Содержание 

 Введение - 4 -

1. Рождение звезд - 5 -

         1.1 Межзвездный газ - 5 -

         1.2 Межзвездная пыль - 5 -

         1.3 Разнообразие физических условий - 5 -

         1.4 Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд - 5 -

         1.5 Звездные ассоциации - 5 -

2. Эволюция и виды звезд - 5 -

         2.1 Как устроена звезда и как она живёт - 5 -

               2.2 Взрывающиеся звезды - 5 -

2.3 Новые звезды - 5 -

2.4 Сверхновые звезды - 5 -

3. Конец жизненного пути звезды - 5 -

3.1 Белые карлики или будущее  Солнца - 5 -

3.2 Нейтронные звезды………………………………………………..18

3.3 Черные дыры……………………………………………………...19

  Заключение…………………………………………………………………….21 

 Литература 22 
 
 
 

ВВЕДЕНИЕ

 

     Проблема  эволюции звезд, несомненно, принадлежит  к числу фундаментальнейших проблем  астрономии. Более девяти десятых  вещества нашей галактики сосредоточено  в звездах. Есть галактики, в которых  на звезды приходится 99.9% массы.  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 «многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.»¹,  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.

     Современная астрономия особенно заинтересована бурными катастрофическими  процессами взрыва звезд и получающимися  при этом нейтронными звездами и  коллапсировавшими телами - черными  дырами. Рентгеновские телескопы, выведенные за пределы атмосферы, обнаружили звезды, которые в рентгеновском диапазоне  излучают энергии в сотни тысяч  раз больше, чем Солнце во всех диапазонах. Еще ранее были обнаружены радиопульсары - вращающиеся с огромной скоростью  нейтронные звезды.  
 

1. Рождение звезд

                                      1.1. Межзвездный газ

 

    Потребовалось 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".

    1.2. Межзвездная пыль

    Около 1930 года с несомненностью было доказано, что межзведное 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.

    1.3. Разнообразие физических условий

    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.

    1.4. Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд

    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.

    1.5. Звездные ассоциации

    Эмпирическим  подтверждением процесса образования  звезд из облаков межзвездной  среды является то давно известное  обстоятельство, что массивные звезды классов О и В распределены в Галактике не однородно, а группируются в отдельные обширные скопления, которые позже получили название "ассоциации". Но такие звезды должны быть молодыми объектами.

    Таким образом, сама практика астрономических  наблюдений подсказывала, что звезды рождаются не поодиночке, а как  бы гнездами, что качественно согласуется с представлениями теории гравитационной неустойчивости. Молодые ассоциации звезд (состоящие не только из одних горячих массивных гигантов, но и из других примечательных, заведомо молодых объектов) тесно связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. Естественно считать, что такая связь должна быть генетической, то есть эти звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой среды.

2. Эволюция и виды звезд

    2.1. Как устроена звезда и как она живёт

 

    Звёзды  не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной  постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как  эволюционирует звезда, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. А для этого надо знать, как  устроены эти недра, каковы их химический состав, температура, плотность, давление. Но наблюдениям доступны лишь внешние слои звёзд – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчётам, компьютерному моделированию. При этом пользуются данными о внешних слоях, известными законами физики и механики, общими как для Земли, так и для звёздного мира.

    Наблюдения  показывают, что большинство звёзд  устойчивы, т.е. они заметно не расширяются  и не сжимаются в течение длительных промежутков времени. Как устойчивое тело звезда может существовать только в том случае, если все действующие  на её вещество внутренние силы уравновешиваются.

    Звезда  – раскалённый газовый шар, «это сферическая масса горячего газа, удерживаемого его собственным тяготением».² Основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объём. Это стремление вызвано давление газа и определяется его температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается расширить звезду. Но в каждой точке ей противодействует другая сила – сила тяжести вышележащих слоев, пытающаяся сжать звезду. Однако ни  расширения, ни сжатия не происходит, звезда устойчива. Это означает, что обе силы уравновешивают друг друга. А так как с  глубиной вес вышележащих слоёв увеличивается, то давление, а, следовательно, и температура возрастают к центру звезды.

    Звезда  излучает энергию, вырабатываемую в  её недрах. Температура в звезде распределена так, что в любом  слое в каждый момент времени энергия, получаемая от нижележащего слоя, равняется  энергии, отдаваемой слою вышележащему. Сколько энергии образуется в  центре звезды, столько же должно излучаться её поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется ещё и давление излучения.

    Лучи, испускаемые звездой, получают свою в недрах, где располагается её источник, и продвигаются через всю  толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Если бы звёздное вещество было прозрачным, то продвижение это  осуществлялось бы почти мгновенно, со скоростью света. Но оно непрозрачно  и тормозит прохождение излучения. Световые лучи поглощаются атомами  и вновь испускаются уже в  других направлениях. Путь каждого  луча сложен и напоминает запутанную  зигзагообразную кривую. Иногда он «блуждает» многие тысячи лет, прежде чем выйдет на поверхность и покинет  звезду.

    Оценки  температуры и плотности в  недрах звёзд получают теоретическим  путём, исходя из известной массы  звезды и мощности её излучения, на основании газовых законов физики и закона всемирного тяготения. Определённые таким образом температуры в  центральных областях звёзд составляют от 10 млн. градусов для звёзд легче Солнца до 30 млн. градусов для гигантских звёзд. Температура в центре Солнца – около 15 млн. градусов.