Эволюция звезд.Белые Карлики. Черные дыры

Среди звёзд  встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному  классу они варьируются от горячих  голубых до холодных красных, по массе  — от 0,07 до около 300 солнечных масс по последним оценкам. Светимость и  цвет звезды зависит от температуры  её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной  последовательности (область на диаграмме Герцшпрунга—Рассела, содержащая звёзды, источником энергии которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода) согласно своему химическому составу и массе.

Диаграмма Герцшпрунга - Рассела показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.

Была предложена в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом  и Генри Расселом. Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.

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

 

 

 Речь идёт  не о физическом перемещении  звезды - только о её положении  на указанной диаграмме, зависящем  от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме  отвечает лишь изменению 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 покидает главную последовательность

По прошествии определенного времени - от миллиона до 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, возникавшего в ходе этих реакций  и уравновешивавшего собственное  гравитационное притяжение звезды, звезда снова начинает сжатие, как уже  было раньше, в процессе её формирования. Температура и давление снова  повышаются, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех  пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Возобновившееся на новом уровне термоядерное горение  вещества становится причиной чудовищного  расширения звезды. Звезда «разрыхляется», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом звезда становится красным гигантом, а 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.

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 в таких звёздах, современные  теории основываются на компьютерном  моделировании процессов, происходящих  в таких звёздах. Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик.

При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта  в её ядре заканчивается водород  и начинаются реакции синтеза  углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается, что приводит к  тому, что внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новый этап в жизни  звезды и продолжается некоторое  время. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может  занять около миллиарда лет. Реакции  сжигания гелия очень чувствительны  к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают  сильнейшие пульсации, которые в  конечном итоге сообщают внешним  слоям достаточное ускорение, чтобы  быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных  и диаметр порядка диаметра Земли.

 

После того, как  звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, её ядро под действием  сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура  и плотность, и начинается новая  последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются  все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс  ядра.

В конечном итоге, по мере образования всё более  тяжёлых элементов периодической  системы, из кремния синтезируется  железо-56. На этом этапе дальнейший термоядерный синтез становится невозможен.

Поэтому давление в нём уже не в состоянии  противостоять тяжести наружных слоев звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его  вещества - происходит взрыв сверхновой звезды.

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

 

Белые Карлики

 

Бе́лые ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии.

Белые карлики  представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100[1] и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет 105—109 г/см³[1], что почти в миллион  раз выше плотности обычных звёзд  главной последовательности. По численности  белые карлики составляют, по разным оценкам, 3—10 % звёздного населения  нашей Галактики.

Образование белых карликов.

Вскоре после  гелиевой вспышки «загораются» углерод  и кислород; каждое из этих событий  вызывает серьёзную перестройку  звезды и её быстрое перемещение  по диаграмме Г-Р. Размер атмосферы  звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков  звёздного ветра. Судьба центральной  части звезды полностью зависит  от её исходной массы: ядро звезды может  закончить свою эволюцию как белый  карлик, как нейтронная звезда (пульсар) или как чёрная дыра. В двух последних  случаях завершение эволюции звёзд  сопровождается катастрофическими  событиями - вспышками сверхновых.

Подавляющее большинство  звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают  эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается  в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности  воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

Астрономические феномены с участием белых карликов

Рентгеновское излучение  белых карликов

Температура поверхности  молодых белых карликов — изотропных ядер звёзд после сброса оболочек, очень высока — более 2·105 К, однако достаточно быстро падает за счёт нейтринного  охлаждения и излучения с поверхности. Такие очень молодые белые  карлики наблюдаются в рентгеновском  диапазоне (например, наблюдения белого карлика HZ 43 спутником ROSAT). В рентгеновском  диапазоне светимость белых карликов превышает светимость звезд главной  последовательности.

Температура поверхности  наиболее горячих белых карликов — 7·104 К, наиболее холодных — ~5·103 К (например, Звезда ван Маанена).

Особенностью  излучения белых карликов в рентгеновском  диапазоне является тот факт, что  основным источником рентгеновского излучения  для них является фотосфера, что  резко отличает их от «нормальных» звёзд: у последних в рентгене излучает корона, разогретая до нескольких миллионов кельвин, а температура  фотосферы слишком низка для  испускания рентгеновского излучения.

В отсутствие аккреции( процесса падения вещества на космическое тело из окружающего пространства). источником светимости белых карликов является запас тепловой энергии ионов в их недрах, поэтому их светимость зависит от возраста. Количественную теорию остывания белых карликов построил в конце 1940-х годов профессор Самуил Каплан

Аккреция на белые карлики в двойных системах

 

При эволюции звёзд различных масс в двойных  системах(    система из двух гравитационно связанных звезд, обращающихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс) темпы эволюции компонентов неодинаковы, при этом более массивный компонент может проэволюционировать в белый карлик, в то время как менее массивный к этому времени может оставаться на главной последовательности. В свою очередь, при сходе в процессе эволюции менее массивного компонента с главной последовательности и его переходе на ветвь красных гигантов размер эволюционирующей звезды начинает расти до тех пор, пока она не заполняет свою полость Роша.

Аккреция на белые карлики, обладающие сильным магнитным полем, направляется в район магнитных полюсов белого карлика, и циклотронный механизм излучения аккрецирующей плазмы в околополярных областях магнитного поля карлика вызывает сильную поляризацию излучения в видимой области (поляры и промежуточные поляры).

Аккреция на белые карлики богатого водородом вещества приводит к его накоплению на поверхности (состоящей преимущественно из гелия) и разогреву до температур реакции синтеза гелия, что, в случае развития тепловой неустойчивости, приводит к взрыву, наблюдаемому как вспышка новой звезды.

Достаточно  длительная и интенсивная аккреция на массивный белый карлик приводит к превышению его массой предела Чандрасекара и гравитационному коллапсу.

 

Черные Дыры

Чёрная дыра́  — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой  настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе  кванты самого света. Граница этой области  называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом

Образование.

Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится и  сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше гравитационного. После этого звезда становится чёрной дырой, гравитационное притяжение которой  настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света.

Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» , а также «застывшие звёзды». Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом. Теоретически возможность существования таких областей пространства-времени следует из теории относительности Эйнштейна. Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой чёрной дыре — например, это могут быть коллапсирующие звёзды на поздних стадиях коллапса.

История представлений  о чёрных дырах

В истории представлений  о чёрных дырах условно можно  выделить три периода:

Начало первого  периода связано с опубликованной в 1784 году работой Джона Мичелла, в которой был изложен расчёт массы для недоступного наблюдению объекта.

Второй период связан с развитием общей теории относительности, стационарное решение  уравнений которой было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году.

Публикация  в 1975 году работы Стивена Хокинга, в которой он предложил идею об излучении чёрных дыр, начинает третий период. Граница между вторым и третьим периодами довольно условна, поскольку не сразу стали ясны все следствия открытия Хокинга, изучение которых продолжается до сих пор

 

 

 

 

 

 

 

Заключение

В работе мы рассмотрели вопросы  эволюции звезд, познакомились с понятиями «Белые карлики» и «черные дыры», рассмотрели строение вселенной. В работе рассмотрены пути эволюции звезд в зависимости от их массы и показаны последние этапы эволюции разных систем.

Рассмотренные вопросы описывают  развитие звезды во времени.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Список использованной литературы

Материалы:

1. Статьи из интернета.

http://astroera.net/content/category/10/32/58/

http://www.spaceworld.ru/page/3

http://cosmoportal.net/article/a-3.html

http://www.marsiada.ru/369/5387/5437/

http://galspace.spb.ru/mars.html

ru.wikipedia.org

2. Книги:

Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, 1984