Эволюция звезд

      МИНИСТЕРСТВО  ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РФ

      НОУ ВПО САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКОГО ИНСТИТУТА

      ВНЕШНЕЭКОНОМИЧЕСКИХ СВЯЗЕЙ, ЭКОНОМИКИ И ПРАВА 
 

      Гуманитарный  факультет 

      Кафедра гуманитарных дисциплин и связей с общественностью 
 
 
 
 
 
 
 

      РЕФЕРАТ 

      Дисциплина: Концепции современного естествознания

      Тема: Эволюция звезд

      По  специальности 030602 Связи с общественностью 
 
 
 
 
 

      Выполнил:

      Студентка 2 курса

      Кузнечикова Олеся

      Проверил:

      Водолеев  Анатолий Сергеевич 
 
 
 
 
 

      Новокузнецк

      2009 

      СОДЕРЖАНИЕ

1. Введение………………………………………………………………………1
2. Понятие звездной эволюции…………………………………………………3
3. Звездные модели……………………………………………………………...5
4. Эволюция звезд…………………………………………………………….....8
1. Процесс звездообразования……………………………………………..8
2. Звезда как динамическая саморегулирующаяся система……………..11
1. Нуклеосинтез: происхождение химических элементов………....13
3. Поздние стадии эволюции звезды: от красного гиганта до белого карлика и далее…………………………………………………………..15
5. Сверхновые и нейтронные звезды, черные дыры………………………....17
6. Заключение………………………………………………………..................20
7. Приложение………………………………………………………………….21
8. Список литературы………………………………………………………….25

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

1. Введение.

       97% вещества в нашей Галактике  сосредоточенно в звездах. У  многих, если не у большинства,  других Галактик «звездная субстанция»  составляет больше чем 99,9% их  массы. На современном этапе эволюции Вселенной вещество в ней находится преимущественно в звездном состоянии. Это означает, что большая часть вещества Вселенной «скрыта» в недрах звезд и имеет температуру порядка десяти миллионов градусов при очень высокой плотности и физических условиях, мало отличающихся от термодинамического равновесия. Основная эволюция вещества Вселенной происходила и происходит в недрах звезд. Наличие звезд подчеркивает необратимость процессов эволюции вещества во Вселенной. Ведь звезды в основном излучают за счет необратимого процесса превращения водорода в более тяжелые элементы, прежде всего в гелий. Постоянно накапливающиеся во Вселенной «инертные» (т.е. «мертвые») конечные продукты эволюции звезд – белые карлики, нейтронные звезды и, по-видимому, черные дыры также подчеркивают необратимый характер эволюции Вселенной.

       В мире звезд мы встречаем огромное разнообразие явлений, проявляющих  себя на всех диапазонах длин волн. Рентгеновские  звезды, космические мазеры, пульсары и вспыхивающие карликовые звезды, планетарные туманности с их удивительными  ядрами и цефеиды, наконец просто «обыкновенные», ничем, казалось бы, не примечательные звезды – это ли не чудо природы! Чтобы в какой-то степени понять, что собой представляет Вселенная, надо прежде всего знать, что такое звезды и как они эволюционируют. 

       Итак, цель нашей работы состоит в рассмотрении эволюции звезд: от «рождения» до «смерти».

       Для выполнения этой цели, следует выполнить  следующие задачи:

• Дать определение звезды и звездной эволюции;
• Разобрать звездные модели;
• Выделить основные фазы эволюции звезд и рассмотреть их все по отдельности;

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

2. Понятие звездной эволюции.

       Звезды  – грандиозные плазменные системы, в которых физические характеристики, внутреннее строение и химический состав изменяются со временем. Время звездной эволюции, разумеется, очень велико, и мы не можем непосредственно  проследить эволюции той или иной конкретной звезды. Это компенсируется тем, что каждая из множества звезд  на небе проходит некоторый этап эволюции. Суммируя наблюдения, можно восстановить общую направленность звездной эволюции (по диаграмме Герцшпрунга – Рессела она отображается главной последовательностью и отступлением от нее вверх и вниз). Современная теория строения и эволюции звезд объясняет общих ход развития звезд в хорошем согласии с данными наблюдениями.

       Основные  фазы в эволюции звезды – ее рождение (звездообразование); длительный период (обычно стабильного) существования  звезды как целостной системы, находящейся  в гидродинамическом и тепловом равновесии; и, наконец, период ее «смерти», т.е. необратимое нарушение равновесия, которое ведет к нарушению  звезды или ее катастрофическому  сжатию.

       Ход эволюции звезды зависит от ее массы  и исходного химического состава, который, в свою очередь, от времени  образования звезды и ее положения  в Галактике в момент образования. Чем больше масса звезды, тем быстрее  идет ее эволюция и тем короче ее «жизнь». Для звезд с массой, превышающей  солнечную массу в 15 раз, время  стабильного существования оказывается  всего около 10млн. лет. Это крайне незначительное время по космическим  меркам, ведь время, отведенное для  нашего Солнца, на 3 порядка выше – около 10 млрд. лет.

       Как по отношению к истории человечества, так и по отношению к истории  звезд можно говорить об их поколениях. Каждое поколение звезд имеет  особые закономерности формирования и  эволюции. Например, звезды первого  поколения образовались из вещества, состав которого сложился в начальный период существования Вселенной – почти 75% водорода и 25% гелия с ничтожной примесью дейтерия и лития. В ходе достаточно быстрой эволюции массивных звезд первого поколения образовались более тяжелые химические элементы (в основном вплоть до железа), которые впоследствии были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или их взрывов. Звезды последующих поколений уже формировались из вещества, содержащего 3 – 4% тяжелых элементов. Поэтому, говоря о звездной эволюции, надо различать по крайней мере три значения этого понятия: эволюция отдельной звезды, эволюция отдельных типов (поколений) звезд и эволюцию звездной материи как таковой.

       В дальнейшем мы будем рассматривать  закономерности эволюции отдельных  звезд. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

3. Звездные  модели.

       Чтобы рассмотреть эволюцию звезды, надо знать, как она устроена. Под «звездной моделью» понимается совокупность таблиц (или графиков), дающих «идеализированное» распределение плотности, температуры, давления, химического состава вещества звезды для разных глубин, выраженных в долях ее радиуса. Хорошо рассчитанная модель, правильно учитывающая основные физические законы, определяющие структуру звезды, может давать в основном верное представление о свойствах вещества звездных недр.

       Как же рассчитываются звездные модели? Прежде всего основой таких расчетов являются физические законы, определяющие равновесную конфигурацию звезды. Это во-первых, условия гидростатического равновесия, которое должно выполняться для каждого элемента объема внутри звезды (). Во-вторых, – так называемое «условие лучистого равновесия», описывающее перенос излучение из недр звезды к ее поверхности (, где означает изменение температуры при продвижении на один сантиметр от центра звезды). Далее необходимо учитывать, как меняется непрозрачность звездного вещества в зависимости от изменения температуры и плотности, а также зависимость давления от плотности и температуры. Необходимо учитывать и очень сильную зависимость скорости выделения ядерной энергии от температуры. Кроме того, считаются заданными такие основные параметры «моделируемых» звезд, как их масса, светимость и радиус.

       В чем же идея численного метода расчета? Представим себе, что звезда состоит  из очень большого числа концентрических  сферических слоев. В пределах каждого  слоя (если он только выбран достаточно тонким) значения указанных характеристик можно считать постоянными. Зададим значения давления и температуры в центре звезды. Условия гидростатического равновесия позволят тогда найти давление на поверхности первой (самой внутренней) сферы. Далее, путем расчетов определяем, пользуясь формулой Клапейрона, температуру в центре. Затем, зная зависимость скорости ядерного энерговыделения от температуры и используя уравнение для переноса лучистой энергии (, мы получим температуру на поверхности шаровой сферы, а затем, пользуясь формулой Клайперона, –плотность. Такая процедура позволяет по данным температуре, плотности и давлению в центре звезды получить те же основные характеристики на некотором относительно малом расстоянии от центра. После этого тем же методом процедура повторяется и получается значение характеристик звездного вещества, на поверхности второй сферы, радиус которой вдвое больше, чем у первой. Так, шаг за шагом, получается «разрез» всей звезды, т.е. значения основных характеристик ее вещества в зависимости от расстояния от центра. Для того чтобы расчет модели увенчался успехом, толщина воображаемых сфер, на которые разбивается звезда, должна быть достаточно малы. Практически количество таких сфер бывает порядка нескольких сотен, иногда даже нескольких тысяч.

       Масса рассчитанной модели получается как  результат суммирования «парциальных»  масс, заключенных в пределах элементарных сфер. Учитывая «производство» термоядерной энергии в разных слоях, можно  по окончании расчета получить теоретическую светимость звездной модели.

       Приводя пример, как строится модель звезды, мы рассматривали такое построение идущим от центра к периферии. Можно и даже часто более удобно рассчитывать модель от поверхности к центру. В этом случае задаются радиус и светимость (или температура) звезды. Естественно, что по окончании расчета суммарная масса сферических слоев должна быть равна массе звезды.

       В результате большой работы, проделанной  астрофизиками-теоретиками, специалистами  по внутреннему строению звезд, в  настоящее время имеется много  моделей звезд. Эти модели охватывают звезды, занимающие различные места  на диаграмме Герцшпрунга – Рессела. Сейчас мы рассмотрим основные особенности моделей. На рисунке 1(см.приложения) представлена структура массивной горячей звезды. Эта модель была рассчитана для звезды, масса которой в 10 раз больше солнечной, радиус в 3,6 раза больше, а светимость (болометрическая) в 3000 раз превосходит светимость Солнца. Температура ее поверхности около 25 000 К. в центральной части звезды перенос энергии осуществляется путем конвенции. Радиус конвективной зоны составляет около 25% полной массы звезды. Характерна довольно большая концентрация плотности вещества по направлению к центру. В самом центре плотности примерно в 25 раз превосходит среднюю плотность звезды. Центральная температура довольно высока – около 27 миллионов кельвинов, т.е. примерно в два раза больше, чем у Солнца. У таких звезд основным источником энергии является углеродно-азотовая реакция, скорость этой реакции очень сильно растет с ростом температуры. Поэтому для «отвода» выделяющегося при этой реакции огромного количества энергии уже недостаточно одного лишь лучистого ее переноса. В этом случае транспортировку энергии берет на себя конвекция. Это и объясняет существование у таких звезд более или менее протяженных конвективных ядер в центральных областях. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

4. Эволюция  звезд.

1. Процесс звездообразования.

       Звездообразование – это процесс рождения звезд  из межзвездного газа, газопылевых  образований, облаков. Процесс звездообразования  продолжается непрерывно, он происходит в настоящее время.

       Как мы уже отмечали, для каждого поколения  звезд характерны конкретные условия  звездообразования. Кроме того, первые поколения звезд образовались в  основном в области галактического центра, во всем его объеме. В дальнейшем, в связи с тем, что межзвездный  газ все больше концентрировался в плоскости Галактики, звездообразование  происходило и происходит сейчас в этой галактической плоскости.