Размещено на http://allbest.ru/

Размещено на http://allbest.ru/

Содержание

• Введение
• 1. Эволюция звезд
• 1.1 Характеристика звезд
• 1.2 Понятие звездной эволюции
• 1.3 Процесс звездообразования
• 1.4 Звезда как саморегулирующаяся система
• 1.5 Нуклеосинтез: происхождение химических элементов
• 1.6 Поздние стадии эволюции
• Заключение
• Список использованных источников

Введение

Мир звезд в Галактике изучался многими учеными, отметим вклад Вильяма Гершеля (1738-1822), построившего первую схему строения Галактики. После открытия многочисленных слабых туманностей возник спор, где они находятся: в нашей Галактике или за ее пределами. Спор продолжался до 20-х годов нашего века, пока не были разложены на звезды ближайшие галактики. Современная космология изучает мир галактик и скоплений галактик. Нагирнер Д. И. Элементы космологии: Учебное пособие. -- СПб.: Изд-во С.-Петерб. ун-та, 2001. - С. 3

Звезды на настоящем этапе эволюции мира, несомненно, являются во многих отношениях самыми важными объектами Вселенной.

Во-первых, в звездах сосредоточена большая часть массы светящегося вещества галактик: в нашей Галактике -- около 90%, в галактиках других типов часто и того больше. Во-вторых, звезды являются важнейшими поставщиками энергии электромагнитного излучения во Вселенной. В-третьих, химический состав вещества Вселенной, точнее, распространенность элементов и изменение ее со временем почти целиком определяются процессами ядерных превращений в недрах звезд. Часто приходится слышать и читать, что Солнце -- источник жизни на Земле, потому что оно нас освещает и обогревает. Однако, с не меньшим, а пожалуй даже с большим правом на эту роль могут претендовать и те теперь уже умершие звезды, которые когда-то буквально «во чреве своем» породили элементы, ставшие основой жизни.

Энергетическая роль звезд известна очень широко. Роль же звезд в ядерной эволюции вещества Вселенной подчеркивается гораздо меньше -- вероятно, потому, что она была выяснена не так давно и многие детали и сейчас еще поняты не до конца. Между тем, она не менее важна: звезды -- это основные центры синтеза элементов в природе.

1. Эволюция звезд

1.1 Характеристика звезд

Основное население галактик -- звезды. Мир звезд необыкновенно разнообразен. И хотя все звезды -- раскаленные шары, подобные Солнцу, их физические характеристики различаются весьма существенно. Есть, например, звезды-гиганты и сверхгиганты. По своим размерам они значительно превосходят Солнце. Кроме звезд-гигантов существуют и звезды-карлики, значительно уступающие по своим размерам Солнцу. Некоторые карлики меньше Земли и даже Луны. Вещество их отличается чрезвычайно высокой плотностью.

Еще большей плотностью обладают нейтронные звезды. Диаметр такой звезды, состоящей главным образом из ядерных частиц -- нейтронов, составляет всего около 20--30 км, а средняя плотность вещества достигает 100 млн. т/см3. По существу, нейтронная звезда -- это громадное атомное ядро. Существование нейтронных звезд теоретически предсказано еще в 30-х годах XX в. Однако обнаружить их удалось только в 1967 г. по необычному импульсному радиоизлучению. Нейтронные звезды быстро вращаются, и радиолуч каждой вращающейся звезды регистрирует радиотелескоп как импульс радиоизлучения. Поэтому нейтронные звезды подобного типа называются пульсарами. Большинство пульсаров излучает в радиодиапазоне от метровых до сантиметровых волн. Иногда их называют радиопульсарами. Пульсары в Крабовидной туманности и ряд других излучают, кроме того, в оптическом, рентгеновском и гамма-диапазонах.

Звезды обладают различными поверхностными температурами -- от нескольких тысяч до десятков тысяч градусов. Соответственно различен и цвет звезд. Сравнительно холодные звезды -- с температурой 3--4 тыс. градусов -- красного цвета. Наше Солнце с поверхностью, нагретой до 6 тыс. градусов, имеет желтоватый цвет. Самые горячие звезды -- с температурой выше 12 тыс. градусов -- белые и голубоватые. Во Вселенной наблюдаются вспышки новых и сверхновых звезд. Такие звезды в некоторый момент времени в результате бурных физических процессов неожиданно увеличиваются в объеме, раздуваются, сбрасывают свою газовую оболочку и в течение нескольких суток выделяют чудовищное количество энергии -- в миллиарды раз больше, чем излучает Солнце. Затем, исчерпав свои ресурсы, они постепенно тускнеют, превращаясь в газовую туманность. Так, на месте сверхновой звезды образовалась, например, Крабовидная туманность. Она является мощным источником излучения, что свидетельствует о продолжении происходящих внутри нее интенсивных процессов.

Звезды, составляющие нашу Галактику, движутся вокруг ее центра по очень сложным орбитам. С огромной скоростью -- около 250 км/с -- движется в мировом пространстве и наше Солнце, увлекая за собой свои планеты. Солнечная система совершает один полный оборот вокруг галактического центра за время больше 200 млн. лет. Карпенков С.Х. Концепции современного естествознания: Учеб. для вузов. -- 6-е изд., перераб. и доп. -- М.: Высш. шк., 2003. -- С. 184

1.2 Понятие звездной эволюции

звезда ядерный вселенная нуклеосинтез

Эволюцией звезд называется изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. «Рождение» звезды - это образование гидростатически равновесного объекта, излучение которого поддерживается 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. Выделение гравитационной энергии может играть определяющую роль лишь тогда, когда температура недр звезды недостаточна для того, чтобы ядерное энерговыделение могло компенсировать потери энергии, и звезда в целом или ее часть должна сжиматься для поддержания равновесия. Высвечивание тепловой энергии становится определяющим лишь после исчерпания запасов ядерной энергии. Таким образом, эволюцию звезд можно представить как последовательную смену источников энергии звезд. Тамаров В. А. Общая астрофизика: Курс лекций. Курс лекций по общей астрофизике. - Электронный учебник. - С. 61

Основные фазы в эволюции звезды -- ее рождение (звездообразование); длительный период (обычно стабильного) существования звезды как целостной системы, находящейся в гидродинамическом и тепловом равновесии; и, наконец, период ее «смерти», т.е. необратимое нарушение равновесия, которое ведет к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

Ход эволюции звезды зависит от ее массы и исходного химического состава, который, в свою очередь, зависит от времени образования звезды и ее положения в Галактике в момент образования. Чем больше масса звезды, тем быстрее идет ее эволюция и тем короче ее «жизнь». Для звезд с массой, превышающей солнечную массу в 15 раз, время стабильного существования оказывается всего около 10 млн лет. Это крайне незначительное время по космическим меркам, ведь время, отведенное для нашего Солнца, на 3 порядка выше -- около 10 млрд лет.

Как по отношению к истории человечества, так и по отношению к истории звезд можно говорить об их поколениях. Каждое поколение звезд имеет особые закономерности формирования и эволюции. Например, звезды первого поколения образовались из вещества, состав которого сложился в начальный период существования Вселенной -- почти 75% водорода и 25% гелия с ничтожной примесью дейтерия и лития. В ходе, по-видимому, достаточно быстрой эволюции массивных звезд первого поколения образовались более тяжелые химические элементы (в основном вплоть до железа), которые впоследствии были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или их взрывов. Звезды последующих поколений уже формировались из вещества, содержащего 3--4% тяжелых элементов. Поэтому, говоря о звездной эволюции, надо различать по крайней мере три значения этого понятия: эволюция отдельной звезды, эволюция отдельных типов (поколений) звезд и эволюция звездной материи как таковой. В дальнейшем мы будем иметь в виду закономерности эволюции отдельных звезд.

1.3 Процесс звездообразования

Звездообразование -- это процесс рождения звезд из межзвездного газа, газопылевых образований, облаков. Процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время.

Для каждого поколения звезд характерны конкретные условия звездообразования. Кроме того, первые поколения звезд образовывались в основном в области галактического центра, во всем его объеме. В дальнейшем, в связи с тем, что межзвездный газ все больше концентрировался в плоскости Галактики, звездообразование происходило и происходит сейчас в этой галактической плоскости.

Звезды образуются не в одиночку, а группами, скоплениями, что является результатом гравитационной конденсации, сжатия (коллапса) громадных объемов межзвездного газа, газопылевых облаков. Этот процесс хорошо описывается теорией. Кроме того, имеются многочисленные наблюдательные данные рождения звезд. Их число особенно увеличилось с возникновением радио и инфракрасной астрономии, для диапазонов которых газ и пыль прозрачны.

Звездообразование начинается со сжатия и последующей фрагментации (под действием гравитационных сил) протяженных холодных облаков молекулярного межзвездного газа. Масса газа должна быть такой, чтобы действие сил гравитации преобладало над действием сил газового давления. При современных температурах межзвездного газа (10--30 К) его минимальная масса, которая может конденсироваться, коллапсировать, составляет не менее тысячи масс нашего Солнца. Каждый из образовавшихся фрагментов может в свою очередь разделяться на отдельные фрагменты (так называемая каскадная фрагментация). Последняя серия фрагментов и представляет собой материал, из которого непосредственно формируются звезды.

По мере сжатия в таком фрагменте постепенно выделяются ядро и оболочка. Ядро -- это центральная, более плотная и компактная часть, достигшая гидростатического равновесия. Оболочка -- это внешняя, протяженная, продолжающая коллапсировать часть газопылевого фрагмента. (Из материала оболочки впоследствии при ее преобразовании в газопылевой диск могут образовываться окружающие звезду планеты.) Процесс конденсации сопровождается возрастанием магнитного поля, ростом давления газа. Долгое время оболочка остается плотной и непрозрачной, что делает рождающуюся звезду невидимой в оптическом диапазоне. (Зато ее можно зафиксировать средствами радио- и инфракрасной астрономии.) Так постепенно формируются протозвезды -- грандиозные непрозрачные массы межзвездного газа со сформировавшимся ядром, в которых гравитация уравновешивается силами внутреннего давления. Найдыш В. М. Концепции современного естествознания. - М.: Гардарики, 2003. - с. 399

С образованием протозвезды рост массы ее ядра не прекращается. Масса ядра продолжает увеличиваться за счет выпадения газа на ядро из оболочки (аккреция). Силы гравитации растут и разогревают ядро, которое претерпевает качественные изменения, в том числе возрастают его светимость и давление излучения. Затем рост ядра и конденсация газа из оболочки прекращаются. Оболочка постепенно «сдувается» излучением и рассеивается. А ядро со стороны приобретает вид звездного объекта. Этот процесс гравитационного сжатия длится относительно недолго (от сотен тысяч до нескольких десятков млн лет) и заканчивается тогда, когда температура в центре достигает тех значений (10--15 млн градусов), при которых включается другой источник энергии--термоядерные реакции. Сжатие при этом прекращается и процесс звездообразования завершается: протозвезда окончательно превращается в звезду.

Теория звездообразования не только описывает его общий ход, но и позволяет выделить факторы, которые могут замедлять или стимулировать звездообразование. К замедляющим факторам относятся: незначительная масса протозвезды, высокая скорость вращения газопылевого облака, сильное магнитное поле и др. Стимулирующими звездообразование процессами являются: ударные волны, порожденные вспышками сверхновых звезд; ионизационные фронты; столкновение облаков; звездный ветер (поток плазмы от горячих звезд) и др.

1.4 Звезда как саморегулирующаяся система

Источниками энергии у большинства звезд являются водородные термоядерные реакции в центральной зоне. В ходе этих реакций водород превращается в гелий, выделяя громадное количество энергии.

Водород -- главная составная часть космического вещества и важнейший вид ядерного горючего в звездах. Запасы его в звездах настолько велики, что ядерные реакции могут протекать в течение миллиардов лет. При этом, до тех пор пока в центральной зоне весь водород не выгорит, свойства звезды изменяются мало.

В недрах звезд, при температурах более 10 млн К и огромных плотностях, газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях звезда может находиться в стационарном состоянии лишь благодаря тому, что в каждом ее слое внутреннее давление газа уравновешивается действием сил тяготения. Если внутри звезды температура по какой-либо причине повысится, то звезда должна раздуться, так как возрастает давление в ее недрах. И, наоборот, если температура внутри звезды, а значит и давление, понизится, то радиус звезды уменьшается. Такое состояние называется гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная звезда представляет собой плазменный шар, находящийся в состоянии гидростатического равновесия.

Стационарное состояние звезды характеризуется еще и тепловым равновесием, которое означает, что процессы выделения энергии в недрах звезд, процессы теплоотвода энергии из недр к поверхности и процессы излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то звезда начнет сжиматься и разогреваться. Это приведет к ускорению ядерных реакций, и тепловой баланс будет вновь восстановлен. Таким образом, звезда представляет собой тонко сбалансированный «организм», она оказывается саморегулирующейся системой. Причем чем звезда больше, тем быстрее она исчерпывает свой запас энергии.

После выгорания водорода в центральной зоне звезды образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Постепенно они перемещаются на периферию звезды. Звезда принимает гетерогенную структуру. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка - расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату.

Полагают, что на стадии красного гиганта наше Солнце увеличится настолько, что заполнит орбиту Меркурия. Правда, Солнце станет красным гигантом примерно через 5 млрд лет. Так что особых оснований для беспокойства у жителей Земли нет. Ведь солнечная система образовалась всего лишь 5 млрд лет назад.

Для красного гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высокая внутренняя. С ее повышением в термоядерные реакции включаются все более тяжелые ядра. На этом этапе (при температуре свыше 150 млн К) в ходе ядерных реакций осуществляется синтез более тяжелых, чем гелий, химических элементов.

1.5 Нуклеосинтез: происхождение химических элементов

Именно в недрах звезд происходит нуклеосинтез -- цепочка тех ядерных реакций, в ходе которых тяжелые ядра химических элементов образуются из более легких ядер.

В период стабильного развития звезд в ходе термоядерных реакций происходит синтез гелия из водорода. А в недрах красных гигантов, при температуре свыше 150 млн градусов, начинается новый этап ядерных реакций, в ходе которых происходит горение уже не водорода, а гелия: три ядра гелия образуют ядро углерода. Последнее, взаимодействуя с ядром гелия, дает ядро кислорода, а синтез ядра кислорода с ядром гелия - неон и т.д., вплоть до кремния. Так постепенно гелиевое ядро преобразуется в углеродно-кислородное ядро.

На следующем этапе ядерных реакций начинаются реакции углеродного горения. При этом происходит резкое взрывное повышение температуры еще на один-два порядка, т.е. до миллиардов и десятков миллиардов градусов. В этих условиях реализуются сложные и многовариантные цепочки ядерных реакций, которые ведут к образованию химических элементов так называемого железного пика. Но более тяжелые элементы не могут образовываться в результате непосредственного взаимодействия заряженных частиц (ядер), так как для их синтеза необходимо больше энергии, чем высвобождается в процессе реакции.

На этом этапе подключается новый «механизм», связанный с ядерными реакциями нейтронов, для которых электростатический барьер значения не имеет. Механизм получил название нейтронного захвата: нейтрон, проникая в ядро, связывается там. В результате может образоваться стабильное ядро изотопа нового химического элемента. В этом случае нейтроны и протоны ведут себя устойчиво. Если же ядро оказывается нестабильным, перегруженным нейтронами (их число превышает число протонов), то происходит реакция бета-распада, в ходе которой нейтрон (я) превращается в протон (р) с образованием электрона (е) и нейтрино (v): n -> p+e+v. При таком распаде ядро превращается в изотоп следующего в периодической системе химического элемента. (Обратный процесс может происходить в случае перегруженности ядра нестабильными протонами.)

1.6 Поздние стадии эволюции

На стадии красного гиганта осуществляются основные реакции нуклеосинтеза после выгорания водорода. В результате изменения химического состава, роста давления, пульсаций и других процессов красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство. Динамическое равновесие звезды нарушается, нарастают разрушительные тенденции, происходит периодический сброс верхних оболочек. В этом случае звезда наблюдается как ядро планетарной туманности. Планетарная туманность -- это система, состоящая из звезды (ядра туманности) и симметрично окружающей ее светящейся газовой оболочки (их может быть несколько), расширяющейся в пространстве достаточно большой скоростью (20--40 км/с). По мере разряжения свечение оболочки ослабевает и она становится невидимой. Планетарные туманности обогащают межзвездную среду химическими элементами.

Так постепенно красный гигант теряет свою массу, исчерпывает термоядерные источники энергии. На завершающем этапе нуклеосинтеза в недрах красного гиганта наступает нейтронизация вещества -- процесс, в ходе которого электроны под громадным давлением как бы «вдавливаются» в атомные ядра, взаимодействуют с протонами и превращаются в нейтроны. Красный гигант охлаждается, остывает. Теперь судьба звезды зависит от массы оставшегося ядра.

При массе менее 1,4 массы Солнца звезда, обладая громадной плотностью (сотни тонн на 1 см³), в основном сохраняет свое стационарное, равновесное состояние. Такие звезды называются белыми карликами. Белый карлик как бы вызревает внутри красного гиганта и появляется на свет тогда, когда красный гигант сбрасывает свои поверхностные слои, образуя планетарную туманность. Поэтому белые карлики, окруженные остатками оболочки, выглядят обычно как планетарные туманности. Белый карлик не имеет ресурсов для термоядерных реакций, он постепенно охлаждается, причем время охлаждения достаточно велико -- примерно 10⁹ лет. Это время сравнимо с возрастом Галактики.

Когда энергия звезды иссякнет, звезда меняет свой цвет с белого на желтый, затем на красный; наконец, она перестает излучать и начинает непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде маленького темного безжизненного объекта. Так белый карлик медленно превращается в мертвую холодную звезду, размер которой обычно меньше размеров Земли, а масса сравнима с солнечной. Плотность такой звезды в миллиарды раз выше плотности воды. Так заканчивают свое существование большинство звезд.

При массе более 1,4 массы Солнца стационарное состояние звезды без внутренних источников энергии становится невозможным, так как давление не может уравновесить силу тяготения. В таких звездах начинается гравитационный коллапс -- неограниченное падение вещества к центру. В случае, когда внутреннее давление и другие причины все же останавливают коллапс, происходит мощный взрыв -- вспышка сверхновой с выбросом значительной части вещества звезды в окружающее пространство с образованием газовых туманностей.

Но если масса умирающей звезды более чем в 3 раза превышает массу Солнца, то уже ничто не может предотвратить гравитационный коллапс, такая звезда как бы взрывается внутрь, неизбежно превращаясь в черную дыру. Найдыш В. М. Концепции современного естествознания. - М.: Гардарики, 2003. - С. 406

Заключение

Итак, звезды -- грандиозные плазменные системы, в которых физические характеристики, внутреннее строение и химический состав изменяются со временем. Время звездной эволюции очень велико. Каждая из множества звезд на небе проходит некоторый этап эволюции.

Эволюцией звезд называется изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. «Рождение» звезды - это образование гидростатически равновесного объекта, излучение которого поддерживается за счет собственных источников энергии. «Смерть» звезды - необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

Источниками энергии у большинства звезд являются водородные термоядерные реакции в центральной зоне. В ходе этих реакций водород превращается в гелий, выделяя громадное количество энергии..В недрах звезд происходит нуклеосинтез -- цепочка тех ядерных реакций, в ходе которых тяжелые ядра химических элементов образуются из более легких ядер.

На стадии красного гиганта осуществляются основные реакции нуклеосинтеза после выгорания водорода. В результате изменения химического состава, роста давления, пульсаций и других процессов красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство. Так постепенно красный гигант теряет свою массу, исчерпывает термоядерные источники энергии. Когда энергия звезды иссякнет, звезда меняет свой цвет с белого на желтый, затем на красный; наконец, она перестает излучать и начинает непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде маленького темного безжизненного объекта. Так белый карлик медленно превращается в мертвую холодную звезду.

Список использованных источников

1) Иванов В. В. Астрофизика звезд. - СПб.: СПБГУ, 2006. - 282 с.

2) Карпенков С.Х. Концепции современного естествознания: Учеб. для вузов. -- 6-е изд., перераб. и доп. -- М.: Высш. шк., 2003. -- 488 с.

3) Нагирнер Д. И. Элементы космологии: Учебное пособие. -- СПб.: Изд-во С.-Петерб. ун-та, 2001. -

4) Найдыш В. М. Концепции современного естествознания. - М.: Гардарики, 2003. - 476 с.

5) Тамаров В. А. Общая астрофизика: Курс лекций. Курс лекций по общей астрофизике. - Электронный учебник. - 125 с.

Размещено на Allbest.ru