СОДЕРЖАНИЕ 

ВВЕДЕНИЕ   2

ГЛАВА 1.

Эволюция  и рождение звёзд.  3

ГЛАВА 2.

Параметры звёзд.  6

ГЛАВА 3.

Классификация звёзд.  8

ЗАКЛЮЧЕНИЕ   12

СПИСОК  ЛИТЕРАТУРЫ  13 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

     ВВЕДЕНИЕ

     Звезды  являются самым распространенным типом  небесных  тел во Вселенной. Звезд до 6-й звездной величины насчитывается около 6000, до 11-й звездной величины примерно миллион, а до  21-й звездной величины их на всем небе около 2 млрд.       

     Все они, как и Солнце, являются горячими самосветящимися  газовыми шарами, в недрах которых выделяется огромная энергия. Однако звезды даже в самые сильные телескопы видны как светящиеся точки, так как они находятся очень далеко от нас.

     Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они  рождаются, эволюционируют, и 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 небе.   
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

     ГЛАВА 1.

     Эволюция  и рождение звёзд.

     Сейчас  твердо 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).

     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. Расчеты показывают, что необходимые условия могут  создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузной материи становится достаточно большой.

     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.

     Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. 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). Полный поток энергии, излучаемой протозвездой, определяется 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.

     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 протонные реакции или углеродно-азотный цикл. 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 звезд сравнительно невелико. Оно зависит от массы  протозвезды. Чем больше масса, тем  быстрее протекает процесс гравитационной конденсации.

     Находясь  на главной последовательности, звезды длительное время излучают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких-либо внешних изменений: радиус, светимость и масса остаются почти постоянными. Положение звезды на главной последовательности определяется ее массой. Ниже главной последовательности на диаграмме спектр - светимость проходит последовательность ярких субкарликов. Они отличаются от звезд главной последовательности химическим составом: содержание тяжелых элементов в субкарликах в несколько десятков раз меньше. Причина этого отличия, связанна с тем, что субкарлики являются звездами сферической составляющей.

     В результате термоядерных реакций, протекающих  в недрах звезды, происходит постепенная  переработка водорода в гелий, или, как говорят, "выгорание" водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций от температуры.

     Когда весь водород в ядре звезды превратится  в гелий, вторая стадия эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра. Расчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции.

     У шаровых и старых рассеянных скоплений  хорошо представлена ветвь красных  гигантов. Это означает, что большинство  наблюдаемых звезд этих скоплений  находится в третьей стадии эволюции.

     Ветвь красных гигантов для звезд рассеянных скоплений идет ниже, чем для звезд шаровых скоплений, а главная последовательность, наоборот, выше. Теоретически это можно объяснить более низким содержанием тяжелых элементов в звездах шаровых скоплений.

     Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в плотном ядре  звезды в течение некоторого времени может идти реакция превращения гелия в углерод. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции на его границе исчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного гиганта) приходит к концу. Протяженная оболочка гиганта при этом расширяется, ее наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и начинают отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. Белые карлики и являются четвертым и последним этапом эволюции звезд, следующим за стадией красного гиганта. В белых карлика ядерные реакции не идут. Белые карлики светят за счет запаса тепловой энергии, накопленной в прошлом, и постепенно остывают, превращаясь в ненаблюдаемых "черных" карликов. Белые карлики - это остывающие, умирающие звезды.

     Итак, есть возможность проследить в общих чертах эволюцию звезд, от плотного облака газа и пыли к сжимающейся протозвезде, затем через обычную звезду главной последовательности к красному гиганту и, наконец, - к белому карлику.  

     ГЛАВА 2.

     Параметры звёзд.

     Основные  параметры звёзд – масса, радиус, светимость, температура, спектральный класс, звёздная величина. Точные числовые значения некоторых параметров звёзд из-за их значительной удалённости определить крайне сложно, а порой даже невозможно, поэтому при их описании часто пользуются относительными значениями.

     Масса – это основной параметр, который определяет всю эволюцию звезды, процессы, происходящие внутри неё, продолжительность жизни, а также другие параметры на всех этапах ее существования. Массы звёзд составляют приблизительно от 1/20 до 100 масс Солнца. Нижний предел – это фактически то минимальное значение массы, при котором благодаря гравитационной энергии ядро будущей звезды способно нагреться до той температуры, при которой возможно поддержание термоядерной реакции.

     Радиусы звёзд варьируются в более широких пределах, нежели массы. Звёзды-карлики могут иметь радиусы в 10 раз меньше солнечного, в то время как звёзды-гиганты в 1000 раз больше. В зависимости от стадии эволюции размеры звезды могут существенно различаться.

     Светимость определяется, если известны видимая величина и расстояние до звезды. Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца. Т. е., светимостью звезды L называется мощность излучения световой энергии по сравнению с мощностью излучения света Солнцем. По своей светимости звезды различаются в очень широких пределах. Есть звезды (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Огромное большинство звезд составляют «карлики», светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая абсолютная величина звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее.

     Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет.

     Каждому значению показателя цвета соответствует  определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, СН, Н₂О и др.). По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, появляются линии ионизованных атомов. Спектральные классы звезд зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М.

     Важной  характеристикой звезды, как объекта на небе, является звёздная величина. Это мера яркости звезды, наблюдаемой с Земли. Невооруженным глазом при благоприятных условиях можно рассмотреть звёзды до 6-й величины, а самые яркие звёзды на небе имеют звездную величину равную 0 и –1. К примеру, звёзды ковша Большой Медведицы – это звёзды в среднем 2-й звёздной величины.

     По  химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы. Остальные элементы присутствуют в виде сравнительно незначительных «загрязнений», но их роль очень велика. Прежде всего, они в значительной степени определяют характер эволюции звезд, так как непрозрачность звездных недр для излучения существенно зависит от содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, как, оказывается, тоже зависит от ее непрозрачности.

     Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезда удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. 

     ГЛАВА 3.

     Классификация звёзд.

     Во  Вселенной существуем множество  различных звезд. Большие и маленькие, горячие и холодные, заряженные и не заряженными.

     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.