Звезды и их эволюция

Содержание

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД • Большая российская энциклопедия

В книжной версии
Том 35. Москва, 2017, стр. 210
Скопировать библиографическую ссылку:

Авторы: С. А. Ламзин

ЭВОЛЮ́ЦИЯ ЗВЁЗД, изменение внутреннего строения и внешнего вида звёзд с течением времени, вызванное непрерывной потерей энергии, излучаемой в окружающее пространство. Представления о том, как рождаются, живут и умирают звёзды, основаны на сравнении расчётов с наблюдениями большого числа звёзд на разных этапах их эволюции.

Звёзды формируются в межзвёздных газово-пылевых облаках, в которых по тем или иным причинам нарушается равновесие между силами тяготения и газового давления, в результате чего такие облака начинают сжиматься (коллапсировать). В процессе коллапса газ облака нагревается и уплотняется, его давление возрастает и начинает тормозить сжатие. Уменьшив за неск. десятков тысяч лет свои размеры в миллионы раз, облако превращается в молодую звезду – объект, в котором тяготение и давление газа уравновешивают друг друга. По закону сохранения момента импульса медленное вращение протозвёздного облака вокруг своей оси ускоряется по мере коллапса. Нарастающие центробежные силы вытягивают облако в направлении, перпендикулярном оси вращения. Если исходный момент облака достаточно велик, то эти силы разрывают облако на неск. частей, каждая из которых продолжает сжиматься, – так образуются двойные и кратные звёзды. В противном случае возникает одиночная молодая звезда, окружённая газово-пылевым протопланетным диском. Светимость молодых звёзд поддерживается их медленным сжатием, при котором работа сил тяготения переходит в теплоту, часть которой излучается с поверхности, а остаток идёт на нагрев внутр. слоёв.

У молодых звёзд с массой M>0,08M_☉ (M_☉ – масса Солнца) темп-ра в центре поднимается выше 3 млн. К, и в их недрах начинают идти термоядерные реакции превращения водорода в гелий, мощности которых хватает для поддержания светимости на нужном уровне, и сжатие прекращается – звезда становится «взрослой». У объектов с M<0,08M_☉ (коричневых карликов) сжатие продолжается практически вечно: росту темп-ры и мощности ядерного энерговыделения до нужных значений препятствует вырождение электронного газа.

Стадия горения водорода в центр. области длится ок. 90% активной жизни звезды, которая при этом почти не меняет свою светимость и темп-ру поверхностных слоёв (эффективную темп-ру) T_эфф. Поэтому на Герцшпрунга – Рессела диаграмме большинство наблюдаемых звёзд расположено внутри сравнительно узкой полосы – главной последовательности. Время пребывания звезды на гл. последовательности зависит от её массы: у звёзд с M=100M_☉ это неск. миллионов лет, у звёзд с M<0,5M_☉ – более 14 млрд. лет, т. е. превышает совр. возраст Вселенной. Солнце сейчас находится на гл. последовательности, и за 4,5 млрд. лет, прошедших после рождения, в его ядре выгорело ок. 50% водорода.

Когда в центр. области звезды водорода больше не остаётся, он продолжает гореть в тонком слое, окружающем гелиевое ядро. Лишённое источников энергии ядро сжимается и нагревается. У звёзд с M<0,5M

☉ давление вырожденного газа электронов останавливает сжатие прежде, чем темп-ра увеличится до 100 млн. К, когда возможны термоядерные реакции с участием ⁴He. Энерговыделение в слоевом источнике затухает, и образуется гелиевый белый карлик, эволюция которого сводится к медленному остыванию.

У звёзд с 0,5M_☉<M<8M_☉ сжатие гелиевого ядра сопровождается расширением и охлаждением внешних слоёв. Звёзды покидают гл. последовательность и становятся красными гигантами и сверхгигантами, а в их центр. области начинаются термоядерные реакции с образованием углерода 3⁴He→¹²C и кислорода ¹²

C+⁴He→¹⁶O. По мере выгорания ⁴He, которое продолжается ок. 10% времени жизни звезды на гл. последовательности, светимость звезды растёт, но её радиус и T_эфф меняются немонотонно. Когда ⁴He в ядре кончается, оно начинает сжиматься, однако вскоре наступает вырождение электронного газа, давление которого останавливает сжатие. В этот момент на диаграмме Герцшпрунга – Рессела звезда находится на т. н. асимптотич. ветви гигантов и состоит из углеродно-кислородного (C–O) ядра, над которым находятся два слоевых источника: в нижнем горит ⁴He, в верхнем – ¹H. Когда Солнце через 5 млрд. лет достигнет этой стадии, его радиус будет близок к радиусу земной орбиты. Горение ⁴He в слоевом источнике происходит в виде сравнительно коротких вспышек, которые сопровождаются выбросом части внешних слоёв в окружающее пространство. Примерно столько же вещества уносится звёздным ветром в промежутках между вспышками. В результате обнажается горячее (T_эфф≈10⁵К) ядро с M≈0,7M_☉ , излучение которого подсвечивает сброшенную оболочку, что позволяет её наблюдать в течение ∼10⁴ лет в виде планетарной туманности. После этого оболочка рассеивается, а ядро превращается в медленно остывающий углеродно-кислородный белый карлик.

Э. з. с M>8M_☉ после гл. последовательности также сводится к увеличению плотности и темп-ры газа в центр. области, что приводит к последовательному синтезу всё более тяжёлых химич. элементов. В какой-то момент упругость газа в этих областях становится слишком малой, для того чтобы противостоять силам тяготения. В результате ядро звезды коллапсирует, что приводит к термоядерному взрыву, который наблюдается как вспышка сверхновой звезды II типа. В зависимости от массы звезда разлетается либо полностью, либо частично, и тогда её ядро превращается в нейтронную звезду (при M<25M

☉) либо в чёрную дыру. У звёзд с 8M_☉<M<12M_☉ упругость газа понижается из-за нейтронизации ядер O, Ne и Mg, возникающих при горении ¹²C. У звёзд с 12M_☉<M<100M_☉ понижение упругости происходит вследствие фотодиссоциации ядер железа, у более массивных звёзд – из-за интенсивного рождения электрон-позитронных пар.

Перетекание вещества с одной звезды на другую может качественно изменить Э. з., входящих в тесные двойные системы (см. Тесные двойные звёзды). Этим объясняется феномен вспышек катаклизмич. переменных звёзд, новых звёзд и сверхновых типа Ia.

Важный фактор Э. з. – звёздный ветер, который за время жизни может уменьшить массу звезды в неск. раз. Осевое вращение звезды, её магнитное поле и доля химич. элементов тяжелее гелия в протозвёздном облаке также влияют на характер эволюции звёзд.

bigenc.ru

Звезды, их характеристики и эволюция — Мегаобучалка

Звезды — это основные тела Вселенной, в них сосредоточено более 90 % наблюдаемого вещества. Солнце — одна из звезд, но для нас Солнце определяет всю жизнь; другие звезды представляются светящимися точками на небосводе, так как очень далеки от нас. Отдельные группы звезд — созвездия — выделяли еще в древности, в их названиях отражены образ мыслей, предания, леген-

ды и жизнь разных народов. Сейчас на звездном небе выделено 88 созвездий с четко обозначенными границами, 60 из них видны с территории нашей страны. В каждом созвездии звезды обозначаются по мере уменьшения яркости буквами греческого алфавита. Некоторые яркие звезды имеют свои собственные названия, которые чаще всего достались им от греческих (Сириус), латинских (Регул) или арабских (Альтаир) астрономов. В течение суток звезды делают полный круг по небу и центр этого круга (полюс мира) находится в том же направлении, в котором днем отбрасывается самая короткая тень (время истинного полудня). Постепенно люди научились ориентироваться (от лат.

«ориенс» — восток) и по звездам. В ритме со сменой времен года изменяется вид звездного неба и наибольшая высота Солнца в полдень. Созвездия, видимые над горизонтом вечером на западе, примерно через 2,5 месяца уже появляются утром на востоке. Значит, Солнце движется справа налево среди звезд, его путь называют эклиптикой. Созвездия служат фоном, на котором изучаются и описываются положения перемещающихся по небу тел. Созвездия, по которым проходит годовой путь Солнца, относят к поясу Зодиака. В древности в него входили 12 созвездий, отсюда деление года на 12 месяцев, так как Солнце проходит участок каждого из них за месяц, т. е. по 30 градусов дуги. Сейчас путь Солнца проходит через 13 созвездий (стало «заходить» в созвездие Змееносца).

Звездные величины, введенные в древности, обозначают буквой т. Все видимые звезды еще во 2 в. до н.э. астроном Гиппарх разделил по яркости: переход от одной звездной величины к другой глаз ощущает одинаковым перепадом блеска. У самых ярких звезд т = 1, у самых слабых — 6. В безлунную ночь невооруженным глазом можно видеть почти 3000 звезд (до 6-й звездной величины), в телескоп — почти 350 тыс. звезд (до 10-й величины), 32 млн — до 15-й и 1 млрд — до 20-й. Так как воспринимаются лишь относительные изменения яркости, эти значения связаны со свойствами глаза. Диапазон в 5 звездных величин соответствует отношениям их блеска в 100 раз. Поэтому отношение блеска одной звезды к блеску другой, отличающееся на одну величину, соответствует (100)^1/5 = 2,512. Эта величина , где

Е — освещенность (световой поток, падающий на единичную площадку поверхности), — звездная величина, соответствующая 1 лк. И отношение освещенностей звезд равно 2,5 в степени разности их звездных величин, т. е.

Для Солнца , для полной Луны, поэтому

из приведенной формулы можно заключить, что при одинаковой высоте над горизонтом полная Луна освещает земную поверхность в 465 000 раз слабее Солнца. Сириус ярче Полярной звезды, имеющей звездную величину +2, в 25 раз, что соответствует разности звездных величин 3,5. Поэтому звездная величина Сири-

уса (+2 — 3,5) = -1,5, а Солнце посылает энергии в 10¹⁰ раз больше, чем Сириус. Здесь учтено, что освещенности, созданные одним источником на разных расстояниях, обратно пропорциональны квадратам этих расстояний.

Звезды — газовые шары, они светят собственным светом (в отличие от планет). По физическим характеристикам звезды делят на нормальные звезды, белые карлики и нейтронные звезды. Размеры большинства звезд различны, диаметры — от 10 до 10⁷ км, Солнца — 1,4 млн км. Белые карлики и нейтронные звезды имеют диаметр всего 10 — 20 км, есть гиганты — Бетельгейзе, Арктур, а самые большие, красные гиганты, больше Солнца настолько, что, оказавшись на его месте, заняли бы объем, включающий орбиту Юпитера. Плотность вещества гигантов и сверхгигантов меньше плотности воздуха в атмосфере Земли, солнечного — больше плотности воды в 1,5 раза, у белого карлика (звезды Сириус В) — порядка 2 т/см³, а у нейтронных звезд — 10¹⁴ кг/м³, порядка плотности атомного ядра.

Светимость звезды — это мощность оптического излучения. Чаще всего светимости звезд выражают в светимостях Солнца, которое излучает 3,8 10²⁶ Вт. Диапазон светимостей наблюдаемых звезд огромен — от 10^-3 до 10⁶ светимостей Солнца. Для нас Солнце много ярче других звезд, но это не означает, что оно излучает больше энергии, чем они. Для исключения влияния расстояния ввели понятие абсолютной звездной величины, которую имела бы звезда, находящаяся от нас на расстоянии 10 пк. Абсолютная звездная величина М связана с видимой величиной т соотношением, которое является одним из основных в звездной астрономии: Величина т- М называется модулем расстояния. Для Солнца абсолютная звездная величина М_сравна +4^m,72, т.е. существенно меньше, чем видимая, как для всех звезд, которые находятся на расстоянии ближе 10 пк.

Расстояния до звезд, как уже указывалось, измеряют методом параллакса (см. рис. 2.2). Здесь единицами длин служат парсек и световой год. 1 пк соответствует годичному параллаксу в 1″, т.е. с этого расстояния 1 а. е. видна под углом 1″. Отсюда следует, что в 1 пк столько астрономических единиц, сколько угловых секунд в радиане, т. е. 1 пк = 206 265 а. е. Естественно, что наибольший годичный параллакс = (0″,76) имеет ближайшая к нам звезда — Проксима Центавра. Поскольку расстояние ,

, т.е. самая близкая к нам звезда находится на расстоянии, в 272 000 раз большем, чем Солнце. Световой год есть расстояние, которое проходит свет в течение года, т.е.

Но 1 пк = 206265 а. е., и потому 1 пк = 3,26 св. г.

В XIX в. звезды рассортировали по размерам и массам, а затем — по спектрам.

Спектральные классы ввел в 1900 г. американский астроном Э.Пикеринг, обозначив их буквами латинского алфавита. Границы между классами были нечеткие, и впоследствии каждый класс разбили на группы от 0 до 9, и наше Солнце попало по спектру в группу G1. Когда при истолковании спектров начали учитывать ионизацию, стало возможным по спектральным сериям определять температуру звезд. Состав звезд не отличается разнообразием: как и Солнце, большинство звезд состоит преимущественно из водорода и гелия. Тогда спектральные классы выстроили в порядке убывания температуры: О, В, A, F, G, К, М. Имеются еще четыре дополнительных класса: для холодных звезд — R, N, S, для горячих — W. Очевидно, что без классификации звезд нельзя говорить об их эволюции.

Химический состав звезд определяют по спектрам. Данные относятся к поверхностным слоям звезд, поскольку они непрозрачны. Оказалось, что 98 % звездного вещества — это водород и гелий, причем обычно водорода по массе в 2,7 раза больше (рис. 9.3). Строение звезды и источник ее энергии казались в какой-то степени выясненными, но возникли другие, не менее важные вопросы. Солнце, возраст которого оценивают в 5 млрд лет, бедно водородом и богато гелием, хотя за это время оно должно было истратить меньше водорода и образовать меньше гелия. Может быть, раньше оно было горячее и процессы шли скорее, но, по геологическим данным, количество солнечной энергии практически не менялось. Если бы водород уже в большей части выгорел, то в самом центре этой звезды могли начаться ядерные реакции и стали образовываться более тяжелые элементы. На Солнце и других звездах много элементов, более сложных, чем гелий. Получается — и они из самого центра Солнца?! Это противоречит гипотезе происхождения их из туманности, стало быть, тяжелые элементы должны появиться как-то иначе.

Диаграмму зависимости светимостей звезд от их спектральных классов (температур) составили голландец Эйнар Герцш-прунг и американец Генри Норрис Ресселл, она названа именами обоих (рис. 9.4). По оси абсцисс расположены спектральные классы звезд (показатели цвета или температуры), по оси ординат — светимости звезд L (или звездные величины М). Звезды по светимости разделены на семь классов, обозначенных римскими цифрами. Класс светимости пишется после спектрального клас-

са звезды: так, Солнце — звезда класса G2V. На диаграмме звезды располагаются не беспорядочно, а образуют несколько последовательностей.

Главная последовательность — узкая полоса звезд, протянувшаяся из верхнего левого угла вниз. Так, в окрестности Солнца большинство звезд сконцентрированы вдоль нее. В правом верхнем углу — сверхгиганты. Размеры звезд сумели оценить с помощью изобретенного в 1881 г. интерферометра, который улавливал разницу в длинах световых волн, исходящих от разных точек поверхности звезды. Оказалось, что вблизи Солнца на одного сверхгиганта приходится около 1000 гигантов и около 10 млн звезд Главной последовательности.

Группа звезд-гигантов компактна и расположена вверху диаграммы между Главной последовательностью и группой сверхгигантов. Параллельно Главной последовательности, несколько ниже ее, расположены звезды, образующие последовательность субкарликов (у них содержание металлов гораздо ниже, чем у звезд Главной последовательности), в левом нижнем углу диаграммы — группа белых карликов, светимость которых меньше солнечной в сотни раз.

Масса звезды приобрела большую значимость, когда были открыты источники энергии звезд. Масса Солнца М_с = 2 10³⁰ кг, а массы почти всех звезд лежат в пределах 0,1 — 50 массы Солнца. Практически наиболее верным способом определения массы звезды являются исследования движений двойных звезд. Оказалось, что положение звезды на Главной последовательности определяется ее массой (рис. 9.5).

Соотношения светимостей звезд и их радиусов , све-

тимостей и масс сравнили со значением количества

энергии, излучаемой поверхностью звезды за единицу времени ,

и получили соотношение между температурой поверхности и ее массой . Итак, чем меньше масса звезды, тем меньше ее поверхностная температура и более поздним будет ее спектральный класс. Отсюда можно оценить массу звезды и по ее светимости:

. Звезды отличаются цветом; считается, что имеют место законы равновесного излучения — закон Стефана—Больцмана и закон Вина. Антарес имеет красный цвет, Капелла — желтый, Сириус — белый, Вега — голубовато-белый.

Модели внутреннего строения звезд основаны на соотношениях между их параметрами. Они получены Эддингто-ном из условий равновесия плазмы внутри звезд. Оказалось, что с увеличением массы скорость потребления топлива растет быстрее, чем его запас, т. е. чем больше и горячее звезда, тем быстрее кончится ее топливо и ее «жизнь» на Главной последовательности, где находится 0,99 всех видимых звезд. Так, Солнце, по оцен-

кам ученых, пробудет на ней еще 8 млрд лет, т.е. оно еще не достигло своего среднего возраста. Если бы Солнце принадлежало к классу А, то его срок (5 млрд лет) был бы на исходе. Для такой большой и горячей звезды, как S Золотой Рыбы, этот срок был бы всего 2 — 3 млн лет. В теории Эддингтона все свойства звезды основывались на модели идеального газа, поэтому звезды у него при сжатии обязательно нагревались.

На основе закономерностей распределения звезд на диаграмме и известных физических моделей Ресселл построил эволюционный путь звезды (рис. 9.6). Переходя от стадии холодной туманности в голубовато-белую, звезда перемещается в верхней части диаграммы справа налево, пока не достигнет верхнего левого конца Главной последовательности. Далее звезда под влиянием поля тяготения сжимается (при этом нагревания не происходит, а ее вещество достигает плотности, уже не соответствующей плотности газа) и остывает, превращаясь в желтый карлик, как Солнце. Затем она станет красным карликом и погаснет совсем, став черным

карликом — пеплом угасшей звезды. Так звезда скользит по Главной последовательности из верхнего левого угла к нижнему правому. Эту гипотезу, просуществовавшую всего 10 лет, назвали теорией скользящей эволюции звезд.

Схема эволюции звезд сопоставлялась с наблюдениями. Существование межзвездной пыли доказал Р.Трюмплер (1930), исследуя звездные скопления. Схема эволюции такова. Облако газа и пыли (газопылевой комплекс) сжимается и нагревается, возникающие неоднородности приводят его в состояние гравитационной неустойчивости, и оно распадается на части. Пока фрагмент прозрачен для инфракрасного излучения, температура его внутренних слоев не повышается, сжатие идет ускоренно. С некоторого момента сжатие переходит в адиабатическое, объект становится непрозрачным, давление и температура внутри растут, замедляя сжатие. Так возникает протозвезда.

Внутренние слои разогреваются за счет энергии гравитации падающего к центру вещества, объект как бы закипает, что отражается бурными вспышками на поверхности. Пример такой звезды — T Тельца. Это продолжается до тех пор, пока не будут достигнуты температуры, достаточные для начала термоядерных реакций. В соответствии со своей массой звезда занимает место на Главной последовательности. Солнце проделало такой путь почти за 2 млн лет. Звезда такой массы «сядет» в среднюю часть последовательности и останется там на срок до 10⁶ лет. Так протозвезда станет звездой.

По мере выгорания водорода давление в оболочке повышается, внешние слои расширяются и звезда начинает покидать Главную последовательность (двинется сначала чуть вправо и вниз), так как на расширение тратится некоторая энергия, и светимость звезды уменьшается (см. рис. 9.6). Равновесие достигается за счет формирования протяженной зоны конвекции, и звезда перейдет в группу красных гигантов. Огромная атмосфера красного гиганта не обеспечивает перенос энергии от внутренних слоев, и внутри звезды процессы пойдут адиабатически. Вблизи ядра температура может достичь необходимого значения для протекания термоядерных реакций, возможно, и с большим выходом энергии, чем у протон-протонных. Тогда холодная огром-

ная атмосфера будет отброшена растущим давлением и превратится в расширяющуюся газовую туманность, которая может рассеяться в пространстве за сотни тысяч лет. Вероятно, наблюдаемая туманность в созвездии Лиры имеет такое же происхождение. Соединения ядер гелия возможны, но они дают меньше энергии (до 9 %), чем соединения ядер водорода. Звезда может продлить свое существование, если из углерода, получающегося при соединении трех атомов гелия, начнут возникать более сложные ядра. Конец наступает при синтезировании железа, которое имеет самые устойчивые ядра и уже не выделяет энергии (рис. 9.7).

megaobuchalka.ru

Эволюция звезд • Джеймс Трефил, энциклопедия «Двести законов мироздания»

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 (см. Закон Кулона) и вступить в реакцию термоядерного синтеза (см. Ядерный распад и синтез).

В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия (см. Теория относительности). Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти (см. Уравнение состояния идеального газа). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции (см. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела). Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.

В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. 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 бо_льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа (см. Предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Звезды более массивные, нежели Солнце, 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 массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся 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, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

См. также:

elementy.ru

ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ

ГОУ ВПО «УФИМСКАЯ ГОСУДАРСТВЕНАЯ АКАДЕМИЯ ЭКОНОМИКИ И СЕРВИСА»

Кафедра физики

КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА

По дисциплине: Концепции современного естествознания

Тема: Звезды и их эволюция

Выполнила:

Студентка группы ЭЗК-12

шифр 06.04.411

Каблукова О.А Проверил:

Алтайская А. В.

Уфа — 2007

Содержание

1.Из чего состоят звезды?………………………………………………………………………..2

2.Основные звездные характеристики………………………………………..7

2.1. Светимость и расстояние до звезд………………………………………..7

2.2. Спектры звезд………………………………………………………………8

2. 3. Температура и масса звезд……………………………………………….9

3.Откуда берется тепловая энергия звезды?……………………………………………11

4.Эволюция звезд………………………………………………………………12

5.Химический состав звезд……………………………………………………17

6.Прогноз эволюции Солнца…………………………………………………22

7.Что будет с Землей, когда Солнце будет красным гигантом?……………….23

1. Из чего состоят звезды?

Лет 20 назад межзвездную среду представляли в виде горячего газа (с температурой Т = 10⁴ K), в котором плавают холодные облака (Т = 10² К). Эта двухкомпонентная модель позволила объяснить многие явления, но к середине 70-х годов под напором новых фактов ее пришлось уточнить: внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения указали на существование очень горячего газа (Т = 10⁶ К), заполняющего большую часть объема Галактики, а наземные радионаблюдения открыли нам очень холодный молекулярный газ (Т = 10 К), собранный в массивные облака вблизи галактической плоскости.

Теперь принято представлять межзвездный газ как четырехфазную среду (таблица), хотя и такая модель не исчерпывает всего многообразия физических условий в межзвездном пространстве. Например, в этой модели не представлены расширяющиеся остатки вспышек Сверхновых (Т = 10⁸), планетарные туманности и некоторые другие газовые образования, не находящиеся в равновесии по давлению с основными четырьмя фазами межзвездного газа. Действительно, их объем и масса в каждый момент времени не существенны по сравнению с уже имеющимся в Галактике газом. Однако именно они поддерживают баланс вещества и энергии в этом постоянно остывающем и сгущающемся в звезды газе.

таб .1 Основные фазы межзвездного газа

Фаза

Температура, К

Плотность, см^-3

Доля объема Галактики, %

Горячая, HII

300000

0,016

Теплая, HII

8000

0,25

Прохладная,HI

Холодная,H₂

300

0,8

Химический состав межзвездного газа примерно такой же, как у Солнца и у большинства наблюдаемых звезд: на 10 атомов водорода (Н) приходится 1 атом гелия (Не) и незначительное количество других, более тяжелых элементов; среди них больше всего кислорода (О), углерода (C) и азота (N). В зависимости от температуры и плотности газа его атомы находятся «в нейтральном или ионизованном состоянии, входят в состав молекул или твердых конгломератов — пылинок.

Вообще говоря, для каждого химического элемента существует свой диапазон условий, при которых он находится в том или ином состоянии ионизации. Но поскольку подавляющее большинство атомов принадлежит водороду, его свойства и определяют состояние межзвездного газа в целом: горячая и теплая фазы являются областями ионизованного водорода (их называют области или зоны НII), прохладная фаза содержит преимущественно нейтральные атомы водорода (облака НI), а холодная фаза состоит в основном из молекулярного водорода (Н2), который образуется, как правило, во внутренних плотных частях облаков НI.

Молекулы водорода были впервые выявлены в межзвёздной среде в 1970 г. по ультрафиолетовым линиям поглощения в спектрах горячих звезд. В том же году в межзвездном пространстве были найдены молекулы угарного газа (СО) по их радиоизлучению с длиной волны l = 2,6 мм. Эти две молекулы наиболее распространены в космосе, причем молекул Н₂ в несколько тысяч раз больше, чем молекул СО.

Познакомимся с молекулой водорода, поскольку это главный строительный материал, из которого формируются звезды. Когда два атома водорода подходят близко друг к другу, их электронные оболочки резко перестраиваются: каждый из электронов начинает двигаться вокруг двух протонов, связывая их между собой наподобие электрического «клея». В космических условиях объединение атомов водорода в молекулы происходит, скорее всего, на поверхности пылинок, которые играют роль своеобразного катализатора этой реакции.

Молекула водорода обладает не очень большой прочностью: для ее разрушения (диссоциации) нужна энергия 4,5 эВ или больше. Такую энергию имеют кванты с длиной волны короче чем 275,6 нм. Подобных ультрафиолетовых квантов в Галактике много — их излучают все горячие звезды. Однако сама молекула Н₂ поглощает эти кванты крайне неохотно. Обычно разрушение молекул Н2 происходит следующим образом. Квант с энергией 11,2 эВ (l = 101.6 нм) переводит один из электронов молекулы в возбужденное состояние. Обратный переход в основное состояние, как правило, сопровождается излучением такого же кванта, но иногда квант не излучается, а энергия расходуется на возбуждение колебаний молекулы, которые заканчиваются ее распадом.

Как известно, жесткие ультрафиолетовые кванты с энергией более 13,6 эВ ионизуют атомы водорода и поэтому полностью поглощаются межзвездной средой в непосредственной близости от горячих звезд. Более мягкие кванты, в том числе и с энергией 11,2 эВ, почти беспрепятственно распространяются в Галактике и разрушают молекулярный водород везде, где он для них доступен. Единственное место, где молекула Н₂ может жить сравнительно долго, — это недра плотных газопылевых облаков, куда ультрафиолетовые кванты не могут пробиться сквозь плотную пылевую завесу. Но к сожалению, по этой же причине молекулярный водород становится практически недоступным для наблюдения.

Комбинация первого возбужденного электронного состояния молекулы Н₂ с различными ее квантовыми переходами дает набор спектральных линий в диапазоне длин волн 99,1-113,2 нм. Когда свет горячей звезды проходит сквозь полупрозрачное облако или сквозь наружные разреженные слои гигантских плотных облаков, в его спектре образуются соответствующие линии поглощения молекулы Н₂. Они-то и были зафиксированы в 70-х годах с помощью космических телескопов в спектрах полутора сотен близких звезд.

Однако сообщить нам сколько-нибудь полные сведения о распределении молекулярного водорода в Галактике ультрафиолетовое излучение не может. Ему не дробиться в недра массивных облаков, где как раз и находится главное хранилище холодного газа -непосредственного предка молодых звезд. Поэтому распределение молекул На в нашей и в других галактиках изучают пока косвенными методами: по распределению других молекул, имеющих спектральные линии, удобные для наблюдения. Самая популярная в этом отношении молекула угарного газа, она же окись углерода, т. е. СО.

Ее энергия диссоциации 11,1 эВ, поэтому она может существовать там же, где молекулярный водород. Сталкиваясь с другими атомами и молекулами, молекулы СО возбуждаются и затем излучают линии так называемых вращательных переходов. Наиболее длинноволновая из них (l = 2,6 мм) легко наблюдается во многих областях Галактики: светимость некоторых молекулярных облаков в линии СО достигает нескольких светимостей Солнца (L_c = 4·10³³ эрг/с).

Радионаблюдения в линиях СО и некоторых других молекул (HCN, ОН, CN) позволяют охватить все облако в целом, все его области с разнообразными физическими условиями. Наблюдения же нескольких линий одной молекулы дают возможность определить в каждой области температуру и плотность газа. Однако переход от наблюдаемой интенсивности в линии излучения какой-либо молекулы (даже такой распространенной, как СО) к полной концентрации, а следовательно, и массе газа таит в себе значительную неопределенность. Приходится делать предположения о химическом составе облаков, о доле атомов, «погребенных» в пылинках, и т. п. Точное значение коэффициента перехода от интенсивности линии СО к количеству молекул Н₂ до сих пор бурно обсуждается. Разные исследователи используют значение этого коэффициента, различающееся в 2-3 раза.

Соответственно и содержание молекулярного газа в Галактике известно с такой же, если не с худшей, точностью. Особенно сложно определить содержание молекулярного газа вдали от Солнца, например в окрестности центра Галактики. Поскольку звездообразование там происходит более интенсивно, чем у нас, на периферии Галактики, межзвездная среда там сильнее обогащена тяжелыми элементами — продуктами термоядерного синтеза. Точно пока нельзя сказать, но, если принять во внимание изменение химического состава вдоль радиуса галактического диска, содержание элементов группы CNO в ядре Галактики должно быть раза в 3 выше, чем в окрестности Солнца.

Если это действительно так, то соответственно в 3 раза ниже следует брать коэффициент перехода СО — Н₂. Эти и другие неопределенности приводят к тому. что масса молекулярного газа во внутренней области Галактики (R<10 кпк) оценивается различными исследователями от 5·10⁸ до 3·10⁹ М_с

2. Основные звездные характеристики

2.1. Светимость и расстояние до звезд

Угловые размеры звезд очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Подчеркиваю слово «реальных», так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается «ложное» изображение звезды в виде диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.

Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, «разрешена». Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках. Мерой величины потока является звездная величина.

Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно большую точность и достаточно надежен. Однако для большинства других более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезд надо измерять — меньше одной сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менее достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения.

2.2. Спектры звезд

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего «черного» тела с некоторой температурой Т. Эти температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности земли. Однако в последние десятилетия были запущены специализированные искусственные спутники земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М — красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом(«V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов — единственная возможность их спектральной классификации.

2.3. Температура и масса звезд

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана:

_{— постоянная Больцмана}

Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно будет равна

_{( * ), где R — радиус звезды. Таким образом, для определения радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности.}

Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристику звезды — ее массу. Надо сказать, что это сделать не так то просто. А главное существует не так уж много звезд, для которых имеются надежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты а и период обращения Р известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

_{, здесь М1 и М2 — массы компонент системы, G — постоянная в законе всемирного тяготения Ньютона. Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожаления, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким образом определить массу каждой из звезд.}

В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее «сестра», входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью.

3. Откуда берется тепловая энергия звезды?

Тепловым источником звезд являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов). В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно «просачивается» сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратился в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 10⁵² эрг.

4. 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.

В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти. Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции. Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. 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.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа. Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

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 массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся 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, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

5. Химический состав звезд

По мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, конечно, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, A (температура от 50 000 до 10 000 С) показывает в их атмосферах линии ионизированных водорода и гелия и ионы металлов, в классе К (5000 С)обнаруживаются уже радикалы, а в классе М(3800 С) — даже молекулы оксидов.

В списке звезд первых четырех классов преобладают линии водорода и гелия, но по мере понижения температуры появляются линии других элементов и даже линии, указывающие на существование соединений. Эти соединения еще очень просты. Это оксиды циркония, титана (класс М), а также радикалы CH, OH, NH, CH₂, C₂, C₃, С_аН_и др. Наружные слои звезд состоят главным образом из водорода; в среднем на 10 000 атомов водорода приходится около 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода и менее одного атома других элементов.

Существуют звезды, имеющие повышенное содержание того или иного элемента. Так, известны звезды с по повышенным содержанием кремния (кремниевые звезды), звезды, в которых много железа (железные звезды), марганца (марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальным составом элементов довольно разнообразны. В молодых звездах типа красных гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его содержание в Солнце. Вообще говоря, содержание элементов, атомы которых имеют массу, большую массы атома гелия, постепенно уменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем, химический состав звезды зависит и от местонахождения звезды в галактике. В старых звездах сферической части галактики содержится немного атомов тяжелых элементов, а в той части, которая образует своеобразные периферические спиральные » рукава » галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элементами. Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтому можно связать наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции, характеризующей жизнь звезды.

Химический состав звезды отражает влияние двух факторов: природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи — газопылевого облака,из которого возникла звезда. Газопылевое облако не везде одинаково. Вполне возможно, что звезда, появившаяся в определенном месте вселенной, окажется, например, более богатой тяжелыми элементами, чем та, которая возникла в ином месте.

Спектральное исследование состава звезд требует учета множества факторов, к ним относятся силы тяжести, температура, магнитные поля и т. п. Но даже при выполнении всех правил исследования все же данные кажутся неполными: ведь спектральный анализ относится к внешним, поверхностным слоям звезды. Что происходит в недрах этих далеких объектов, как будто недоступно для изучения. Однако опыт показал, что в спектрах звезд обнаруживаются явные признаки наличия тех элементов, которые являются продуктами ядерных реакций ( барий, технеций, цирконий) и могут образоваться только в глубинах звезды. Отсюда следует, что звездное вещество подвергается процессам перемешивания. С точки зрения физика, совместить перемешивание с равновесием своей огромной массы звездного вещества довольно трудно, но для химика данные спектроскопии представляют бесценный материал, так как они позволяют сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций в недрах космических тел.

Анализ шаровых скоплений звездв той части Галактики, которая отвечает наиболее старым звездам, показывает пониженное содержание тяжелых металлов (Л. Аллер). С другой стороны, если Галактика развивалась из газового облака, содержащего в основном водород, то в ней должны быть и чисто водородные звезды.

К таким звездам относятся субкарлики. Они занимают промежуточное место между звездами главной последовательности и белыми карликами. В субкарликах много водорода и мало металлов.

Что касается следов ядерных превращений, изменивших «химическое лицо» звезды, то эти следы бывают иногда очень отчетливыми. Так, существуют звезды, в которых водород превратился в гелий; атмосфера таких звезд состоит из гелия Возможно, что значительную роль в обогащении звезды (ее внешних слоев) гелием сыграло перемешивание звездного вещества. Так, А.А. Боярчук обнаружил 8 звезд, в которых содержание гелия было в 100 раз больше, чем содержание водорода, причем на 10 000 атомов гелия в этих звездах приходится лишь 1 атом железа. Одна из гелиевых звезд вообще не содержала водорода. Это наблюдается редко и, по-видимому, свидетельствует о том, что в звезде водород полностью израсходован в процессе ядерных реакций.

При тщательном изучении одной из таких звезд в ней были обнаружены углерод и неон, а также титан. У другой гелиевой звезды на 500 атомов гелия приходится углерода — 0.56, азота — 0.72, кислорода — 1.0, неона — 3.2, кремния — 0.05,магния — 0.5. Яркая двойная звезда в созвездии Стрельца — сверхгигант с температурой поверхности около 10 000° С — также является дефицитной по водороду: в ее спектре наблюдается четко выраженные линии гелия и очень слабые линии водорода. По — видимому, это те звезды, в которых водород уже выгорел в пламени ядерных реакций. Наличие в них углерода и азота дает возможность сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций, доставляющих энергию и производящих ядра различных элементов.

Очень интересны углеродные звезды. Это звезды относительно холодные -гиганты и сверхгиганты. Их поверхностные температуры лежат обычно в пределах 2500 — 6000°С. При температурах выше 3500°С при равных количествах кислорода и углерода в атмосфере большая часть этих элементов существует в форме оксида углерода со. Из других углеродных соединений в этих звездах найдены циан (радикал СN) и радикал СН. Имеется также некоторое количество оксидов титана и циркония, выдерживающие высокие температуры. При избытке водорода концентрация СN, СО, С₂ будет относительно меньшей, а концентрация СН увеличится. Такие звезды (СН — звезды)встречаются наряду со звездами, в которых наблюдается дефицит водорода.

В одной из звезд было найдено повышенное отношение содержания углерода к содержанию железа: количество углерода в 25 раз превышало количество железа и в то же время отношение содержания углерода к содержанию водорода равнялось 40. Это значит, что звезда очень богата углеродомпри значительной недостаче водорода. Колебание блеска одной из звезд этого вида было даже приписано ослаблению светимости, вызываемому твердыми углеродными частицами, рассеяннымив атмосфере звезды. Однако большинство углеродных звезд характеризуется нормальным содержанием водорода в атмосфере (Л. Аллер).

Важной особенностью углеродных звезд является повышенноесодержание изотопа углерода ¹³С. Роль этого изотопа в общем энергетическом балансе звезды очень велика. Процессы, связанные с его участием, питают звезду энергией и развиваются лишь при очень высоких температурах в глубинных зонах. Появление изотопа ¹³С в поверхностных слоях, вероятно, обусловлено процессами перемешивания.

Некоторые типы звезд характеризуются повышенным содержаниемметаллов, расположенных в одном столбце периодической системы с цирконием; в этих звездах имеется неустойчивый элемент технеций^439.9Тс. Ядра технеция могли образоваться из ⁹⁸Мо в результате захвата нейтрона с выбрасыванием электрона из ядра молибдена или при фотопроцессе из ⁹⁷Мо. Во всяком случае наличие нестабильного ядра — убедительное доказательство развития ядерных реакций в звездах.

Астрономы и астрофизики выполнили большую работу по анализу и сопоставлению спектральных данных и результатов исследований метеоритов. Оказалось, что элементы с четными порядковыми номерами встречаются чаще, чем с нечетными. Ядра элементов с четными порядковыми номерами более устойчивы; устойчивость ядра зависит от соотношения в нем числа протонов и нейтронов. Наиболее устойчивые ядра имели больше шансов образоваться и сохраниться в жестких условиях.

6. Прогноз эволюции 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).

В основном, на три четверти, Солнце в начале своей жизни состояло из водорода. Именно водород в ходе термоядерных реакций превращается в гелий, при этом выделяется энергия, излучаемая Солнцем. Солнце принадлежит к типу звёзд, называемых жёлтыми карликами. Оно — звезда главной последовательности и относится к спектральному классу G2. Масса одинокой звезды однозначно определяет её судьбу. 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.

После того, как в центре светила водород будет на исходе, Солнце увеличится в размерах, станет красным гигантом. Это сильнейшим образом скажется на Земле: повысится температура, океаны выкипят, жизнь станет невозможной. Наша звезда закончит свою жизнь как белый карлик, порадовав неведомых нам внеземных астрономов будущего новой планетной туманностью, форма которой может оказаться весьма причудливой благодаря влиянию планет.

7.Что будет с Землей, когда Солнце будет красным гигантом?

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.

Список используемой литературы

1. Акенян. Т.А. Звезды, галактика, метагалактика. М.: Наука, 1982.

2. Куликовский Т.П.. Звездная астрономия. М., 1978.

3. Новиков. И.Д. Эволюция вселенной. М., 1983.

4. Шкловский И.С. Звезды, их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1977.

Теги: Звезды и их эволюция Контрольная работа КСЕ
Просмотров: 14969
Найти в Wikkipedia статьи с фразой: Звезды и их эволюция
diplomba.ru
Ответы на вопрос «15. Звезды и их эволюция. Классификация звезд.»
Во Вселенной существуем множество различных звезд. Большие и маленькое, горячие и холодные, заряженные и не заряженными. Попробуем дать в этой статье классификацию основных видов звезд.
Одной из классификаций звезд является спектральная классификация. Согласно этой классификации звезды относят в тот или иной класс согласно их спектру. Спектральная классификация звезд служит многим задачам звездной астрономии и астрофизики. Качественное описание наблюдаемого спектра позволяет оценить важные астрофизические характеристики звезды, такие как эффективная температура ее поверхности, светимость и, в отдельных случаях, особенности химического состава.
Некоторые звезды не попадают не в один из классов этой таблицы. Такие звезды называют пекулярными. Их спектры не укладываются в температурную последовательность O—B—A—F—G—K—M. Хотя, зачастую такие звезды представляют собой определенные эволюционные стадии вполне нормальных звезд, либо представляют звезды, не совсем характерные для ближайших окрестностей Солнца (бедные металлами звезды, такие как звезды шаровых скоплений и гало Галактики). В частности к звездам с пекулярными спектрами относятся звезды с различными особенностями химического состава, что проявляется в усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов.
Хорошо разобраться в классификации звезд позволяет диаграмма Герцшпрунга — Рассела. Она показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звезды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки. Диаграмма предложена в 1910 независимо Э. Герцшпрунгом и Г. Расселом. Она используется для классификации звезд и соответствует современным представлениям о звездной эволюции.
Большая часть звезд находится на так называемой главной последовательности. Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90% времени эволюции большинства звезд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр.
Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития звезды подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами.
Звезда могут наблюдаться красным гигантом в момент звездообразования и на поздних стадиях развития. На ранней стадии развития звезда излучает за счет гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии, до того момента пока сжатие не будет остановлено начавшейся термоядерной реакцией. На поздних стадиях эволюции звезд, после выгорания водорода в их недрах, звезды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела: этот этап длится ~ 10% от времени «активной» жизни звезд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звездных недрах идут реакции нуклеосинтеза.
Звезда гигант имеет сравнительно низкую температура поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами.
Звезды карлики являются противоположностью гигантов и включают в себя несколько различных подвидов:
Белый карлик — проэволюционировавшие звезды с массой не превышающей 1,4 солнечных массы, лишенные собственных источников термоядерной энергии. Диаметр таких звезд может быть в сотни раз меньше солнечного, а потому плотность может быть в 1 000 000 раз больше плотности воды.
Красный карлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или верхний К. Они довольно сильно отличаются от других звезд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,08 солнечной, за этим идут коричневые карлики).
Коричневый карлик — субзвездные объекты с массами в диапазоне 5—75 масс Юпитера (и диаметром примерно равным диаметру Юпитера), в недрах которых, в отличие от звезд главной последовательности, не происходит реакции термоядерного синтеза c превращением водорода в гелий.
Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.
Черный карлик — остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов. Массы черных карликов, подобно массам белых карликов, ограничиваются сверху 1,4 массами Солнца.
Кроме перечисленных, существует еще несколько продуктов эволюции звезд:
Нейтронная звезда. Звездные образования с массами порядка 1,5 солнечных и размерами, заметно меньшими белых карликов, порядка 10-20 км в диаметре. Плотность таких звезды может достигать 1000 000 000 000 плотностей воды. А магнитное поле во столько же раз больше магнитного поля земли. Такие звезды состоят в основном из нейтронов, плотно сжатых гравитационными силами. Часто такие звезды представляют собой пульсары.

Новая звезда. Звезды, светимость которых внезапно увеличивается в 10000 раз. Новая звезда представляет собой двойную систему, состоящую из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности. В таких системах газ со звезды постепенно перетекает на белый карлик и периодически там взрывается, вызываю вспышку светимости.
Сверхновая звезда это звезда, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Вспышка при этом может быть на несколько порядков больше чем в случае новой звезды. Столь мощный взрыв есть следствие процессов, протекающих в звезде на последний стадии эволюции.
Двойная звезда — это две гравитационно связанные звезды, обращающиеся вокруг общего центра масс. Иногда встречаются системы из трех и более звезд, в таком общем случае система называется кратной звездой. В тех случаях, когда такая звездная система не слишком далеко удалена от Земли, в телескоп удается различить отдельные звезды. Если же расстояние значительное, то понять, что перед астрономами двойная звезда удается только по косвенным признакам — колебаниям блеска, вызываемым периодическими затмениями одной звезды другою и некоторым другим.
Многообразие звезд во Вселенной неисчерпаемо, и возможно существуют еще звезды или продукты их эволюции, которые не вошли в эту классификацию.
www.konspektov.net
Звезды и их эволюция
ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ
ГОУ ВПО «УФИМСКАЯ ГОСУДАРСТВЕНАЯ АКАДЕМИЯ ЭКОНОМИКИ И СЕРВИСА»
Кафедра физики
КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА
По дисциплине: Концепции современного естествознания
Тема: Звезды и их эволюция
Выполнила:
Студентка группы ЭЗК-12
шифр 06.04.411
Каблукова О.А Проверил:
Алтайская А. В.
Уфа — 2007
Содержание
1.Из чего состоят звезды?………………………………………………………………………..2
2.Основные звездные характеристики………………………………………..7
2.1. Светимость и расстояние до звезд………………………………………..7
2.2. Спектры звезд………………………………………………………………8
2. 3. Температура и масса звезд……………………………………………….9
3.Откуда берется тепловая энергия звезды?……………………………………………11
4.Эволюция звезд………………………………………………………………12
5.Химический состав звезд……………………………………………………17
6.Прогноз эволюции Солнца…………………………………………………22
7.Что будет с Землей, когда Солнце будет красным гигантом?……………….23
1. Из чего состоят звезды?
Лет 20 назад межзвездную среду представляли в виде горячего газа (с температурой Т = 10⁴ K), в котором плавают холодные облака (Т = 10² К). Эта двухкомпонентная модель позволила объяснить многие явления, но к середине 70-х годов под напором новых фактов ее пришлось уточнить: внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения указали на существование очень горячего газа (Т = 10⁶ К), заполняющего большую часть объема Галактики, а наземные радионаблюдения открыли нам очень холодный молекулярный газ (Т = 10 К), собранный в массивные облака вблизи галактической плоскости.
Теперь принято представлять межзвездный газ как четырехфазную среду (таблица), хотя и такая модель не исчерпывает всего многообразия физических условий в межзвездном пространстве. Например, в этой модели не представлены расширяющиеся остатки вспышек Сверхновых (Т = 10⁸ ), планетарные туманности и некоторые другие газовые образования, не находящиеся в равновесии по давлению с основными четырьмя фазами межзвездного газа. Действительно, их объем и масса в каждый момент времени не существенны по сравнению с уже имеющимся в Галактике газом. Однако именно они поддерживают баланс вещества и энергии в этом постоянно остывающем и сгущающемся в звезды газе.
таб .1 Основные фазы межзвездного газа
Химический состав межзвездного газа примерно такой же, как у Солнца и у большинства наблюдаемых звезд: на 10 атомов водорода (Н) приходится 1 атом гелия (Не) и незначительное количество других, более тяжелых элементов; среди них больше всего кислорода (О), углерода (C) и азота (N). В зависимости от температуры и плотности газа его атомы находятся «в нейтральном или ионизованном состоянии, входят в состав молекул или твердых конгломератов — пылинок.
Вообще говоря, для каждого химического элемента существует свой диапазон условий, при которых он находится в том или ином состоянии ионизации. Но поскольку подавляющее большинство атомов принадлежит водороду, его свойства и определяют состояние межзвездного газа в целом: горячая и теплая фазы являются областями ионизованного водорода (их называют области или зоны НII), прохладная фаза содержит преимущественно нейтральные атомы водорода (облака НI), а холодная фаза состоит в основном из молекулярного водорода (Н2), который образуется, как правило, во внутренних плотных частях облаков НI.
Молекулы водорода были впервые выявлены в межзвёздной среде в 1970 г. по ультрафиолетовым линиям поглощения в спектрах горячих звезд. В том же году в межзвездном пространстве были найдены молекулы угарного газа (СО) по их радиоизлучению с длиной волны l = 2,6 мм. Эти две молекулы наиболее распространены в космосе, причем молекул Н₂ в несколько тысяч раз больше, чем молекул СО.
Познакомимся с молекулой водорода, поскольку это главный строительный материал, из которого формируются звезды. Когда два атома водорода подходят близко друг к другу, их электронные оболочки резко перестраиваются: каждый из электронов начинает двигаться вокруг двух протонов, связывая их между собой наподобие электрического «клея». В космических условиях объединение атомов водорода в молекулы происходит, скорее всего, на поверхности пылинок, которые играют роль своеобразного катализатора этой реакции.
Молекула водорода обладает не очень большой прочностью: для ее разрушения (диссоциации) нужна энергия 4,5 эВ или больше. Такую энергию имеют кванты с длиной волны короче чем 275,6 нм. Подобных ультрафиолетовых квантов в Галактике много — их излучают все горячие звезды. Однако сама молекула Н₂ поглощает эти кванты крайне неохотно. Обычно разрушение молекул Н2 происходит следующим образом. Квант с энергией 11,2 эВ (l = 101.6 нм) переводит один из электронов молекулы в возбужденное состояние. Обратный переход в основное состояние, как правило, сопровождается излучением такого же кванта, но иногда квант не излучается, а энергия расходуется на возбуждение колебаний молекулы, которые заканчиваются ее распадом.
Как известно, жесткие ультрафиолетовые кванты с энергией более 13,6 эВ ионизуют атомы водорода и поэтому полностью поглощаются межзвездной средой в непосредственной близости от горячих звезд. Более мягкие кванты, в том числе и с энергией 11,2 эВ, почти беспрепятственно распространяются в Галактике и разрушают молекулярный водород везде, где он для них доступен. Единственное место, где молекула Н₂ может жить сравнительно долго, — это недра плотных газопылевых облаков, куда ультрафиолетовые кванты не могут пробиться сквозь плотную пылевую завесу. Но к сожалению, по этой же причине молекулярный водород становится практически недоступным для наблюдения.
Комбинация первого возбужденного электронного состояния молекулы Н₂ с различными ее квантовыми переходами дает набор спектральных линий в диапазоне длин волн 99,1-113,2 нм. Когда свет горячей звезды проходит сквозь полупрозрачное облако или сквозь наружные разреженные слои гигантских плотных облаков, в его спектре образуются соответствующие линии поглощения молекулы Н₂ . Они-то и были зафиксированы в 70-х годах с помощью космических телескопов в спектрах полутора сотен близких звезд.
Однако сообщить нам сколько-нибудь полные сведения о распределении молекулярного водорода в Галактике ультрафиолетовое излучение не может. Ему не дробиться в недра массивных облаков, где как раз и находится главное хранилище холодного газа -непосредственного предка молодых звезд. Поэтому распределение молекул На в нашей и в других галактиках изучают пока косвенными методами: по распределению других молекул, имеющих спектральные линии, удобные для наблюдения. Самая популярная в этом отношении молекула угарного газа, она же окись углерода, т. е. СО.
Ее энергия диссоциации 11,1 эВ, поэтому она может существовать там же, где молекулярный водород. Сталкиваясь с другими атомами и молекулами, молекулы СО возбуждаются и затем излучают линии так называемых вращательных переходов. Наиболее длинноволновая из них (l = 2,6 мм) легко наблюдается во многих областях Галактики: светимость некоторых молекулярных облаков в линии СО достигает нескольких светимостей Солнца (L_c = 4·10³³ эрг/с).
Радионаблюдения в линиях СО и некоторых других молекул (HCN, ОН, CN) позволяют охватить все облако в целом, все его области с разнообразными физическими условиями. Наблюдения же нескольких линий одной молекулы дают возможность определить в каждой области температуру и плотность газа. Однако переход от наблюдаемой интенсивности в линии излучения какой-либо молекулы (даже такой распространенной, как СО) к полной концентрации, а следовательно, и массе газа таит в себе значительную неопределенность. Приходится делать предположения о химическом составе облаков, о доле атомов, «погребенных» в пылинках, и т.
mirznanii.com
Эволюция звезд

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 стадий 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 течении 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.

Как иссякает водород

Только очень крупные среди небесных тел (примерно в 80 раз превышающие массу Юпитера) становятся звездами, меньшие (примерно в 17 раз меньше Юпитера) становятся планетами. Есть и тела средней массы, они слишком крупные, чтобы относиться к классу планет, и слишком маленькие и холодные для того, что бы в их недрах происходили ядерные реакции, характерные для звезд.

Эти небесные тела темного цвета обладают слабой светимостью, их довольно сложно различить на небе. Они получили название “коричневые карлики”.

Итак, звезда формируется из облаков, состоящих из межзвездного газа. Как уже отмечалось, довольно длительное время звезда пребывает в уравновешенном состоянии. Затем наступает период нестабильности. Дальнейшая судьба звезды зависит от различных факторов. Рассмотрим гипотетическую звезду небольшого размера, масса которой составляет от 0,1 до 4 солнечных масс. Характерной чертой звезд, имеющих малую массу, является отсутствие конвекции во внутренних слоях, т.е. вещества, входящие в состав звезды, не смешиваются, как это происходит у звезд, обладающих большой массой.

Это означает, что, когда водород в ядре заканчивается, новых запасов этого элемента во внешних слоях нет. Водород, сгорая, превращается в гелий. Понемногу ядро разогревается, поверхностные слои дестабилизируют собственную структуру, и звезда, как можно видеть по диаграмме Г-Р, медленно выходит из фазы Главной последовательности. В новой фазе плотность материи внутри звезды повышается, состав ядра “дегенерирует”, в результате появляется особая консистенция. Она отличается от нормальной материи.

Видоизменение материи

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 войдёт в эту фазу, оно “проглотит” или Меркурий и Венеру, а если не сможет захватить и Землю, то разогреет её 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.

Последние фазы эволюции

При трансформации гелия в углерод ядро видоизменяется. Его температура повышается до тех пор (если звезда крупная), пока углерод 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 в 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 Субрахманьяна Чандрасекара. Это максимальная масса звезды, при которой катастрофический конец может не состоятся 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 останется облако газа с остаточными веществами звезды. Во втором – остается небесное тело высочайшей плотности – нейтронная звезда или черная дыра.

Смотрите также:

Шаровые скопления
Шаровые звездные скопления, насчитывающие сотни тысяч звезд, имеют очень необычный вид: у них сферическая форма, и звезды концентрируются в них настолько плотно, что даже с помощью мощнейших телескопов невозможно различить одиночные объекты. Отмечается сильная концентрация звезд к центру.Исследование шаровых звездных скоплений имеет важное значение…

Химический состав звезд
Небесные светила всегда привлекали человеческий глаз. Помимо наиболее яркой звезды – Солнца, в нашей галактике находится огромное количество иных звезд, которые создают неповторимый рисунок в темное время суток.Всем известен тот факт, что чем выше температура, тем меньше состав частиц, которые способны существовать в атмосфере звезды…

Карликовые звезды
В космосе существует огромное количество звёзд. Яркие и огромные можно увидеть и невооружённым глазом, даже если они находятся очень далеко, даже по космическим меркам. Но намного больше звёзд карликов. Увидеть их невооружённым глазом практически невозможно. Среди карликовых звёзд есть красные карлики, которые уже отживают свой срок…

space-my.ru

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД • Большая российская энциклопедия

Звезды, их характеристики и эволюция — Мегаобучалка

Эволюция звезд • Джеймс Трефил, энциклопедия «Двести законов мироздания»