История возникновения звезд реферат
Обновлено: 02.07.2024
Изучение строения и эволюции звезд является важнейшей классической частью астрономии.
На каждом этапе развития физики теория звезд обогащалась новыми физическими принципами. Теория тяготения, термодинамическая теория уравнения состояния газов, теория теплового излучения, лучистого и конвективного переноса энергии – таков первый круг физических знаний, использованный к началу века при построении теории звезд. Эти знания пополнялись и в дальнейшем в связи с квантовой теорией атомов и ионов и уточнением их оптических свойств, а также теорией вырожденного электронного газа. Главным новшеством XX века было понимание источника энергии звезд, связанное с развитием ядерной физики. За этим следует создание общей теории относительности и выяснение ее астрономических следствий.
Однако не физика, а сама астрономия, именно наблюдательная астрономия, явилась главным источником наших сведений о звездах. Победное шествие астрономии началось с изучения солнечной системы.
Человечество еще с давних времен было заинтересовано в изучении звездного неба, и в наше время появляется эта возможность. Сейчас человечество по результатам наблюдений озадачено тем, какая опасность таится в недрах космоса, а именно какую опасность таят в себе звезды и самая близкая к нам, Солнце.
Актуальность данной темы значительна в современном мире, так как изучение звезд может открыть новые возможности для человечества.
Предметом исследования является происхождение и эволюция звезд.
Объект исследования – это физические процессы, протекающие при происхождении и в процессе эволюции звезд.
Цель нашей работы состоит в рассмотрении происхождения и эволюции звезд.
- Подобрать теоретический материал о происхождении звезд.
- Подобрать материал об эволюции звезд.
Глава 1. Ранние стадии эволюции звезд
§ 1.1 Гравитационное сжатие
Гравитационное сжатие начинается в наиболее плотных областях межзвездного газа. Сжатие возникает как следствие гравитационной неустойчивости, идея которой была высказана еще Ньютоном. Позже Джинс показал, что бесконечная однородная среда неустойчива, и из простого физического критерия определил минимальные размеры облаков, в которых может начаться самопроизвольное сжатие. Этот критерий – отрицательная полная энергия облака. Е0=Еграв+Етепл , . Массы таких облаков должны быть не меньше 1000 масс Солнца. Однако звезд с такими массами нет. Это связано с тем, что как только начинается сжатие в какой-то области облака, там увеличивается плотность, а температура поначалу почти не меняется. Такое изотермическое сжатие приводит к уменьшению критерия устойчивости Lj, а это, значит, что неустойчивость возникнет уже в более мелких масштабах. Внутри сжимающегося облака образуются новые центры сжатия – явление каскадной фрагментации облака.
Пока облако достаточно разрежено оно легко пропускает через себя гравитационную энергию, высвобождающуюся при сжатии, в виде инфракрасных квантов, испускаемых атомами. Гравитационное сжатие прекращается тогда, когда плотность облака возрастает настолько, что вещество становится непрозрачным к собственному излучению, которое начинает накапливаться в облаке и нагревать газ. Так в глубинах сжимающегося облака возникает устойчивое дозвездное тело – протозвезда.
В 1976 году П.Лаплас сформулировал гипотезу, согласно которой Солнце и планеты образовались из вращающейся туманности под действием гравитации.
Предлагается решить задачу: показать, что если момент импульса облака сохраняется, то при некотором значении радиуса облака наступит ротационная неустойчивость (разрушение под действием центробежных сил инерции). Учесть, что в современную эпоху на долю Солнца приходится 2% момента импульса солнечной системы, который, по оценке Хойла, составляет 1% начального момента импульса облака. Остальные данные берутся из таблиц.
Решение: Проведем рассмотрение в системе отсчета, связанной с облаком. Допустим, что первоначальное облако имеет сферическую форму радиуса r, массу M и момент импульса L. Возьмем элемент массы m в плоскости экватора. На него действуют силы тяготения и центробежная сила инерции . Момент импульса элемента равен . Тогда . Видим, что в процессе сжатия облака с уменьшением радиуса r сала F2 растет быстрее, чем F1. Неустойчивость возникает при равенстве этих сил: . Отсюда . Поскольку облако имеет сферическую форму, то . . Тогда . Следовательно, =. По условию, , где – импульс Солнца в современную эпоху. В итоге получим: =. Если пренебречь массами планет, то в качестве массы облака можно взять массу Солнца, считая его однородным шаром. =, где Т – период вращения Солнца вокруг своей оси, – масса Солнца, R – его радиус. Численные расчеты дают =2,6 км. Это больше радиуса орбиты Марса.
§ 1.2 Протозвезды и их эволюция
В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа или фазы. Первый этап – обособление фрагмента облака и его уплотнение – мы уже рассмотрели. Благодаря увеличению массы и росту силы гравитационного притяжения к центру протозвезды притягивается все больше материи. Далее наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды примерно в 1 – 5 миллионов раз больше солнечного. Протозвезда практически непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура сильно не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, можно сказать, свободное падение вещества к центру облака. Однако по мере сжатия протозвезда делается всё менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. Энергия, высвободившаяся из сжимающегося внутри газа, трансформируется в тепло. Давление, плотность и температура протозвезды повышаются. В определённый момент протозвезда становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется. Наступает этап медленного сжатия. Из-за повышения температуры звезда начинает светиться темно-красным светом. Протозвезда имеет очень большие размеры, и, хотя тепловая энергия распределяется по всей её поверхности, но все равно остается относительно холодной. [4]
Дальнейшее повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При температуре в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре около 10 тыс. градусов атомы ионизуются, то есть разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоёмкие процессы на некоторое время задерживают рост температуры, но затем он возобновляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло все же понемногу уходит наружу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в её недрах продолжает расти.
Эволюция протозвезды была теоретически рассчитана японским астрофизиком Хаяши, который первым обратил внимание на то, что транспорт энергии в сжимающейся протозвезде должен осуществляться путем конвекции (а не лучеиспусканием, как полагали астрономы до 1961 г., когда были опубликованы исследования Хаяши). Конвекция развивается тогда, когда другие возможности переноса вырабатываемой в недрах звезд энергии ограничены. В самых наружных, фотосферных слоях протозвезды механическая энергия бурных конвективных движений, которыми охвачен весь ее объем, должна трансформироваться в энергию излучения, уходящую
в мировое пространство[5].
Температура, при которой энергия конвективных потоков переходит в энергию излучения, определяется многочисленными причинами, например, химическим составом и прочим. Чисто эмпирически можно принять, что в поверхностных слоях протозвезды баланс между притоком механической энергии конвекции и излучением устанавливает температуру, близкую к температуре фотосфер красных гигантов, ∼ 3500 К. Более точные расчеты дают для температуры наружных слоев протозвезд несколько меньшее значение, ∼ 2500 К. Любопытно, что эти же расчеты приводят к зависимости температуры поверхности протозвезды от ее массы M и светимости L. После вспышки, сопутствующей окончанию установления конвекции во всем объеме протозвезды, последняя, как уже говорилось, продолжает сжиматься, причем температура ее поверхности поддерживается на почти постоянном уровне. Поэтому светимость протозвезды будет убывать, обратно пропорционально квадрату ее радиуса. В то же время температура ее недр непрерывно повышается. И вот наступает момент, когда температура там поднимается до нескольких миллионов градусов и включаются первые термоядерные реакции на легких элементах (литий, бериллий, бор) с низким кулоновским барьером. Протозвезда при этом будет продолжать сжиматься, так как продукция термоядерной энергии все еще недостаточна для того, чтобы разогреть ее недра до такой температуры, при которой давление газа уравновесит силу гравитации. Только после того как продолжающийся рост температуры в недрах протозвезды сделает возможным протон-протонную или углеродно-азотную реакцию, давление газа наконец ее застабилизирует. Протозвезда станет звездой и, в зависимости от своей массы, займет совершенно определенное место на диаграмме Герцшпрунга-Рессела [5].
§1.3 Выход звезды на главную последовательность.
Диаграмма спектр-светимость.
Сопоставление светимости звезд с их спектральными классами впервые было сделано в 1905-1913 гг. Э. Герцшпрунгом, (1873-1967) (Дания) и Г.Н. Ресселом (США), поэтому такую диаграмму часто называют диаграммой Герцшпрунга – Рессела. На этой диаграмме по оси абсцисс откладываются спектральные классы звезд (иногда – соответствующие им показатели цвета или эффективные температуры), по оси ординат – светимости звезд L (или абсолютные звездные величины М), поэтому такую диаграмму называют еще диаграммой спектр – светимость (см.Рис.3.1).
Рис.3.1 Диаграмма Герцшпрунга – Рессела.
Если бы между светимостями звезд и их спектральными классами не было никакой зависимости, то звезды располагались бы на диаграмме беспорядочным образом, заполняя ее равномерно. На самом же деле они образуют на ней несколько последовательностей.
В качестве примера рассмотрим диаграмму спектр-светимости для звезд из окрестностей Солнца. Видно, что подавляющее большинство звезд сосредоточено вдоль сравнительно узкой полосы, протянувшейся от левого верхнего угла диаграммы вправо вниз. Эта полоса называется главной последовательностью. Положение Солнца на ней обозначено крестиком, звезды Сириус – квадратиком.
Звезды поздних спектральных классов (G-M) с абсолютными величинами около нуля, образуют компактную группу гигантов. В среднем светимость этих звезд в сто раз выше Солнца. Кружком на диаграмме обозначено положение, типичного представителя этой группы – звезды Близнецов-Поллукаса.
В верхнем правом углу расположились сверхгиганты; их типичный представитель – звезда Бетельгейзе. Положение этой звезды на диаграмме обозначено треугольником. Подсчет показал, что вблизи Солнца на одного сверхгиганта приходится около 1000 гигантов и около 10 000 000 звезд главной последовательности.
Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее расположены звезды, образующие последовательность субкарликов. Примечательным является факт, что содержание металлов в атмосферах этих звезд значительно меньше, чем у их соседей тех же спектральных классов – звезд главной последовательности.
И, наконец, в левом нижнем углу диаграммы находятся белые карлики – небольшая группа звезд, светимости которых в сотни раз меньше, чем у Солнца.
РОЖДЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД
Автор работы награжден дипломом победителя III степени
Текст работы размещён без изображений и формул.
Полная версия работы доступна во вкладке "Файлы работы" в формате PDF
Практически любое тело во Вселенной имеет свой жизненный цикл. Собственно говоря, светила не являются исключением. Они также рождаются и умирают, как и другие тела. Правда, жизненный путь звезд, то есть последовательные изменения в течение всей её жизни, очень долгий.
Звезда - небесное тело, по своей природе сходное с Солнцем, вследствие огромной отдалённости, оно видно с Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звёзды представляют собой массивные самосветящиеся газовые (плазменные) шары, образующиеся из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия.
Т емпература вещества в недрах звёзд измеряется миллионами К, а на их поверхности - тысячами К. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий или гелия в углерод, происходящих при высоких температурах во внутренних областях, у отдельных, редко встречающихся звезд, в ходе других процессов. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе
Актуальность темы значительна в современном мире, так как изучение звезд может открыть новые возможности для человечества.
Объектом изучения являются физические процессы, протекающие при зарождении и в процессе эволюции звёзд.
Предметом изученияявляются происхождение и эволюция звезд.
Цель работы – изучение происхождения и эволюции звёзд.
Задачи исследования:
- Изучить теоретический материал о происхождении звезд;
- Углубить знания об эволюции звезд.
Фото 1. Галактика глазами художника.
1. Как появляются звёзды. Рождение.
Учёные установили, что сначала в космическом пространстве образуются огромные газовые облака. Эти холодные разреженные облака межзвёздного газа сжимаются под силой гравитации. Так начинается процесс звёздного формирования. На его конечном этапе объект называют протозвездой. Вроде уже и не просто облако, но еще и не полноценное светило. Во время сжатия температура таких газовых облаков резко увеличивается. Из-за этого, в свою очередь, внутри них начинают происходить термоядерные реакции синтеза гелия из водорода.
Фото 2. Рождение новой звезды.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается.
2. Эволюция - главная последовательность развития звезды.
Именно в это время, то есть с началом ядерных процессов, рождается звезда. На данном этапе, чаще всего, она является представителем главной последовательности звезд. Конечно, бывают и исключения. Например, субкарлики и коричневые карлики. Они отличаются небольшой массой и слабым ядерным синтезом. Любая эволюция происходит под действием некоторых факторов, заставляющих систему меняться. Для звезд основными факторами являются два: гравитация и энергия термоядерных реакций в недрах. Теория учит, что состояние любой звезды определяется их балансом.
Фото 3. Зарождение ядра будущей звезды.
Между прочим, стадия главной последовательности самая длинная в жизни светил (около 90% от общей продолжительности). Остальные же их этапы существования длятся значительно меньше. Вероятно, по этой причине во Вселенной преобладают звёзды, находящиеся именно на этой стадии развития. А вот как после неё будет проходить развитие, напрямую зависит от массы тела.
2.1. Эволюция звёзд различной массы.
Стоит отметить, что звездные тела имеют разные характеристики.
1) Низкая масса.
Если начальная масса светила меньше 0.08 солнечной массы, то в недрах таких звезд не возникнет сгорание водорода. Проще говоря, в них отсутствует ядерный синтез, а энергия вырабатывается благодаря сжатию ядра. Примером подобных светил являются коричневые карлики. Их конечный этап — превращение в чёрный карлик, то есть остывшую звезду, которая не выделяет энергию. К сожалению, такая же участь уготовлена красным карликам с подобной массой. Но в отличие от коричневых собратьев, внутри них происходит горение водорода.
Фото 5. Красный карлик.
Правда, в слоевом источнике в районе гелиевого ядра водород уже не горит. В результате светило сжимается и нагревается. Затем наступает последний этап эволюции красного карлика малой массы — вырожденный гелиевый карлик. В это время практически всё звёздное тело состоит из гелия с водородной оболочкой, а равновесие удерживается вырожденным электронным газом.
2) Средняя масса звезд.
Как оказалось, эволюция звёзд при средней массе тела проходит по следующему пути. Для светил с массой от 0.5 до 8 солнечных масс путь один — это превращение в углеродно-кислородный белый карлик, который будет состоять из вырожденного газа.
Фото 4. Белый карлик.
Фото 6. Красный гигант.
Когда у звёзд с данными значениями массы в ядре заканчивается водород (он же сжигается, как мы помним), начинается его горение в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра. В результате светило эволюционирует в стадию красного гиганта.
Правда, процесс перевоплощения немного отличается при определенном весе. Так, если весовой показатель звезды находится в пределах от 0.5 до 3 солнечных масс, то в её ядре гелий взорвётся. Потому как в нём располагается вырожденный газ, произойдёт так называемая гелиевая вспышка.
3) Массивные звезды.
А вот для светил с большей массой (от 3 до 8 солнечных) гелий будет гореть, но не взорвется. Поскольку газ не успевает выродиться из-за постоянной высокой ядерной температуры. Вместе с гелиевым сгоранием начинается рост конвективного ядра (то есть области, где происходит перенос энергии путём перемешивания веществ), а вокруг него горит оболочка из водорода. Что также приводит к превращению звезды в красный гигант.
Фото 6. Красный гигант.
3. Как происходит эволюция звёзд на последнем этапе.
Ученые предполагают, что спустя какое-то время, запасы гелия иссякнут, и он начнёт сгорать в слоевом источнике около ядра, которое, в свою очередь, будет сжиматься и нагреваться. В это время водородная оболочка, наоборот, расширяется и остывает. Таким образом, звезда трансформируется из красного карлика в сверхгигант. На следующем этапе своей жизни в центрах звезд с массой от 0.5 до 8 солнечных масс образуется углеродно-кислородное ядро, наполненное вырожденным газом. Собственно, вот и сформировался белый карлик. Но его оболочка всё продолжает расширяться и, наконец, она отделяется от светила.
Фото 7. Отделение оболочки от светила.
Более того, уже отделившаяся оболочка не прекращает увеличиваться и, в конце концов, превращается в планетарную туманность. А звезда, как уже было сказано, остаётся белым карликом с вырожденным газом.
4. Жизнь светил с высокой массой.
Эволюция светил с высокой массой (от 8 до 10 солнечных) происходит по тому же сценарию, как и со средней. Но у них не успевает образоваться углеродно-кислородное ядро. Потому как оно сжимается и вырождается, а лишь затем начинает гореть углерод.
Вместо гелиевой вспышки происходит углеродная. Её также называют углеродной детонацией. Иногда подобная детонация приводит к взрыву звезды как сверхновой. А иногда светило эволюционирует в неё без взрыва (при увеличении температуры в недрах газ может не вырождаться) и продолжает свою жизнь. Во Вселенной есть очень массивные звёзды (около 10 солнечных масс). В результате того, что они очень горячие, внутри их ядра гелий начинает гореть, а они не успевают достигнуть стадии красного гиганта. Под действием различных факторов и процессов такие светила вырабатывают тяжёлые элементы.
Схема 1. Эволюция звёзд.
Таким образом, происходит ядерный коллапс (разрушение), которое в зависимости от ядерной массы может сформировать либо нейтронную звезду, либо даже чёрную дыру.
5. Солнце – источник жизни на Земле.
Мы наблюдаем Солнце как диск желтого цвета, но на самом деле оно так не выглядит. Звезда излучает белый цвет. Однако у поверхности Земли Солнце выглядит как диск желтого оттенка из-за рассеивания в атмосфере и поглощения части излучения.
В Млечном пути находятся сотни миллиардов таких же звезд, подобных Солнцу. Самая близкая к нашей планете звезда – Проксима Центавра находится на расстоянии свыше четырех световых лет (или около 40 трлн. км).
Фото 8. Земля и Солнце.
5.1. Состав Солнца.
Фото 9. Выгорание водорода в Солнце.
5.2 Строение Солнца.
Существует ошибочное мнение, будто дневная звезда состоит только из одного разогретого вещества. На самом деле строение Солнца довольно сложное. В нем различают шесть слоев. Причем, 3 из них внутренние, а 3 другие образуют так называемую атмосферу. Остановимся подробнее на том, из чего состоит Солнце.
Температура внутри Солнца доходит до невообразимых 15 миллионов градусов Кельвина. Давление же здесь составляет около 300 миллиардов атмосфер (свыше 30 000 трлн. Па). Из-за этого плотность солнечного ядра достигает 150 кг/см3 (что в 6,67 раз больше наиболее тяжелого металла на Земле – осмия).
Фото 10. Солнце – источник жизни на Земле.
Указанные параметры идеально подходят для реакций ядерного синтеза. Именно здесь появляется энергия, необходимая для поддержания жизни всего живого на нашей планете. Все другие участки Солнца имеют высокую температуру из-за перехода энергии из ядра. Сами они эту энергию не продуцируют.
2) Зона лучистого переноса.
Зону лучистого переноса называют зоной радиации. Она находится непосредственно над ядром. Радиус внешней границы лучистого переноса составляет 490 тыс. км. Температура медленно снижается до 2 миллионов градусов. Из-за снижения температуры уменьшается давление, в результате чего плотность солнечного вещества достигает 0,2 г/ см 3 . Конвекционного перемещения в этой зоне нет.
Фото 11. Солнечная энергия.
Энергия в зоне лучистого переноса распространяется путем постоянных поглощений, излучений фотонов протонами. Частицы могут двигаться в любом направлении. Этот процесс довольно медленный: из ядра фотон выходит наружу приблизительно 170 тысяч лет. Иными словами, мы сейчас видим свет, образовавшийся на Солнце, когда на Земле была ледниковая эпоха.
3) Зона конвективного переноса.
По мнению учёных, толщина конвективной зоны составляет около 200 тыс. километров. Плотность вещества здесь уже невелика, и оно активно перемещается. То есть разогретое вещество интенсивно поднимается вверх, отдает тепло, охлаждается и идет вниз. Скорость конвекции доходит до 6 километров в час. Эти процессы способствуют образованию солнечного магнитного поля.
На поверхности температура Солнца достигает 6 тысяч градусов, а вот плотность примерно в 1000 раз ниже, чем у земной атмосферы.
Фото 12. Поверхность Солнца.
Солнечная поверхность неоднородна и имеет области с меньшей яркостью. Они называются пятнами. Продолжительность существования пятен – несколько дней. Интересно, что на Солнце могут быть пятна, которые превышают диаметр Земли.
4) Атмосфера.
Когда говорят об атмосфере Солнца, как правило, выделяют следующие 3 слоя: фотосферу, хромосферу и корону.
5) Фотосфера.
Это самый нижний слой солнечной атмосферы. Это та область, которую мы видим с Земли, ведь Солнце излучает свет и тепло, распространяющиеся на все объекты в Солнечной системе. Толщина этого участка атмосферы – до 400 км. Из фотосферы, или внешней излучающей поверхности Солнца на Землю попадает большинство излучения.
Фото 13. Фотосфера Солнца.
Лучи из глубоко расположенных слоев к нам не поступают. Температура фотосферы снижается с 6000 градусов Кельвина до 4400. Эффективная температура рассчитывается по закону Стефана-Больцмана: мощность излучения абсолютно черного тела прямо пропорциональна температуре тела, возведенной в четвертую степень.
Фотосфера являет видимую поверхность нашей дневной звезды. По ней мы можем определить размеры Солнца и прочие параметры.
6) Хромосфера.
Этот слой расположен над фотосферой. Толщина солнечной хромосферы составляет около 2 тыс. км. С Земли ее наблюдать довольно сложно из-за незначительной яркости. Хромосфера доступна земному наблюдателю во время солнечного затмения. В это время она светится красным светом.
Фото 14. Хромосфера Солнца.
В толщи этого слоя наблюдаются спикулы – плазменные столбы, которые выбрасываются из нижних слоев. Длина одного такого столба может достигать 20 тыс. км. По мере возрастания высоты температура хромосферы возрастает и достигает 20 тыс. градусов на верхней границе.
Это самый верхний слой солнечной атмосферы. Ее границы не определены. Солнечная корона характеризуется наличием крайне разреженного вещества. Температура этой области достигает нескольких миллионов градусов. В отдельных ее участках температура может достигать 20 миллионов градусов.
Фото 15. Солнечная корона.
6. Угасание звёзд
Смерть звезды - это ее угасание и остывание. Например, компаньон Солнца - Немезида. Остывшие звезды составляют темную не светящуюся массу расположенную вокруг галактик. Звезды темной массы, по-видимому, уже вышли из сферы гравитационного подчинения ядер галактик, вследствие чего темная масса сама стала новым гравитационным иерархом. Именно поэтому распределение орбитальных скоростей звезд в галактиках более сложное, чем у планет Солнечной системы. Но в целом движение звезд по орбитам подчиняется закону тяготения Ньютона и законам Кеплера.
Фото 16. Угасание звезды.
Исследуя данную тему, мною были изучены и систематизированы различные источники, сведения из которых помогают формировать представление о Вселенной и сделать вывод: звезды - это бесчисленные солнца, огромные раскаленные плазменные шары. Их мир богат и разнообразен. Существуют звезды маленькие и большие, горячие и холодные, яркие и тусклые, чрезвычайно разреженные и необыкновенно плотные. Есть звезды, очень медленно изменяющиеся с течением времени, и звезды, на которых протекают бурные физические процессы. Есть звёзды, из которых в последствии могут образоваться другие планеты, а может даже и другие Галактики, ещё больше, чем в которой мы живем. Некоторые из них, наоборот, за счет взрыва могут погубить одну, а может и несколько сразу Галактик (например, звезда Бетельгейзе, которая еще может образовать Черную дыру). Этот материал послужит для дальнейшего изучения других аспектов этой темы.
- Для учеников 1-11 классов и дошкольников
- Бесплатные сертификаты учителям и участникам
Происхождение и развитие галактик и звезд
1. ПРОИСХОЖДЕНИЕ И РАЗВИТИЕ ЗВЕЗД И ГАЛАКТИК
1.1 Происхождение и эволюция галактик. 4
1.2. Рождение и эволюция звезд. 7
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ. 12
В своем реферате, я опишу происхождение и развитие галактик и звезд. И прежде чем перейти к данной теме, для начала раскрою некоторые понятия.
Вообще вопросами происхождения и развитием галактики и звёзд занимаются не только астрономы и физики, но также и философы. Существует множество версии и гипотез — религиозные, материалистические и эзотерические. В настоящее время большей популярностью пользуются гипотезы, которые основываются на астрономических наблюдениях и на математическо-физических обобщениях.
Область науки, в которой Вселенная изучается, как единое целое называется космология. А раздел, который изучает происхождение и развитие космических объектов и систем называется космогонией.
Возникновение галактик — появление крупных гравитационно-связанных скоплений материи, имевшее место в далёком прошлом Вселенной.
Количественные и качественные изменения, которые претерпевают галактики за очень длительные промежутки времени называется эволюция галактик.
Происхождение галактик и звезд привлекает очень много внимания и плодотворно изучается, но не стоит забывать, что единой концепции не существует. Дело состоит в том, что собрано очень много информации, но она вся разрозненная.
ПРОИСХОЖДЕНИЕ И РАЗВИТИЕ ЗВЕЗД И ГАЛАКТИК
1.1 Происхождение и эволюция галактик
Все объекты берут свое начало от Большого Взрыва, разрастаясь и меняясь со временем. Этот процесс все еще окутан легкой дымкой таинственности, поэтому манит ученых.
Чем больше Вселенная расширялась, тем сильнее остывала. Поэтому у материи появилась возможность распределиться практически равномерно. Дальше гравитация стала притягивать плотные области, накапливая газовые облака и большие скопления, которые и стали древними галактиками (родились первые звезды). Некоторые из них были маленькими и трансформировались в карликовые галактики, другие (покрупнее) – спиральные.
Полноценные галактики объединялись в группы, скопления и сверхскопления . В масштабах своей группы они могли подойти на достаточно близкое расстояние, чтобы запустить процесс слияния. Результат всегда зависит от массы.
В момент столкновения их спиральная структура рушится, поэтому позволяет перейти на новый уровень. Эллиптические считаются крупнейшими в своем виде. Кроме того, при слиянии увеличиваются и центральные сверхмассивные черные дыры.
Правда, здесь стоит отметить, что не во всех случаях все заканчивается появлением эллиптической галактики. Полагают, что некий контакт уже сейчас происходит между нашей галактикой и Магеллановыми Облаками . Даже больше, оказывается, что Карликовая галактика в Большом Псе уже стала частью Млечного Пути.
Хотя сам процесс слияния воспринимается как нечто серьезное, звезды расположены на больших дистанциях, поэтому катастрофические взрывы и столкновения бывают редко. Но в этом процессе формируются волны ударной гравитации, которые приводят к появлению новых звезд. Это то, чего стоит ожидать через 4 миллиарда лет, когда Млечный Путь и Андромеда столкнутся.
У всего есть начало и конец. Приходит время, когда в галактике заканчивается пыль и газ. А ведь это главный материал для появления новых звезд. Миллиарды лет активность замедляется, пока все не остановится полностью. Но это еще не смерть, так как галактика может найти соседа и слиться с ним, чтобы запустить новый процесс.
По прогнозам, однажды все галактики в этом участке объединятся в одного эллиптического гиганта. Ученые уже могут наблюдать подобный результат уже сейчас. Эти галактики уже исчерпали газовые запасы. В итоге, звезды постепенно будут отдаляться, пока все пространство не достигнет фоновой температуры.
Когда у нашей галактики закончатся соседи, то она присоединится к той же участи. Сама же галактическая эволюция длится больше миллиарда лет и пока до конца еще очень далеко.
1.2. Рождение и эволюция звезд
Небесные тела находятся в непрерывном движении и изменении. Десятки тысяч лет назад небо Земли украшали фигуры других созвездий, миллиарды лет назад вообще еще не было Земли, Луны, планет, Солнца, многих звезд и галактик. Когда и как именно они произошли, наука стремится выяснить, изучая небесные тела и их системы.
Современные научные космогонические гипотезы – результат физического, математического и философского обобщения многочисленных наблюдательных данных. В космогонических гипотезах в значительной мере находит свое отражение общий уровень развития естествознания. Дальнейшее развитие науки, обязательно включающее в себя астрономические наблюдения, подтверждает или опровергает эти гипотезы.
Наиболее изученный газово-пылевой комплекс нашей Галактики находится в созвездии Ориона, он включает в себя туманность в Орионе, более плотные газово-пылевые облака и другие объекты. Представим себе холодное газово-пылевое облако. Силы тяготения сжимают его, оно принимает шарообразную форму. При сжатии будут возрастать плотность и температура облака. Возникнет будущая, рождающаяся звезда (протозвезда). Температура ее поверхности пока еще мала, но протозвезда уже излучает в инфракрасном диапазоне, а поэтому рождающиеся звезды можно попытаться обнаружить среди довольно многочисленных источников инфракрасного излучения. Поиски протозвезд (и протогалактик) сейчас ведутся на многих обсерваториях.
Одно из основных отличий протозвезды от звезды заключается в том, что в протозвезде еще не происходят термоядерные реакции, то есть в ней нет еще основного источника энергии обычных звезд.
Стадия сжатия звезд, массы которых значительно больше массы Солнца, продолжается всего лишь сотни тысяч лет, а звезды, массы которых меньше солнечной, сжимаются сотни миллионов лет. Чем больше масса звезды, тем при большей температуре достигается равновесие. Поэтому у массивных звезд большие светимости.
А поскольку светимость звезды пропорциональна примерно четвертой степени ее массы, то массивные звезды, массы которых в несколько раз больше массы Солнца, эволюционируют быстрее. Они находятся в стационарной стадии только несколько миллионов лет, а звезды, подобные Солнцу – миллиарды лет.
Когда весь водород в центральной области звезды превратится в гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород будет превращаться в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постепенно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Когда температура внутри звезды превысит 1,5 * 107 К, гелий начнет превращаться в углерод (с последующим образованием все более тяжелых химических элементов). Светимость и размеры звезд будут возрастать. В результате обычная звезда постепенно превратится в красного гиганта или сверхгиганта. Многие звезды не сразу становятся стационарными гигантами, а некоторое время пульсируют, как бы проходя в своем развитии стадию цефеид.
Иная судьба у более массивных звезд. Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звезды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. В частности, они могут взорваться как сверхновые, обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами (которые образовались внутри звезды и во время ее взрыва), а затем катастрофически сжаться до размеров шаров радиусом в несколько километров, то есть превратиться в нейтронные звезды.
Внутри звезд в ходе термоядерных реакций может образоваться до 30 химических элементов, а во время взрыва сверхновых – остальные элементы периодической системы. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной среды образуются звезды следующих поколений. Если масса звезды вдвое превышает массу Солнца, то такая звезда, потеряв равновесие и начав сжиматься, либо превратится в нейтронную звезду, либо вообще не сможет достигнуть устойчивого состояния. В процессе неограниченного сжатия (коллапса) она, вероятно, способна превратиться в черную дыру. Такое название связано с тем, что могучее поле тяготения сжавшейся звезды не выпускает за ее пределы никакое излучение (свет, рентгеновские лучи и т.д.). Поэтому черную дыру нельзя увидеть ни в каком диапазоне электромагнитных волн.
Дальнейшее развитие науки покажет, какие из сегодняшних представлений о происхождении галактик и звезд окажутся правильными. Но нет сомнения в том, что звезды рождаются, живут, умирают, а не есть однажды созданные и вечно неизменные объекты Вселенной; звезды рождаются группами, причем процесс звездообразования продолжается в настоящее время.
Если у вас возникли сложности с курсовой, контрольной, дипломной, рефератом, отчетом по практике, научно-исследовательской и любой другой работой - мы готовы помочь.
Содержание
Происхождение звезд
Движение звезд
Светимость
Цвет, температура и состав звезд
Скопление звезд
Звезды-гиганты и звезды-карлики
Белые карлики
Нейтронные карлики
Расстояние от нас до звезд
Возраст звезд
Заключение
Происхождение звезд
В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа, или фазы. Первый этап - обособление фрагмента облака и его уплотнение - мы уже рассмотрели. Вслед за ним наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды примерно в миллион раз больше солнечного. Она совершенно непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака. Однако по мере сжатия протозвезда делается все менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. В определенный момент протозвезда становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется. Повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При температуре в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре около 10 тыс. градусов атомы ионизируются, т. е. разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоемкие процессы на некоторое время задерживают рост температуры, но затем он возобновляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло все же понемногу уходит наружу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в ее недрах все увеличивается. Наконец температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, и начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся при этом тепло полностью компенсирует охлаждение протозвезды с поверхности. Сжатие прекращается. Протозвезда становится звездой. Процесс формирования звезд очень сложен и во многом еще до конца не изучен. Известны галактики, богатые межзвездным веществом, но почти лишенные молодых звезд. А в других системах формирование звезд происходит так интенсивно, что напоминает взрыв. Понять, какие причины стимулируют звездообразование или, напротив, приглушают его, еще только предстоит.
Всем телам на поверхности Земли сила притяжения сообщает при их свободном падении ускорение g=981 см/с кв.. На поверхности Юпитера g=2500 см/с кв. Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца g=27400 см/с кв. У многих звёзд g-намного больше чем у солнца. Когда g больше скорости света 299792458 +,- 1,2 м/с = 300000 км/с звезда становится невидимой - чёрная дыра. Возьмём к примеру звезду в центре Крабовидной туманности пульсар под Љ Р 0531. На поверхности этой звезды g=больше скорости света - звезда невидима - чёрная дыра. Внутри и в оболочке этой звезды газа нет - все вещество в твёрдом состоянии. При высоком давлении и температуре вещество выворачивается наизнанку и образовывается антивещество. Антивещество аннигилирует с веществом и происходит взрыв звезды. Общее количество энергии выделяющейся при этом превышает 1045 - 1049 ЭРГ. Солнце излучает столько энергии за десятки тысяч лет. И не удивительно. Всего 0,3 гр. антивещества, аннигилируя с веществом, выделяет энергию равную взрыву водородной бомбы. После взрыва звезда во много раз увеличивается в размере, g становится меньше скорости света и звезда становится видимой. После взрыва происходит сжатие, звезда во много раз уменьшается в размере, g-становится больше скорости света и звезда снова невидима. При сжатии опять образовывается антивещество и снова происходит взрыв звезды. Такая пульсация звезды с превращением в чёрную дыру длится до тех пор пока после сжатия g станет меньше скорости света и звезда станет видимой и после сжатия. Периоды пульсации у всех пульсирующих звёзд разные, у одних меньше секунды, у других больше секунды, у третьих больше минуты, у четвёртых больше часа, у пятых больше суток, у шестых больше месяца, у седьмых больше года. У звёзд с периодом пульсации больше года после взрыва вещество и антивещество разлетается на очень большое расстояние, и после сжатия не все частички возвращаются к звезде. Частички звезды, которые во время взрыва получили ускорение больше остальных, улетают дальше и после очередного сжатия не возвращаются к звезде, а продолжают полёт в Космос. Эти частички звезды в невесомости во время полёта приобретают форму шара. Эти шары имеют размеры от нескольких метров до нескольких тысяч километров. При полёте многие части звезды (шары) взаимно притягиваются, и происходит слияние нескольких раскалённых шаров в один. Шары из верхних слоёв имеют меньший удельный вес, а шары из более глубоких слоев звезды имеют гораздо больший удельный вес. При слиянии шаров с разным удельным весом более плотное вещество располагается в центре такого слияния и образует ядро. Так образовалась Земля. Эти раскалённые шары из вещества, так и из антивещества за много миллионов лет полёта охлаждаются, и на поверхности образовывается твёрдая кора и газовая оболочка. Часть таких шаров полетела в сторону Солнца, в результате чего произошло столкновение под углом 82 град. 45 мин. к оси вращения Солнца. При столкновении большая часть шаров поглотилась Солнцем, что впоследствии выразилось в спектральном анализе солнечных лучей. После столкновения этих шаров с Солнцем увеличилась скорость его вращения, но т.к. Солнце - звезда не с твёрдым состоянием вещества и имеет громадные размеры Ро - 696000 км то на экваторе, в месте столкновения, скорость вращения стала больше чем у плюсов. Так как столкновение произошло под углом 82 град. 45 мин. то плоскость Солнечного экватора образует с плоскостью эклиптики угол 7№15 мин. Ещё больше шаров пролетело мимо Солнца. Часть шаров вышла на орбиту вокруг Солнца. Так произошло рождение планет Солнечной системы и их спутников в плоскости эклиптики: 1. Меркурий. 2. Венера. 3. Земля. 4. Марс. 5. Фаэтон. 6. Юпитер. 7. Сатурн. 8. Уран. 9. Нептун. 10. Плутон. Все планеты Солнечной системы это кусочки чёрной дыры. Теоретически в любое время к звезде Солнце может прилететь кусочек пульсара и выйти на орбиту вокруг него, или на орбиту одной из планет Солнечной системы, или столкнуться с планетой, или её спутником. Практически так и происходило. 10000 лет до н.э. в пределы Солнечной системы прилетела новая планета (кусочек пульсара) и столкнулась с планетой Фаэтон. После столкновения обе планеты разбились на множество осколков. Много осколков упали на Марс и Юпитер, часть осколков упала на Солнце, а остальные находятся на орбите планеты Фаэтон до настоящего времени.
Рождение звезд - процесс таинственный, скрытый от наших глаз, даже вооруженных телескопом. Лишь в середине ХХ в, астрономы поняли, что не все звезды родились одновременно в далекую эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звезды. В 60 - 70-е гг. была создана самая первая, еще очень грубая теория образования звезд. Позднее новая наблюдательная техника - инфракрасные телескопы и радиотелескопы миллиметрового диапазона - значительно расширила наши знания о зарождении и формировании звезд. А начиналось изучение этой проблемы еще во времена Коперника, Галилея и Ньютона. Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах темных облаков, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики пытаются исследовать его теоретически, с помощью компьютерного моделирования. Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 10 в 6 степени раз, а плотность - в 10 в 20 степени раз. Колоссальные изменения всех характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения ее эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но еще и не звезда. Поэтому его называют протозвездой.
Движение звезд
На протяжении многих веков астрономы называли звезды "неподвижными", отличая их этим названием от планет, которые движутся, "блуждают" на фоне звезд. Точные измерения видимых положений звезд и сравнение этих положений с наблюдениями, сделанными в древние времена, привели английского астронома Галлея к выводу, что звезды перемещаются, <>движутся в пространстве. Однако эти движения происходят на таких далеких от нас расстояниях, что лишь по прошествии многих тысячелетий изменения в расположении звезд в созвездиях могут стать достаточно заметными, даже и при самых точных наблюдениях. Многие звезды движутся в пространстве так, что-либо становятся к нам все ближе, либо удаляются от нас: они движутся по лучу зрения. Это движение невозможно обнаружить наблюдениями положений звезд. Здесь снова на помощь приходит спектральный анализ: смещение линий в спектре той или иной звезды к красному или фиолетовому концу спектра показывает, движется ли звезда от нас, или к нам. По величине этого смещения вычисляются и скорости движения по лучу зрения. Еще в XVIII в. астрономы заметили, что звезды в области, лежащей у границы созвездий Геркулеса и Лиры, как бы расступаются в разные стороны от одной точки неба. В прямо противоположной области - в созвездии Большого Пса - звезды как бы сближаются. Такое смещение происходит потому, что сама наша солнечная система движется относительно этих звезд, приближаясь к одним и удаляясь от других. Движение солнечной системы относительно окружающих ее звезд, впервые установленное в 1783 г. В. Гершелем, происходит со скоростью около 20 км/сек в направлении к созвездиям Лиры и Геркулеса.
На протяжении многих веков астрономы называли звезды "неподвижными", отличая их этим названием от планет, которые движутся, "блуждают" на фоне звезд. Точные измерения видимых положений звезд и сравнение этих положений с наблюдениями, сделанными в древние времена, привели английского астронома Галлея к выводу, что звезды перемещаются, <>движутся в пространстве. Однако эти движения происходят на таких далеких от нас расстояниях, что лишь по прошествии многих тысячелетий изменения в расположении звезд в созвездиях могут стать достаточно заметными, даже и при самых точных наблюдениях. Многие звезды движутся в пространстве так, что-либо становятся к нам все ближе, либо удаляются от нас: они движутся по лучу зрения. Это движение невозможно обнаружить наблюдениями положений звезд. Здесь снова на помощь приходит спектральный анализ: смещение линий в спектре той или иной звезды к красному или фиолетовому концу спектра показывает, движется ли звезда от нас, или к нам. По величине этого смещения вычисляются и скорости движения по лучу зрения. Еще в XVIII в. астрономы заметили, что звезды в области, лежащей у границы созвездий Геркулеса и Лиры, как бы расступаются в разные стороны от одной точки неба. В прямо противоположной области - в созвездии Большого Пса - звезды как бы сближаются. Такое смещение происходит потому, что сама наша солнечная система движется относительно этих звезд, приближаясь к одним и удаляясь от других. Движение солнечной системы относительно окружающих ее звезд, впервые установленное в 1783 г. В. Гершелем, происходит со скоростью около 20 км/сек в направлении к созвездиям Лиры и Геркулеса.
Светимость
Долгое время астрономы полагали, что различие видимого блеска звёзд связано только с расстоянием до них: чем дальше звезда, тем менее яркой она должна казаться. Но когда стали известны расстояния до звёзд, астрономы установили, что иногда более далёкие звёзды имеют больший видимый блеск. Значит, видимый блеск звёзд зависит не только от их расстояния, но и от действительной силы их света, то есть от их светимости. Светимость звезды зависит от размеров поверхности звёзд и от её температуры. Светимость звезды выражает её истинную силу света по сравнению с силой света Солнца. Например, когда говорят, что светимость Сириуса равна 17, это значит, что истинная сила его света больше силы света Солнца в 17 раз.
Определяя светимости звёзд, астрономы установили, что многие звёзды в тысячи раз ярче Солнца, например, светимость Денеба (альфа Лебедя) - 9400. Среди звёзд есть и такие, которые излучают в сотни тысяч раз больше света, чем Солнце. Примером может служить звезда, обозначаемая буквой S в созвездии Золотой Рыбы. Она светит в 1 000000 раз ярче Солнца. Другие звёзды имеют одинаковую или почти одинаковую с нашим Солнцем светимость, например, Альтаира (Альфа Орла) -8. Существуют звёзды, светимость которых выражается тысячными долями, то есть их сила света в сотни раз меньше, чем у Солнца.
Цвет, температура и состав звезд
Звёзды имеют различный цвет. Например, Вега и Денеб - белые, Капелла -желтоватая, а Бетельгейзе - красноватая. Чем ниже температура звезды, тем она краснее. Температура белых звёзд достигает 30 000 и даже 100 000 градусов; температура жёлтых звёзд составляет около 6000 градусов, а температура красных звёзд - 3000 градусов и ниже.
Звёзды состоят из раскалённых газообразных веществ: водорода, гелия, железа, натрия, углерода, кислорода и других.
Скопление звезд
Список литературы
1) Энциклопедия для детей. Т. 8. Астрономия. – 2-е изд., Э68 испр. / Гл. ред. М.Д. Аксенова. – М.: Аванта+, 2000. – 688 с.: ил.
2) Б.А. Воронцов-Вельяминов. Учебник Астрономия. – М.: Просвещение, 1979.
3) Энциклопедия Астрономия стр.608.
4) Концепция современного естествознания. Под ред. С.Х. Карпенков. М.,2004.
Читайте также: