Строение, жизнь, эволюция звёзд

ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ

Государственное образовательное учреждение высшего  профессионального образования 

«Северо-Западный Государственный  Заочный Технический  Университет» 

Институт  управления производственными и  инновационными программами 
 
 

Кафедра физики

Дисциплина: Концепция современного естествознания 
 
 

Контрольная работа 

на  тему:

«Строение, жизнь, эволюция звёзд» 
 
 
 
 

Санкт-Петербург

2011

Содержание 

Введение……………………………………………………………….…3

Строение звезд……………………...........................................................4

Жизнь и эволюция звёзд……………………………………………..….8

Список литературы………………………………………………………13 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Введение.

  С  древних времен люди видели  на небе звезды, и хотели понять, что  они

из себя представляют. Объяснить природу  звезд  пытались  с  древних  времен, однако понять, что такое звезда смогли только в  XX в.,  но  и сейчас  есть немало загадок.

      Звезды - это одна из  основных  форм  вещества  во  Вселенной.  В  них

сосредоточена  большая  часть  вещества  во  вселенной.  В  основном  звезды

расположены в галактиках, вне галактик звезды редки. Многие небесные “туманности”, если смотреть на них в  телескоп,  также оказываются группами звёзд. Таков, например, Млечный путь - наша  Галактика, включающая сотни миллиардов звёзд. До недавнего  времени  считалось,  что  в звёздах сосредоточено почти всё вещество  Вселенной.  В  Солнечной  системе, например, масса центральной звезды, Солнца,  намного  превосходит  суммарную массу  всех других  тел:  планет,  астероидов,  комет,  пылинок,  льдинок.  В середине 20-го века казалось, что мы понимаем строение Вселенной:  множество Галактик, состоящих из звёзд, с планетными  системами  вокруг  некоторых  из них,  и  всей  этой  иерархией  правит  сила   всемирного   тяготения,   или гравитация. Даже считавшиеся редкими  двойные  звёзды,  планеты,  газовые  и пылевые  облака   должны  подчиняться   этой   великой   силе.   Но   изучая распределение и движение звёзд в окрестностях Солнечной системы  и  во  всей Галактике, учёные открывали один неожиданный факт за другим.

      В Солнечной системе действует  правило: чем ближе планета  к Солнцу, тем быстрее она вращается вокруг него. То же самое правило должно действовать  в Галактике: звёзды близкие к центру Галактики должны  вращаться  вокруг  него гораздо быстрее звёзд, находящихся  на  периферии.  Однако,  на  самом краю Галактики звёзды движутся  также  быстро,  как  близкие  к  центру.  Это  не соответствует законам Кеплера, механики Ньютона и, в конечном счёте,  закону всемирного тяготения. Чем пристальнее учёные  следили  за  движением  звёзд, тем более странным оно выглядело. Группы звёзд, которые  должны  разлетаться в разные стороны, как выяснилось, держатся вместе миллиарды  лет.  Некоторые

звёзды  меняли направление своего движения  в  космосе  без  видимых  причин, словно  куклы-марионетки.  Казалось,  звёзды  перестали   подчиняться   силе тяготения. Кто-то  невидимый  оказался  настоящим  хозяином  Вселенной.  Как будто  у  звёзд,  источников  света,  появились   тени.   Прояснялась   одна удивительная истина: свет и масса не обязательно сопутствуют друг другу,  во Вселенной много и ярких объектов малой массы,  и  слабо  светящих  массивных 

Строение  звезд

Звезды  не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной  постоянно рождаются новые звезды, а старые умирают. Чтобы понять, как  эволюционирует звезда, как меняются с течением времени ее внешние  параметры – размер, светимость, масса, 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 звезд  – их атмосферы. Проникнуть в глубь даже ближайшей звезды – Солнца – мы не можем. Приходится прибегать к косвенным методам: расчетам, компьютерному моделированию. При этом пользуются данными о внешних слоях, известными законами физики и механики, общими как для Земли, так и для звездного мира.

Условия в недрах звезд значительно отличаются от условий в земных лабораториях, но элементарные частицы – электроны, протоны, нейтроны – там те же, что  и на Земле. Звезды состоят из тех  же химических элементов, что и наша планета. Поэтому к ним можно применять знания, полученные в лабораториях.

Наблюдения  показывают, что большинство звезд  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 ее вещество внутренние силы уравновешиваются.

Звезда  – раскаленный газовый шар, а  основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный  ему объем. Это стремление вызвано  давлением газа и определяется его  температурой и плотностью. В каждой точке внутри звезды действует сила давления газа, которая старается  расширить звезду. Но в каждой же 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  слоев увеличивается, то давление, а следовательно, и температура возрастают к центру звезды.

Звезда  излучает энергию, вырабатываемую в  ее 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 ее поверхностью, иначе равновесие нарушится. Таким образом, к давлению газа добавляется еще и давление излучения. Лучи, испускаемые звездой, получают свою энергию в недрах, где располагается ее источник, и продвигаются через всю толщу звезды наружу, оказывая давление на внешние слои. Температура внутри звезды тем ниже, чем больше концентрация частиц в газе, т. е. чем меньше его средняя молекулярная масса. Средняя молекулярная масса газа, состоящего из атомов водорода, равна 1, а из атомов гелия – 4, натрия – 23, железа – 56.

Чем больше водорода и гелия по сравнению  с более тяжелыми элементами, тем  ниже температура в центре звезды. Чисто водородное Солнце, например, имело бы температуру в центре 10 млн. градусов, гелиевое – 26 млн. градусов, а состоящее целиком из более  тяжелых элементов – 40 млн. градусов.

Чтобы получить представление о структуре  звезды, пользуются методом последовательных приближений. Задавая некоторое  соотношение водорода, гелия и  более тяжелых элементов и  зная массу звезды, вычисляют ее светимость. Эту процедуру повторяют  до тех пор, пока для определенной смеси вычисленная и полученная из наблюдений светимости не совпадут. Данный состав и считается близким  к реальному. Оказалось, что для большинства звезд на долю водорода и гелия приходится не менее 98% массы.

После длительных поисков было установлено, что звезды большую часть своей  жизни светят за счет совершающихся  в них преобразований четырех  ядер водорода (протонов) в одно ядро гелия. Масса четырех протонов больше массы ядра гелия, этот избыток массы  и превращается в энергию в  термоядерных реакциях. Такая реакция  идет медленно и поддерживает свечение звезды на протяжении миллиардов лет.

Строение  звезд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее  Солнца, то глубоко в ее недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвенция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую ее часть составляет конвективное ядро. Остальная часть  звезды сохраняет при этом равновесие. Источник энергии находится в  конвективном ядре. По мере превращения  водорода в гелий молекулярная масса  вещества ядра возрастает, а его объем уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура ее поверхности падает. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.

Строение  красного гиганта уже иное. Когда  в процессе сжатия конвективного  ядра весь водород превратится в  гелий, температура в центре повысится  до 50-100 млн. градусов и начнется горение  гелия. Он в результате ядерных реакций  превращается в углерод. Ядро горящего гелия окружено тонким слоем горящего водорода, который поступает из внешней  оболочки звезды. Следовательно, у красного гиганта два источника энергии. Над горящим ядром находится  протяженная оболочка.

Вместе  с оболочкой в межзвездную  среду уносятся различные химические элементы, образовавшиеся в недрах звезды за время ее жизни. Новое поколение  звезд, рождающихся из межзвездного газа, будет содержать уже больше тяжелых химических элементов.

Срок  жизни звезды напрямую зависит от ее массы. Звезды с массой в 100 раз  больше солнечной живут всего  несколько миллионов лет. Если масса  составляет две-три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет .

В звездах-карликах, массы которого меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород  в них горит, превращаясь в  гелий, в центральной области, не выделяющейся из остальной части  звезды наличием конвективных движений. В карликах этот процесс протекает  очень медленно, и они практически  не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью  сгорает, они медленно сжимаются  и за счет энергии сжатия могут  существовать еще очень длительное время.

Солнце  и подобные ему звезды представляют собой промежуточный случай. У  Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень четко отделенное от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4,5-5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет . 

Эволюция  звезд 

Хотя  по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно  всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного  сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала  образуется протозвезда, температура  в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового  движения частиц превысила порог, после  которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического  отталкивания и вступить в реакцию  термоядерного синтеза.

В результате многоступенчатой реакции термоядерного  синтеза из четырех протонов в  конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная  масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне  ядро новорожденной звезды быстро разогревается  до сверхвысоких температур, и его  избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности -- и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти. Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции. Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.

В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного  нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».