Эволюция звезд

Кафедра     
 
 
 
 

ДПР

На тему: 

Эволюция  звезд 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Новосибирск, 2008

     План: 
 
 

1. Введение………………………………….…….…….…3

2. Возникновение  звезд…………………………….…..…4

3. Зрелость. Поздние  годы и гибель звёзд……….………8

   -Планетарные  туманности……………….…….…..…..16

   -Сверхновые……………………………….……….…...17

   - Крабовидная  туманность……………….…………….18

   - Нейтронные  звезды……………………………….…..23

  -Черные дыры…………………..……………………....24

4. Заключение……………………………………..……...25

5.Список литературы………………………………….…28 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

     Введение. 

     Окружающий  нас мир состоит из различных  химических элементов. Как образовались эти элементы в естественных условиях? В настоящее время общепризнанной является точка зрения, что элементы, из которых состоит Солнечная  система, образовались в ходе звездной эволюции. С чего начинается образование звезды?

     Звёздная  эволюция— 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. За такие колоссальные промежутки времени звезда претерпевает значительные изменения. Физические закономерности, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Расселла, на которой звезды образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, субкарликов и белых карликов.

     Звезда  начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газового шара возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает бо́льшую часть своей жизни, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно тяжела, возрастающая при этом температура может вызвать термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

     Изучение  звёздной эволюции невозможно наблюдением  лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают  слишком медленно, чтобы быть замеченными  даже по прошествии многих веков. Выход  из положения кроется в изучении множества 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. 

     Возникновение звезд. 
 

       Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды - впервые в истории человечества люди наблюдали, рождение звёзд буквально на глазах этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или звёздных скоплениях, оказались справедливыми.

     Каков же механизм их возникновения? Рождение звезды не может быть исключительным событием: во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления этих тел.

     В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то, что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для того чтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет "ветер", разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.

   Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь всё меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако.

   Падение вещества может длиться  сотни лет. Вначале оно происходит  медленно, неторопливо, поскольку  гравитационные силы, притягивающие  частицы к центру, ещё очень  слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от её внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет только через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа и пылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатие происходит значительно быстрее.

   Падение вещества к центру  сопровождается весьма частыми  столкновениями частиц и переходом  их кинетической энергии в  тепловую. В результате температура  глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.

     В этой стадии протозвезда едва видна, так как основная доля её излучения приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её уже появился. Когда температура в центре протозвезды достигает 10 млн. К, начинаются сложные (но детально изученные) термоядерные реакции, в ходе которых из ядер водорода (протонов) образуются ядра гелия; каждые четыре протона,   объединяясь, создают атом гелия. Сначала, когда соединяются друг с другом   два протона, возникает атом тяжёлого водорода, или дейтерия. Затем последний сталкивается с третьим протоном, и в результате реакции   рождается лёгкий изотоп гелия, содержащий два протона и один нейтрон.

   В сумятице, которая царит в ядре звезды, быстро движущиеся атомы лёгкого   гелия иногда сталкиваются друг с другом, в результате чего появляется атом   обычного гелия, состоящий из двух протонов и двух нейтронов. Два лишних   протона возвращаются обратно в горячую смесь, чтобы когда-нибудь опять   вступить в реакцию, порождающую гелий. В этом процессе около 0,7% массы   превращается в энергию. Описанная цепочка реакций - один из важных   термоядерных циклов, протекающих в ядрах звёзд при температуре около 10 млн. К. Некоторые астрономы считают, что при более низких температурах могут протекать другие реакции, в которых участвуют литий, бериллий и бор.   Но они тут, же делают оговорку, что если такие реакции и имеют место, то их   относительный вклад в генерацию энергии незначителен.  Когда температура в недрах звезды снова увеличивается, в действие вступает   ещё одна важная реакция, в которой в качестве катализатора участвует   углерод. Начавшись с водорода и Углерода-12, такая реакция приводит к   образованию Азота-13, который спонтанно распадается на Углерод-13 - изотоп   Углерода, более тяжёлый, чем тот, с которого реакция начиналась. Углерод-13 захватывает ещё один протон, превращаясь в Азот-14. Последний,  подобным же путём становится Кислородом-15. Этот элемент также неустойчив   и в результате спонтанного распада превращается в Азот-15. И, наконец, Азот-15, присоединив к себе четвёртый протон, распадается на Углерод-12 и   гелий.

Таким образом, побочным продуктом этих термоядерных реакций является

 Углерод-12, который может вновь положить начало реакциям данного типа.

    Объединение четырёх протонов приводит к образованию одного атома гелия, а разница в массе четырёх протонов и одного атома гелия, составляющая около 0,7% от первоначальной массы, проявляется в виде энергии излучения звезды. Важно, что механизм генерации энергии в звезде зависит от   температуры. Именно температура ядра звезды определяет скорость процессов. Астрономы  считают, что при температуре около 13 млн. К углеродный цикл относительно   несущественен. Следовательно, при такой температуре преобладает протон - протонный цикл. При увеличении температуры до 16 млн. К, вероятно, оба  цикла дают равный вклад в процесс генерации энергии. Когда же температура   ядра поднимается выше 20 млн. К, преобладающим становится углеродный цикл.

   Как только энергия звезды  начинает обеспечиваться за счёт  ядерных реакций, гравитационное  сжатие, с которого начался весь  процесс, прекращается.  Теперь  самоподдерживающаяся реакция может  продолжаться в течение времени,  длительность которого зависит от начальной массы звезды и составляет  примерно от 1 млн. лет до 100 млрд. лет и больше. Именно в этот период звезда достигает главной последовательности и начинает свою долгую жизнь,  протекающую почти без изменений. Целую вечность проводит звезда в этой стадии. Ничего особенного с ней не происходит, она не привлекает к себе   пристального внимания. Теперь это всего-навсего полноценный член звёздной  колонии, затерянный среди множества собратьев. Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,5 до более чем 20 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Как правило, новые звезды «занимают своё место» на главной последовательности согласно диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Речь не идёт о физическом перемещении звезды — только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. То есть, речь идёт, фактически, лишь об изменении параметров звезды.

     Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования. Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она уходит с главной последовательности.