Реферат: Эволюция звезд

РЕФЕРАТ

На тему: «Эволюциязвезд»

Звезды

Имеетсябольшое количество аргументов, что звёзды образуются путём конденсациимежзвёздной среды. Путём наблюдений удалось определить, что звёзды возникали вразное время и возникают по сей день.

Главнойпроблемой в эволюции звёзд является вопрос о возникновении их энергии,благодаря которой они светятся и излучают огромное количество энергии. Ранеевыдвигалось много теорий, которые были призваны выявить источники энергиизвёзд. Считали, что непрерывным источником звёздной энергии являетсянепрерывное сжатие. Этот источник конечно хорош, но не может поддерживатьсоответствующее излучение в течении долгого времени. В середине XX века былнайден ответ на этот вопрос. Источником излучения является термоядерные реакциисинтеза. В результате этих реакций водород превращается в гелий, аосвобождающаяся энергия проходит сквозь недра звезды, трансформируется иизлучается в мировое пространство (стоит отметить, что чем больше температура,тем быстрее идут эти реакции; именно поэтому горячие массивные звёзды быстреесходят с главной последовательности).

Теперьпредставим возникновение звезды…

Началоконденсироваться облако межзвёздной газопылевой среды. Из этого облакаобразуется довольно плотный газовый шар. Давление внутри шара пока не в силах уравновеситьсилы притяжения, поэтому он будет сжиматься (возможно в это время вокруг звездыобразуются сгустки с меньшей массой, которые в итоге превращаются в планеты).При сжатии температура повышается. Таким образом, звёзда постепенно садится наглавную последовательность. Затем давление газа внутри звезды уравновешиваетпритяжение и протозвёзда превращается в звезду.

Ранняя стадияэволюции звёзды очень не велика и звезда в это время погружена в туманность,поэтому протозвезду очень тяжело обнаружить.

Превращениеводорода в гелий происходит только в центральных областях звезды. В наружныхслоях содержание водорода остаётся практически неизменным. Так как количествоводорода ограничено, рано или поздно он выгорает. Выделение энергии в центрезвезды прекращается и ядро звёзды начинает сжиматься, а оболочка разбухать.Далее если звезда меньше 1,2 массы солнца, она сбрасывает наружный слой(образование планетарной туманности).

После того,как от звёзды отделяется оболочка, открываются её внутренние очень горячиеслои, а оболочка тем временем отходит всё дальше. Через несколько десятковтысяч лет оболочка распадётся и останется только очень горячая и плотнаязвезда, постепенно остывая она превратится в белый карлик. Постепенно остываяони превращаются в невидимые чёрные карлики. Чёрные карлики – это очень плотныеи холодные звёзды, размером чуть больше Земли, но имеющие массу сравнимую смассой солнца. Процесс остывания белых карликов длится несколько сотенмиллионов лет.

Если массазвезды от 1,2 до 2,5 солнечной, то такая звёзда взорвётся. Этот взрывназывается вспышкой сверхновой. Вспыхнувшая звезда за несколько секундувеличивает свою светимость в сотни миллионов раз. Такие вспышки происходяткрайне редко. В нашей Галактике взрыв сверхновой происходит, примерно, раз всто лет. После подобной вспышки остаётся туманность, которая имеет большоерадиоизлучение, а также очень быстро разлетается, и так называемая нейтроннаязвезда (об этом чуть позже). Помимо огромного радиоизлучения такая туманностьбудет ещё источником рентгеновского излучения, но это излучение поглощаетсяатмосферой земли, поэтому может наблюдаться лишь из космоса.

Существуетнесколько гипотез о причине взрывов звёзд (сверхновых), однако общепризнаннойтеории пока нет. Есть предположение, что это происходит из-за слишком быстрогоспада внутренних слоёв звезды к центру. Звезда быстро сжимается докатастрофически маленького размера порядка 10 км, а плотность её в такомсостоянии составляет 1017 кг/м3, что близко к плотности атомного ядра. Этазвезда состоит из нейтронов (при этом электроны, как бы вдавливаются впротоны), именно поэтому она называется «НЕЙТРОННОЙ». Её начальная температураоколо миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать.

Эта звездаиз-за её маленького размера и быстрого остывания долгое время считаласьневозможной для наблюдения. Но через некоторое время были обнаружены пульсары.Эти пульсары и оказались нейтронными звёздами. Названы они так из-закратковременного излучения радиоимпульсов. Т.е. звезда как бы «мигает». Этооткрытие было сделано совершенно случайно и не так давно, а именно в 1967 году.Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимонашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол сосью вращения.

Пульсар можетбыть обнаружен только для нас условиях ориентирования магнитной оси, а этопримерно 5% из их общего количества. Часть пульсаров не находится в радиотуманностях, так как туманности сравнительно быстро рассеиваются. Через сотнютысяч лет эти туманности перестают быть видимыми, а возраст пульсаровисчисляется десятками миллионов лет.

Если массазвезды превышает 2,5 солнечные, то в конце своего существования она как быобрушится в себя и будет раздавлена собственным весом. В считанные секунды онапревратится в точку. Это явление получило название «гравитационный коллапс», атакже этот объект стали называть «чёрной дырой».

Из всего вышесказанного видно, что финальная стадия эволюции звезды зависит от её массы, нопри этом необходимо ещё учитывать неизбежную ею потерю этой самой массы ивращение.

Виды звезд

Во Вселеннойсуществуем множество различных звезд. Большие и маленькое, горячие и холодные,заряженные и не заряженными. Попробуем дать в этой статье классификациюосновных видов звезд.

Одной изклассификаций звезд является спектральная классификация. Согласно этойклассификации звезды относят в тот или иной класс согласно их спектру.Спектральная классификация звезд служит многим задачам звездной астрономии иастрофизики. Качественное описание наблюдаемого спектра позволяет оценитьважные астрофизические характеристики звезды, такие как эффективная температураее поверхности, светимость и, в отдельных случаях, особенности химическогосостава.

Некоторыезвезды не попадают не в один из классов этой таблицы. Такие звезды называютпекулярными. Их спектры не укладываются в температурную последовательность O–B–A–F–G–K–M. Хотя, зачастую такиезвезды представляют собой определенные эволюционные стадии вполне нормальныхзвезд, либо представляют звезды, не совсем характерные для ближайшихокрестностей Солнца (бедные металлами звезды, такие как звезды шаровыхскоплений и гало Галактики). В частности к звездам с пекулярными спектрамиотносятся звезды с различными особенностями химического состава, что проявляетсяв усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов. Виды звезд

Хорошоразобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга – Рассела.Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью,спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным являетсятот факт, что звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуютхорошо различимые участки. Диаграмма предложена в 1910 независимо Э. Герцшпрунгоми Г. Расселом. Она используется для классификации звезд и соответствуетсовременным представлениям о звездной эволюции.

Большая частьзвезд находится на так называемой главной последовательности. Существованиеглавной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральныхобластях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходук стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности.Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от ихмассы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.

Находясь наразличных стадиях своего эволюционного развития звезды подразделяются нанормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это иесть звезды главной последовательности. К таким, например, относится нашеСолнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами.

Звезда могутнаблюдаться красным гигантом в момент звездообразования и на поздних стадияхразвития. На ранней стадии развития звезда излучает за счет гравитационнойэнергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будетостановлено начавшейся термоядерной реакцией. На поздних стадиях эволюциизвезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главнойпоследовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантовдиаграммы Герцшпрунга – Рассела: этот этап длится ~ 10% от времени «активной»жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идутреакции нуклеосинтеза.

Звезда гигантимеет сравнительно низкую температура поверхности, около 5000 градусов.Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеровогромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракраснуюобласть спектра, потому их и называют красными гигантами.

Звездыкарлики являются противоположностью гигантов и включают в себя несколькоразличных подвидов:

* Белыйкарлик – проэволюционировавшие звезды с массой не превышающей 1,4 солнечныхмассы, лишенные собственных источников термоядерной энергии. Диаметр такихзвезд может быть в сотни раз меньше солнечного, а потому плотность может быть в1 000 000 раз больше плотности воды.

* Красныйкарлик – маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности,имеющая спектральный класс М или верхний К. Они довольно сильно отличаютсяот других звезд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной(нижний предел массы – 0,08 солнечной, за этим идут коричневые карлики).

* Коричневыйкарлик – субзвездные объекты с массами в диапазоне 5–75 масс Юпитера (идиаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие отзвезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода вгелий.

*Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики – холодные формирования, помассе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принятосчитать планетами.

* Черныйкарлик – остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белыекарлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массычерных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4массами Солнца.

Кромеперечисленных, существует еще несколько продуктов эволюции звезд:

* Нейтроннаязвезда. Звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами,заметно меньшими белых карликов, порядка 10–20 км в диаметре. Плотностьтаких звезды может достигать 1000 000 000 000 плотностей воды. А магнитное полево столько же раз больше магнитного поля земли. Такие звезды состоят в основномиз нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Часто такие звездыпредставляют собой пульсары.

* Новаязвезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10000 раз. Новаязвезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика извезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системахгаз со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически тамвзрывается, вызываю вспышку светимости.

* Сверхноваязвезда это звезда, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывномпроцессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случаеновой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звездена последний стадии эволюции.

* Двойнаязвезда – это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общегоцентра масс. Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общемслучае система называется кратной звездой. В тех случаях, когда такая звезднаясистема не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различитьотдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что передастрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам – колебаниямблеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторымдругим.

Многообразиезвезд во Вселенной неисчерпаемо, и возможно существуют еще звезды или продуктыих эволюции, которые не вошли в эту классификацию.

Звездывращаются с разными скоростями (от 2 до 500 км/с). Их скорость вращениязависит от многих факторов. Вращение звезды можно определить по четкости линийспектра некоторых элементов звезды. Экваториальная скорость вращения Солнца 2 км/с,хотя многие звёзды превосходят её в 200 раз.

Было установлено,что скорости вращения звёзд закономерно связаны с их спектральным классом.Быстрее всего вращаются массивные и горячие звёзды класса О и В, в то время,как карлики класса М почти не вращаются. (Виды звезд.) Замечу, что где-товблизи класса F5 скорость вращения очень резко уменьшается.

Что же таквлияет на потерю момента количества движения у более холодных звёзд? Рассмотримпример. Солнце относиться к классу G2, имеет скорость вращения 2 км/с исистему из 8 планет. Что будет с Солнцем, если все его планеты с ним сольются?Момент количества движения всех тел должен будет сохраниться, а масса всехпланет очень мала по сравнению с Солнцем. Оно стало бы вращаться в 50 разбыстрее, чем сейчас. Следовательно, экваториальная скорость вращения Солнца сталабы почти 100 км/с. Но это уже нормальная скорость вращения массивныхзвёзд. Можно сделать вывод, что большая часть скорости вращения Солнца былакогда-то передана планетам. Можно предположить что у большинства медленновращающихся звёзд есть планеты. Передача движения от звезды к планетам можетосуществляться за счёт магнитного поля этой самой звезды

По мересжатия туманность (протозвезда) будет вращаться вокруг своей оси всё быстрее ибыстрее. Наступает состояние неустойчивости, и часть вещества отделяется отпротозвезды образуя экваториальный диск. Однако, силовые линии протозвездыпроходят через этот диск.

При наличиитакой связи, из-за натяжения силовых линий, вращение звезды будет тормозиться,а диск всё дальше будет отходить и постепенно размажется, и часть его веществапревратится в планеты унося с собой часть момента. У более горячих звёзд такойпроцесс не происходит из-за того, что масса отделившегося от звезды диска неочень велика и он не так тормозит вращение.

В 1962 годуастрофизик Шацман обратил внимание на то, что звезда может терять свой момент ибез образования планет. За счёт выделения огромного количества заряженныхчастиц (корпускул).

Характеристикизвезд

Благодаряработе астрономов разных стран, за последние десятилетия мы много узнали оразвитии звёзд и их эволюции. Все данные получены благодаря наблюдениюмножества звёзд, находящихся на разных этапах эволюции.

Основнымисвойствами звёзд являются:

* масса,

* светимость(полное количество энергии излучаемое звездой в единицу времени L),

* радиус,

* температураповерхности.

Еслитемпература поверхности 3 – 4 тыс. К, то её цвет красноватый, 6 – 7 тыс. К – жёлтый,10 – 12 тыс. К – белый и голубой. Последовательность спектров звёзд,получающихся при непрерывном изменении их поверхностных слоёв, обозначаетсяследующими буквами: O, B, A, F, G, K, M (от горячих к холодным). Каждый из этих классов подразделяетсяещё на 10 подклассов (пример B1, B2, B3…). Светимость звёзд (L) чаще выражается вединицах светимости Солнца (4x эрг/с). По светимости звёзды различаются в очень широкихпределах. Большинство звёзд составляют «карлики», их светимость ничтожна иногдадаже по сравнению с Солнцем. Характеристикой светимости является «абсолютнаявеличина» звезды. Есть ещё понятие «видимая звёздная величина», которая зависитот светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаевиспользуют «абсолютную величину», чтобы реально оценить размеры звёзд,независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, простонужно звёзды отнести на какое-то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёздывысокой светимости имеют отрицательные значения. На пример видимая величинасолнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабыезвёзды видимые невооружённым глазом имеют величину +6).

Ещё звёздыразделяются по массе, но в более узких пределах в отличие от светимости(которая может различаться и в 1000 раз). Очень мало звёзд имеющих массу в 10раз больше, или меньше Солнечной.

Радиус звёздможет очень сильно отличаться, а также меняться… С появлением возможностипроводить спектральный анализ, появились сведения о химическом составе звезды.По химическому составу звёзды представляют собой водородные и гелиевые плазмы,остальных элементов гораздо меньше. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 углерода и 0,5 железа.Других элементов ещё меньше….

Между всемиэтими характеристиками существует связь. Эта связь отображена на диаграммеГерцшпрунга – Рассела (Спектр – Светимость):

Из этойдиаграммы видно, что звёзды создают определённую последовательность. Полосаидущая с левого верхнего угла в правый нижний называется «главнаяпоследовательность» В верхнем правом углу находятся холодные, но в тоже времяогромные звёзды называемые красными гигантами. В левом нижнем углу «белыекарлики». Очень горячие звёзды, но и очень маленькие. Солнце имеет спектральныйкласс G2.

Делалисьпопытки построить теоретическую эволюцию звёзд вдоль главной последовательностина основе представлений о потери масс этими звёздами, но эти попытки оказалисьнеудачны.

Времяпребывания звёзд на главной последовательности зависит от их первоначальноймассы. Чем больше излучение и масса звезды, тем скорее она израсходует свойводород.

Последниеновости о звездах

16 декабря 2009 года, 02:52

Группаастрономов из Франции, США, Австралии и Великобритании провела наблюдениякрасного гиганта χ Лебедя, расположенного на расстоянии около 550световых лет от Земли.

Краснымигигантами называют звезды невысокой массы и большой светимости, вступившие взавершающую стадию эволюции; по расчетам специалистов, наше Солнце перейдет вэту категорию небесных тел через пять миллиардов лет. χ Лебедя относится кодному из подтипов красных гигантов – миридам, пульсирующим переменным звездамс низкой температурой и огромным радиусом излучающей поверхности (фотосферы).Период пульсации χ Лебедя составляет 408 дней.

Миридыостаются малоизученными объектами, поскольку они окружены плотной пылевойоболочкой и находятся на значительном удалении от Земли. Для того чтобыполучить снимки нужного качества, авторам пришлось проводить наблюдения вИК-диапазоне по интерферометрической методике и использовать массив телескоповIOTA, расположенный в Аризоне. «Разрешение изображений, переданных IOTA,приблизительно в 15 раз превышает разрешение фотографий, сделанных космическимтелескопом «Хаббл»», – рассказывает участник исследования Марк Лакасс (MarcLacasse) из Гарвард-Смитсоновского центра астрофизики (США).

Обработавсобранные данные, астрономы определили диапазон изменения параметров χЛебедя. Как оказалось, минимальный диаметр фотосферы звезды составляет 483 млн,а максимальный – 772 млн км; в своем «расширенном» состоянии звезда, такимобразом, могла бы поглотить даже главный пояс астероидов Солнечной системы.Ученым также удалось оценить массу χ Лебедя: по их мнению, она составляет2,1 солнечной.