Автор работы: Пользователь скрыл имя, 17 Декабря 2012 в 15:26, реферат
Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и, наконец "умирают". Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают. В прошлом это представлялось большой загадкой; современные астрономы уже могут с большой уверенностью подробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночном небосводе.
Установлено, что атомы газа обычного
белого карлика образуют решётку
плотно упакованных тяжёлых ядер,
сквозь которую движется вырожденный
электронный газ. Ближе к поверхности
звезды вырождение ослабевает, и на
поверхности атомы ионизированы
не полностью, так что часть вещества
находится в обычном
Зная физические характеристики белых
карликов, мы можем сконструировать
их наглядную модель. Начнём с того,
что белые карлики имеют
Под верхним слоем звезды вырожденный газ практически изотермичен, то есть температура почти постоянна вплоть до самого центра звезды; она составляет несколько миллионов градусов - наиболее реальная цифра 6 млн. К.
Теперь, когда мы имеем некоторые представления о строении белого карлика, возникает вопрос: почему он светится? Очевидно одно: термоядерные реакции исключаются. Внутри белого карлика отсутствует водород, который поддерживал бы этот механизм генерации энергии.
Единственный вид энергии, которым
располагает белый карлик, - это
тепловая энергия. Ядра атомов находятся
в беспорядочном движении, так
как они рассеиваются вырожденным
электронным газом. Со временем движение
ядер замедляется, что эквивалентно
процессу охлаждения. Электронный газ,
который не похож не на один из известных
на Земле газов, отличается исключительной
теплопроводностью, и электроны
проводят тепловую энергию к поверхности,
где через атмосферу эта
Астрономы сравнивают процесс остывания горячего белого карлика с остыванием железного прута, вынутого из огня. Сначала белый карлик охлаждается быстро, но по мере падения температуры внутри него охлаждение замедляется. Согласно оценкам, за первые сотни миллионов лет светимость белого карлика падает на 1% от светимости Солнца. В конце концов, белый карлик должен исчезнуть и стать чёрным карликом, однако на это могут понадобиться триллионы лет, и, по мнению многих учёных, представляется весьма сомнительным, чтобы возраст Вселенной был достаточно велик для появления в ней чёрных карликов.
Другие астрономы считают, что и в начальной фазе, когда белый карлик ещё довольно горяч, скорость охлаждения невелика. А когда температура его поверхности падает до величины порядка температуры Солнца, скорость охлаждения увеличивается и угасание происходит очень быстро. Когда недра белого карлика достаточно остынут, они затвердеют.
Так или иначе, если принять, что возраст Вселенной превышает 10 млрд. лет, красных карликов в ней должно быть намного больше, чем белых. Зная это, астрономы предпринимают поиски красных карликов. Пока они безуспешны. Массы белых карликов определены недостаточно точно. Надёжно их можно установить для компонентов двойных систем, как в случае Сириуса. Но лишь немногие белые карлики входят в состав двойных звёзд. В трёх наиболее хорошо изученных случаях массы белых карликов, измеренные, с точностью свыше 10% оказались меньше массы Солнца и составляли примерно половину её. Теоретически предельная масса для полностью вырожденной не вращающейся звезды должна быть в 1,2 раза больше массы Солнца. Однако если звёзды вращаются, а по всей вероятности, так оно и есть, то вполне возможны массы, в несколько раз превышающие солнечную.
Сила тяжести на поверхности
белых карликов примерно в 60-70 раз
больше, чем на Солнце. Если человек
весит на Земле 75 кг, то на Солнце он
весил бы 2тонны, а на поверхности
белого карлика его вес составлял
бы 120-140 тонн. С учётом того, что радиусы
белых карликов мало отличаются и
их массы почти совпадают, можно
заключить, что сила тяжести на поверхности
любого белого карлика приблизительно
одна и та же. Во Вселенной много
белых карликов. Одно время они
считались редкостью, но внимательное
изучение фотопластинок, полученных в
обсерватории Маунт-Паломар, показало,
что их количество превышает 1500. Астрономы
полагают, что частота возникновения
белых карликов постоянна, по крайней
мере, в течение последних 5 млрд.
лет. Возможно, белые карлики составляют
наиболее многочисленный класс объектов
на небе. Удалось оценить
Важнейший шаг в решении проблемы был сделан, когда астрономы нанесли положение центральных звёзд планетарных туманностей на диаграмму температура - светимость. Чтобы разобраться в свойствах звёзд, расположенных в центре планетарных туманностей, рассмотрим эти небесные тела.
На фотографиях планетарная туманность выглядит как протяжённая масса газов эллипсоидной формы со слабой, но горячей звездой в центре. В действительности эта масса представляет собой сложную турбулентную, концентрическую оболочку, которая расширяется со скоростями 15-50 км/с. Хотя эти образования выглядят как кольца, на деле они являются оболочками, и скорость турбулентного движения газа в них достигает примерно 120 км/с. Оказалось, что диаметры нескольких планетарных туманностей, до которых удалось измерить расстояние, составляют порядка 1 светового года, или около 10 триллионов километров. Расширяясь с указанными выше скоростями, газ в оболочках становится очень разряженным и не может возбуждаться, а следовательно, его нельзя увидеть спустя 100 000 лет.
Многие планетарные туманности,
наблюдаемые нами сегодня, родились
в последние 50000 лет, а типичный их
возраст близок к 20 000 лет. Центральные
звёзды таких туманностей - наиболее
горячие объекты среди
Из анализа характеристик
Некоторые астрономы считают, что
50-95 % всех белых карликов возникли не
из планетарных туманностей. Таким
образом, хотя часть белых карликов
целиком связана с планетарными
туманностями, по крайней мере, половина
или более из них произошли
от нормальных звёзд главной
Полная картина образования белых карликов туманна и неопределенна. Отсутствует так много деталей, что в лучшем случае описание эволюционного процесса можно строить лишь путём логических умозаключений. И, тем не менее, общий вывод таков: многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу, подобному стадии белого карлика, и затем скрываются на небесных “кладбищах” в виде чёрных, невидимых карликов.
Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звёзды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут взорваться как сверхновые, а затем сжаться до размеров шаров радиусом несколько километров, т.е. превратиться в нейтронные звёзды.
Сверхновые.
Около семи тысяч лет назад в
отдалённом уголке космического пространства
внезапно взорвалась звезда, сбросив
с себя наружные слои вещества. Сравнительно
большая и массивная звезда вдруг
столкнулась с серьёзной
Шесть тысяч лет мчался по космическим просторам свет от этой звезды из созвездия Тельца и достиг, наконец, Земли. Это случилось в 1054г. В Европе наука была тогда погружена в дрему, и у арабов она переживала период застоя, но в другой части Земли наблюдатели заметили объект, величественно сверкающий на небе перед восходом Солнца.
Четвёртого июля 1054г. китайские
астрономы, вглядываясь в небо, увидели
светящийся небесный объект, который
был много ярче Венеры. Его наблюдали
в Пекине и Кайфыне и назвали
"звездой-гостьей". Это был самый
яркий после Солнца объект на небе.
В течение 23 дней, вплоть до 27 июля 1054г.,
он был виден даже днём. Постепенно
объект становился слабее, но всё же
оставался видимым для
В европейских хрониках тех лет нет никаких упоминаний о данном событии, но не следует забывать, что-то были годы средневековья, когда на европейском континенте почти угас свет науки.
Один интересный момент в истории открытия этой звезды. В 1955г. Уильям Миллер и Гельмут Абт из обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар обнаружили доисторические пиктограммы на стене одной пещеры в скале каньона Навахо в Аризоне. В каньоне изображение было высечено на камне, а в пещере - нарисовано куском гематита - красного железняка. На обоих рисунках изображён кружок и полумесяц. Миллер истолковывает эти фигуры как изображение лунного серпа и звезды; по его мнению, они, возможно, отображают появление сверхновой в 1054г. Для такого заключения есть два основания: во-первых, в 1054г., когда вспыхнула сверхновая, фаза Луны и её расположение относительно сверхновой были именно такими, как показано на рисунке.
Во-вторых, по найденным в тех местах глиняным черепкам установлено, что около тысячи лет назад в этой местности обитали индейцы. Таким образом, рисунки, по-видимому, являются художественным изображением сверхновой, сделанным древними индейцами.
После фотографирования и тщательного
исследования участка неба, где находилась
сверхновая, было обнаружено, что остатки
сверхновой образуют сложную хаотическую
расширяющуюся газовую
В результате исследования выяснилось,
что в Крабовидной туманности
различаются два типа излучающих
областей. Во-первых, это волокнистая
сетка, состоящая из газа, нагретого
до нескольких десятков тысяч градусов
и ионизированного под
По фотографиям, сделанным около двенадцати лет назад, обнаружено, что некоторые из волокон туманности движутся от её центра наружу. Зная угловые размеры, а также приблизительно расстояние и скорость расширения, учёные определили, что около девяти столетий назад на месте туманности был точечный источник. Таким образом, удалось установить прямую связь между крабовидной туманностью и тем взрывом сверхновой, который почти тысячу лет назад наблюдали китайские и японские астрономы.
Вопрос о причинах взрывов сверхновых по-прежнему остаётся предметом дискуссий и служит поводом для выдвижения противоречивых гипотез.
Звезда с массой, превосходящей солнечную примерно на 20%, может со временем стать неустойчивой. Это показал в своём блестящем теоретическом исследовании, сделанном в конце 30-х годов нашего столетия, астроном Чандрасекар. Он установил, что подобные звёзды на склоне жизни порой подвергаются катастрофическим изменениям, в результате чего достигается некоторое равновесное состояние, позволяющее звезде достойно завершить свой жизненный путь. Многие астрономы занимались изучением последних стадий звёздной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от её массы. Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превышает предел Чандрасекара, её ожидают невероятные изменения.