Эволюция звезд

      5. Последние фазы  эволюции звезд 

      Когда материя видоизменяется, давление зависит только от плотности газов, а не от температуры.

      На  диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звезда сдвигается вправо, а затем вверх, приближаясь к области красных  гигантов. Ее размеры значительно  увеличиваются, и из-за этого температура внешних слоев падает. Диаметр красного гиганта может достигать сотни миллионов километров.

      Когда наше Солнце войдет в эту фазу, оно  «проглотит» или Меркурий и Венеру, а если не сможет захватить и Землю,то разогреет ее до такой степени, что жизнь на нашей планете перестанет существовать.

      За  время эволюции звезды температура  ее ядра повышается. Сначала происходят ядерные реакции, затем по достижении оптимальной температуры начинается плавление гелия. Когда это происходит, внезапное повышение температуры ядра вызывает вспышку, и звезда быстро перемещается в левую часть диаграммы Г-Р. Это так называемый «helium flash».

      В это время ядро, содержащее гелий, сгорает вместе с водородом, который  входит в состав оболочки, окружающей ядро. На диаграмме Г-Р эта стадия фиксируется продвижением вправо по горизонтальной линии.

      При трансформации гелия в углерод  ядро видоизменяется.  Его температура повышается до тех поР (если звезда крупная), пока уг-леРод не начнет гореть.

      Происходит  новая вспышка. В любом случае во время последних фаз эволюции звезды отмечается значительная потеря ее массы. Это может происходить постепенно или Резко, во время вспышки,  когда внешние слои  звезды лопаются, как большой пузырь.

      В последнем случае образуется планетарная туманность - оболочка сферической формы, распространяющаяся в космическом пространстве со скоростью в несколько десятков или даже сотен км/сек

      Конечная  судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего с  ней. Если она во время всех превращений и вспышек выбросила много материи и ее масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика.

      Эта цифра носит название «лимит Чандра-секара»  в честь пакистанского астрофизика  Субрах-маньяна Чандрасекара. Это  максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не состояться из-за давления электронов в ядре.

      После вспышки внешних слоев ядро звезды остается, и его поверхностная  температура очень высока - порядка 100 000 "К Звезда двигается к левому краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Ее светимость уменьшается, так как уменьшаются размеры. 
Звезда медленно доходит до зоны белых карликов.

      Это звезды небольшого диаметра (как наша Земля), но отличающиеся очень высокой  плотностью, в полтора миллиона раз  больше плотности воды. Кубический сантиметр вещества, из которого состоит белый карлик, на Земле весил бы около одной тонны.

      Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек Она понемногу остывает. Ученые полагают, что конец белого карлика проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от «термической смерти».

      Если  же звезда крупная, и ее масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Во время вспышки звезда может  разрушиться полностью или частично. В первом случае от нее остается облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором - остается небесное тело высочайшей плотности - нейтронная звезда или черная дыра. 
 
 

 

       Заключение 

      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.

      Современная теория строения и эволюции звезд  объясняет общий ход развития звезд в хорошем согласии с данными наблюдения.

      Основные  фазы в эволюции звезды - ее рождение (звездообразование); длительный период (обычно стабильного) существования  звезды как целостной системы, находящейся  в гидродинамическом и тепловом равновесии; и, наконец, период ее «смерти», т.е. необратимое нарушение равновесия, которое ведет к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

      Ход эволюции звезды зависит от ее массы  и исходного химического состава, который, в свою очередь, зависит  от времени образования звезды и  ее положения в Галактике в момент образования. Чем больше масса звезды, тем быстрее идет ее эволюция и тем короче ее «жизнь». Для звезд с массой, превышающей солнечную массу в 15 раз, время стабильного существования оказывается всего около 10 млн лет. Это крайне незначительное время по космическим меркам, ведь время, отведенное для нашего Солнца, на 3 порядка выше - около 10 млрд лет.

      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.

      Внутренняя  жизнь звезды регулируется воздействием двух сил: силы притяжения, которая  противодействует звезде, удерживает ее, и силы, освобождающейся при  происходящих в ядре ядерных реакциях Она, наоборот, стремится «вытолкнуть» звезду в дальнее пространство. Во время стадии формирования плотная и сжатая звезда находится под сильным воздействием гравитации.

      В результате происходит сильное нагревание, температура достигает 10-20 миллионов градусов. Этого достаточно для начала ядерных реакций, в результате которых водород превращается в гелий.

      Затем в течение длительного периода  две силы уравновешивают друг друга, звезда находится в стабильном состоянии. Когда ядерное горючее ядра понемногу иссякает, звезда вступает в фазу нестабильности, две силы противоборствуют.

      Для звезды наступает критический момент, в действие вступают самые разные факторы - температура, плотность, химический состав. На первое место выступает  масса звезды, именно от нее зависит будущее этого небесного тела - или звезда вспыхнет, как сверхновая, или превратится в белого карлика, нейтронную звезду или в черную дыру.

      В звездах сосредоточена основная масса (98-99%) видимого вещества в известной  нам части Вселенной. Звезды - мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца.

      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.

      Конечная  судьба звезды зависит от массы, оставшейся после всего происходящего с  ней. Если она во время всех превращений  и вспышек выбросила много  материи и ее масса не превышает 1,44 солнечной массы, звезда превращается в белого карлика.

      Эта цифра носит название «лимит Чандра-секара»  в честь пакистанского астрофизика  Субрах-маньяна Чандрасекара. Это  максимальная масса звезды, при которой  катастрофический конец может не состояться из-за давления электронов в ядре.

      После вспышки внешних слоев ядро звезды остается, и его поверхностная  температура очень высока - порядка 100 000 "К Звезда двигается к левому краю диаграммы Г-Р и спускается вниз. Ее светимость уменьшается, так  как уменьшаются размеры. 
Звезда медленно доходит до зоны белых карликов.

      Это звезды небольшого диаметра (как наша Земля), но отличающиеся очень высокой плотностью, в полтора миллиона раз больше плотности воды. Кубический сантиметр вещества, из которого состоит белый карлик, на Земле весил бы около одной тонны.

      Белый карлик представляет собой конечную стадию эволюции звезды, без вспышек Она понемногу остывает. Ученые полагают, что конец белого карлика проходит очень медленно, во всяком случае, с начала существования Вселенной, похоже, ни один белый карлик не пострадал от «термической смерти».

      Если  же звезда крупная, и ее масса больше Солнца, она вспыхнет, как сверхновая. Во время вспышки звезда может  разрушиться полностью или частично. В первом случае от нее остается облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором - остается небесное тело высочайшей плотности - нейтронная звезда или черная дыра.

 

       Список использованной литературы 

      1. Белоглазов Д.В. Концепции современного  естествознания. – М.: ВАКО, 2006.

      2. Власов Н.А. Звезды, галактики, Метагалктика. – М.: Логос, 2004

      3. Сапожников Л.Д. Внутренняя жизнь звезды. – М.: Мир, 2007.

      4. Тихонов Д.О. Время звездной эволюции. – М.: Наука, 2008.

      5. Федотов Е.Э. Все о звездах. – М.: Глобус, 2006.