Звезды и их эволюция

Содержание

Введение……………………………………………………………………3

1 Звезда – плазменный шар. Межзвездная среда………………………..5

2 Основные звездные характеристики…………………………………....9

3 Понятие эволюция звезд………………………………………………..13

4 Процесс звездообразования, стадия гравитационного сжатия……....15

5 Звезда как динамическая саморегулирующаяся система…………….18

6 Поздние годы и гибель звезд…………………………………………...20

Заключение………………………………………………………………..23

Список используемой литературы……………………………………….24

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение

Что такое звезды? Поверхностный взгляд найдет сходство между звездами и планетами. Ведь и планеты при наблюдении простым глазом видны как светящиеся точки различной яркости. Однако уже за несколько тысячелетий до нас внимательные наблюдатели неба – пастухи и земледельцы, мореплаватели и участники караванных переходов – приходили к убеждению, что звезды и планеты – различные по своей природе явления. Планеты, так же как Луна и Солнце. Изменяют свое положение на небе, перемещаются из одного созвездия в другое и за год успевают пройти значительный путь, а звезды неподвижны одна относительно другой. Даже глубокие старики видят очертания созвездий совершенно такими же, какими они их видели в детстве.

Подавляющее большинство  звезд меняет свои основные характеристики (светимость, радиус) очень медленно. В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся в состоянии равновесия — обстоятельство, которым мы широко пользовались для выяснения природы звездных недр. Но медленность изменений — это еще не означает отсутствие их. Все дело в сроках эволюции, которая для звезд должна быть совершенно неизбежной.

Проблема эволюции звезд, несомненно, принадлежит к числу  фундаментальнейших проблем астрономии. По существу, вопрос заключается в  том, как рождаются, живут, «стареют»  и умирают звезды. Эта проблема по самой своей сущности является комплексной. Она решается целеустремленными исследованиями представителей разных отраслей астрономии - наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, никак нельзя сразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще эта проблема оказалась очень трудной и несколько десятилетий совершенно не поддавалась решению.

Постепенно вопрос о  путях эволюции звезд прояснился, хотя отдельные детали проблемы все  еще далеки от решения. Особая заслуга в понимании процесса эволюции звезд принадлежит астрофизикам-теоретикам, специалистам по внутреннему строению звезд и прежде всего американскому ученому М. Шварцшильду и его школе.

Актуальность данной темы значительна, так как изучение звезд может открыть новые возможности для человечества.

Целью моей работы является исследование процессов, происходящих со звездой, в ее недрах и на поверхности  в течение времени. Также рассмотрим механизмы переноса энергии к поверхности звезд, что также довольно важно при выяснении характера звезды. Для достижения данной цели необходимо выполнить следующие задачи:

- изучить основные  характеристики звезд;

- определить и исследовать  источник энергии звезд;

- проследить за жизненным  циклом звезды;

- рассмотреть процессы термоядерного синтеза и их виды, которые  проходят в недрах звезд на разных этапах ее развития.

- изучить поздние годы  жизни и гибель звезд.

Звезды вечны с точки  зрения человека, но они не вечны  с точки зрения самих звезд. Звезды рождаются и стареют, время жизни человека мизерно по сравнению со временем жизни самой звезды. Но при помощи математического аппарата и наблюдений вселенной астрономы смогли рассчитать модели развития звезд в зависимости от ее массы, радиуса и т.п. Поэтому в нашей работе мы рассмотрим также и процессы эволюции звезд.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1 Звезда – плазменный шар. Межзвездная среда

В звездах сосредоточена  основная масса (98-99%) видимого вещества в известной нам части Вселенной. Звезды – мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца.

Вещество звезд представляет собой плазму, т.е. находится в  ином состоянии, чем вещество в привычных  для нас земных условиях. Плазма – это четвертое (наряду с твердым, жидким, газообразным) состояние вещества, представляющее собой ионизированный газ, в котором положительные (ионы) и отрицательные заряды (электроны) в среднем нейтрализуют друг друга. В земных условиях плазма встречается очень редко – в электрических разрядах в газах, молнии, в процессах горения и взрыва и др. Около Земли плазма существует в виде солнечного ветра, радиационных поясов, ионосферы. Зато во Вселенной в  состоянии плазмы находится подавляющая часть вещества. Кроме звезд, это – межзвездная среда, галактические туманности. Итак, строго говоря, звезда – это не просто газовый шар, а плазменный шар.

Звезда – динамическая, направленным образом изменяющаяся плазменная система. В ходе жизни  звезды ее химический состав и распределение  химических элементов значительно  изменяются. На поздних стадиях развития звездное вещество переходит в состояние вырожденного газа (в котором квантово-механическое влияние частиц друг на друга существенным образом сказывается на его физических свойствах – давлении, теплоемкости и др.), а иногда и нейтронного вещества (пульсары – нейтронные звезды, барстеры – источники рентгеновского излучения и др.)

Высокая светимость звезд, поддерживаемая в течение длительного  времени, свидетельствует о выделении  в них огромных количеств энергии. Современная физика указывает на два возможных источника энергии – гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии, и термоядерные реакции, в результате которых из ядер легких элементов синтезируются ядра более тяжелых элементов, и выделяется большое количество энергии.

Как показывают расчеты, энергии гравитационного сжатия было бы достаточно для поддержания  светимости Солнца в течение всего  лишь 30 млн. лет. Но из геологических  и других данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет. Гравитационное сжатие может служить источником энергии лишь для очень молодых звезд. С другой стороны, термоядерные реакции протекают с достаточной скоростью лишь при температурах, в тысячи раз превышающих температуру поверхности звезд. Так, для Солнца температура, при которой термоядерные реакции могут выделять необходимое количество энергии, составляет, по различным расчетам, от 12 до 15 млн. К. Такая колоссальная температура достигается в результате гравитационного сжатия, которое и    «зажигает» термоядерную реакцию.

Большую роль в динамике звездных процессов, в звездной эволюции играет межзвездная среда, тесно  связанная со звездами: в межзвездной  среде они рождаются, а «умирая», отдают ей свое вещество. Таким образом, между звездами и межзвездной средой происходит кругооборот вещества: межзвездная среда → звезды → межзвездная среда. В ходе такого кругооборота межзвездная среда обогащается создаваемыми в недрах звезд химическими элементами. Около 85% всех химических элементов тяжелее гелия возникло на заре нашей Галактики, примерно 15 млрд лет назад. В то  время происходил интенсивный процесс звездообразования, а время жизни, эволюции массивных звезд было относительно коротким. Лишь 10-13%  химических элементов (тяжелого гелия) имеют возраст менее 5 млрд. лет.

Хотя даже в мощные оптические телескопы мы видим в  нашем галактическом пространстве лишь звезды и разделяющую их темную «бездну», на самом деле межзвездное  галактическое пространство не является абсолютной пустотой, оно заполнено  материей, веществом и полем.

Вопрос только в том, что каковы формы этой материи, в  каком состоянии здесь находятся  вещество и поле.

Межзвездная среда состоит  на 90% из межзвездного газа, который  довольно равномерно перемешан с  межзвездной пылью (около 1% массы межзвездной среды), а также космических лучей, пронизывается межзвездными магнитными полями, потоками нейтрино, гравитационного и электромагнитного излучения. Все компоненты межзвездной среды влияют друг на друга (космические лучи и электромагнитное поле ионизируют и нагревают межзвездный газ, магнитное поле определяет движение газа и др.) Проявляет себя межзвездная среда в ослаблении, рассеянии, поляризации света, поглощении света в отдельных линиях спектра, радиоизлучении, инфракрасном, рентгеновском и гамма-излучениях, через оптическое свечение некоторых туманностей.

Основная составляющая межзвездной среды – межзвездный  газ, который, как и вещество звезд, состоит главным образом из атомов водорода (около 90% всех атомов) и гелия (около 8%);  2% представлены остальными химическими элементами (преимущественно кислород, углерод, азот, сера, железо и др.).  Общая масса молекулярного газа в нашей Галактике равна примерно 4 млрд. масс Солнца, что составляет примерно 2% всей массы вещества Галактики. Из этого вещества ежегодно образуется примерно 10 новых звезд!

Межзвездный газ существует как в атомарном, так и в  молекулярном состоянии (наиболее плотные  и холодные части молекулярного  газа). При этом он обычно перемешан  с межзвездной пылью (которая  представляет собой твердые мельчайшие тугоплавкие частицы, содержащие водород, кислород, азот, силикаты, железо), образуя газопылевые образования, облака. К настоящему времени в межзвездном газе открыто свыше 40 органических молекул. Чаще всего они встречаются в местах наибольшей концентрации газопылевого вещества. Естественно возникает предположение, что органические молекулы из межзвездных газопылевых облаков могли способствовать возникновению простейших форм жизни на Земле. Газопылевые облака находятся под воздействием различных сил (гравитационных, электромагнитных, ударных волн, турбулентности и др.), которые либо замедляют, либо ускоряют неизбежный процесс их гравитационного сжатия и постепенного превращения в протозвезды.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

2 Основные звездные характеристики

 

Угловые размеры звезд очень  малы. Даже в самые большие телескопы  нельзя увидеть звезды в виде "реальных" дисков. Подчеркиваю слово "реальных", так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается "ложное" изображение звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.

Итак, звезда даже в самый  большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд  в разных спектральных участках. Мерой  величины потока является звездная величина.

Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно большую точность и достаточно надежен. Однако для большинства других более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезд надо измерять - меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но, тем не менее, достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения.

В 1900 г. американский астроном Эдвард Чарлз Пикеринг ввел спектральные классы, обозначив их буквами латинского алфавита [2 с.467]. Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли. Однако в последние десятилетия были запущены специализированные искусственные спутники земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие  у них огромного количества линий  поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

Хорошим индикатором  температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные [2 с.467]. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи ("В"), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом("V"). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов - единственная возможность их спектральной классификации.

Знание спектрального  класса или цвета звезды сразу  же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей  температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана: