ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ – ВЫСШАЯ ШКОЛА ЭКОНОМИКИ

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ  ФИЛИАЛ 

      Факультет сокращенных программ подготовки специалистов 

           

           Реферат 

             Предмет     Концепции современного естествознания.

на  тему: _«Эволюция галактик и звезд»_____ 
 

                                   Работу выполнил: Денисова В.П.

                          Группа_483_

       Работу проверил: Кудрина А.Н. 
 
 
 
 
 

Санкт-Петербург

2011г 

Оглавление

Введение. 2

Термоядерный синтез в недрах звёзд. 4

Этапы эволюции звезд. 4

Рождение звёзд. 4

Молодые звёзды. 5

Молодые звёзды промежуточной массы. 6

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс. 6

Середина жизненного цикла звезды. 7

Зрелость. 7

Поздние годы и гибель звёзд. 8

Старые звёзды с малой массой. 8

Звёзды среднего размера. 8

Белые карлики. 9

Сверхмассивные звёзды. 10

Нейтронные звёзды. 11

Чёрные дыры. 12

Взгляды различных ученых на процессы рождения и развития галактик. 13

Современные представления о процессах развития и происхождения галактик. 18

Рождение галактик 19

Заключение. 21

Список литературы: 22 

 

Введение.

 

Звезда́ — 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. Солнце — типичная звезда спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость.

Звёздная  эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники

Галактиками наз. гигантские (до ~10¹³ звёзд) звёздные системы, расположенные вне нашей Галактики. Их наз. ещё внегалактич. туманностями, т. к. при визуальном наблюдении в телескоп они выглядят туманными пятнышками, как и обычные газовые туманности. Сведения о Г. приводятся в спец. астрономич. каталогах. Из них наиболее известны первый каталог туманностей и звёздных скоплений, составленный в конце 18 в. франц. астрономом Ш. Мессье (в этом каталоге туманность Андромеды, напр., записана под номером 31 и обозначается М 31), и "Новый общий каталог" (1888 г.) англ. астронома Й. Дрейера (сокращённо NGC, в нём туманность Андромеды обозначается NGC 224).

Возникновение галактик — появление крупных гравитационно-связанных скоплений материи, имевшее место в далёком прошлом Вселенной. На данный момент удовлетворительной теории возникновения и эволюции галактик не существует. Есть несколько конкурирующих теорий, объясняющих это явление, но каждая имеет свои серьезные проблемы. 
 
 
 

 

Термоядерный  синтез в недрах звёзд.

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез ^[2]. Большинство звёзд излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным или p-p-циклом и углеродно-азотным или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых — вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции.

Этапы эволюции звезд.

Рождение  звёзд.

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемым звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.

Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, то ничего не происходит. Но стоит возникнуть внешнему возмущению, слегка уменьшившему размер облака, то наступает гравитационный коллапс. К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения.

Но так или  иначе, размер меняется, и давление молекулярного газа больше не может  препятствовать дальнейшему сжатию, газ начинает свободно падать, в  масштабе времени: К примеру, для Солнца t_ff = 5 * 10⁷ лет.

По теореме вириала половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент мы не видим, глобула давно не прозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать вещества. Торможение происходит на поверхности ядра. В конце концов масса вещества исчерпается и звезда проявится в оптическом диапазоне, ознаменовав конец протозвёздной фазы и начало фазы молодой звезды.

Так было бы, если б изначальное молекулярное облако не вращалось. Но все они в той  или иной степени вращаются, и  по мере уменьшения размера облака растёт и его скорость вращения, которая в определённый момент разделяет  вещество на два слоя, которые продолжают коллапсировать независимо друг от друга. Слои в свою очередь также могут  быть разорваны увеличившимися центробежными  силами. В зависимости от начальной  скорости вращения молекулярного облака мы наблюдаем звёздные скопления, двойные  звёзды, звёзды с экзопланетами.

Молодые звёзды.

Если рождение звёзд можно описать единым образом, то дальнейший путь развития звезды почти  полностью зависит от массы, и  лишь в самом конце может сыграть  свою роль химический состав.

Молодые звёзды малой массы

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся  на подходе к главной последовательности, полностью конвективные. Это ещё  по сути протозвёзды, в центре которых  только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит в  основном из-за гравитационного сжатия. То есть светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. А на диаграмме Герцшпрунга-Рассела мы видим почти вертикальный трек, называемым треком Хаяcи. По мере приближения молодой звезды к главной последовательности сжатие замедляется. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца.

В это время  для звёзд массой больше, чем 0,8 масс Солнца, ядро становится прозрачным для  излучения, и возобладает лучистый перенос энергии в ядре, а наверху  оболочка остаётся конвективной. Какими прибывают на главную последовательность звёзды меньшей массы, достоверно никто  не знает, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых  превышает возраст Вселенной. Все  наши представления об эволюции этих звёзд держатся на численных расчётах.

По мере сжатия звезды, начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и на каком-то радиусе звезды это давление останавливает рост центральной  температуры, а затем начинает её понижать. И для звёзд меньше 0,08 это оказывается фатальным: выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций  никогда не хватит, чтобы покрыть  расходы на излучение. Такие недо-звёзды получили название коричневые карлики, и их судьба — это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, а затем — постепенное остывание с остановкой всех ядерных реакций.