Реферат на тему звезды во вселенной
Обновлено: 02.07.2024
В начале ХХ в., особенно после 1920 года, произошёл переворот в научных представлениях о звёздах. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения звезды.
Содержание работы
Введение ………………………………………………………………………… 3
1. Общие сведения о звездах …………………………………………………. 5
2. Структура звезд и источники звездной энергии …………………………… 7
3. Двойные звезды ……………………………………………………………… 11
4. Массы звезд ………………………………………………………………….. 14
5. Светимости звезд и расстояние до них …………………………………….. 15
6. Цвет, температура и спектральные классы звезд …………………………. 18
7. Радиусы звезд ………………………………………………………………. 30
8. Вращение звезд ……………………………………………………………… 31
Заключение …………………………………………………………………….. 34
Список литературы ……………………………………………………………. 35
Приложение 1 ………………………………………………………………….. 36
Файлы: 1 файл
РЕФЕРАТ ХАРАКТЕРИСТИКА ЗВЕЗД.docx
Министерство образования и науки Российской Федерации
Федеральное государственное бюджетное
образовательное учреждение
высшего профессионального образования
РЕФЕРАТ
на тему:
Выполнил:
студентка группы 1ЗХГ113
заочной формы обучения
Т.А.Веселова
Проверил:
Л.И.Губернаторова
Владимир 2014 г.
СОДЕРЖАНИЕ
Введение ………………………………………………………………………… 3
1. Общие сведения о звездах …………………………………………………. 5
2. Структура звезд и источники звездной энергии …………………………… 7
3. Двойные звезды ……………………………………………………………… 11
4. Массы звезд ………………………………………………………………….. 14
5. Светимости звезд и расстояние до них …………………………………….. 15
6. Цвет, температура и спектральные классы звезд …………………………. 18
7. Радиусы звезд ………………………………………………………………. 30
8. Вращение звезд ……………………………………………………………… 31
Заключение …………………………………………………………………….. 34
Список литературы ……………………………………………………………. 35
Приложение 1 ………………………………………………………………….. 36
ВВЕДЕНИЕ
Еще в древние времена люди видели на небе множество звезд, и хотели понять, что же они из себя представляют. Объяснить природу звезд пытались еще в древности, однако, понять, что такое звезда смогли лишь в XX веке.
Что такое звезды? Поверхностный взгляд найдет сходство между звездами и планетами. Ведь и планеты при наблюдении простым глазом видны как светящиеся точки различной яркости. Однако уже за несколько тысячелетий до нас внимательные наблюдатели неба – пастухи и земледельцы, мореплаватели и участники караванных переходов – приходили к убеждению, что звезды и планеты – различные по своей природе явления. Планеты, так же как Луна и Солнце, изменяют свое положение на небе, перемещаются из одного созвездия в другое и за год успевают пройти значительный путь, а звезды неподвижны одна относительно другой. Даже глубокие старики видят очертания созвездий совершенно такими же, какими они их видели в детстве.
В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и даже эволюции. Как это ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы. В какой-то степени это понятно: астрономы наблюдают огромное множество звезд, находящихся на различных стадиях эволюции, в то время как непосредственно наблюдать другие планетные системы мы пока не можем.
Изучение звёзд было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время звёзды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет.
В начале ХХ в., особенно после 1920 года, произошёл переворот в научных представлениях о звёздах. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения звезды.
В середине ХХ в. исследования звёзд приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин. Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах звёзд и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем.
В своем реферате я хотела бы рассмотреть важнейшие характеристики звезд, а также их строение и источники энергии.
1. ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ЗВЁЗДАХ
Звезда – это излучающий свет, массивный газовый шар, удерживаемый силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.
Это небесные тела, по своей природе сходные с Солнцем. Число звёзд, видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около шесть тысяч. В мощные телескопы видны миллиарды звёзд.
Наиболее многочисленный тип звезд в наблюдаемой Вселенной составляют звезды главной последовательности. К этому типу принадлежит и Солнце. К главной последовательности относятся те звезды, которые находятся в основной фазе своей эволюции. Это, если сравнивать с человеком, период зрелости, период относительной устойчивости. Все звезды проходят эту фазу. Одни быстрее (тяжелые звезды), другие медленнее (легкие звезды). В жизни каждой звезды этот период является самым продолжительным.
Звёздный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые звёзды в миллионы раз больше (по объёму) и ярче Солнца (звёзды-гиганты); в то же время имеется множество звёзд, которые по размерам и количеству излучаемой ими энергии значительно уступают Солнцу (звёзды-карлики). Звёзды бывают разреженные и чрезвычайно плотные.
Основными характеристиками звезды являются: масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой энергии). Кроме основных параметров, употребляются их производные: эффективная температура; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды; абсолютная звёздная величина; показатель цвета.
Изучение спектров звёзд позволяет определить химический состав их атмосфер. Звёзды, как и Солнце, состоят из тех же химических элементов, что и все тела на Земле. В звёзде преобладают водород – около 70% по весу – и гелий – около 25%, остальные элементы, среди которых наиболее обильны кислород, азот, железо, углерод, неон, встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои звезды. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения звезды и источников звёздной энергии.
Звёзды часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие звёзды называются двойными звёздами. Встречаются также тройные и кратные системы звёзд.
Взаимное расположение звёзд с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звёзды образуют в пространстве огромные звёздные системы – галактики. В состав нашей Галактики (к которой принадлежит Солнце) входит более ста миллиардов звёзд. Изучение строения Галактики показывает, что многие звёзды группируются в звёздные скопления, звёздные ассоциации и другие образования.
2. СТРУКТУРА ЗВЕЗД И ИСТОЧНИКИ ЗВЁЗДНОЙ ЭНЕРГИИ
В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны: ядро, конвективную зону и зону лучистого переноса.
Ядро – это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции.
Конвективная зона – зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой меньше половины массы солнечной это занимает все пространство от поверхности ядра, до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой, сравнимой с солнечной, конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звезд она находится внутри, под лучистой зоной.
Лучистая зона – зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности.
На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода. И чем больше масса, тем больше таких слоев. У звёзд с массой, на 1-2 порядка превышающей массу Солнца, таких слоев может быть шесть, где в верхнем, первом слое всё ещё горит водород, а в нижнем идут реакции превращения углерода в более тяжёлые элементы, вплоть до железа. В таком случае в недрах звезды расположено инертное, в плане ядерных реакций, железное ядро.
Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трех частей: фотосферы, хромосферы и короны. Фотосфера – самая глубокая часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр.
Наиболее очевидным свойством звезд является то, что они светятся, точнее, являются самосветящимися телами. За счет чего покрываются их энергетические потери? Этот вопрос возник, как только был сформулирован закон сохранения энергии, однако найти исчерпывающий ответ на него сумели лишь век спустя.
Вопрос об источниках энергии звезд был поставлен в 40-е годы XIX века, с открытием закона сохранения энергии. Сразу же стало ясно, что источником энергии в принципе может быть гравитация. Так, Роберт Мейер, один из отцов закона сохранения энергии, полагал, что Солнце светится за счет кинетической энергии выпадающего на него метеорного вещества. Любопытно, что в течение многих десятилетий гипотеза Мейера считалась чуть ли не смехотворной и упоминалась лишь как исторический курьез. Однако теперь мы знаем, что модернизированный вариант механизма Мейера – аккреция – играет в мире звезд важную роль.
Другой ученый, в чьих первых трудах приведена формулировка принципа сохранения энергии, Герман Гельмгольц2 предположил, что свечение Солнца может поддерживаться его медленным вековым сжатием, что приводит, разумеется, к выделению гравитационной энергии. Вскоре вслед за Гельмгольцем Уильям Томсон3 уточнил его оценку времени такого сжатия, учтя неоднородность в распределении солнечного вещества вдоль радиуса. За счет такого, как мы теперь говорим, кельвиновского сжатия Солнце могло бы, заметно не меняясь, светить лишь десятки миллионов лет. Любопытно, что сам Кельвин, а вслед за ним и многие другие, рассматривали это как серьезный аргумент против правильности дарвиновских представлений о биологической эволюции, требовавшей по крайней мере на порядок больших времен. В конце XIX века вера в закон сохранения энергии была незыблема – а никакого другого источника энергии звезд, кроме самогравитации, видно не было. Правда, оценки возраста Земли, получавшиеся средствами геологии, давали, по крайней мере, сотни миллионов лет, что указывало на необходимость поиска какого-то дополнительного источника солнечной энергии.
Ситуация резко обострилась вскоре после открытия радиоактивности. Первые же надежные определения возраста Земли показали, что он не менее 1.5 миллиарда лет (современная оценка – 4.6 миллиарда). Отыскание источника энергии Солнца и звезд стало одной из важнейших проблем естествознания.
Итак, основным источником энергии звезды являются термоядерные реакции, при которых из лёгких ядер образуются более тяжёлые; чаще всего это – превращение водорода в гелий. В звезде с массой, меньшей двух солнечных, оно происходит главным образом путём соединения двух протонов в ядро дейтерия, затем превращением дейтерия в изотоп He3 путём захвата протона и, наконец, превращением двух ядер He3 в He4 и два протона. В более массивных звездах преобладает углеродно-азотная циклическая реакция: углерод захватывает последовательно 4 протона, выделяя попутно два позитрона, превращается сначала в азот, затем распадается на гелий и углерод. Окончательным результатом обеих реакций является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода с выделением энергии: ядра азота и углерода в углеродно-азотной реакции играют лишь роль катализатора. Для сближения ядер на такое расстояние, когда может произойти захват, нужно преодолеть электростатическое отталкивание, поэтому реакции могут идти только при температурах, превышающих 107 градусов. Такие температуры встречаются в самых центральных частях звезд. В звездах малых масс, где температура в центре недостаточна для термоядерных реакций, источником энергии служит гравитационное сжатие звезды.
Поскольку водород – основная составляющая звездного вещества (около 70% по массе) и поскольку при синтезе гелия выделяется большая часть ядерной энергии, запасенной в веществе, основную часть своей жизни звезды светят, сжигая водород.
Что такое звезды? Поверхностный взгляд найдет сходство между звездами и планетами. Ведь и планеты при наблюдении простым глазом видны как светящиеся точки различной яркости. Однако уже за несколько тысячелетий до нас внимательные наблюдатели неба - пастухи и земледельцы, мореплаватели и участники караванных переходов - приходили к убеждению, что звезды и планеты - различные по своей природе явления. Планеты, так же как Луна и Солнце . изменяют свое положение на небе, перемещаются из одного созвездия в другое и за год успевают пройти значительный путь, а звезды неподвижны одна относительно другой. Даже глубокие старики видят очертания созвездий совершенно такими же, какими они их видели в детстве.
Звезды не могут принадлежать к Солнечной системе. Если бы они были примерно на таком же расстоянии, как и планеты, то невозможно было бы найти объяснение их видимой неподвижности. Естественно считать, что звезды тоже движутся в пространстве, но они далеки от нас, что видимое перемещение их ничтожно. Создается иллюзия неподвижности звезд. Но если звезды так далеки, то при видимой яркости , сравнимой с видимой яркостью планет, они должны изучать во много раз мощнее, чем планеты. Такой ход рассуждений приводил к мысли, что звезды - это тела, по своей природе сходные с Солнцем. Эту мысль отстаивал Джордано Бруно. Но окончательно вопрос разрешился после двух открытий. Первое сделал Галлей в 1718 г. Он сравнил наблюдаемые им положение ярких звезд с положением этих же звезд, определяемыми древнегреческими астрономами. Оказалось, что за прошедшие 2000 лет Сириус сместился приблизительно на полградуса, а Арктур - на целый градус. Хотя древнегреческие астрономы определяли положение звезд не очень точно, смещения оказались слишком большими, чтобы их можно было отнести за счет ошибок наблюдателей, и Галлей пришел к выводу, что он обнаружил действительные перемещения звезд на небесной сфере. Естественнее было считать, что перемещения в течение 2 тысяч лет происходили равномерно, тогда получается, что за 1 год Сириус смещается приблизительно на 1 секунду дуги (1), а Арктур приблизительно на 2 секунды дуги. Это очень медленное перемещение и неудивительно, что его трудно было обнаружить.
Теперь уместно провести следующее рассуждение: Земля за год совершает полный оборот по орбите вокруг Солнца, в результате чего мы наблюдаем видимое движение Солнца по небесной сфере, которое составляет 360 в год. Если предположить, что Сириус движется в пространстве поперек луча зрения, примерно с такой же скоростью, с которой Земля движется вокруг Солнца, то из этого должно следовать, что Сириус находится во столько же раз дальше Солнце, во сколько раз 360 меньше 1, т.е. приблизительно в миллион раз. Но если увеличить расстояние до Солнца в миллион раз, то его блеск станет даже меньше блеска Сириуса. Значит, нужно полагать, что Сириус излучает в пространство не меньше, а скорее несколько больше световой энергии, чем Солнце. Это очень важный аргумент, подтверждающий общность природы звезд и Солнца. Еще более сильным оказывается другой аргумент. В 1824 г. Фраунгофер произвел первые наблюдения спектров звезд. В 1864 г. Секи, проделав подробные исследования спектров звезд, пришел к выводу, что звезды, как и Солнце, состоит из газа, имеющего высокую температуру, а также, что спектры всех звезд могут быть распределены на несколько классов и спектр Солнца принадлежит одному из этих классов. Из этого следует, что свет звезд имеет ту же природу, что и свет Солнца.
Таким образом, Солнце - одна из звезд. Это очень близкая к нам звезда, с которой Земля физически связана, вокруг которой она движется. Но звезд огромное множество, они имеют различный блеск, различный цвет, они излучают огромное количество энергии в пространство и поэтому теряя эту энергию, не могут не изменяться: они должны проходить какой-то путь эволюции.
Общая характеристика звезд
Звезды - это огромные раскаленные солнца, но столь удаленные от нас по сравнению с планетами Солнечной системы, что, хотя, они сияют в миллионы раз ярче, их свет кажется нам относительно тусклым.
При взгляде на ясное ночное небо вспоминаются строки М.В. Ломоносова:
Открылась бездна, звезд полна,
Звездам числа нет, бездне - дна.
Различны размеры звезд, их строение, химический состав, масса, температура, светимость и др. Самые большие звезды (сверхгиганты) превосходят размер солнца в сотни и тысячи раз. Звезды-карлики имеют размеры Земли и меньше (около 10 км). Предельная максимальная масса звезд равна примерно 60 солнечным массам, а минимальная примерно 0,03 солнечной массы.
Весьма различны и расстояния до звезд. Свет звезд некоторых далеких звездных систем идет до нас сотни миллионов световых лет. Самая близкая к нам звезда - Проксима Центавра - маленькая звезда, ее масса в 7 раз меньше, чем масса нашего солнца, а поверхностная температура (3000°) в два раза меньше, чем температура на поверхности Солнца. Поэтому она светит на небе очень тускло и не видна невооруженным глазом, хотя и является самой близкой к нам звездой. Она отстоит от Земли на расстоянии всего 4,2 световых лет. Курьерский поезд, идя без остановок со скоростью 100 км/ч, добрался бы до нее через 40 миллионов лет!
Звезды в космическом пространстве распределены неравномерно. Они образуют звездные системы: кратные звезды (двойные, тройные и т.д.); звездные скопления (от нескольких десятков звезд до миллионов); галактики - грандиозные звездные системы, в которых содержатся миллиарды и сотни миллиардов звезд. Обычно в галактиках звездная плотность также весьма неравномерна. Выше всего она в области галактического ядра.
Большинство звезд находятся в стационарном состоянии, т.е. не наблюдается изменений их физических характеристик. Это отвечает состоянию равновесия. Однако существуют и такие звезды, свойства которых меняются видимым образом. Их называют переменными звездами и нестационарными звездами. Переменность и нестационарность - проявления неустойчивости состояния равновесия звезды. Переменные звезды изменяют свое состояние (блеск, излучение в различных диапазонах электромагнитных волн, магнитное поле и др.) регулярным и нерегулярным образом. В некоторых случаях нестационарность может быть вызвана взаимодействием с другими звездами, перетеканием вещества от одной близкой соседки к другой. Следует отметить также и новые звезды, в которых непрерывно или время от времени происходят вспышки. При вспышках (взрывах) сверхновых звезд вещество звезд в некоторых случаях может быть полностью рассеяно в пространстве.
Основные эмпирические знания о свойствах звезд получены из анализа их спектров, которые несут информацию о состоянии внешних слоев звезд. Они позволяют определить химический состав, температуру поверхности, магнитные поля, скорость движения и вращения, расстояние до звезды. Эти данные соотносятся с теоретическими моделями, расчетами. В настоящее время разработана детальная и убедительная теория строения и эволюции звезд, предсказавшая ряд фундаментальных закономерностей, присущих звездной материи (например, существование нейтронных звезд).
Звезда - плазменный шар
Вещество звезд представляет собой плазму, т.е. находится в ином состоянии, чем вещество в привычных для нас земных условиях. Плазма - это четвертое (наряду с твердым, жидким, газообразным) состояние вещества, представляющее собой ионизированный газ, в котором положительные (ионы) и отрицательные заряды (электроны) в среднем нейтрализуют друг друга. В земных условиях плазма встречается очень редко - в электрических разрядах в газах, молнии, в процессах горения и взрыва и др. Около Земли плазма существует в виде солнечного ветра, радиационных поясов, ионосферы и др. Зато во Вселенной в состоянии плазмы находится подавляющая часть вещества. Кроме звезд, это - межзвездная среда, галактические туманности и др. Итак, строго говоря, звезда - это не просто газовый шар, а плазменный шар.
Звезда - динамическая, направленным образом изменяющаяся плазменная система. В ходе жизни звезды ее химический состав и распределение химических элементов значительно изменяются. На поздних стадиях развития звездное вещество переходит в состояние вырожденного газа (в котором квантово-механическое влияние частиц друг на друга существенным образом сказывается на его физических свойствах - давлении, теплоемкости и др.), а иногда и нейтронного вещества (пульсары - нейтронные звезды, барстеры - источники рентгеновского излучения и др.)
Высокая светимость звезд, поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них огромных количеств энергии. Современная физика указывает на два возможных источника энергии - гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии, и термоядерные реакции, в результате которых из ядер легких элементов синтезируются ядра более тяжелых элементов, и выделяется большое количество энергии.
Межзвездная среда
Вопрос только в том, что каковы формы этой материи, в каком состоянии здесь находятся вещество и поле.
Межзвездная среда состоит на 90% из межзвездного газа, который довольно равномерно перемешан с межзвездной пылью (около 1% массы межзвездной среды), а также космических лучей, пронизывается межзвездными магнитными полями, потоками нейтрино, гравитационного и электромагнитного излучения. Все компоненты межзвездной среды влияют друг на друга (космические лучи и электромагнитное поле ионизируют и нагревают межзвездный газ, магнитное поле определяет движение газа и др.) Проявляет себя межзвездная среда в ослаблении, рассеянии, поляризации света, поглощении света в отдельных линиях спектра, радиоизлучении, инфракрасном, рентгеновском и гамма-излучениях, через оптическое свечение некоторых туманностей и др.
Основная составляющая межзвездной среды - межзвездный газ, который, как и вещество звезд, состоит главным образом из атомов водорода (около 90% всех атомов) и гелия (около 8%); 2% представлены остальными химическими элементами (преимущественно кислород, углерод, азот, сера, железо и др.). Общая масса молекулярного газа в нашей Галактике равна примерно 4 млрд масс Солнца, что составляет примерно 2% всей массы вещества Галактики. Из этого вещества ежегодно образуется примерно 10 новых звезд!
Межзвездный газ существует как в атомарном, так и в молекулярном состоянии (наиболее плотные и холодные части молекулярного газа). При этом он обычно перемешан с межзвездной пылью (которая представляет собой твердые мельчайшие тугоплавкие частицы, содержащие водород, кислород, азот, силикаты, железо), образуя газопылевые образования, облака. Революционное значение для космохимии имело открытие в газопылевых облаках различных органических соединений - углеводородов, спиртов, эфиров, даже аминокислот и других соединений, в которых молекулы содержат до 18 атомов углерода. К настоящему времени в межзвездном газе открыто свыше 40 органических молекул. Чаще всего они встречаются в местах наибольшей концентрации газопылевого вещества. Естественно возникает предположение, что органические молекулы из межзвездных газопылевых облаков могли способствовать возникновению простейших форм жизни на Земле. Газопылевые облака находятся под воздействием различных сил (гравитационных, электромагнитных, ударных волн, турбулентности и др.), которые либо замедляют, либо ускоряют неизбежный процесс их гравитационного сжатия и постепенного превращения в протозвезды.
Понятие звездной эволюции
Звезды - грандиозные плазменные системы, в которых физические характеристики, внутреннее строение и химический состав изменяются со временем. Время звездной эволюции, разумеется, очень велико, и мы не можем непосредственно проследить эволюцию той или иной конкретной звезды. Это компенсируется тем, что каждая из множества звезд на небе проходит некоторый этап эволюции. Суммируя наблюдения, можно восстановить общую направленность звездной эволюции (по диаграмме Герцшпрунга - Рессела она отображается главной последовательностью и отступлением от нее вверх и вниз). Современная теория строения и эволюции звезд объясняет общий ход развития звезд в хорошем согласии с данными наблюдения.
Как по отношению к истории человечества, так и по отношению к истории звезд можно говорить об их поколениях. Каждое поколение звезд имеет особые закономерности формирования и эволюции. Например, звезды первого поколения образовались из вещества, состав которого сложился в начальный период существования Вселенной - почти 75% водорода и 25% гелия с ничтожной примесью дейтерия и лития. В ходе, по-видимому, достаточно быстрой эволюции массивных звезд первого поколения образовались более тяжелые химические элементы (в основном вплоть до железа), которые впоследствии были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или их взрывов. Звезды последующих поколений уже формировались из вещества, содержащего 3-4% тяжелых элементов. Поэтому, говоря о звездной эволюции, надо различать по крайней мере три значения этого понятия: эволюция отдельной звезды, эволюция отдельных типов (поколений) звезд и эволюция звездной материи как таковой. В дальнейшем мы будем иметь в виду закономерности эволюции отдельных звезд.
Процесс звездообразования.
Звездообразование - это процесс рождения звезд из межзвездного газа, газопылевых образований, облаков. Процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время.
Как мы уже отмечали, для каждого поколения звезд характерны конкретные условия звездообразования. Кроме того, первые поколения звезд образовывались в основном в области галактического центра, во всем его объеме. В дальнейшем, в связи с тем, что межзвездный газ все больше концентрировался в плоскости Галактики, звездообразование происходило и происходит сейчас в этой галактической плоскости.
Звезды образуются не в одиночку, а группами, скоплениями, что является результатом гравитационной конденсации, сжатия (коллапса) громадных объемов межзвездного газа, газопылевых облаков. Этот процесс хорошо описывается теорией. Кроме того, имеются многочисленные наблюдательные данные рождения звезд. Их число особенно увеличилось с возникновением радио- и инфракрасной астрономии, для диапазонов которых газ и пыль прозрачны.
Звездообразование начинается со сжатия и последующей фрагментации (под действием гравитационных сил) протяженных холодных облаков молекулярного межзвездного газа. Масса газа должна быть такой, чтобы действие сил гравитации преобладало над действием сил газового давления. При современных температурах межзвездного газа (10-30 К) его минимальная масса, которая может конденсироваться, коллапсировать, составляет не менее тысячи масс нашего Солнца. Каждый из образовавшихся фрагментов может в свою очередь разделяться на отдельные фрагменты (так называемая каскадная фрагментация). Последняя серия фрагментов и представляет собой материал, из которого непосредственно формируются звезды.
По мере сжатия в таком фрагменте постепенно выделяются ядро и оболочка. Ядро - это центральная, более плотная и компактная часть, достигшая гидростатического равновесия. Оболочка - это внешняя, протяженная, продолжающая коллапсировать часть газопылевого фрагмента. (Из материала оболочки впоследствии при ее преобразовании в газопылевой диск могут образовываться окружающие звезду планеты.) Процесс конденсации сопровождается возрастанием магнитного поля, ростом давления газа. Долгое время оболочка остается плотной и непрозрачной, что делает рождающуюся звезду невидимой в оптическом диапазоне. (Зато ее можно зафиксировать средствами радио- и инфракрасной астрономии.) Так постепенно формируются протозвезды - грандиозные непрозрачные массы межзвездного газа со сформировавшимся ядром, в которых гравитация уравновешивается силами внутреннего давления.
Теория звездообразования не только описывает его общий ход, но и позволяет выделить факторы, которые могут замедлять или стимулировать звездообразование. К замедляющим факторам относятся: незначительная масса протозвезды, высокая скорость вращения газопылевого облака, сильное магнитное поле и др. Стимулирующими звездообразование процессами являются: ударные волны, порожденные вспышками сверхновых звезд; ионизационные фронты; столкновение облаков; звездный ветер (поток плазмы от горячих звезд) и др. Например, если масса протозвезды очень мала (менее 0,08 массы Солнца), то ее гравитационное сжатие происходит очень медленно, а температура в ядре никогда не достигает значений, необходимых для начала термоядерной реакции. Такие протозвезды будут сжиматься очень и очень долго (время их гравитационного сжатия превышает время жизни Галактики), постепенно превращаясь в так называемые черные карлики.
Звезда как динамическая саморегулирующаяся система.
Таким образом, источниками энергии у большинства звезд являются водородные термоядерные реакции в центральной зоне. В ходе этих реакций водород превращается в гелий, выделяя громадное количество энергии.
Водород - главная составная часть космического вещества и важнейший вид ядерного горючего в звездах. Запасы его в звездах настолько велики, что ядерные реакции могут протекать в течение миллиардов лет. При этом, до тех пор пока в центральной зоне весь водород не выгорит, свойства звезды изменяются мало.
В недрах звезд, при температурах более 10 млн К и огромных плотностях, газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях звезда может находиться в стационарном состоянии лишь благодаря тому, что в каждом ее слое внутреннее давление газа уравновешивается действием сил тяготения. Если внутри звезды температура по какой-либо причине повысится, то звезда должна раздуться, так как возрастает давление в ее недрах. И, наоборот, если температура внутри звезды, а значит и давление, понизится, то радиус звезды уменьшается. Такое состояние называется гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная звезда представляет собой плазменный шар, находящийся в состоянии гидростатического равновесия.
После выгорания водорода в центральной зоне звезды образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Постепенно они перемещаются на периферию звезды. Звезда принимает гетерогенную структуру. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка - расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату.
Полагают, что на стадии красного гиганта наше Солнце увеличится настолько, что заполнит орбиту Меркурия. Правда, Солнце станет красным гигантом примерно через 5 млрд. лет. Так что особых оснований для беспокойства у жителей Земли нет. Ведь солнечная система образовалась всего лишь 5 млрд. лет назад.
Для красного гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высокая внутренняя. С ее повышением в термоядерные реакции включаются все более тяжелые ядра. На этом этапе (при температуре свыше 150 млн. К) в ходе ядерных реакций осуществляется синтез более тяжелых, чем гелий, химических элементов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1) Найдыш В.М. Концепции современного естествознания: Учебник. -Изд. 2-е, перераб. и доп. - М.: Альфа-М; ИНРА-М, 2005. - 622 с.
2) Агекян Т.А. Звезды, галактики, Метагалктика. - 3-е изд, перераб. и доп. - М.: Наука, 1981. - 416 с.
Вряд ли когда-нибудь человек сможет сказать, что знает о звездах все. Но если учесть, что ближайшая из них удалена от нас на расстояние 149,6 млн км, то становится понятно, как много сложностей возникает у астрономов при изучении звезд. Однако, несмотря на все преграды, к настоящему времени человечество накопило массу информации об этих небесных телах, а астрономы каждый день открывают новые звезды.
То, что светящиеся точки на ночном небе — это звезды, в наши дни знают абсолютно все. А вот в глубокой древности люди по-разному воспринимали звезды. Одни считали, что у них над головой находится хрустальный купол с серебряными гвоздями, другие думали, что звезды — это глаза богов, постоянно наблюдающих за жизнью на Земле, третьи полагали, что звезды — это отверстия, сквозь которые на Землю проникает свет. И только знание законов природы и долгие наблюдения позволили понять, что же из себя представляют эти далекие и таинственные небесные тела.
Как образуется звезда?
Звезды, как и другие небесные тела, образуются из космических газопылевых облаков. Происходит это следующим образом. Мелкие пылинки притягиваются друг к другу. Постепенно их скопление становится все больше и больше. Постоянно увеличиваясь, пылевой сгусток принимает форму шара. Растет и его масса, при этом увеличивается и сила тяготения. Из-за нее возникает сжатие пылевого сгустка, внутренняя часть которого постепенно разогревается. А когда температура внутри этого образования достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции. Так рождается новая звезда!
Почему звезда горит?
Когда люди поняли, что звезда — это огненный шар, их стало интересовать, почему же она горит и не гаснет. А все потому, что звезда состоит из водорода, который, как известно, в ее ядре превращается в гелий — в результате этого процесса высвобождается огромное количество энергии в виде света. А не гаснет звезда в связи с тем, что термоядерные реакции внутри ее ядра происходят постоянно.
Иногда кажется, что звезды мерцают. Причиной такого зрительного эффекта является атмосфера нашей планеты. Лучи света, идущие от звезды к Земле , искажаются потоками воздуха , находящегося в атмосфере. Вследствие перехода из одной среды в другую луч света отклоняется , создавая эффект, будто звезда на мгновение исчезла.
Запомни: звезда излучает собственный свет. Этим она отличается от планеты , которая может только отражать свет.
Строение звезды
В самом центре звезды, в ядре, происходят термоядерные реакции, в результате которых водород превращается в гелий и выделяется энергия. Ядро окружает зона переноса излучения. Выше нее находится конвективная зона, в которой перенос энергии осуществляется за счет перемешивания вещества: холодный газ опускается, а горячий — поднимается. Конвективная зона покрыта фотосферой, которая дает основную часть излучения звезды. Такое строение является достаточно условным, так как существует большое количество типов звезд, у которых оно отличается.
Какие бывают звезды?
Звезды отличаются друг от друга по размерам, цвету, массе и температуре. Ученые делят их на красных и белых карликов, голубых и красных гигантов и супергигантов.
Красные карлики — это небольшие и относительно холодные звезды, наиболее распространенные в нашей галактике. Они не очень ярко светят и медленно сжигают свое топливо. Несмотря на явное преобладание красных карликов во Вселенной, из-за пониженной светимо
Запомни: чем больше масса звезды, тем меньше срок ее жизни. Это связано с тем, что большие звезды гораздо быстрее расходуют свое внутреннее топливо для термоядерных реакций, т.е. для поддержания собственного существования.
Как астрономы наблюдают за звездами?
Звезд в нашей галактике огромное количество, тем не менее существуют возможности наблюдения за ними на разных этапах их развития. Все светила, доступные для исследований, собраны в одну большую диаграмму, по которой можно проследить жизнь звезды.
Это интересно.
Каждый день на Землю из космоса падает около 210 тысяч метеоритов. Правда все они настолько малы, что сгорают в атмосфере.
Солнце – ближайшая к нам звезда, благодаря которой возможна жизнь на нашей планете. Поэтому изучение Солнца, его активности, жизненного цикла, химического состава так важно для нас. Но прежде необходимо ответить на следующие вопросы: что такое звезды; как они классифицируются; какой их жизненный цикл; какой жизненный цикл нашего Солнца. Ответив на эти вопросы, мы лучше поймем, что происходит с нашей звездой, что ждать от нее в будущем и как это отразится на жизни Земли.
1. Звезды.
Начнем с определения звезды. Звезда - небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции [1].
Звезда - раскаленный газовый шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставляемый ему объем. Это стремление вызвано давлением газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой же точке ей противодействует другая сила - сила тяжести вышележащих слоев, пытающихся сжать звезду. Однако ни расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с глубиной вес вышележащих слоев увеличивается, то давление, а следовательно, и температура возрастают к центру звезды.
Звезда излучает энергию, вырабатываемую в ее недрах. Температура в звезде распределена так, что в любом слое в каждый момент времени энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется энергии, отдаваемой слою вышележащему. Сколько энергии образуется в центре звезды, столько же должно излучаться ее поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется еще и давление излучения. Лучи, испускаемые звездой, получают свою энергию в недрах, где располагается ее источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звездное вещество было прозрачным, то продвижение это осуществлялось бы почти мнгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами и вновь испускаются уже в других направлениях. Путь каждого луча сложен и напоминает запутанную зигзагообразную кривую. Иногда он "блуждает" многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет звезду.
2. Классификация звезд
2.1 Основная (Гарвардская) спектральная классификация
По спектрам звезд астрономы изучают состав и строение звезд, физические процессы, протекающие в них, определяют расстояния до звезд и исследуют движение звезд в пространстве.
Спектры звезд впервые стали исследовать в начале XIX в. Однако в то время еще не были известны законы спектрального анализа (см. Электромагнитное излучение небесных тел). Лишь после открытия этих законов в середине XIX в. стали систематически наблюдать звездные спектры.
Первые наблюдения были визуальными, производились они с помощью спектроскопа. Применение фотографии во второй половине XIX в. открыло широкую дорогу спектральным исследованиям. Фотопластинка, помещенная в телескопе, перед объективом которого ставили призму, регистрировала сотни звездных спектров за одну экспозицию.
На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звездных спектров. С небольшими изменениями она применяется и в настоящее время. Эта классификация звездных спектров называется гарвардской. Отдельные классы звезд обозначаются в ней буквами. Подклассы в каждом спектральном классе нумеруются цифрами от 0 до 9 после буквы, обозначающей класс. В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам.
В спектральном классе М имеется разветвление, указывающее на три немногочисленные группы холодных звезд спектральных классов R, N и S.
Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе и одного класса к другому.
Гарвардская спектральная классификация звезд основана на виде и числе спектральных линий (см. таблицу 1). В обычном звездном спектре, как и в спектре Солнца, они выглядят темными линиями на светлом фоне непрерывного спектра. Линии принадлежат различным химическим элементам. Их вид в спектре обусловлен в основном температурой звезды. Приведем ниже более подробное описание спектральных классов и назовем яркие звезды, являющиеся типичными представителями их.
Класс О — самые горячие звезды во Вселенной. Температура (Т) их поверхности — в среднем около 40 000 К. В их спектрах основными линиями являются слабые линии водорода и ионизованного и нейтрального гелия. Пример: δ, λ и ξ Ориона.
Класс В — менее горячие звезды. Т ~ 15 000 К. Линии водорода и гелия более четки, чем в классе О. Пример: Спика, Беллатрикс.
Гарвардская спектральная классификация звезд
Класс
температура, К
цвет
Масса, Мсолнца
Радиус, R солнца
Светимость, L солнца
Класс А характеризуется интенсивными широкими линиями водорода, линий гелия нет, появляются слабые линии металлов. Г=8500 К. Пример: Вега, Сириус.
Класс F - - линии водорода стали слабее, чем у класса А, много линий ионизованных металлов, в частности железа. Т —6600 К. Пример: Канопус, Процион.
Класс G — звезды со спектром, подобным солнечному. Т~5500 К. Пример: Капелла, альфа Центавра, Солнце.
Класс К — звезды, более холодные, чем Солнце. Т~ 4100 К. Линии водорода очень слабы, линии нейтральных металлов усилены, видны слабые полосы молекул СН и CN. Пример: Арктур.
Класс М — самые холодные звезды. Г~2800 К. Интенсивны линии металлов, а также полосы молекул (особенно окиси титана). В классах R и N видны темные полосы углерода и циана, а в классе S — окиси циркония. Примеры: Бетельгейзе, Антарес, Мира Кита.
Хотя спектральная классификация звезд основана на характеристиках спектральных линий, непрерывный спектр, на фоне которого эти линии наблюдаются, также существенно изменяется при переходе от класса О к классу М. У горячих звезд О и В усилена синяя часть спектра и слаба красная; звезды F и G-имеют наибольшую интенсивность излучения в желтых лучах, а звезды М светят преимущественно в красной области и крайне мало излучают в синей. В соответствии с этим изменяется цвет звезд: О и В — голубоватые звезды, А — белые, F и G — желтые, К — красноватые (оранжевые), М — красные.
Классификация, рассмотренная выше, является одномерной, так как основной характеристикой, учитываемой в ней, является температура звезды. Но среди звезд одного и того же спектрального класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики. Они различаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд [2].
2.2. Йеркская классификация с учетом светимости звезд
В 1953 г. была разработана новая, уточненная двумерная классификация звезд. По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от I до VII[2], [].
Ia+ или 0 – гипергиганты;
I, Ia, Iab, Ib — сверхгиганты;
II, IIa, IIb — яркие гиганты;
III, IIIa, IIIab, IIIb — гиганты;
V, Va, Vb — карлики (звезды главной последовательности);
VII — белые карлики.
Новая классификация позволяет определять расстояния до звезд по их спектрам и видимым звездным величинам. Сейчас она является общепринятой и широко используется в астрономии.
2.3 Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (см. рисунок 1) (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звёздная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.
Рисунок 1 - Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Была предложена в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.
Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O—F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор.
Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики [3].
3. Эволюция звезд
Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания и вступить в реакцию термоядерного синтеза.
При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.
Звезды более массивные (класса A, B, O) ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.
Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.
После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд класса O, Bпродолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс (класс О), ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.
4. Эволюция солнца
Как и все звёзды, Солнце родилось в сжавшейся газопылевой туманности. Когда столь грандиозная масса сжималась, она сама себя сильно разогрела внутренним давлением до температур, при которых в её центре смогли начаться термоядерные реакции. В центральной части температура на Солнце равна 15.000.000 К, а давление достигает сотни миллиардов атмосфер. Так зажглась новорожденная звезда (не путайте с новыми звёздами).
Масса Солнца составляет 99,866 % от суммарной массы всей Солнечной системы. Солнце состоит из водорода (~73 % от массы и ~92 % от объёма), гелия (~25 % от массы и ~7 % от объёма) и других элементов с меньшей концентрацией: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома. На 1 млн атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 кислорода, 398 углерода, 123 неона, 100 азота, 47 железа, 38 магния, 35 кремния, 16 серы, 4 аргона, 3 алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также совсем немного всех прочих элементов. Средняя плотность Солнца составляет 1,4 г/см³, то есть равна плотности воды в Мёртвом море.
За время жизни - 5 миллиардов лет, в центре нашего светила, где температура достаточно высока, сгорело около половины всего имеющегося там водорода. Где-то столько же, 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить.
Заключение
После того, как запас водорода иссякнет, наше Солнце будет напоминать постоянно расширяющийся воздушный шар или, говоря научными терминами, Красный гигант. При этом будет можно утверждать, что будут полностью уничтожены Венера и Меркурий, а также, скорее всего и Земля, так как при расширении Красные гиганты увеличиваются в размерах в тысячи раз.
В итоге внешние слои Красного гиганта остынут и будут отброшены, оставив лишь ядро звезды или, к тому моменту это уже будет не ядро, а так называемый Белый Карлик, температура которого примерно равна температуре нынешнего Солнца, а вот размеры сопоставимы с размером Земли.
Читайте также: