Образование и эволюция звезд

Размещено на http://www.allbest.ru/

Образование и эволюция звезд

Звезды - наиболее распространенные объекты во Вселенной. Более 98% массы наблюдаемого космического вещества сосредоточено в них. Эволюция звезд - важный момент в процессе эволюции Вселенной.

Фаза звездообразования - современный этап эволюции Вселенной. Согласно теории Большого Взрыва, первые звезды начали образовываться спустя 100 млн. лет с момента возникновения Вселенной. Вначале сформировались крупные газовые уплотнения, названные «первичными блинами», которые эволюционировали в протогалактики, а затем - в современные галактики.

Звезды образуются в результате гравитационной конденсации разреженных водородно-гелиевых газовых облаков в протогалактиках. Фрагментация протогалактических облаков, согласно современной теории, может происходить, если их размеры превышают критический уровень в 150 тыс. световых лет. Это так называемый критический радиус протогалактики. Протогалактическое облако распадется на сгустки вещества, имеющие звездные массы, скорее всего, формировались массивные уплотнения, которые затем распадались на все более мелкие фрагменты, пока не возникли сгустки звездных масс. Это так называемая теория каскадной фрагментации, выдвинутая в 1953 году Ф. Хойлом и М Рисом. Фрагментация заканчивается, когда фрагмент становится непрозрачным. В нем потери энергии компенсируется энергией, образующейся вследствие уплотнения и разогрева вещества, находящегося внутри фрагментов. На последнем этапе, сжатие фрагмента происходит уже без последующего дробления. Образуется протозвезда. Протозвезды имеют массу от 0,1 массы до десятков масс Солнца.

Малые и крупные звезды начинают существование как сжимающиеся, но не дробящиеся далее сгущения, температура которых постепенно возрастает из-за того, что вещество внутри них уплотняется. Центральная область становится со временем все более плотной, более горячей. Затем в них начинают идти ядерные реакции. Эти реакции приводят к синтезу ядер гелия и выделению при этом огромных количеств энергии.

Пример такой реакции:

р+ + n° > Д⁺ + n° > Т⁺ + р⁺ > Не₄⁺⁺

Выделившаяся при этом энергия повышает давление в центре протозвезды настолько, что оно уравновешивает гравитацию. Сжатие прекращается, и протозвезда превращается в звезду. Эта фаза звездообразования занимает от нескольких миллионов лет для массивных звезд, до сотен миллионов лет для звезд, менее массивных, чем Солнце. В результате этого процесса в дозвездном облаке формируются звезды первого поколения.

Недавно исследователям удалось обнаружить звезду, возраст которой составляет около 12 млрд. лет, что всего на миллиард лет меньше расчетного возраста Вселенной. При этом химический состав звезды чрезвычайно близок по составу к веществу, образовавшемуся в результате Большого взрыва, породившего Вселенную.

Звезда практически не содержит тяжелых ядер - так астрономы обычно называют все элементы тяжелее водорода и гелия. Согласно теории Большого взрыва, первичная материя Вселенной практически полностью состояла из водорода, гелия и небольшой примеси лития, а более тяжелые элементы образовались вследствие термоядерных реакций в протозвездах.

Звезды первого поколения, имевшие массу от 10 до 50 солнечных, очень быстро эволюционировали. Все термоядерные процессы в них идут более интенсивно, чем в легких звездах. После сгорания водорода путем превращения его в гелий, начался процесс формирования в них тяжелых элементов, вплоть до железа. Затем они взрывались, выбрасывая в окружающую среду образовавшиеся в ней как в процессе эволюции, так и в ходе взрыва тяжелые элементы. Звезды создали весь спектр химических элементов, представленный в таблице Менделеева.

2. Согласно современным представлениям, образование ядер химических элементов от углерода до группы железа протекает в звездах первого поколения типа красных гигантов. Эти звезды обладают массой, во много раз превышающей массу Солнца. В их центрах температура достигает нескольких сотен миллионов градусов. Это оказывается достаточным для протекания реакций углеродного цикла - слияния ядер гелия в углерод. Ядро углерода, в свою очередь, может присоединить еще одно ядро гелия и образовать ядро кислорода, неона и т.д., вплоть до кремния. Выгорающее ядро красного гиганта сжимается, и температура в нем поднимается до 3-10 миллиардов градусов. В таких условиях реакции объединения продолжаются вплоть до образования ядер железа. Помимо процессов углеродного горения, могут проходить процессы кислородного, неонового и кремниевого горения, то есть термоядерные реакции с участием названных ядер.

Ядро железа - самое устойчивое во всей последовательности химических элементов. Здесь проходит граница, выше которой образование ядер перестает быть источником выделяющейся энергии (как это было в предыдущих реакциях), и протекание реакций с образованием еще более тяжелых ядер требует энергетических затрат.

Синтез атомных ядер, расположенных в таблице Менделеева за группой железа, должен обеспечиваться другим механизмом. Такие нуклиды образуются в рамках трех различных процессов: s-, r-, и p - процессы.

S - процесс. Разработана теория образования в недрах красных гигантов элементов от железа до висмута - в процессах медленного захвата нейтронов.

R - процесс. Тяжелые и сверхтяжелые элементы, находящиеся в таблице Менделеева за висмутом, образуются в процессе, в ходе которого ядро должно быстро последовательно захватить много нейтронов, прежде, чем произойдет его распад. В этом случае начальная концентрация нейтронов в звезде должна быть достаточно большой, Время задержки ядра до начала распада разные ученые оценивают от 0,1 до 30 секунд. Эти реакции в стационарной звезде невозможны. Возможным условием протекания такого процесса являются последствия взрыва сверхновой. При этом распространяющаяся ударная волна инициирует интенсивное протекание ядерных реакций с выделением нейтронов. Однако, известные сейчас модели сверхновых не могут создать достаточного количества нейтронов, чтобы получить полную картину распространенности тяжелых ядер.

P - процесс. Представляет собой образование редких, богатых протонами ядер путем захвата протонов или позитронов, так как ни одним процессом нейтронного захвата эти ядра не могут быть созданы. К таким ядрам можно отнести в первую очередь изотопы олова с массой 111, 112 и 115. Однако физические модели протекания этого процесса в звездах остаются пока не до конца понятными.

Звезды следующих поколений, в том числе и Солнце, с самого начала содержат в своем составе и в составе окружающего их газопылевого облака все элементы, в т.ч. и тяжелые.

Основные свойства звезды определяются ее массой, светимостью и радиусом. Во Вселенной существует колоссальное количество звезд, которые отличаются большим разнообразием, однако среди них можно выделить группы, обладающие общими свойствами.

Классификация звезд основана на изучении особенностей их спектров, которые, в свою очередь, связаны с химическим составом. Классификация звезд, разработанная учеными Гарвардской обсерватории, сейчас является общепризнанной. Основные типы звезд обозначены буквами О, Б, А, Ф, Ж, К, М.

Классификация звездных спектров

Помимо этого звезды отличаются звездной величиной и светимостью. В зависимости от этих показателей составлена знаменитая звездная диаграмма Герцшпрунгеля - Рессела. Положение звезды на этой диаграмме определяется ее физической природой и стадией эволюции. Звезды в нижней части диаграммы отличаются низкой светимостью и малыми размерами и называются карликами. В верхней части расположены красные гиганты и сверхгиганты. Они отличаются высокой светимостью.

В главной последовательности расположены звезды, начиная от самых горячих (в верхней части) до холодных (в нижней).

В верхней части главной последовательности расположены горячие звезды с массой больше солнечной. Температура и давление в их недрах выше, чем у поздних классов. Светимость также выше, поэтому они должны эволюционировать быстрее. Они должны быть молодыми. В нижней части - звезды, подобные Солнцу. Некоторые группы звезд не входят в главную последовательность и отличаются необычными свойствами. К ним относятся R - Субкарлики. Отличаются низким содержанием тяжелых элементов.

N - Красные гиганты. Имеют неоднородную структуру. Ядро, почти лишенное водорода, состоит из гелия. В ядре почти нет ядерных реакций. Во внешней оболочке есть водород, но нет соответствующей температуры. Ядро гиганта сжимается, достигая максимальной плотности. Он сбрасывает свою оболочку и становится белым карликом. Это старые умирающие звезды.

В процессе эволюции звезды проходят все стадии, обозначенные на главной последовательности.

Эволюция звезд зависит от их размеров и состава. Когда звезда сжигает весь водород, еще какое-то время идут процессы синтеза более тяжелых элементов. Однако эти процессы сопровождаются значительно меньшим выделением энергии. Если в центре звезды накапливается достаточное количество железа, термоядерные реакции прекращаются. При этом давление газа и излучения уже не могут компенсировать гравитационные процессы, и звезда сожмется под действием своего веса.

В зависимости от массы, финальная часть жизни звезды может идти по трем путям. Звезда может превратиться в белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру. Еще в 1928 году индийский аспирант С. Чандрасекар вычислил, какой величины должна быть звезда, чтобы, израсходовав все топливо, могла противостоять действию собственных гравитационных сил. Он рассчитал, что если масса холодной звезды меньше солнечной, либо превышает ее не более, чем в 1,2 раза, такая звезда сможет противостоять собственной гравитации вследствие квантово-механических эффектов - резкого повышения скорости движения электронов в ядрах атомов. Эта величина массы в 1.2 солнечной, называется в астрономии «предел Чандрасекара».

Что же происходит с такой звездой? Когда в процессе эволюции она исчерпает запасы водорода, то вступает в новую фазу эволюции. Ядерные реакции идут не в ядре, состоящем уже из гелия и более тяжелых элементов, а в тонком слое водорода вокруг этого ядра. Звезда разбухает, увеличившись в диаметре в 2-3 раза (фаза красного гиганта), снижает свою светимость, приобретает красный цвет и превращается в красный гигант. Затем сбросит свою газовую оболочку (так называемый взрыв новой), из которой формируется планетарная туманность. Далее, ее ядро будет медленно остывать, незначительно сокращаясь в размерах. Такая звезда эволюционирует в белый карлик. Белые карлики оказываются сверхплотными вырожденными звездами, исчерпавшими источники термоядерных реакций. Диаметр такой звезды несколько тысяч километров (близкий к диаметру Земли). Плотность в центре может достигать сотни тонн на кубический сантиметр. На небе открыто много белых карликов, самый известный из всех - Сириус Б. В более далекой перспективе эти звезды окончательно остынут, превратившись в коричневый карлик, а затем - в холодную железную звезду. На этом их эволюция закончится. Такая перспектива ожидает наше Солнце.

Судьба массивной звезды иная. Когда давление газа не может уравновесить силы гравитации, тогда звезда может неограниченно сжиматься - коллапсировать. Коллапс неизбежен, если звезда имеет массу в 1.5 - 2 массы Солнца. При сжатии газ в ядре звезды нагревается. Вначале этот процесс идет очень медленно. При определенной температуре становится возможным превращение протон - электронной пары в пару нейтрон - нейтрино. Нейтрино сразу же покидают звезду, унося энергию. Коллапс усиливается. В конечном итоге все протоны и электроны превратятся в нейтрон - нейтрино. При этом все ядро коллапсирует в пульсар или нейтронную звезду. При образовании пульсара энергия сжатия передастся внешней оболочке, которая будет выброшена в пространство со скоростью в несколько тысяч км/сек. Образуется ударная волна, которая может привести к началу нового процесса звездообразования. Светимость такой звезды превысит первоначальную в миллиарды раз. Затем в течение недели или месяца звезда излучает больше света, чем целая галактика. Это так называемая сверхновая звезда, взрыв которой приводит к образованию туманности, в центре которой находится пульсар или нейтронная звезда - потомок взорвавшейся звезды.

Существует предположение, что из вещества, образовавшегося после взрывов сверхновых, формируются звезды и планетные системы следующих поколений.

Вспышки сверхновых известны издавна. Так в 1054 году о такой вспышке записано в китайских хрониках. Звезда была видна днем, уступая в светимости только Солнцу. Оболочка этой звезды видна на небе до сих пор. Это так называемая Крабовидная туманность, в центре которой в 1967 году была обнаружена нейтронная звезда. Последняя вспышка сверхновой зафиксирована Кеплером в 1604 году.

Внешние края нейтронной звезды состоят из тяжелых ядер железа и германия. Толщина такой коры - 1 км при общем радиусе нейтронной звезды в 10 км. Центральная часть диаметром около 1 км находится в твердом состоянии. Под корой давление так велико, что тяжелые ядра размазываются до нуклонов. Электроны вдавливаются в протоны, и образуется нейтронная жидкость. Плотность вещества такой звезды достигает 100 млн. тонн/см³. Излучает только участок поверхности, излучение идет в виде ярких пятен.

Вначале существование нейтронных звезд было предсказано теоретически. Однако в 1967 г. радиоастрономы Э. Хьюиш и Д. Белл обнаружили необычный небесный объект, который активно излучал в радиодиапазоне. Их назвали «пульсары»: они вращаются (иногда с частотой несколько раз в секунду) и испускают мощный луч радиоволн, который проходит через нашу линию зрения один раз за 1 оборот. Особенность этих звезд - в их колоссальных плотностях, сильных магнитных и гравитационных полях

При массах, в 2 и более раза больших солнечных давление вырожденных нейтронов не в состоянии противостоять гравитационным силам. Нейтронная звезда коллапсирует. При этом плотность вещества звезды приближается к бесконечности, радиус звезды стремится к нулю. Когда радиус приближается к некоторому критическому значению, скорость вращения становится равной скорости света. Это значит, что свет от такой звезды уйти не может. По теории относительности, ничто не может двигаться быстрее скорости света. Следовательно, никакой объект не сможет выйти за пределы какой-то области пространства - времени. Эту область назвали черной дырой. Границу черной дыры называют горизонтом событий. Эти теоретически предсказанные объекты, которые поглощают свет, притягивают к себе другие массы, но ничего не излучают. Разработкой теории черных дыр занимается английский астрофизик С. Хокинг.

Согласно теории С. Хокинга, внутри черной дыры должна быть сингулярность, в которой плотность и кривизна пространства-времени должны быть бесконечны. Эта сингулярность подобна некоей полупроницаемой мембране. Объекты могут упасть в черную дыру, но ничто не может оттуда выйти. Согласно расчетам С. Хокинга, наблюдатель, упавший в черную дыру имеет возможность вынырнуть из нее в другой области Вселенной, то есть оказаться в другой точке пространства - времени. Но, к сожалению, эта возможность сильно нестабильна. Любое локальное возмущение может привести к нарушению стабильности и исчезновению и гибели наблюдателя.

Очень интересны предсказанные свойства черных дыр. Они имеют идеальную округлую форму, а их свойства не зависят от свойств звезды-предшественницы. Они могут вращаться, а могут находиться в неподвижном состоянии. Более того, как оказалось, они могут излучать энергию и при этом медленно испаряться. Черные дыры оказывают гравитационное воздействие на расположенные недалеко от них космические объекты. На этом принципе основано обнаружение черных дыр. Такая дыра была недавно обнаружена в созвездии Лебедя. Теория Черных дыр в настоящее время активно разрабатывается.

Надо иметь в виду, что звезда с большой массой сжигает свое горючее во много раз быстрее, чем легкая. Например, скорость процессов в Сириусе, имеющем 2 массы Солнца, в 30 раз выше, чем у него. Появление во Вселенной всей гаммы химических элементов открыло новый этап в развитии вещества и в формировании ее структур. Так, в местах нахождения разнообразных химических элементов протекают процессы их объединения в молекулы, сложность которых может нарастать до очень высоких уровней.

Но самое интересное, с чем столкнулись наблюдатели, - это неожиданное присутствие в Космосе разнообразных органических молекул, вплоть до таких сложных, как молекулы аминокислот. В межзвездных облаках насчитали более 50 видов органических молекул. Вероятно, что синтез молекул, в т.ч. и органических, - распространенное явление в космосе. Правда, мы пока не можем назвать конкретные пути протекания такого синтеза

Во Вселенной существуют очень интересные объекты, которые называются маяками Вселенной. Это звезды, характеризующиеся периодическим изменением блеска.

Строго периодически с периодом в несколько дней, блеск звезды сначала увеличивается, а потом ослабевает. Физические характеристики являются причиной периодического изменения их светимости. Это пульсирующие звезды. Они то увеличиваются в размере, то сжимаются. Движения их поверхности и создают колебания лучевой скорости. Цефеиды - неустойчивые звезды, у которых однажды случившийся толчок вызывает периодически повторяющиеся колебания. Периоды различных цефеид заключены в пределах от 1,5 до 45 суток. Все цефеиды - звезды гиганты большой светимости. Они являются мощными источниками радиоизлучения. По ним определяют расстояния до различных галактик. Именно поэтому цефеиды называют радиомаяками Вселенной.

Солнце - типичная звезда, входящая в главную последовательность звезд Герцшпрунгеля - Рессела. Это звезда второго или даже третьего поколения. По своей светимости она относится к спектральному классу G - желтым карликам. Наша звезда вращается вокруг своей оси не как твердое тело, то есть его различные слои вращаются с различной скоростью. Следовательно, в центре его находится жидкое ядро.

Химический состав Солнца определен по его спектрам. Самая сильная линия солнечного спектра принадлежит кальцию. После нее по интенсивности идут линии водорода, натрия, магния, титана, железа. Остальные линии отождествляются примерно с 70 элементами периодической системы.

Преобладающим элементом является водород. По числу атомов его примерно в 10 раз больше, чем остальных элементов, и на его долю приходится 70% массы Солнца.

Температура слоев Солнца меняется с глубиной. Сейчас установлено, что средняя его температура составляет 5770° К Вблизи видимой поверхности расположен слой с минимальной температурой - 4500°К. Вглубь Солнца температура существенно повышается и достигает 10 млн.°К Известно, что при таких температурах ионизируются атомы большинства элементов. При температуре выше 10-15 тыс.°К ионизируется водород. Следовательно, солнечное вещество представляет собой плазму. Лишь в тонком слое вблизи видимого края, ионизация слабая, преобладает атомарный водород.

звезда спектр сверхновая дыра

Размещено на Allbest.ru