Рождение и эволюция звезд

ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ

 

Кемеровский технологический институт пищевой  промышленности

 

 

 

 

 

 

         РЕФЕРАТ

На тему: Рождение и эволюция звезд.

 

 

По дисциплине: Концепции современного естествознания.

Студента  Лихоманенко Ирины Александровны

Группы МТбз-11  шифр 115327

Работа выполнена по методическому указанию: Методические указания

для студентов, обучающихся  по направлению подготовки 080100 «Экономика», специальностей 080111 «Маркетинг», 080109 «Бухгалтерский учет, анализ и аудит» всех форм обучения

 

Год издания  2008

Домашний  адрес:

Кемерово, пр. Ленинградский, д. 15-А, кв. 35.

 

 

 

 

Кемерово,2012

 

Содержание.

 

 

Введение………………………………………………………………………….3

Рождение звезд ………………………………………………………………….5

Белые карлики…………………………………………………………………...8

Сверхновые ……………………………………………………………………..15

Нейтронные……………………………………………………………………...22

Черные дыры ……………………………………………………………………25

Заключение ……………………………………………………………………...33

Список использованной литературы…………………………………………..34

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение.   Звезды - далекие солнца. Звезды - это огромные раскаленные  солнца, но столь удаленные от нас  по сравнению с планетами Солнечной  системы, что, хотя они сияют в  миллионы раз ярче, их свет кажется  нам относительно тусклым.    При взгляде на ясное ночное небо вспоминаются строки М.В. Ломоносова:   Открылась бездна, звезд полна, Звездам числа  нет, бездне - дна.      В ночном небе невооруженным газом можно видеть около 6000 звезд. С уменьшением блеска звезд число их растет, и даже простой их счет становится затруднительным. "Поштучно" сосчитаны и занесены в астрономические каталоги все звезды ярче 11-й звездной величины. Их около миллиона. А всего нашему наблюдению доступно около двух миллиардов звезд. Общее количество звезд во Вселенной оценивается в 1022. Различны размеры звезд, их строение, химический состав, масса, температура, светимость и др. Самые  большие звезды (сверхгиганты) превосходят  размер Солнца в десятки и сотни  раз. Звезды-карлики имеют размеры  Земли и меньше. Предельная масса  звезд равна примерно 60 солнечным  массам.     Весьма различны и расстояния до звезд. Свет звезд некоторых далеких звездных систем идет до нас сотни миллионов световых лет. Самой близкой к нам звездой можно считать звезду первой величины ее Центавра, не видимую с территории России. Она отстоит от Земли на расстоянии 4 световых лет. Курьерский поезд, идя без остановок . со скоростью 100 км/ч, добрался бы до нее через 40 миллионов лет!     В звездах сосредоточена основная масса (98-99%) видимого вещества в известной нам части Вселенной. Звезды - мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца. Вещество звезд представляет собой, плазму, т.е. находится в ином состоянии, чем вещество в привычных для нас земных условиях. (Плазма - это четвертое (наряду с твердым, жидким, газообразным) состояние вещества, представляющее собой ионизированный газ, в котором положительные (ионы) и отрицательные заряды (электроны) в среднем нейтрализуют друг друга.) ;     Поэтому, строго говоря, звезда - это не просто газовый шар, а плазменный шар. На поздних стадиях развития звезды звездное вещество g переходит в состояние вырожденного газа (в котором квантово-механическое влияние частиц друг на друга существенным образом сказывается на его физических свойствах-давлении, теплоемкости и др.), а иногда и нейтронного вещества (пульсары - нейтронные звезды, барстеры - источники рентгеновского излучения и др.).    Звезды в космическом пространстве распределены неравномерно. Они образуют звездные системы: кратные звезды (двойные, тройные и т.д.); звездные скопления (от нескольких десятков звезд до миллионов); галактики - грандиозные звездные системы (наша Галактика, например, содержит около 150-200 млрд. звезд).    В нашей Галактике звездная плотность также весьма неравномерна. Выше всего она в области галактического ядра. Здесь она в 20 тыс. раз выше, чем средняя звездная плотность в окрестностях Солнца.    Большинство звезд находится в стационарном состоянии, т.е. не наблюдается изменений их физических характеристик. Это отвечает состоянию равновесия. Однако существуют и такие звезды, свойства которых меняются видимым образом. Их называют переменными звездами и нестационарными звездами. Переменность и нестационарность - проявления неустойчивости состояния равновесия звезды. Переменные звезды некоторых типов изменяют свое состояние регулярным или нерегулярным образом. Следует отметить также и новые звезды, в которых непрерывно или время от времени происходят вспышки. При вспышках (взрывах) сверхновых звезд вещество звезд в некоторых случаях может быть полностью рассеяно в пространстве.    Высокая светимость звезд, поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них огромных количеств энергии. Современная физика указывает на два возможных источника энергии - гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии, и термоядерные реакции, в результате которых из ядер легких элементов синтезируются ядра более тяжелых элементов и выделяется большое количество энергии.     Как показывают расчеты, энергии гравитационного сжатия было бы достаточно для поддержания светимости Солнца в течение всего лишь 30 млн. лет. Но из геологических и других данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет. Гравитационное сжатие может служить источником энергии лишь для очень молодых звезд. С другой стороны, термоядерные реакции протекают с достаточной скоростью лишь при температурах, в тысячи раз превышающих температуру поверхности звезд. Так, для Солнца температура, при которой термоядерные реакции могут выделять необходимое количество энергии, составляет, по различным расчетам, от 12 до 15 млн. К. Такая колоссальная температура достигается в результате гравитационного сжатия, которое И "зажигает" термоядерную реакцию. Таким образом, в настоящее время наше Солнце является медленно горящей водородной бомбой. Предполагается, что у  некоторых (но вряд ли у большинства) звезд есть собственные планетные  системы, аналогичные нашей Солнечной  системе.

 

 

Рождение звезд.

 

   Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они  рождаются, эволюционируют, и, наконец "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 небосводе.

  Не так давно астрономы  считали, что на образование звезды из  межзвёздных газа и пыли требуются миллионы  лет.  Но  в  последние  годы  были  получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой  Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось  небольшое  скопление  звёзд.

На снимках 1947г. в этом месте была  видна  группа  из  трёх звездоподобных

объектов. К 1954г. некоторые  из них стали продолговатыми,  а  к  1959г.  эти

продолговатые образования  распались на отдельные звёзды - впервые в  истории человечества  люди  наблюдали,  рождение  звёзд  буквально  на  глазах  этот беспрецедентный случай показал астрономам, что  звёзды  могут  рождаться  за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или  звёздных  скоплениях, оказались справедливыми.

  Каков же механизм  их возникновения? Почему за многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас  впервые  удалось увидеть   "материализацию"   звёзд?   Рождение   звезды   не   может    быть исключительным событием  :  во  многих  участках  неба  существуют  условия, необходимые для появления этих тел.

  В результате тщательного  изучения фотографий туманных  участков  Млечного Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки  неправильной  формы,  или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они  выглядят чёрными, так как не испускают собственного света и находятся  между  нами  и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют.  Эти  газово-пылевые  облака содержат  частицы  пыли,  очень   сильно   поглощающие   свет,   идущий   от расположенных  за  ними  звёзд.  Размеры  глобул  огромны  -  до  нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то, что вещество в  этих  скоплениях очень разрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает  для

формирования небольших  скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для  того чтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды,  вспомним,  что  все звёзды   излучают   и   их   излучение   оказывает   давление.   Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного  света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит  сжатие  и уплотнение вещества. Внутри глобулы  гуляет  "ветер",  разметающий  по  всем направлениям газ и пылевые частицы, так что  вещество  глобулы  пребывает  в непрерывном турбулентном движении. Глобулу можно рассматривать как турбулентную  газово-пылевую  массу,  на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления  объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь, всё меньше и  меньше.

  Такое  сжатие  протекает  в  течение  некоторого  времени,   зависящего   от

окружающих  глобулу  источников  излучения   и   интенсивности последнего.

   Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре  глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру.  Падая, частицы вещества приобретают  кинетическую  энергию  и  разогревают  газово-пылевое облако.

  Падение  вещества  может  длиться  сотни   лет.  Вначале  оно   происходит

медленно, неторопливо, поскольку  гравитационные силы, притягивающие  частицы к центру, ещё очень слабы. Через некоторое время, когда  глобула  становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить  быстрее.

   Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее светового года  в диаметре. Это значит, что расстояние от её внешней границы до центра  может  превышать 10 триллионов километров. Если частица от  края  глобулы  начнёт  падать  к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра  она достигнет только через 200 000 лет. Наблюдения  показывают,  что  скорости  движения  газа  и пылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное  сжатие происходит значительно быстрее.

  Падение вещества  к центру сопровождается  весьма  частыми  столкновениями частиц  и  переходом  их  кинетической  энергии  в  тепловую.  В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой  и  начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела  пыль  и газ.

  В этой стадии протозвезда  едва видна, так, как основная  доля её излучения

приходится на далёкую  инфракрасную  область. Звезда  ещё не  родилась,  но зародыш  её  уже  появился.  Астрономам  пока  неизвестно,  сколько времени требуется протозвезде, чтобы  достигнуть  той  стадии,  когда она начинает светиться как  тусклый  красный  шар  и  становится  видимой.  По  различным оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет.  Однако, помня о  появлении  звёзд  в  Большой  Туманности  Ориона,  стоит,  пожалуй, считать, что наиболее близка к реальности оценка, которая  даёт  минимальное значение времени

Звёзды рождаются  с  самыми  различными массами. Кроме того, они могут обладать самым  разным  химическим  составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю  её судьбу. Чтобы лучше в этом разобраться, выйдем из дома и взглянем на  ночное небо.

  С вершины горы, вдали  от мешающего нам городского  света,  мы  увидим  на небе, по крайней мере, 3000 звёзд. Наблюдатель с очень  острым  зрением  при идеальных атмосферных условиях увидит в полтора раза больше звёзд.  Одни  из них удалены от нас на тысячу, другие -  всего  на  несколько световых  лет. Попытаемся теперь разместить все эти звёзды на диаграмме, на которой  каждая звезда  характеризуется  двумя  физическими  величинами:   температурой   и светимостью. Разместив все 3000 звёзд, мы обнаружим, что самые яркие из  них одновременно  оказываются  и  самыми  горячими,  а  самые  слабые -  самыми холодными.   При   этом   заметим,   что   подавляющее   большинство   звёзд располагается вдоль наклонной  линии, которая  тянется из  верхнего  левого угла графика в нижний  правый  (если,  как это  традиционно  принято,  ось температур направить влево, а ось  светимостей  -  вверх.)   Это   нормальные звёзды,  и  их   распределение   называют   "главной   последовательностью".

   Полученная диаграмма называется диаграммой Герцшпрунга -  Рассела,  в честь двух  выдающихся  астрономов,   впервые   установивших   эту   замечательную зависимость. В ней важную  роль  играет  масса  звезды.  Если  масса  звезды велика,  последняя  при  рождении  попадает  на   верхнюю   часть   главной последовательности, если масса мала,  то  звезда  оказывается  в  нижней  её части.

  Продолжительность жизни  звезды зависит  от  её  массы.  Звёзды  с  массой

меньшей,  чем у Солнца,  очень экономно  тратят  запасы  своего  ядерного

"топлива" и могут   светить  десятки  миллиардов  лет.  Внешние  слои  звёзд,

подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2  масс  Солнца, постепенно расширяются и, в  конце  концов,  совсем  покидают  ядро  звезды.  На  месте  гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

                               Белые  карлики.

 

     Впервые были открыты небесные тела, обладающие свойствами,  весьма  далёкими от тех, с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всей  вероятности, разрешение   загадки   белых   карликов   положило   начало    исследованиям таинственной  природы  вещества,  запрятанного  где-то  в   разных   уголках Вселенной.

   Во Вселенной много  белых карликов. Одно время  они  считались  редкостью, но внимательное изучение фотопластинок,  полученных  в  обсерватории  Маунт- Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500.  Удалось  оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере  с  радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. История  открытия белых карликов восходит к  началу  19в,  когда  Фридрих  Вильгельм  Бессель,

прослеживая движение наиболее яркой  звезды  Сириус,  открыл,  что  её  путь является не прямой  линией,  а  имеет  волнообразный  характер.       Собственное движение звезды происходило не по  прямой  линии;  казалось,  что  она  едва заметно смещалась из стороны в сторону. К  1844г.,  спустя  примерно  десять лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл к выводу,  что  рядом  с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи  невидимой,  оказывает  на Сириус  гравитационное  воздействие;  оно  обнаруживается  по  колебаниям  в движении Сириуса. Ещё более  интересным  оказалось  то  обстоятельство,  что если тёмный компонент действительно существует, то  период  обращения  обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равен приблизительно 50 годам.

     Перенесёмся в 1862г. и из Германии в Кембридж,  штат  Массачусетс  (США). Алвану Кларку, крупнейшему строителю телескопов в США,  Университетам  штата Миссисипи было поручено  сконструировать  телескоп  с  объективом  диаметром 18,5 дюйма (46 см), который должен был стать  самым большим телескопом  в мире. После того как Кларк закончил обработку линзы телескопа,  нужно было проверить, обеспечена ли необходимая точность формы её поверхности.  С  этой целью линзу установили в подвижной трубе  и  направили  на  Сириус  -  самую

яркую звезду, являющуюся лучшим объектом для проверки линз  и  выявления  их дефектов. Зафиксировав положение трубы телескопа, Алван Кларк увидел  слабый «призрак», который появился  на  восточном  краю  поля  зрения  телескопа  в  отблеске Сириуса. Затем, по мере движения небосвода, в поле зрения  попал  и сам  Сириус.  Его  изображение  было  искажено  -  казалось,  что  «призрак» представляет собой дефект линзы, который следовало бы устранить, прежде  чем тсдать линзу в эксплуатацию. Однако эта возникшая  в  поле  зрения  телескопа слабая звёздочка оказалась компонентом Сириуса,  предсказанным  Бесселем.  В

заключение следует добавить,  что  из-за  начавшейся  первой  мировой  войны телескоп Кларка так никогда и не был отправлен в Миссисипи - его  установили в Дирбоновской обсерватории, вблизи  Чикаго, а линзу используют,  по  сей день, но на другой установке.

   Таким  образом,  Сириус  стал  предметом  всеобщего   интереса  и  многих

исследований, ибо физические характеристики  двойной  системы  заинтриговали астрономов. С учётом особенностей движения Сириуса, его расстояние до Земли и амплитуды отклонений  от  прямолинейного  движения  астрономам удалось определить характеристики обеих звёзд системы, названых Сириус  А  и Сириус В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4  раза  больше  массы Солнца. Было найдено, что  расстояние  между  звёздами  почти  в  20  раз  превышает расстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерно равно  расстоянию между Солнцем и Ураном; полученная на основании измерения параметров орбиты  масса

Сириуса А оказалась в 2,5 раза  больше  массы Солнца,  а масса Сириуса В

составила 95% массы Солнца. После того как были определены светимости  обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А почти в 10 000 раз ярче, чем Сириус В.  По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он примерно в 35,5  раза  светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в  300  раз  превышает светимость Сириуса В.

   Светимость любой  звезды зависит от температуры поверхности  звезды  и  её размеров, то есть диаметра.  Близость  второго  компонента  к  более  яркому Сириусу А чрезвычайно осложняет определение его спектра, что необходимо  для установки температуры звезды. В 1915г.  с  использованием  всех  технических средств, которыми располагала крупнейшая обсерватория  того  времени  Маунт- Вилсон (США), были получены удачные фотографии спектра Сириуса. Это привело к неожиданному открытию: температура спутника составляла 8000 К,  тогда как Солнце имеет температуру 5700 К. Таким образом, спутник  в  действительности оказался  горячее  Солнца,  а  это  означало,  что  светимость  единицы  его поверхности также больше.