Вы не зарегистрированы

Авторизация



Эволюция звёзд

Submitted by Александр Николаевич Будкин on чт, 07/04/2011 - 14:15
Данные об авторе
Автор(ы): 
Будкин А.Н.
Место работы, должность: 

Учитель физики МОУ "Анастасовская СОШ" Порецкого района

Регион: 
Республика Чувашия
Характеристики урока (занятия)
Уровень образования: 
все уровни образования
Целевая аудитория: 
Все целевые аудитории
Класс(ы): 
Все классы
Предмет(ы): 
Астрономия
Предмет(ы): 
Внеклассная работа
Предмет(ы): 
Внешкольная работа
Цель урока: 

 Ознакомить учащихся с миром звёзд.

Используемые учебники и учебные пособия: 

 Указаны в конспекте.

Используемая методическая литература: 

Указана в конспекте.

Краткое описание: 
<p> &nbsp;В работе рассматривается эволюция звёзд.</p>

Введение

Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными,они рождаются, эволюционируют, и, наконец "умирают". Чтобы проследить жизнен­ный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возни­кают. В прошлом это представлялось большой загадкой; современные астро­номы уже могут с большой уверенностью подробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночном небосводе. 

Рождение звёзд – процесс таинственный, скры­тый от наших глаз, даже вооруженных  телеско­пом. Лишь в середине ХХ в. астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в да­лёкую эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звезды. В 60 - 70-е гг. была создана самая первая, ещё очень грубая теория образования звёзд. Позднее новая наблюдательная техника – инфракрасные теле­скопы и радиотелескопы мил­лиметрового диапазона – значительно расши­рила  знания о зарождении  и формировании звёзд.

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 появилась  группа из трёх звездоподобных объектов. Через три года некоторые из них стали продол­говатыми, а  еще через пять эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды - впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звёзд. 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.


 

 

1.Общая характеристика звёзд.

 Звезды - это огромные раскаленные солнца, но столь удаленные от нас по сравнению с планетами Солнечной системы, что, хотя, они сияют в миллионы раз ярче, их свет кажется нам относительно тусклым.В ночном небе невооруженным глазом можно видеть около 6000 звезд. С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится затруднительным. «Поштучно» сосчитаны и занесены в астрономические каталоги все звезды ярче 11-й звездной величины. Их около миллиона. А всего нашему наблюдению доступно около двух миллиардов звезд. Различны размеры звезд, их строение, химический состав, масса, температура, светимость и др. Самые большие звезды (сверхгиганты) превосходят размер солнца в сотни и тысячи раз. Звезды-карлики имеют размеры Земли и меньше (около 10 км). Предельная максимальная масса звезд равна примерно 60 солнечным массам, а минимальная примерно 0,03 солнечной массы.

Весьма различны и расстояния до звезд. Свет звезд некоторых далеких звездных систем идет до нас сотни миллионов световых лет. Самая близкая к нам звезда - Проксима Центавра - маленькая звезда, ее масса в 7 раз меньше, чем масса нашего солнца, а поверхностная температура (3000°) в два раза меньше, чем температура на поверхности Солнца. Поэтому она светит на небе очень тускло и не видна невооруженным глазом, хотя и является самой близкой к нам звездой. Она отстоит от Земли на расстоянии всего 4,2 световых лет.

Звезды в космическом пространстве распределены неравномерно. Они образуют звездные системы: кратные звезды (двойные, тройные и т.д.); звездные скопления (от нескольких десятков звезд до миллионов); галактики - грандиозные звездные системы, в которых содержатся миллиарды и сотни миллиардов звезд. Обычно в галактиках звездная плотность также весьма неравномерна. Выше всего она в области галактического ядра.

Большинство звезд находятся в стационарном состоянии, т.е. не наблюдается изменений их физических характеристик. Это отвечает состоянию равновесия. Однако существуют и такие звезды, свойства которых меняются видимым образом. Их называют переменными звездами и нестационарными звездами. Переменность и нестационарность - проявления неустойчивости состояния равновесия звезды. Переменные звезды изменяют свое состояние (блеск, излучение в различных диапазонах электромагнитных волн, магнитное поле и др.) регулярным и нерегулярным образом. В некоторых случаях нестационарность может быть вызвана взаимодействием с другими звездами, перетеканием вещества от одной близкой соседки к другой. Следует отметить также и новые звезды, в которых непрерывно или время от времени происходят вспышки. При вспышках (взрывах) сверхновых звезд вещество звезд в некоторых случаях может быть полностью рассеяно в пространстве.

Основные эмпирические знания о свойствах звезд получены из анализа их спектров, которые несут информацию о состоянии внешних слоев звезд. Они позволяют определить химический состав, температуру поверхности, магнитные поля, скорость движения и вращения, расстояние до звезды. Эти данные соотносятся с теоретическими моделями, расчетами. В настоящее время разработана детальная и убедительная теория строения и эволюции звезд, предсказавшая ряд фундаментальных закономерностей, присущих звездной материи (например, существование нейтронных звезд).


 

 

2.Звезда – плазменный шар.

 

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

Вещество звезд представляет собой плазму, т.е. находится в ином состоянии, чем вещество в привычных для нас земных условиях. Плазма - это четвертое (наряду с твердым, жидким, газообразным) состояние вещества, представляющее собой ионизированный газ, в котором положительные (ионы) и отрицательные заряды (электроны) в среднем нейтрализуют друг друга. В земных условиях плазма встречается очень редко - в электрических разрядах в газах, молнии, в процессах горения и взрыва и др. Около Земли плазма существует в виде солнечного ветра, радиационных поясов, ионосферы и др. Зато во Вселенной в состоянии плазмы находится подавляющая часть вещества. Кроме звезд, это - межзвездная среда, галактические туманности и др. Итак, строго говоря, звезда - это не просто газовый шар, а плазменный шар.

Звезда - динамическая, направленным образом изменяющаяся плазменная система. В ходе жизни звезды ее химический состав и распределение химических элементов значительно изменяются. На поздних стадиях развития звездное вещество переходит в состояние вырожденного газа (в котором квантово-механическое влияние частиц друг на друга существенным образом сказывается на его физических свойствах - давлении, теплоемкости и др.), а иногда и нейтронного вещества (пульсары - нейтронные звезды, барстеры - источники рентгеновского излучения и др.)

Высокая светимость звезд, поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них огромных количеств энергии. Современная физика указывает на два возможных источника энергии - гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии, и термоядерные реакции, в результате которых из ядер легких элементов синтезируются ядра более тяжелых элементов, и выделяется большое количество энергии.

Как показывают расчеты, энергии гравитационного сжатия было бы достаточно для поддержания светимости Солнца в течение всего лишь 30 млн лет. Но из геологических и других данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет. Гравитационное сжатие может служить источником энергии лишь для очень молодых звезд. С другой стороны, термоядерные реакции протекают с достаточной скоростью лишь при температурах, в тысячи раз превышающих температуру поверхности звезд. Так, для Солнца температура, при которой термоядерные реакции могут выделять необходимое количество энергии, составляет, по различным расчетам, от 12 до 15 млн К. Такая колоссальная температура достигается в результате гравитационного сжатия, которое и «зажигает» термоядерную реакцию. Таким образом, в настоящее время наше Солнце является медленно горящей водородной бомбой.


 

 

  1. Рождение звёзд.

 

Потребовалось, однако, тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния. Ньютон был первым, кто правильно оце­нил расстояния до звезд. Два столетия после великого английского ученого  почти всеми молчаливо принималось, что чудовищно больших размеров про­странство, в котором находятся звезды, есть абсолютная пустота. Лишь от­дельные астрономы время от времени поднимали вопрос о возможном по­глощении света в межзвездной среде. Только в самом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительно доказал, что пространство между звездами представляет собой

отнюдь не мифическую пустоту. Оно заполнено газом, правда, с очень малой, но вполне определенной плотностью. Это вы­дающиеся открытие, так же как и многие другие, было сделано с помощью спектрального анализа.

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как "примеси".

Около 1930 года с несомненностью было доказано, что межзвездное пространство действительно не совсем прозрачно. Поглощающая свет субстан­ция сосредоточена в довольно тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие и фиолетовые лучи, между тем как по­глощение в красных лучах сравнительно невелико.

Сейчас уже доказано, что поглощение света обусловлено межзвездной пылью, то есть твердыми микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки имеют сложный химический состав. Ус­тановлено, что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то сте­пени "ориентируются", то есть направления их вытянутости имеют тенден­цию "выстраиваться" в данном облаке более или менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частично поляризованным.

Характерной особенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых, зоны, кинетическая температура которых различается на два порядка. Име­ются сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа, превы­шающей несколько тысяч на кубический сантиметр, и весьма разряженная среда между облаками, где концентрация не превышает 0,1 частицы на куби­ческий сантиметр. Имеются, наконец, огромные области, где распространя­ются ударные волны от взрывов звезд.

Наряду с отдельными облаками как ионизированного, так и неионизированного газа в Галактике наблюдаются значительно большие по своим раз­мерам, массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества, полу­чившие название "газово-пылевых комплексов". В таких газово-пылевых комплексах происходит важнейший процесс конденсации звезд из диффуз­ной межзвездной среды.

Откуда же берутся в нашей Галактике молодые и "сверхмолодые" звезды? С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было только одно строгое теоретическое основание такого убеждения - гравитационная неустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что в такой среде неизбежны малые возмущения плотно­сти, то есть отклонения от строгой однородности, в дальнейшем, однако, если массы этих конденсаций превосходят некоторый предел, под влиянием силы всемирного тяготения малые возмущения будут нарастать и первона­чально однородная среда разобьется на несколько конденсаций. Под дейст­вием силы гравитации эти конденсации будут продолжать сжиматься и, как можно по­лагать, в конце концов, превратятся в звезды.

Характерное время сжатия облака до размеров  протозвезды можно оценить по простой формуле механики, описывающей свободное падение тела под влиянием некоторого ускорения. Так, к примеру, облако с массой, рав­ной солнечной, сожмется за миллион лет.

В процессе только что описанной первой стадии конденсации газово-пылевого облака в звезду, которая называется "стадией свободного падения", освобождается определенное количество гравитационной энергии. Половина освободившейся при сжатии облака энергии должна покинуть облако в виде инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества.

Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своего инфракрасного излучения, светимость его резко упадет. Оно будет продолжать сжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздо медленнее. Температура его внутренних областей, после того как процесс диссоциа­ции молекулярного водорода закончится, будет непременно повышаться, так как половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти на нагрев облака. Впрочем, такой объект назвать облаком уже нельзя. Это уже самая настоящая протозвезда.

С образованием протозвезды рост массы ее ядра не прекращается. Масса ядра продолжает увеличиватьсяз а счет выпадения газа на ядро из оболочки (аккреция). Силы гравитации растут и разогревают ядро, которое претерпевает качественные изменения, в том числе возрастают его светимость и давление излучения. Затем рост ядра и конденсация газа из оболочки прекращаются. Оболочка постепенно «сдувается» излучением и рассеивается. А ядро со стороны приобретает вид звездного объекта. Этот процесс гравитационного сжатия длится относительно недолго (от сотен тысяч до нескольких десятков млн лет) и заканчивается тогда, когда температура в центре достигает тех значений (10-15 млн градусов), при которых включается другой источник энергии - термоядерные реакции. Сжатие при этом прекращается и процесс звездообразования завершается: протозвезда окончательно превращается в звезду.

 

4.Типы звёзд

За исключениемЛуны и планетлюбой кажущийся неподвижным объект на небе является звездой, и типы этих звезд варьируются от карликов до сверхгигантов.

4.1.Звёзды-карлики.

Белые карлики – это звезды белого цвета, весьма малых размеров. Они обладают крайне низкой светимостью, близкой к светимости красных карликов, и чрезвычайно высокой плотностью. К числу белых карликов относится спутник Сириуса, плотность которого близка к 40 000 г\см3; масса его составляет о,97 массы  Солнца, тогда как диаметр равен всего лишь 0,03 диаметра Солнца. Чрезвычайно высокая плотность белого карлика обусловлена тем, что подавляющее большинство их атомов полностью ионизовано. Эти атомы состоят из атомных ядер с немногочисленными ближайшими к ним электронами и поэтому занимают гораздо меньший объем.

Красные карлики – это наиболее распространенный тип звезд. Будучи меньше по размеру, чем солнце, они экономно расходуют свои запасы топлива, чтобы продлить время своего существования на десятки миллионов лет. Если можно было бы увидеть все красные карлики, небо оказалось бы буквально усеяно ими, а на диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство звезд оказалось бы сконцентрировано в правом нижнем углу. Однако красные карлики настолько тусклы, что мы в состоянии наблюдать лишь наименее удаленные от нас.

4.2.Звёзды-гиганты.

     После звезд основного состояния наиболее распространенными являются красные гиганты. У них такая же температура поверхности, как у красных карликов, но они намного больше и  ярче. Поэтому их помещают над звездами основного состояния на диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Масса этих монстров обычно примерно равна солнечной, однако, если бы одно из них заняло место нашего  светила, его оболочка захватила бы внутренние планеты Солнечной системы.

4.3.Звёзды-сверхгиганты.

    Сверхгиганты – наибольшие по размерам звезды, радиус которых в 30 – 2500 раз превышает радиус Солнца.

4.4.Переменные звёзды.

Переменные звезды – звезды, видимый блеск которых, в отличие от блеска большинства звезд, подвержен колебаниям. Переменные звезды встречаются в самых разнообразных частях бесконечной Вселенной, причем их характерные особенности обычно связаны со средой, в которой они находятся. Относительная легкость и простота методов обнаружения и исследования переменных звезд, наряду с наличием важных закономерностей, связывающих между собой их основные характеристики, делают изучение этих объектов весьма важными при решении вопросов строения и развития звезд и звездных систем.

                   Переменные звезды разделяются на два основных класса: затменные и физические.

  • Затменные переменные звезды

              Звезды этого класса являются тесными двойными системами. Изменение блеска затменных переменных представляют собой регулярно повторяющиеся его ослабления, вызванные затмением одной из звезд, входящих в систему, непрозрачным телом ее спутника. Анализ изменения блеска затменной переменной звезды позволяет определить элементы орбиты двойной системы, относительные радиусы, светимость, массы, температуры внешних слоев компонентов двойной звезды и закон распределения яркости по их дискам. Затменные переменные звезды – одни из основных источников наших знаний о  физических свойствах  звезд вообще. Затменные переменные звезды делятся на три основных типа:

              -Звезды типа Алголя, они обычно имеют практически                                                     постоянный блеск;

              -Звезды типа β Лиры и

              -Звезды типа WБольшой Медведицы, блеск таких звезд изменяется непрерывно. Это вызвано тем, что формы этих звезд отличаются от шаровых.вследствие взаимной близости звезд, входящих в двойную систему, возникают значительные приливные силы, которые обуславливают вытянутость каждой из них по направлению к другой.

              Общее число известных в настоящее время затменных переменных звезд превосходит две тысячи.

  • Физические переменные звезды

              Изменение блеска физических переменных звезд происходит в результате изменений физических условий, существующих в их недрах и внешних слоях. Физические переменные звезды разделяются на несколько основных групп: пульсирующие звезды, взрывные звезды и прочие переменные.

              Пульсирующие переменные звезды в свою очередь делятся на следующие основные типы:

 

  • Долгопериодические переменные звезды.

 Это пульсирующие с периодом в сотни дней красные гиганты, и их цикл гораздо менее регулярен, чем у других переменных. Их яркость меняется на 6 или 8 звездных величин – в несколько сотен раз – хотя размер звезд изменяется менее чем на 50%.

  • Цефеиды.

Переменные цефеиды получили такое имя в честь Дельта Цефея, первой открытой  звезды такого типа. Изменение яркости цефеиды связано с процессами, происходящими внутри звезды, которые заставляют ее расширяться и сжиматься. Увеличиваясь в размере в течение суток или дольше, цефеида тускнеет, а при сжатии становится ярче. Это происходит с удивительной периодичностью. Основная заслуга цефеид в том, что они позволили нам определить размеры нашей галактики».

  • Короткопериодические цефеиды.

      К этому типу относятся звезды типа RRЛиры, которые имеют периоды от 79 минут до 1,2 суток. Иногда их называют анталголями, а также переменными типа скоплений, так как они нередко в большом количестве встречаются в шаровых звездных скоплениях.

  • Переменные звезды типа β Цефея.

Звезды этого типа имеют изменяющие лучевые скорости с периодами порядка нескольких часов с одновременным изменением в небольших пределах блеска.

                  У перечисленных типов (являющимися звездами-гигантами) изменение блеска происходит периодически; их кривые изменения блеска в основном сходны друг с другом.

  • Полуправильные переменные звезды.

Переменные звезды этого типа  вместо строгих периодических колебаний блеска обладают циклическими колебаниями, не имеющими точного периода. Предсказывать наступление максимумов или минимумов блеска таких звезд затруднительно.

      •   Переменные звезды прочих типов.

                   К этой группе переменных звезд, природа которых пока еще не вполне выяснена, относятся:

-Неправильные переменные звезды, меняющие свой блеск без какой-либо периодичности;

- Красные неправильные гиганты, в действительности являющиеся, повидимому, плохо изученными полуправильными.

-Переменные звезды типа RWВозничего, многие из этих звезд являются карликами, с неправильными, иногда быстрыми изменениями блеска, сменяемыми периодами его постоянства.

4.5.Новые и сверхновые звёзды.

  Новые это переменные звезды, светимость которых внезапно увеличивается в десятки и сотни тысяч раз и более, а затем медленно спадает. Период повышенной светимости продолжается от нескольких дней и даже часов до нескольких лет. Название  «новые звезды» сложилось в древности, когда звезды, которые становились видимыми на небе вследствие увеличения блеска, считались возникающими вновь. Исследования с помощью фотографии опровергли это мнение: к началу 20 века было доказано, что такие звезды существуют и до вспышки, но имеют значительно более слабый блеск; примерно к этому же блеску они возвращаются после вспышки. По статистическим расчетам во всей Галактике ежегодно вспыхивает свыше 100 новых звезд. В максимуме блеска новая звезда, имеющая до вспышки диаметр, сравнимый с диаметром Солнца, становится в ряд наиболее ярких и крупных звезд.

«Сверхновые звезды – это переменные звезды, светимость которых внезапно увеличивается в сотни миллионов раз, а затем медленно спадает. Во время вспышек сверхновая звезда значительно ярче новых звезд, которых они напоминают по характеру изменения блеска.

4.6.Нейтронные звёзды и чёрные дыры.

Рождение нейтронных звезд сопровождается грандиозным небесным явлением – вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет, легко вычислить, что за время существования нашей Галактики (10-15 млрд. лет) в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звезд.

Молодые нейтронные звёзды быстро вращаются (периоды вращения изме­ряются миллисекундами) и обладают сильным магнитным полем. Вращение вместе с магнитным полем создают мощные электрические поля, которые вырывают заряженные частицы из твёрдой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий. Эти частицы излучают радиоволны.

С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электрический потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При некотором его значении заряженные частицы перестают рождаться и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому действующих пульсаров в Галактике должно быть несколько сот тысяч. В настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров.

Как и для белых карликов, для нейтронных звезд существует предельно возможная масса (она носит название предела Оппенгеймера – Волкова).  Строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оппенгеймера – Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца.

Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует. Так образуется чёрная дыра.

Термин «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку американским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды. На достаточно больших расстояниях чёрная дыра проявляет себя как обычное гравитирующее тело той же массы. Поверхности в традиционном понимании у чёрных дыр быть не может. Удивительно, но самые «экзотические»  с точки зрения образования и физических проявлений космические объекты – чёрные дыры – устроены гораздо проще, чем обычные звезды или планеты. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества – они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Кроме массы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом количества движения и электрическим зарядом.

Но если чёрные дыры не светят, то, как же можно судить о реальности этих объектов во Вселенной? Единственный путь -  наблюдать воздействие их гравитационного поля на другие тела.

 Имеются косвенные доказательства существования чёрных дыр более чем в 10 тесных двойных рентгеновских звёздах. В пользу этого говорят, во-первых, отсутствие известных проявлений твёрдой поверхности, характерных для рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера (например, периодических импульсов в излучении), и, во-вторых, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше трёх масс Солнца).

Чёрная дыра

Считается излучателем энергии из окружающего аккреционного диска

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Рис.1 Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

5.Закономерности в мире звёзд.

         Жизненный путь звезд,  представляет собой законченный цикл – рождение, рост, период относительно спокойной актив­ности, агония, смерть, напоминающий жизненный путь отдельного организма. В некоторых случаях можно говорить об оставленном звездами «потомстве», о по­следовательных поколениях звезд. Путь этот не гладок. Он естественным образом разбивается на стадии и подстадии, часто не менее резко разграниченные, чем этапы, переживаемые животным или человеком в течение жизни.

Герцшпрунг и Генри Ресселл составили диаграмму зависимости светимостей звёзд от их спектральных классов (диаграмма носит имена обоих учёных): у оси абсцисс откладываются спектральные классы звёзд (иногда соответствующие показатели цвета или температуры), по оси ординат – светимости звёзд L(или звездные величины M). Оказалось, что на диаграмме звёзды располагаются не беспорядочно, а образуют несколько последовательностей(см.рис.1).

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. Равновесие будет достигнуто за счет формирования протяженной зоны конвекции, и звезда перейдет в группу красных гигантов. Что будет дальше? Огромная атмосфера красного гиганта может не обеспечить перенос энергии от внутренних слоев, тогда внутри звезды процессы пойдут адиабатически.

                   Вблизи ядра температура может повыситься и достичь необходимого значения для протекания термоядерных реакций, возможно, и с большим выходом энергии, чем у протон-протонных. Тогда холодная огромная атмосфера будет отброшена растущим давлением и превратится в расширяющуюся газовую туманность, которая может рассеяться в пространстве за сотни тысяч лет.

                   Соединения ядер гелия возможны, но они дают меньше энергии (до 9 %), чем при соединении 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.

                   По теории возможен переход в кратковременную стадию — на несколько миллионов лет — пульсаций (стадия цефеиды), после чего звезда станет белым карликом. Предполагают, что наше Солнце через миллиарды лет тоже начнет расширяться, достигнет стадии красного гиганта. Красные гиганты типа Бетельгейзе и Антареса развились из звезд Главной последовательности и были массивнее Солнца. Возможно, большие звезды станут инфракрасными гигантами. Таков эволюционный путь звезды с массой, близкой к солнечной.

Физически переменные звезды на диаграмме «спектр — светимость» занимают широкую полосу в направлении от Главной последовательности в область гигантов и сверхгигантов. При переходе слева направо период пульсаций звезды, обратно пропорционален корню квадратному из средней плотности звезды. А ведь чем дальше вправо к области сверхгигантов смещена звезда, тем больше ее радиус и меньше ее плотность! Итак, период пульсаций связан со всей структурой звезды. Вероятно, источником пульсаций в этих звездах служит энергия, высвобождающаяся в звездных недрах, которая способна преобразоваться вмеханическую за счет особенностей ее строения.

Конечные судьбы звезд определяются их массами. Гипотезу о том, что возможно существование звезд огромной плотности, состоящих только из нейтронов, высказал Ландау еще в 1932 г. сразу же после открытия нейтрона. Через два года эту идею развили Вальтер Бааде и  Ф.Цвикки. Они показали, что такие звезды могут образовываться при взрывах сверхновых как конечная стадия эволюции массивных звезд. Если в ядре звезды образовались атомы железа, то оно будет продолжать сжиматься и разогреваться под действием сил гравитации, В таких условиях железо начнет распадаться на протоны и нейтроны, затем протоны при взаимодействии с электронами превратятся в нейтроны. Так получится компактная звезда, состоящая из нейтронов. Снаружи нейтронное ядро будет обрамлять железная кора, имеющая температуру до 1 млн. К. Размеры звезды примерно 12-15 км при средней плотности 1018 кг/м3. При такой огромной плотности нейтронная жидкость является вырожденной и подчиняется принципу запрета Паули, препятствующему дальнейшему сжатию. В центре нейтронной жидкости возможна примесь кваркового вещества.

         Если же при вспышке сверхновой давление вырожденных нейтронов не сможет предотвратить дальнейшее сжатие ядра, начнется гравитационный коллапс. Когда скорость убегания  станет равной скорости света, такой коллапс неотвратим, и звезда превратится в черную дыру.

lg(L\L0) – спектральный состав излучения, lgTEfинтенсивность свечения. Жирная линия – главная последовательность, пунктирная линия – путь звезды, стрелками указаны кризисные точки.

 

 

 

 

 

Заключение

За период немногим более двух столетий представление о звёздах изменилось кардинально. Из непостижимо далёких и равнодушных светящих то­чек на небе они превратились в предмет всестороннего физического исследо­вания.

Астрономы не в состоянии проследит жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Учёные могут наблюдать много звёзд, находящихся на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие.Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы получили возможность исследовать не только видимое, но и не видимое глазу излучение звёзд.  По многочисленным звездным портретам они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию.

Сейчас уже многое известно об их строении и эволюции, хотя не­мало остаётся и непонятного. Ещё впереди то время, когда исполнится мечта создателя современной науки о звёздах Артура Эддингтона и люди, наконец, смогут понять такую великую вещь, как звезда.

 

Приложение.

 

 

Сверхновая 1987А 

Сфотографированная в разгар своего взрыва в начале 1987г. Черные точки – это изображения, полученные до взрыва. Они показывают вспышку в центре ранее зарегистрированного голубого сверхгиганта двенадцатой величины. Фотографии сверхновых звезд до взрыва чрезвычайно редки.

 

 

Сверхновая  1987А 

 

Снимок 1987г

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Бетельгейзе

Этоединственная звезда, не считая нашего Солнца, фотографию поверхности которой удалось получить при помощи заимствованной у радиоастрономов технологии».

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Пульсар в Крабовидной туманности в созвездии Тельца заснят здесь во время пульсации с частотой 30 раз в секунду.

 

«Красный гигант отдает собственную массу своему компаньону белому карлику. Набор массы может вызвать периодические взрывы белого карлика».  (1)

 

 

 

 

 

 

 

              Список использованной литературы:

  1. Бакулин П. И.Курс общей астрономии. – М., 2000
  2. Ефремов Ю. Н. В глубины Вселенной. – М., 1998
  3. Учебник физики 11 класс под ред.К.Ю.Богданова. ˗ М.,2010
  4. Чернин А. В. Космология: Большой взрыв. – СПб.: Питер, 2002
  5. Шкловский И.С. Вселенная, жизнь, разум. – М., 1976.
  6. Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. – М., 1997
  7. Шварцшильд М. Строение и эволюция звезд. – М., 2004

  


»  Tags for document: