Реферат: Рождение и эволюция звезд

Рождение и эволюция звезд

План

Введение

1. Механизм образования и эволюции звезд

2. Происхождение звезд

3. Эволюция звезд

Заключение

Список использованной литературы

Введение

Звезда - небесное тело, по своей природе сходное с Солнцем, вследствие огромной отдалённости видимое с Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звёзды представляют собой массивные самосветящиеся газовые (плазменные) шары, образующиеся из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия.

Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами К, а на их поверхности - тысячами К. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий или гелия в углерод, происходящих при высоких температурах во внутренних областях, у отдельных, редко встречающихся звезд, в ходе других процессов. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе [5].

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается.

В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга - Расселла (диаграмма показывает местоположение звёзд в зависимости от их светимости и спектрального класса. Звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки), пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.

В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растет, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается - звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности.

Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Эволюцией звезд называется изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. «Рождение» звезды - это образование гидростатически равновесного объекта, излучение которого поддерживается за счет собственных источников энергии.

Все эти факторы и обусловили актуальность и значимость нашей работы.

Целью нашего исследования является изучить рождение и эволюцию звезд.

В процессе написания работы перед нами ставились следующие задачи:

1. рассмотреть механизм образования и эволюции звезд;

2. изучить происхождение звезд;

3. проанализировать эволюцию звезд.

Методы исследования:

1) изучение, обработка и анализ научных источников по проблеме исследования;

2) анализ научной литературы, учебников и пособий по концепции современного естествознания, астрономии, физике, астрофизике.

Теоретическая база исследования. В работе использованы труды известных зарубежных и отечественных ученых, занимающихся проблемами звездной системы, такие как Гинзбург В.Л, Мэрион Дж. Б., Ровкин В.И., Ровинский Р.Е., Силк Дж., Эткин П., Шкловский И.С., Непомилуев В.Ф. и др.

1. Механизм образования и эволюции звезд

Согласно современным представлениям, звезды возникают в результате гравитационного сжатия плотных газопылевых облаков с последующим разогревом и зажиганием в них термоядерных реакций. Однако детали этих процессов, а также то, какие условия приводят к рождению того или иного конкретного типа звезд, пока окончательно не выяснены. Наблюдаются как очень старые звезды с возрастом более 12.109 лет, так и очень молодые, кроме того, процесс звездообразования продолжается и в наше время и, в принципе, можно наблюдать протозвезды на очень ранних стадиях их эволюции в состоянии сжимающегося холодного облака.

Подобные наблюдения обычно затруднены тем обстоятельством, что входящая в состав протозвезд пыль экранирует свет и не позволяет изучить внутренние области протозвезды.

Рассмотрим теперь механизм зарождения и развития звезд, а также в связи с этим классификацию звезд и методы их наблюдения. Согласно гамовской модели БВ все элементы Вселенной образовались в результате термоядерных реакций [9].

При конденсации звезды из облака межзвездных газа и пыли высвобождается гравитационная потенциальная энергия. Часть этой энергии расходуется на излучение, а остальная часть преобразуется в кинетическую энергию конденсирующих атомов, и, таким образом, повышается температура звезды.

При температурах Т ~ 107 К и плотности ~ 100 г/см3 начинаются термоядерные реакции, которые могут идти в зависимости от первоначального состава межзвездной пыли и, следовательно, звезд по двум схемам или цепочкам. Большинство звезд состоит в основном из водорода (60-90% по массе), гелия (10-40%) и тяжелых элементов (0,1-3%). Звезды, в состав которых входят кроме водорода и гелия тяжелые элементы, выброшенные при вспышках так называемых новых или взрывах сверхновых звезд, называются звездами населения I.

Новыми звезды называются потому, что в древности предполагалось, что это действительно новые звезды и до взрыва их нельзя было видеть. На самом деле в некоторых звездах возникают неустойчивости, происходит извержение вещества в пространство и светимость ее резко увеличивается.

Частота извержений изменяется от нескольких месяцев до лет. У остальных звезд извержения бывают примерно раз в 1000 лет. Сверхновые звезды фактически связаны со взрывом массивной звезды, что бывает один раз в несколько столетий. За 10 последних веков обнаружено 7 сверхновых звезд. Интенсивность излучения сверхновых звезд в 104 раз больше, чем у новых.

Наше Солнце с 74% Н, 24% Не и 2% тяжелых элементов есть обычная звезда населения I. Звезды населения II образовались из первичного водорода и гелия и в основном содержат гораздо меньше остаточного материала других звезд. Они содержат много водорода, мало гелия и очень мало тяжелых элементов.

В первой термоядерной реакции, происходящей при конденсации из межзвездной пыли, участвует лишь водород. При достижении указанных температур и плотностей газа происходит реакция слияния (присоединения) двух протонов в результате слабых взаимодействий:

Рассмотрим теперь процесс эволюции звезд [11]. Итак, звезды конденсируются из межзвездной пыли, возникают термоядерные реакции, звезды разогреваются, сжигают свое ядерное горючее и гибнут, взрываясь в виде сверхновых, или просто угасают, превращаясь в куски ядерного пепла. О взаимоотношениях гравитационного и радиационного давлений мы уже говорили. Если эти давления уравновешиваются, то звезда стабилизируется и приобретает характерные для нее размеры и светимость.

Астрономы установили, что для того, чтобы проследить за эволюцией звезд, достаточно знать две величины, которые сравнительно легко измерить: собственную светимость и цвет, характеризующий температуру поверхности. Поэтому можно построить в этих координатах зависимость светимости от цвета, и поскольку каждая звезда в любой период жизни имеет определенную светимость и определенный цвет, то она будет точкой на этой диаграмме. Так как звезды разные по времени своего развития, то можно сказать, что в течение жизни звезды точка, ее представляющая, движется по этой диаграмме, описывая некую кривую. Таким образом, можно проследить процесс жизни и угасания звезды.

Если же говорить о конкретной динамике поведения звезды, то она зависит только от двух факторов: массы вещества, из которого она конденсировалась, и состава этого вещества. В начальный период жизни звезды играет роль только ее масса. Если сравнивать динамику звезд, химический состав которых подобен составу Солнца, т.е. звезд населения I, то окажется, что на протяжении большей части своей истории эти звезды занимают положения вблизи так называемой главной последовательности [25].

2. Происхождение звезд

Сейчас установлено, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст, от величины порядка 1010 лет (шаровые звездные скопления) до 106 лет для самых молодых (рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации) [22].

Многие исследователи предполагают, что звезды образуются из диффузной межзвездной среды. В пользу этого говорит положение молодых звезд в пространстве - они сконцентрированы в спиральных ветвях галактик, там же, где и межзвездная газопылевая материя. Диффузная среда удерживается в спиральных ветвях галактическим магнитным полем. Звезды этим слабым полем удерживаться не могут. Поэтому более старые звезды меньше связаны со спиралями. Молодые звезды образуют часто комплексы, такие, как комплекс Ориона, в который входит несколько тысяч молодых звезд. В комплексах наряду со звездами содержится большое количество газа и пыли. Газ в этих комплексах быстро расширяется, а это значит, что раньше он представлял собой более плотную массу.

Сам процесс формирования звезд из диффузной среды остается пока не вполне ясным. Если в некотором объеме, заполненном газом и пылью, масса диффузной материи по каким-то причинам превзойдет определенную критическую величину, то материя в этом объеме начнет сжиматься под действием сил тяготения. Это явление называется гравитационной конденсацией. Величина критической массы зависит от плотности, температуры и среднего молекулярного веса [1].

Расчеты показывают, что необходимые условия могут создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузной материи становится достаточно большой. Такие условия могут возникать в результате случайных флуктуаций, однако не исключено, что увеличение плотности может происходить и в результате некоторых регулярных процессов. Наиболее плотными областями диффузной материи являются, по-видимому, глобулы и "слоновые хоботы" - темные компактные, непрозрачные образования, наблюдаемые на фоне светлых туманностей. Глобулы имеют вид круглых пятнышек, "слоновые хоботы" - узких полосок, которые вклиниваются в светлую материю. Глобулы и "слоновые хоботы" являются наиболее вероятными предками звезд, хотя прямыми доказательствами этого мы не располагаем.

В качестве косвенного подтверждения могут рассматриваться кометообразные туманности. Эти туманности выглядят подобно конусу кометного хвоста. В голове такой туманности обычно находится звезда типа Т Тельца - молодая сжимающаяся звезда. Возникает мысль, что звезда образовалась внутри туманности. В то же время сама туманность напоминает по форме и расположению "слоновые хоботы" [1].

Очень многое в процессе звездообразования остается не ясным. Не все исследователи соглашаются, например, с тем, что звезды образуются из диффузной межзвездной материи. Советский астроном акад. В.А. Амбарцумян считает, что звезды образуются в результате расширения плотных тел неизвестной природы, которые непосредственно не наблюдаются.

Итак, пусть по каким-то причинам облако межзвездной материи достигло критической массы и начался процесс гравитационной конденсации. Пылевые частицы и газовые молекулы падают к центру облака, потенциальная энергия гравитации переходит в кинетическую, а кинетическая энергия в результате столкновений - в тепло. Облако нагревается и вследствие увеличения температуры возрастает его излучение. Оно превращается в протозвезду (звезда в начальной стадии развития). Судя по тому, что молодые звезды наблюдаются группами, можно думать, что в начале процесса гравитационной конденсации облако межзвездной материи разбивается на несколько частей и одновременно образуется несколько протозвезд.

Полный поток энергии, излучаемой протозвездой, определяется, как можно показать, обычным законом масса - светимость, но размеры протозвезды значительно больше.

Поэтому температура ее поверхности много меньше, чем у обычной звезды такой же массы, и на диаграмме спектр - светимость протозвезды должны располагаться справа от главной последовательности. По мере сжатия протозвезды температура ее увеличивается, и она перемещается по диаграмме Герцшпрунга - Рессела сначала вниз, потом влево, почти параллельно оси абсцисс. Когда температура в недрах звезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции [5].

Сначала "выгорает" дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда температура повышается еще больше, начинают действовать протон-протонные реакции (для звезд с массой, меньшей 1,5 MЅ) или углеродно-азотный цикл (для звезд с большей массой). Эти реакции могут поддерживаться длительное время, сжатие прекращается и протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности. Давление внутри звезды уравновешивает притяжение, и она оказывается в устойчивом состоянии.

Время гравитационного сжатия сравнительно невелико. Оно зависит от массы протозвезды. Чем больше масса, тем быстрее протекает процесс гравитационной конденсации. Протозвезды, имеющие такую же массу, как Солнце, сжимаются за 108 лет [13]. Так как сжатие происходит быстро, наблюдать звезды в этой первой наиболее ранней стадии эволюции трудно.