Реферат на тему:


Воспользуйтесь поиском к примеру Реферат        Грубый поиск Точный поиск






Загрузка...
Рождения и эволюция звезд

Рождение и эволюция звезд

План

1. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

2. Эволюция звезд

3. Белые карлики

Взглянув на небо даже бегло, легко заметить, что мир звезд чрезвычайно разнообразен. Звезды в первую очередь отличаются блеском и цветом. Понятно, видимый блеск еще не дает достоверного представления о том, какое количество света излучает в пространство та или иная звезда. Если бы все звезды розмишувалися на одинаковом расстоянии от Земли, то ответ на этот вопрос был бы простой более яркие звезды есть и более мощными излучателями. Но на самом деле приходится сначала определять расстояние до звезды, а затем с ее видимой яркостью и известной расстоянием вычислять настоящую светимость звезды.

Чем массивнее звезда, тем больше ее светимость. Однако массы звезд не могут быть произвольными. Если ,, скажем, тело имеет массу, в десятки раз меньше, чем у Солнца, то температура в недрах этого тела недостаточна для возникновения ядерных реакций. Тело с такой массой никогда не станет самосветящейся, то есть никогда не превратится в звезду. Такая судьба, например, у Юпитера, который по своей массе "не дотягивает" до звезды.

Есть, очевидно, и верхний предел звездной массы. Во всяком случае, в Метагалактике крайне редко встречаются звезды с массами, которые в десятки раз превышали массу Солнца. А вот размеры звезд очень разные от сверхгигантов, диаметр которых больше диаметра земной орбиты, к карликовым, нейтронных звезд, диаметр которых составляет около десяти километров.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Изучая спектры звезд, астрономы выяснили их состав. Одновременно удалось определить температуру поверхности звезд. Зная истинную светимость и поверхностную температуру звезды, астрономы могут сделать много важных умозаключений. В начале XX века датский астроном Герцшпрунг и американский астроном Генри Норрис Рассел независимо друг от друга обнаружили, как много интересных выводов можно получить с дидиаграмм светимость-температура. Светимости звезд при этом откладываются

по вертикальной оси, а поверхностная температура по горизонтальной оси. Каждую звезду на небе, для которой известны ее светимость и температура поверхности, можно изобразить на этой диаграмме в виде точки. Например, светимость Солнца равен 1, а его температура близка к 6000 К, поэтому Солнце изображается точкой примерно посередине диаграммы. Этот график назван диаграммой Герцшпрунга-Рассела.

Видно, что точки, изображающие звезды, размещенные по всей диаграмме не беспорядочно. Наоборот, они группируются в трех основных областях. Большинство звезд, которые мы наблюдаем на небе, принадлежат к главной последовательности. Главная последовательность проходит через всю диаграмму по диагонали от ярких горячих звезд в левом верхнем углу к слабым холодных звезд в правом нижнем углу. Солнце тоже является звездой главной последовательности.

Кроме главной последовательности, есть другая группа звезд в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Эти звезды яркие и холодные. Они излучают света в тысячи раз больше, чем Солнце, но их поверхностные температуры составляют всего 3000-4000 К. Итак, по своим размерам эти звезды должны быть гигантскими. Рядовые диаметры таких звезд составляют несколько сотен миллионов километров. Поскольку эти звезды холодные, они излучают преимущественно красноватый свет. Поэтому их называют красными гигантами.

Почти каждая красная звезда, которую можно наблюдать на небе, это красный гигант. Например, среди наиболее ярких Бетельгейзе в Орионе, Антарес в Скорпионе, Альдебаран в Тельце. Все остальные звезды, видимые невооруженным глазом, это звезды главной последовательности.

В хороший телескоп можно увидеть звезды еще одного типа, которые не относятся ни к красным гигантам, ни к главной последовательности. Этот третий тип включает очень горячие и очень слабые звезды. Поверхностная температура, характерная для этих звезд, от 10000 до 20000 К, а излучают они лишь 0,01 чАстином света, который излучает Солнце. Поэтому точки, изображающие эти звезды, сосредоточены в левом нижнем углу диаграммы Гецшпрунга-Рассела. Очень горячие звезды излучают в основном голубовато-белый свет; эти слабые звезды должны быть небольшими. Как правило, по размерам они похожи на Землю (то есть имеют диаметр примерно 15000 км), и поэтому их называют белыми карликами.

Роль диаграммы Герцшпрунга Рассела трудно переоценить. Существуют какие-то важные причины, по которым большинство звезд это или звезды главной последовательности, или красные гиганты, или белые карлики. Разумеется, есть и исключения, но факт остается фактом большинство звезд миллиарды лет своей биографии остаются членами одного из этих трех основных семейств.

Звезды эволюционируют. Это означает, что в течение своей жизни звезда меняет свою светимость и поверхностную температуру. Иначе говоря, точка, изображающая звезду, должна перемещаться по диаграмме Герцшпрунга Рассела.

Эволюция звезд

Наблюдая небо, астрономы часто обнаруживают огромные облачные скопления газа. Прекрасным примером этого явления является туманность Ориона (ее называют М42), которую иногда удается увидеть и невооруженным глазом вблизи средней звезды в мечи Ориона.

Представим себе одну из таких холодных и темных облаков газа и пыли. Можно предположить "что она не является абсолютно однородной, а содержит сгущения, в которых газ имеет несколько большую плотность, между в других частях облака. Поскольку такое сгущение содержит больше вещества, чем его окружение, оно создает и гораздо сильнее поле тяготения, следовательно, оно будет привлекать окружающее вещество. в результате сгущения становиться все более мощным и порождать все сильнее гравитационное поле, которое, в свою очередь, привлекать еще больше вещества. Путем такой аккреции сгущения растет как по размерам, так и по массе, пока в нем не соберется,наконец, огромное количество вещества как много масс Солнца, распределена в объеме, который многократно превышает размеры Солнечной системы.

Подробные расчеты показывают, что такая протозвезда является неустойчивой. Дело в том, что отсутствует какой-либо сопротивление огромному давлению газа. Поэтому протозвезда начинает сжиматься. По мере того, как вещество этой огромной газового шара занимает все меньше и меньше объем, начинают резко увеличиваться давление и плотность внутри протозвезды. Температура вблизи центра протозвезды в процессе ее сжатия повышается все больше и больше. Наконец, когда температура в центре достигает 10000000 градусов, ядра атомов водорода начинают сталкиваться с такой силой, что сливаются между собой, образуя ядра атомов гелия. В процессе такой термоядерной реакции, когда водород превращается в гелий, выделяется огромное количество энергии. Это тот же процесс, который происходит в водородной бомбе. Выделение энергии настолько мощное, что способно остановить сжатие. Так рождается звезда.

В процессе сжатия протозвезды точка, изображающая ее на диаграмме Герцшлрунга Рассела, очень быстро перемещается по диаграмме, поскольку быстро меняются условия на поверхности протозвезды. Сначала, по мере уменьшения размеров протозвезды, ее светимость уменьшается. Позже, непосредственно перед "зажиганием" термоядерной реакции, поверхностная температура протозвезды быстро растет. Согласно расчетам, эта точка-звезда на диаграмме останавливается, когда в сердцевине звезды начинается "сжигание" водорода, причем эта точка остановки соответствует главной последовательности.

Таким образом, в центральной части каждой звезды главной последовательности происходит «сжигание» водорода. Такое "сжигание" в массивных звездах происходит с огромной скоростью. Поэтому более массивные звезды и являются наиболее яркими. У звезд с малой массой "сжигания" водорода происходит гораздо медленнее, и поэтому менее массивные звезды светятся значительно слабее.

Солнце типичный пример звезды главной последовательности; каждую секунду в нем превращается в гелий 600000000 тонн водорода.

В конце концов, в центре звезды главной пометавность весь водород исчерпывается. Истощение запасов водорода приводит к большим изменениям центральная область звезды снова начинает сжиматься ведь опять нет ничего, что бы ее сдерживало. При сжатии снова начинают стремительно расти давление, плотность и температура. Наконец, когда температура в центре звезды достигнет 100 000 000 градусов, ядра атомов гелия

(накопившихся на стадии "сжигания" водорода) начнут при столкновениях сливаться между собой и образовывать ядра углерода. Такое включение "сжигания" гелия в сердцевине звезды вызывает огромное дополнительное выделение энергии. К тому же выделение энергии в процессе сжатия центральной области звезды словно раздувает ее поверхность. Звезда расширяется, а газы ее атмосферы охлаждаются до 3000-4000 К. Образуется гигантская звезда, которая имеет диаметр около трети миллиарда километров, с низкой температурой поверхности красный гигант.

Примерно через 5000000000 лет истощатся все запасы водорода в недрах Солнца. Центральная область начнет стремительно сжиматься, а поверхность Солнца расширяться; включится механизм "сжигания" гелия. За сравнительно короткий промежуток времени (менее чем за миллиард лет) удивительно раздутое Солнце поглотит Землю и наша планета превратится в пар.

Но так же, как в свое время истощились запасы водорода, наступит очередь и гелия. Начнется еще один стремительный сжатия сердцевины звезды, и если она ранее была значительно массивнее от нашего Солнца, то произойдет включение еще более экзотических термоядерных реакций таких как "сжигания" углерода, кислорода и кремния. Именно в результате таких процессов в массивных звездах рождаются тяжелые элементы.

Хотя мы пока понимаем не все, что происходит, принято считать, что на поздних этапах эволюции звезды становятся чрезвычайно неустойчивыми.

В конце концов, эта неустойчивость массивной звезды становится настолько сильной, что звезда завершает свое существование грандиозным взрывом. Эти взрывы иногда настолько колоссальны, что на короткое время звезда становится ярче всю галактику, В которой она находилась. Такая звезда, подвергшейся взрыва, называется новой, а если взрыв был очень мощным то сверхновой.

В предсмертной агонии умирающая звезда может выбросить в космос огромное количество вещества в виде газа. Эти газы можно иногда наблюдать как планетарные туманности. Такова кольцевидная туманность в созвездии Лиры. Туманность в созвездии Лебедя это тоже остатки сверхновой.

От звезды после ее смерти остается выгорела сердцевина. Если масса звезды была небольшой (например, как у Солнца), то эта сердцевина продолжать сжиматься до тех пор, пока какие-то силы не помешают дальнейшему сжатию. На этом этапе звезда становится очень горячей и маленькой. Так образуется белый карлик.

В результате многочисленных и кропотливых вычислений, проводимых с начала 1960-х годов, удалось выстроить жизненный путь звезды типа Солнца как движение точки, изображающей эту звезду, по диаграмме Герцшпрунга Рассела. Первоначальное сжатия протозвезды приводит к быстрому падению светимости по мере уменьшения ее размеров. Это сопровождается увеличением поверхностной температуры вследствие разогрева атмосферы звезды. Когда в центре звезды начинается "сжигание" водорода, точка, изображающая звезду, останавливается на главной последовательности и остается там в течение около 10000000000 лет. Переход в область красных гигантов происходит также очень быстро. Когда же включается "сжигания" гелия, точка остается в верхнем правом углу диаграммы на несколько сотен миллионов лет. Затем звезда становится неустойчивой, точка снова движется по диаграмме и, наконец, все заканчивается на белом карлике. Белые карлики это умершие звезды. Они слабо светят и остывают. Точка на диаграмме, изображающей белый карлик, медленно сползает по кривой вниз и вправо.

Следует обратить особое внимание на несколько важных факторов звездной эволюции. Во-первых, массивные звезды главной последовательности это вместе с тем и самые яркие звезды. Они яркие том, что водород в них "сжигается" в шаленом темпе. Несмотря на большую массу и, соответственно, огромные запасы горючего, водород в сердцевине таких звезд истощается очень быстро. Иначе говоря, массивные звезды и эволюционируют быстрее всех звезд. Во-вторых, исследования планетарных туманностей и остатков сверхновых свидетельствует, что массивные звезды могут выбрасывать в космос часть своего вещества. И, наконец, астрофизики твердо уверены в существовании четкой верхней границы массы белого карлика. Белый карлик должен иметь массу, меньшую 1,25 массы Солнца. Если же масса звезды больше, то в конце эволюции она может стать нейтронной звездой или черной дырой.

Белые карлики

Природа белых карликов как «мертвых звезд" стала достаточно понятной после опубликования работы Чандрасекара в начале 1930-х годов. И термоядерная «печка», что поддерживает структуру обычных звезд, не может обеспечить устойчивость внешних слоев белого карлика по той причине, что у них уже исчерпан все топливо. Для понимания того механизма, поддерживающего структуру белого карлика, рассмотрим вещество в сердцевине звезды, находится в состоянии коллапса. Со временем звезда испытывает все большее сжатие, давление и плотность становятся настолько большими, что все атомы полностью "раздавливаются". В результате появляется множество свободных электронов, в которых «плавают ядра". Каждому электрону присущ спин, вследствие чего его поведение подчиняется важном закона природы под названием принципа запрета Паули. Согласно этого запрета два электрона одновременно не могут занимать одно и то же место, если их скорости и спины одинаковы. Когда умирающая звезда сжимается, то электроны также испытывают такого сильного сжатия, в конце концов заполняются все вакансии возможного розташуванняй скоростей электронов. Как только это произошло, электроны начинают с большой силой влиять друг на друга, противодействуя дальнейшему сжатию умирающей звезды. Таким образом, возникает давление вырожденных электронов, который предотвращает неограниченному сжатию (коллапса) белого карлика.

Белые

Загрузка...