Звезды и их эволюция

КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА

По  дисциплине: Концепции современного естествознания

Тема: Звезды и их эволюция

Выполнила:

Студентка группы ЭЗК-12

шифр 06.04.411

Каблукова О.А  Проверил:

Алтайская А. В.

Уфа - 2007

Содержание

1.Из чего  состоят звезды?...................................................................................2

2.Основные  звездные характеристики………………………………………..7

2.1. Светимость  и расстояние до звезд………………………………………..7

2.2. Спектры  звезд……………………………………………………………...8

2. 3. Температура  и масса звезд……………………………………………….9

3.Откуда берется  тепловая энергия звезды?...................................................11

4.Эволюция звезд……………………………………………………………...12

5.Химический  состав звезд…………………………………………………...17

6.Прогноз эволюции  Солнца…………………………………………………22

7.Что будет с Землей, когда Солнце будет красным гигантом?...................231. Из чего состоят звезды?

Лет 20 назад  межзвездную среду представляли в виде горячего газа (с температурой Т = 10⁴ K), в котором плавают холодные облака (Т = 10² К). Эта двухкомпонентная модель позволила объяснить многие явления, но к середине 70-х годов под напором новых фактов ее пришлось уточнить: внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения указали на существование очень горячего газа (Т = 10⁶ К), заполняющего большую часть объема Галактики, а наземные радионаблюдения открыли нам очень холодный молекулярный газ (Т = 10 К), собранный в массивные облака вблизи галактической плоскости.

Теперь принято  представлять межзвездный газ как  четырехфазную среду (таблица), хотя и такая модель не исчерпывает всего многообразия физических условий в межзвездном пространстве. Например, в этой модели не представлены расширяющиеся остатки вспышек Сверхновых (Т = 10⁸), планетарные туманности и некоторые другие газовые образования, не находящиеся в равновесии по давлению с основными четырьмя фазами межзвездного газа. Действительно, их объем и масса в каждый момент времени не существенны по сравнению с уже имеющимся в Галактике газом. Однако именно они поддерживают баланс вещества и энергии в этом постоянно остывающем и сгущающемся в звезды газе.

таб .1 Основные фазы межзвездного газа

Фаза	Температура, К	Плотность, см-3	Доля объема Галактики, %
Горячая, HII	300000	0,016	74
Теплая, HII	8000	0,25	23
Прохладная,HI	80	40	2
Холодная,H2	10	300	0,8

Химический  состав межзвездного газа примерно такой  же, как у Солнца и у большинства  наблюдаемых звезд: на 10 атомов водорода (Н) приходится 1 атом гелия (Не) и незначительное количество других, более тяжелых  элементов; среди них больше всего  кислорода (О), углерода (C) и азота (N). В зависимости от температуры и плотности газа его атомы находятся "в нейтральном или ионизованном состоянии, входят в состав молекул или твердых конгломератов - пылинок.

Вообще говоря, для каждого химического элемента существует свой диапазон условий, при которых он находится в том или ином состоянии ионизации. Но поскольку подавляющее большинство атомов принадлежит водороду, его свойства и определяют состояние межзвездного газа в целом: горячая и теплая фазы являются областями ионизованного водорода (их называют области или зоны НII), прохладная фаза содержит преимущественно нейтральные атомы водорода (облака НI), а холодная фаза состоит в основном из молекулярного водорода (Н2), который образуется, как правило, во внутренних плотных частях облаков НI.

Молекулы водорода были впервые выявлены в межзвёздной  среде в 1970 г. по ультрафиолетовым линиям поглощения в спектрах горячих звезд. В том же году в межзвездном  пространстве были найдены молекулы угарного газа (СО) по их радиоизлучению с длиной волны l = 2,6 мм. Эти две молекулы наиболее распространены в космосе, причем молекул Н₂ в несколько тысяч раз больше, чем молекул СО.

Познакомимся  с молекулой водорода, поскольку  это главный строительный материал, из которого формируются звезды. Когда два атома водорода подходят близко друг к другу, их электронные оболочки резко перестраиваются: каждый из электронов начинает двигаться вокруг двух протонов, связывая их между собой наподобие электрического "клея". В космических условиях объединение атомов водорода в молекулы происходит, скорее всего, на поверхности пылинок, которые играют роль своеобразного катализатора этой реакции.

Молекула водорода обладает не очень большой прочностью: для ее разрушения (диссоциации) нужна  энергия 4,5 эВ или больше. Такую энергию имеют кванты с длиной волны короче чем 275,6 нм. Подобных ультрафиолетовых квантов в Галактике много - их излучают все горячие звезды. Однако сама молекула Н₂ поглощает эти кванты крайне неохотно. Обычно разрушение молекул Н2 происходит следующим образом. Квант с энергией 11,2 эВ (l = 101.6 нм) переводит один из электронов молекулы в возбужденное состояние. Обратный переход в основное состояние, как правило, сопровождается излучением такого же кванта, но иногда квант не излучается, а энергия расходуется на возбуждение колебаний молекулы, которые заканчиваются ее распадом.

Как известно, жесткие  ультрафиолетовые кванты с энергией более 13,6 эВ ионизуют атомы водорода и поэтому полностью поглощаются  межзвездной средой в непосредственной близости от горячих звезд. Более мягкие кванты, в том числе и с энергией 11,2 эВ, почти беспрепятственно распространяются в Галактике и разрушают молекулярный водород везде, где он для них доступен. Единственное место, где молекула Н₂ может жить сравнительно долго, - это недра плотных газопылевых облаков, куда ультрафиолетовые кванты не могут пробиться сквозь плотную пылевую завесу. Но к сожалению, по этой же причине молекулярный водород становится практически недоступным для наблюдения.

Комбинация  первого возбужденного электронного состояния молекулы Н₂ с различными ее квантовыми переходами дает набор спектральных линий в диапазоне длин волн 99,1-113,2 нм. Когда свет горячей звезды проходит сквозь полупрозрачное облако или сквозь наружные разреженные слои гигантских плотных облаков, в его спектре образуются соответствующие линии поглощения молекулы Н₂. Они-то и были зафиксированы в 70-х годах с помощью космических телескопов в спектрах полутора сотен близких звезд.

Однако сообщить нам сколько-нибудь полные сведения о распределении молекулярного водорода в Галактике ультрафиолетовое излучение не может. Ему не дробиться в недра массивных облаков, где как раз и находится главное хранилище холодного газа -непосредственного предка молодых звезд. Поэтому распределение молекул На в нашей и в других галактиках изучают пока косвенными методами: по распределению других молекул, имеющих спектральные линии, удобные для наблюдения. Самая популярная в этом отношении молекула угарного газа, она же окись углерода, т. е. СО.

Ее энергия  диссоциации 11,1 эВ, поэтому она может  существовать там же, где молекулярный водород. Сталкиваясь с другими  атомами и молекулами, молекулы СО возбуждаются и затем излучают линии  так называемых вращательных переходов. Наиболее длинноволновая из них (l = 2,6 мм) легко наблюдается во многих областях Галактики: светимость некоторых молекулярных облаков в линии СО достигает нескольких светимостей Солнца (L_c = 4·10³³ эрг/с).

Радионаблюдения в линиях СО и некоторых других молекул (HCN, ОН, CN) позволяют охватить все облако в целом, все его области с разнообразными физическими условиями. Наблюдения же нескольких линий одной молекулы дают возможность определить в каждой области температуру и плотность газа. Однако переход от наблюдаемой интенсивности в линии излучения какой-либо молекулы (даже такой распространенной, как СО) к полной концентрации, а следовательно, и массе газа таит в себе значительную неопределенность. Приходится делать предположения о химическом составе облаков, о доле атомов, "погребенных" в пылинках, и т. п. Точное значение коэффициента перехода от интенсивности линии СО к количеству молекул Н₂ до сих пор бурно обсуждается. Разные исследователи используют значение этого коэффициента, различающееся в 2-3 раза.

Соответственно  и содержание молекулярного газа в Галактике известно с такой же, если не с худшей, точностью. Особенно сложно определить содержание молекулярного газа вдали от Солнца, например в окрестности центра Галактики. Поскольку звездообразование там происходит более интенсивно, чем у нас, на периферии Галактики, межзвездная среда там сильнее обогащена тяжелыми элементами - продуктами термоядерного синтеза. Точно пока нельзя сказать, но, если принять во внимание изменение химического состава вдоль радиуса галактического диска, содержание элементов группы CNO в ядре Галактики должно быть раза в 3 выше, чем в окрестности Солнца.

Если это  действительно так, то соответственно в 3 раза ниже следует брать коэффициент  перехода СО - Н₂. Эти и другие неопределенности приводят к тому. что масса молекулярного газа во внутренней области Галактики (R<10 кпк) оценивается различными исследователями от 5·10⁸ до 3·10⁹ М_с

2. Основные  звездные характеристики

2.1. Светимость и расстояние  до звезд

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.

2.2. Спектры звезд 

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. 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. 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.

2.3. Температура  и масса звезд

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: