идёт, фактически, лишь об изменении параметров звезды.

Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она уходит с главной последовательности.

4. Зрелость

По прошествии от миллиона до нескольких десятков миллиардов лет (в зависимости от начальной массы) звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, которое производилось этими реакциями и уравновешивало силу собственного гравитационного притяжения звезды, внешние слои начинают сжиматься к ядру. Температура и давление повышаются как во время формирования протозвезды, но на этот раз до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов кельвинов не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Очень горячее ядро становится причиной чудовищного расширения звезды. Её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом звезда становится красным гигантом, и фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.

5. Поздние годы и гибель звёзд

Старые звёзды с малой массой

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных участках, что вызывает нестабильность и сильные солнечные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше чем коричневый карлик.

Но звезда с массой менее 0,5 солнечной никогда не будет в состоянии синтезировать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода. Звёздная оболочка у них недостаточно массивна, чтобы преодолеть давление, производимое ядром. К таким звёздам относятся красные карлики (такие как Проксима Центавра) живущие сотни миллиардов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра, постепенно остывая, на протяжении ещё многих и многих миллиардов лет.

Звёзды среднего размера

Крабовидная туманность, разлетающиеся остатки взрыва сверхновой, произошедшего почти 1000 лет назад

После того, как внешние слои звезды, с массой большей чем пять солнечных, разлетелись образовав красный сверхгигант, ядро вследствие сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются тяжёлые элементы, что временно сдерживает коллапс ядра.

В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. Вплоть до этого момента синтез элементов высвобождал большое количество энергии, однако именно ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер невыгодно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённой величины, то давление в нём уже не в состоянии противостоять колоссальной силе гравитации, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества.

То, что происходит в дальнейшем, не до конца ясно. Но что бы это ни было, это в считанные секунды приводит к взрыву сверхновой звезды невероятной силы.

Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну. Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала -- так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа.

Взрывная волна и струи нейтрино уносят материал прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим мусором, и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников.

Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также стоит под вопросом, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта, которые будут рассмотрены далее.

Нейтронные звёзды

Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны упасть на атомное ядро, где они сливаясь с протонами образуют нейтроны. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов.

Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы -- не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звезды получили название "пульсары", и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Чёрные дыры

Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится, и сами нейтроны начнут обрушиться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского Радиус Шварцшильда в Общей теории относительности представляет собой характерный радиус, определенный для любого физического тела, обладающего массой. Радиус Шварцшильда по величине равен гравитационному радиусу, поэтому в астрофизике не делается различия между этими понятиями. Радиус Шварцшильда для некоторого физического тела пропорционален его массе. Физическое тело, радиус которого меньше его радиуса Шварцшильда, превращается в черную дыру.. После этого звезда становится чёрной дырой.

Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности. Согласно ОТО материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика делает возможным исключения из этого правила. Существование чёрных дыр во вселенной подтверждено и теоретически, и посредством наблюдений.

Условия (главным образом, масса), при которых конечным состоянием эволюции звезды является чёрная дыра, изучены недостаточно хорошо, так как для этого необходимо знать поведение и состояния вещества при чрезвычайно высоких плотностях, недоступных экспериментальному изучению. Дополнительные сложности представляет моделирование звёзд на поздних этапах их эволюции из-за сложности возникающего химического состава и резкого уменьшения характерного времени протекания процессов. Достаточно упомянуть, что одни из крупнейших космических катастроф, вспышки сверхновых, возникают именно на этих этапах эволюции звёзд. Различные модели дают нижнюю оценку массы чёрной дыры, получающейся в результате гравитационного коллапса, от 2,5 до 5,6 масс Солнца. Радиус чёрной дыры при этом очень мал -- несколько десятков километров.

Впоследствии чёрная дыра может разрастись за счёт поглощения вещества -- как правило, это газ соседней звезды в двойных звёздных системах (столкновение чёрной дыры с любым другим астрономическим объектом очень маловероятно из-за её малого диаметра) Астрономы доказали: чёрные дыры действительно "съедают" звёзды // MEMBRANA. Мировые новости: URL: http://www.membrana.ru/lenta/?2701 (2004. 19 февраля). Процесс падения газа на любой компактный астрофизический объект, в том числе и на чёрную дыру, называется аккрецией. При этом из-за вращения газа формируется аккреционный диск, в котором вещество разгоняется до релятивистских скоростей, нагревается и в результате сильно излучает, в том числе и в рентгеновском диапазоне, что даёт принципиальную возможность обнаруживать такие аккреционные диски (и, следовательно, чёрные дыры) при помощи рентгеновских телескопов. Основной проблемой является малая величина и трудность регистрации отличий аккреционных дисков нейтронных звёзд и чёрных дыр, что приводит к неуверенности в идентификации астрономических объектов с чёрными дырами.

Столкновение чёрных дыр с другими звёздами, а также столкновение нейтронных звёзд, вызывающее образование чёрной дыры, приводит к мощнейшему гравитационному излучению, которое, как ожидается, можно будет обнаруживать в ближайшие годы при помощи гравитационных телескопов. В настоящее время есть сообщения о наблюдении столкновений в рентгеновском диапазоне.

Заключение

В результате проведённого исследования были подведены следующие итоги.

Большую часть своей жизни и хода эволюции звезда находится на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела, которая показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.

Источником звёздной энергии и излучения является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газового шара возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов кельвинов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает бомльшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга -- Расселла, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается -- звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Далее эволюция звезды вновь зависит от ее массы.

Если ее масса меньше половины солнечной, то звезда превращается в красного карлика и продолжает слабо излучать в инфракрасном и микроволновом спектрах.

При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта, её внешние слои продолжают расширяться, ядро сжиматься, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия, которые очень чувствительны к температуре, и поэтому нестабильны. Возникают сильнейшие пульсации, от которых внешние слои могут получить такое количество энергии, что смогут оторваться от звезды и превратиться в планетарную туманность.

Вскоре после таких пульсаций «загораются» углерод и кислород, что вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга -- Рассела. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), или в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара -- как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера -- Волкова -- как чёрная дыра.

В заключение я хотел бы отметить, что, хоть мы и расширили наши знания, благодаря проведенному исследованию, во Вселенной остается много непознанного и неизвестного. Это огромная область для дальнейшей работы и изучения.

Список литературы

1. Черепащук А.М. Черные дыры во Вселенной. - М.: Век 2, 2006. - 64 с. - (Наука сегодня)

2. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. -- М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984. -- 384 с.

3. Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура. Физические основы строения и эволюции звёзд. - М.: МГУ,1981. - 159 с.