Концепции современного естествознания

    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.

     Эволюция  звезд - изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического  состава звезд со временем. Современная  теория эволюции звезд способна объяснить  общий ход развития звезд и  находится в удовлетворительном качественном и количественном согласии с данными наблюдений. В дальнейшем теория должна учесть влияние вращения и магнитные поля, роль которых  может быть особенно важной в процессе образования звезд и на быстрых  стадиях эволюции, таких, например, как взрывы сверхновых звезд.

Глоссарий с определениями новых терминов и понятий 

     Прочитав  данный реферат, освещены следующие понятия: 
 

     Мле́чный  Путь, называемая также  просто Гала́ктика (с заглавной буквы), — гигантская звёздная система, в которой находится Солнечная система, все видимые невооружённым глазом отдельные звёзды, а также огромное количество звёзд, сливающихся вместе и наблюдаемых в виде млечного пути. 

     Звёздная  эволюция  — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными. 

     Звезды-гиганты  — тип звёзд со значительно бо́льшим радиусом и высокой светимостью, чем у звёзд главной последовательности, имеющих такую же температуру поверхности. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Звёзды со светимостью большей, чем у гигантов, называются сверхгиганты и гипергиганты. 
 

     Бе́лые  ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать, как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии. Белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми с массой Солнца, но с радиусами в ~100 и, соответственно, светимостями в ~10 000 раз меньшими солнечной. Плотность белых карликов составляет 105—109 г/см³, что почти в миллион раз выше плотности обычных звёзд главной последовательности. По численности белые карлики составляют, по разным оценкам, 3—10 % звёздного населения нашей Галактики.  

     Кра́сный  ка́рлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности, имеющая спектральный класс М или верхний К. Красные карлики довольно сильно отличаются от других звёзд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной (нижний предел массы — 0,0767 солнечной, за этим идут коричневые карлики). Температура поверхности красного карлика достигает 3500 К, что сравнимо с температурой спирали лампы накаливания, поэтому вопреки своему названию красные карлики, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка. Звезды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10 000 раз меньше Солнца. Из-за низкой скорости сгорания водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни — от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет). 

     Звезды-сверхгиганты — одни из самых массивных звёзд. Обычно полная (болометрическая) абсолютная звёздная величина сверхгиганта находится между − 5m и − 12m. Особо яркие сверхгиганты часто классифицируются как гипергиганты. Массы сверхгигантов варьируются от 10 до 70 масс Солнца, светимости — от 30 000 вплоть до сотен тысяч солнечных. Радиусы могут сильно отличаться — от 30 до 500, а иногда и превышают 1000 солнечных.

Из-за огромных масс они имеют короткую для звёзд  продолжительность жизни — от 30 до нескольких сотен миллионов  лет. В основном наблюдаются в  областях активного звёздообразования  — рассеянных звёздных скоплениях, рукавах спиральных галактик и в  неправильных галактиках. Реже встречаются  в галактических балджах. Очень редко встречаются в ядрах спиральных галактик, шаровых скоплениях и в эллиптических галактиках. 

     Двойные звезды — две гравитационно-связанные звезды, обращающиеся по замкнутым орбитам вокруг общего центра масс. C помощью двойных звёзд существует возможность узнать массы звёзд и построить различные зависимости. А, не зная зависимости масса — радиус, масса — светимость и масса — спектральный класс, практически ничего невозможно сказать ни о внутреннем строении звёзд, ни об их эволюции.  

     Переме́нная звезда́ — звезда, блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов. Строго говоря, блеск любой звезды меняется со временем в той или иной степени. Переменной называется звезда, изменения блеска которой были надёжно обнаружены на достигнутом уровне наблюдательной техники. Для отнесения звезды к разряду переменных достаточно, чтобы блеск звезды хотя бы однажды претерпел изменение. Переменные звёзды сильно отличаются друг от друга. Изменения блеска могут носить периодический характер. Основными наблюдательными характеристиками являются период, амплитуда изменений блеска, форма кривой блеска и кривой лучевых скоростей. 

     Протозвезды — звёзды на завершающем этапе своего формирования, вплоть до момента загорания термоядерных реакций в ядре, после которого сжатие протозвёзды прекращается и она становится звездой главной последовательности. Они обычно обладают пылевыми оболочками, благодаря которым они являются мощными источниками инфракрасного излучения. Протозвёзды небольших масс часто наблюдаются как вспыхивающие звёзды. 

     Но́вые  звёзды  (лат. nova [ед. число], novae [мн. число]) — звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в ~103—106 раз (в среднем увеличение светимости в ~104, блеска ~12 звёздных величин). 

     Сверхновые звезды  — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа. 

     Звёздное  скопление —  гравитационно связанная группа звёзд, имеющая общее происхождение и движущаяся в гравитационном поле галактики как единое целое. Некоторые звёздные скопления также содержат, кроме звёзд, облака газа и/или пыли. 

     Коллапс — катастрофически быстрое сжатие звезды под действием гравитационных сил. 

     Гравитацио́нный колла́пс — катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил. Гравитационным коллапсом может заканчиваться эволюция звёзд с массой свыше трёх солнечных масс. После исчерпания в таких звёздах материала для термоядерных реакций они теряют свою механическую устойчивость и начинают с увеличивающейся скоростью сжиматься к центру. Если растущее внутреннее давление останавливает гравитационное сжатие, то центральная область звезды становится сверхплотной нейтронной звездой, что может сопровождаться сбросом оболочки и наблюдаться как вспышка сверхновой звезды.  

     Аккреция (лат. accrētiō «приращение, увеличение» от accrēscere «прирастать») — процесс падения вещества на космическое тело из окружающего пространства. В случае излучающих тел (звезд) аккреция газа возможна только при условии, что светимость тела не превышает критическую светимость, то есть гравитационные силы превышают давление излучения тяготеющего тела. 

     Пульсар — космический источник радио -, оптического, рентгеновского, гамма - излучений, приходящих на Землю в виде периодических всплесков (импульсов). 

     Туманность — межзвездное облако, состоящее из пыли, газа и плазмы, выделяющееся своим излучением или поглощением по сравнению с окружающей его межзвёздной средой. 

     Черная дыра — область в пространстве - времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света). Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом.

     Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие  данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам  к такой чёрной дыре — например, это могут быть коллапсирующие звёзды на поздних стадиях коллапса. В  современной астрофизике этому  различию не придаётся большого значения, так как наблюдательные проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для «извечной» чёрной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, делённого на скорость света. 

     Нейтри́но — нейтральные лептоны с полуцелым спином, участвующие только в слабом и гравитационном взаимодействиях. Нейтрино малой энергии чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом: так, нейтрино с энергией порядка 3-10 МэВ имеют в воде длину свободного пробега порядка 1018 м (около 100 св. лет). Также известно, что каждую секунду через площадку на Земле в 1 см² проходит порядка 1011 нейтрино, испущенных Солнцем. Однако никакого воздействия, например, на тело человека они не оказывают. В то же время, нейтрино высоких энергий успешно обнаруживаются по их взаимодействию с мишенями. 

     Нейтри́нное охлажде́ние — процесс охлаждения звёздных недр образующимися в них нейтрино, которые свободно уносят энергию из всего объёма ядра, так как звезда прозрачна для нейтрино низких энергий. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами переноса энергии из недр звезды к её фотосфере, поэтому такой механизм охлаждения весьма эффективен. Существует несколько механизмов нейтринного охлаждения, осуществляющихся на различных стадиях эволюции звёзд. 

     Нейтринное  охлаждение в эволюции звёзд – на поздних стадиях эволюции звёзд нейтринное охлаждение может играть решающую роль, поскольку при этом достигаются высокие температуры, и нейтрино эффективно отводит энергию из их центральных областей. Нейтринное охлаждение вносит существенный вклад в механизмы таких процессов, как гелиевые вспышки, углеродная детонация, быстрое охлаждение белых карликов и нейтронных звёзд и взрывов сверхновых. 

     Конвергенция - сближение треков, которые характеризуют соотношение плотности и температуры T_c в центре звезды. 

     Ге́лиевая вспы́шка — взрывоподобное начало горения гелия в тройном альфа-процессе в вырожденных ядрах маломассивных (масса до ~2,25 солнечных) красных гигантов. Зависимость давления вырожденного газа от температуры: гелиевая вспышка развивается на горизонтальном участке.

При эволюции звёзд главной последовательности происходит выгорание водорода в  недрах звезды, при этом образуется достаточно плотное гелиевое ядро, в котором уже не идут термоядерные реакции, равновесие, поддерживавшееся их энерговыделением нарушается и ядро начинает сжиматься. При достижении достаточной плотности происходит вырождение газа электронов плазмы ядра и ядро перестаёт сжиматься. 

     Углеро́дная детона́ция — загорание углерода взрывообразным характером в вырожденном ядре звёзд, аналог гелиевой вспышки.

В настоящее  время считается, что углеродная детонация может протекать в случае аккреции на белые карлики с массами, близкими к пределу Чандрасекара. Она является одним из механизмов образования сверхновых типа I, а также может протекать, в некоторых случаях, в вырожденных ядрах сверхгигантов с массами в 8 — 10 солнечных масс. Однако предположение, что углеродная детонация может привести в этом случае к появлению сверхновой типа II в настоящее время поставлено под сомнение. По некоторым моделям при углеродной детонации в ядрах сверхгигантов возможно быстрое снятие вырождения с продолжением дальнейшей эволюции звезды. 
 
 
 
 

      Именной указатель с краткой  информацией об ученых, материалы исследований которых использовались для раскрытия  темы контрольной  работы 

     Карл  Шварцшильд (нем. Karl Schwarzschild) (9 октября 1873, Франкфурт-на-Майне — 11 мая 1916, Потсдам) — немецкий астроном и физик.