Эволюция звезд

Размещено на http://www.allbest.ru/

Реферат

Эволюция звезд

Крутиков Даниил

Руководитель: Наумов А.Л.

Введение

Как и все тела в природе, звезды не долговечны, они рождаются, эволюционируют и «умирают». Чтобы понять их жизненный путь, надо знать как они появляются. В прошлом это было загадкой, но сейчас ученые легко могут определить жизненный путь каждой звезды. Так как они возникают? На этот вопрос есть точный ответ, о котором будет говориться в данном реферате.

Я считаю, что эта тема актуальна её новизной и загадочностью.

Этот реферат разбит на три основные главы: рождение звезд, их жизнь и смерть.

В первой части будет рассмотрен вопросы возникновения звезд.

Во второй - их эволюции.

В третьей - об их последних годах жизни, и конечно же причинах «смерти».

Представленная работа рассчитана на читателей без специальной подготовки, но с базовыми знаниями физики. Будет полезна и интересна людям, увлекающимся или изучающими астрономию.

1. Рождение звезд, их жизнь и смерть

Звезды рождаются.

Рождение -- не начало; смерть -- не конец.

Чуан-Цзы.

Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа и пыли требуются миллионы лет. Как хорошо известно, световые волны - это лишь очень малая часть огромного диапазона электромагнитных волн, которые излучаются и поглощаются различными объектами. Совершенно очевидно, что, ограничивая себя узкой спектральной областью видимых лучей, астрономы получали только одностороннюю информацию о Вселенной. Но после Второй Мировой Войны открыли новые способы изучения космоса, как радиоастрономия, которая ныне занимает первое место среди остальных. Благодаря этим технологиям ученые могут проследить весь жизненный путь звезды.

Итак, как же она становится полноценной звездой?

Ученым удалось обнаружить маленькие черные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят черными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звездами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звезд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объем их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звезд, по массе близких к Солнцу. Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь всё меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако. Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, ещё очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ. В этой стадии протозвезда едва видна, так как основная доля её излучения приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде, чтобы достигнуть той светиться как тусклый красный шар и становится видимой. Звёзды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладать самым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю её судьбу. Чем ярче звезда, тем она горячее, соответственно чем она слабее светит, тем холоднее. Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного "топлива" и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

2. Эволюция звезд

Звезды эволюционируют.

Цивилизации приходят и уходят, а звезды остаются, и будут сиять вечно.

Галактический экспресс 999

Ученые доказали, что в звезде происходит ядерный синтез (это превращение одних химических элементов в другие внутри звезды). В частности, Солнце находится на стадии сжигания водорода в процессе активного ядерного синтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиардов лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает. Ей приходится сжигать водород с интенсивностью превосходящей темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «середнякам».

После того, как от звёзд отделяется оболочка, открываются её внутренние очень горячие слои, а оболочка тем временем отходит всё дальше. Через несколько десятков тысяч лет оболочка распадётся и останется только очень горячая и плотная звезда. Постепенно остывая она превратится в белый карлик:

- это звезда размеры которой в сотни раз меньше Солнечных,

- но массами и особо не отличаются

- огромная средняя плотность 10в6-10в7 г/см3.

-светимость их в сотни тысяч раз меньше солнечной.

Одна из звезд этого типа «Сириус В». Таких звезд в нашей Галактике около 10%. Далее остывая они превращаются в невидимые чёрные карлики. Черные карлики-этой конечная стадия эволюции белых карликов:

-размером чуть больше Земли,

-имеющие массу сравнимую с массой солнца.

-очень плотная и холодная звезда.

Процесс остывания белых карликов длится несколько сотен миллионов лет.

Так же я хочу рассказать вам о еще одной стадии эволюции звезд - красных гигантах, по-другому звезды «горизонтальной ветви» диаграммы Герцшпрунга-Рассела*, датского ученого XIX-XX веков. Это огромная, горячая и яркая звезда. Эта форма звезды проявляется только в ранней и поздней стадиях эволюции звезд. На ранней стадии длительность этого вида звезды зависит от ее массы:

-Этот этап длиться от 10 тысяч лет для звезд массой равной 10 солнечным,

- и до 1 миллиона для звезд обладающих массой меньше солнечной.

На этой стадии светимость зависит от количества выделяемой энергии за счет сжатия звезды.

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчивают свою жизнь весьма обычным для звезд образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту. С одной стороны, температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий, своего рода затухающей первичной реакции ядерного синтеза, вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода.

На поздних стадиях эволюции звезд после всего выгорания водорода в её недрах, звезды переходят в стадию красного гиганта или красного сверхгиганта. Эту зависимость «перехода» можно увидеть в диаграмме Герцшпрунга-Рассела*:

-если звезда имеет массу равную или меньшую 10 массам Солнца, то она сначала становится красным гигантом, а затем сверхгигантом.

-если же звезда имеет массу больше солнечной, то такая звезда становится сразу красным сверхгигантом.

Также из диаграммы Герцшпрунга-Рассела можно увидеть, что такой вид звезды длится около 10% периода эволюции звезд, в котором происходит ядерный синтез.

Если масса звезды от 1,2 до 2,5 солнечной, то такая звезда взорвётся. Этот взрыв называется вспышкой сверхновой. Вспыхнувшая звезда за несколько секунд увеличивает свою светимость в сотни миллионов раз (вспышка сверхновой может выделить в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые). Такие вспышки происходят крайне редко. В нашей Галактике взрыв сверхновой происходит, примерно, раз в сто лет. После подобной вспышки остаётся туманность, которая имеет большое радиоизлучение, а также очень быстро разлетается. Помимо огромного радиоизлучения такая туманность будет ещё источником рентгеновского излучения, но это излучение поглощается атмосферой земли, поэтому может наблюдаться лишь из космоса.

Существует несколько гипотез о причине взрывов звёзд (сверхновых), однако общепризнанной теории пока нет. Есть предположение, что это происходит из-за слишком быстрого спада внутренних слоёв звезды к центру. Звезда быстро сжимается до катастрофически маленького размера порядка 10 км, а плотность её в таком состоянии составляет 1017 кг/м3, что близко к плотности атомного ядра. Её начальная температура около миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать.

Эта звезда из-за её маленького размера и быстрого остывания долгое время считалась невозможной для наблюдения. Но через некоторое время были обнаружены пульсары. Названы они так из-за кратковременного излучения радиоимпульсов. То есть звезда как бы «мигает». Это открытие было сделано совершенно случайно и не так давно, а именно в 1967 году. Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимо нашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол с осью вращения.

Если масса звезды превышает 2,5 солнечные, то в конце своего существования она как бы обрушится в себя и будет раздавлена собственным весом. В считанные секунды она превратится в точку. Это явление получило название «гравитационный коллапс», а также этот объект стали называть «чёрной дырой». Но подробную информацию о смерти звезд вы сможете прочесть в 3 параграфе реферата.

Как видно из выше сказанного текста основные изменения жизни звезды зависят от её массы, но необходимо также обращать внимание и на другие

3. Последние годы жизни звезд и причины «смерти»

Звезды умирают.

…Быть званным в большую сферу и чтобы не было видно,

как ты там движешься- вот это и есть дыра!...

Шекспир

В этой части реферата будет рассмотрена смерть звезд.

Как отмечалось в предыдущих частях, когда термоядерное топливо истощается, недра звезды начинают охлаждаться и не могут противостоять гравитационному сжатию. Звезда испытывает падение вещества внутрь. Этот процесс приводит коллапсу.

Итак, мы можем выделить несколько сценариев смерти звезды. Рассмотрим каждый из них.

Звёздам с массой менее 1,2 солнечной свойственно тихое угасание. Тихо угасают карликовые звёзды. Они превращаются в "прохладные" гелиево-водородные - чёрные карлики. Разумеется, этот процесс происходит очень медленно, так как звезда после исчерпания термоядерного топлива ещё очень долго светит за счёт постепенного гравитационного сжатия. Наша область Вселенной столь молода, что, наверное, тихо угасших звёзд пока ещё нет.

Возможность наблюдать очень далёкие сверхновые помогает изучать скорость расширения Вселенной в разные эпохи (светимость звезды говорит о расстоянии до неё и времени события, а цвет - о скорости её удаления). Так было открыто замедление расширения Вселенной в первые 8,7 млрд. лет и ускорение этого расширения в последние 5 млрд. лет.

Недавно произведены наблюдения, из которых следует, что ударная волна сверхновой рождает в расширяющейся оболочке прежней гигантской звезды гамма- вспышку или рентгеновскую вспышку.

Если первоначальная масса ядра звезды превосходил 1,2 солнечной, но была меньше 2,4, то после исчерпания существенной части ядерного горючего произойдет катастрофа. Внутренние слои звезды под влиянием силы тяготения, которой уже не может противодействовать газовое давление, обрушатся к центру звезды. Почти одновременно с этим наружные слои звезды в результате взрыва будут выброшены с огромной скоростью порядка 10000 км/с. Это явление будет наблюдаться как вспышка сверхновой. Падая со скоростью свободного падения, за какие-нибудь несколько секунд внутренние слои звезды сожмутся в сотню тысяч раз. При этом объем звезды уменьшится в 10¹⁵ раз, ее средняя плотность во столько же раз увеличится и превзойдет ядерную, а линейные размеры станут всего лишь порядка 10 км. Физические свойства такого сверхплотного вещества, давление которого уравновешивает силу гравитационного притяжения «сколлапсировавшей» звезды, весьма необычны.

Во многом схожи они со свойствами вещества атомного ядра, в котором взаимодействуют протоны и нейтроны. Такой объект подобен макроскопической «ядерной капле». За счет этого звезду назвали «нейтронной», ещё в 30-х годах.

Итак, взрывы сверхновых звезд сопровождаются образованием нейтронных звезд -- качественно нового типа космических объектов, существование которых было давно предсказано теоретиками.

В пределах Нашей Галактики связь остатков сверхновой звезды с пульсаром к середине 1980-х годов была известна только для Крабовидной туманности.

В случае, если масса ядра «сколлапсировавшей» звезды превосходит некоторый критический предел (2,5-3 солнечной), ее неограниченное сжатие под давлением силы гравитации уже ничем нельзя остановить. При этом нейтронная звезда как стабильное образование возникнуть не может. Ничем не компенсируемая сила гравитации будет сколь угодно сильно сжимать вещество коллапсирующей звезды, размеры которой будут становиться сколь угодно малыми. Звезда будет сжиматься в точку. Но здесь выступают на первый план парадоксальные закономерности общей теории относительности. Из-за огромного значения гравитационного потенциала эффекты общей теории относительности, которые в «нормальных» космических условиях совершенно ничтожны по величине, здесь становятся решающими. Связанная с такой ситуацией увлекательнейшая проблема черных дыр, являющаяся сейчас едва ли не центральной проблемой астрономии.

Заключение

В заключение реферата стоит сказать хотя бы несколько слов о технике экспериментов по измерению гравитационного излучения. Необходимо отметить трудность этой задачи. Так как величина относительного ускорения пробного тела, которую надо измерить, невообразимо мала.

Тем не менее приемники гравитационного излучения (рассчитанные на прием больших мощностей) разработаны и первые эксперименты уже проведены. звезда гравитационный взрыв рассел

Мыслимо много типов приемников гравитационного излучения. Общим свойством предложенных схем является предельное использование всех возможностей современной измерительной техники, основывающейся в значительной степени на электронике. Однако реальных измерений гравитационного излучения, которые были бы вполне достоверны, пока еще нет.

Список литературы

1. Citaty.info: цитаты и афоризмы. Ссылка действительна до 31.03.12.

2. Citaty.info: цитаты и афоризмы. Ссылка действительна до 31.03.12.

3. Шкловский. И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. Наука. 1984, с изменениями.

Приложения

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.

Звезды сильно различаются по размерам, светимости, температуре. Благодаря огромной площади поверхности, гиганты излучают неизмеримо больше энергии, чем нормальные звезды вроде Солнца, несмотря на то, что температура их поверхности значительно ниже. Радиус красного сверхгиганта Бетельгейзе (б Ориона) во много раз превосходит радиус Солнца. Напротив, размер нормальной красной звезды, как правило, не превосходит одной десятой размера Солнца.

При изучении наблюдаемых характеристик звезд и исследовании их эволюции астрономы часто обращаются к диаграмме, впервые построенной в 1911 г. датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом (1873-1967), а в 1913 г. независимо представленной в несколько иной форме американским астрономом Генри Норрисом Расселом (1877-1957) большинство звезд на диаграмме Герцшпрунга -- Рассела располагаются вдоль главной последовательности, повторяющей ход замеченной Расселом полосы наибольшей концентрации звезд. Переходя от верхнего левого к нижнему правому углу диаграммы вдоль главной последовательности.

Рисунок 1

Размещено на Allbest.ru