Эволюция звезд

Рентгеновские новые звезды они вспыхивают в рентгеновском диапазоне на несколько месяцев, а затем полностью исчезают. Сейчас таких рентгеновских новых известно около десяти.

Сверхновые звезды – одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая – это настоящий взрыв звезды, когда большая часть ее массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10000 км/с, а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в черную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звезд. Они являются финалом жизни звезд массой более 8-10 солнечных, рождая нейтронные звезды и черные дыры и обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

4.Конец жизненного  пути звезды

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. Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры.

1)Белые карлики. 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. Белые карлики имеют атмосферу. Анализ спектров карликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всего несколько сотен метров. В этой атмосфере астрономы обнаруживают различные знакомые химические элементы. Известны белые карлики двух типов - холодные и горячие. В атмосферах более горячих белых карликов содержится некоторый запас водорода, хотя, вероятно, он не превышает 0,05%. Тем не менее, по линиям в спектрах этих звёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окись титана. Атмосферы холодных белых карликов состоят почти целиком из гелия; на водород, возможно, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температуры поверхности белых карликов меняются от 5000 К  у "холодных" звёзд до 50000 К  у  "горячих". Со временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром, который она имела, вступив в стадию белого карлика. Единственный вид энергии, которым располагает белый карлик, - это тепловая энергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном движении, так как они рассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер замедляется, что эквивалентно процессу охлаждения. Сначала белый карлик охлаждается быстро, но по мере падения температуры внутри него охлаждение замедляется. Многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу, подобному стадии белого карлика, и затем скрываются на небесных «кладбищах» в виде чёрных, невидимых карликов. 

2)Нейтронные звезды. Рождение нейтронных звезд сопровождается грандиозным небесным явлением – вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет, легко вычислить, что за время существования нашей Галактики (10-15 млрд. лет) в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звезд. С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электрический потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При некотором его значении заряженные частицы перестают рождаться и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому действующих пульсаров в Галактике должно быть несколько сот тысяч. В настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров. Как и для белых карликов, для нейтронных звезд существует предельно возможная масса (она носит название предела Оппенгеймера – Волкова).  Строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оппенгеймера – Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца.

Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, никакое давление вещества не может  противодействовать силам гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует. Так образуется чёрная дыра.

3) Черные дыры. Термин «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку американским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды. На достаточно больших расстояниях чёрная дыра проявляет себя как обычное гравитирующее тело той же массы. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества – они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Кроме массы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом количества движения и электрическим зарядом. Имеются косвенные доказательства существования чёрных дыр более чем в 10 тесных двойных рентгеновских звёздах. В пользу этого говорят, во-первых, отсутствие известных проявлений твёрдой поверхности, характерных для рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера (например, периодических импульсов в излучении), и, во-вторых, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше трёх масс Солнца).

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Заключение

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. Особую проблему представляют эволюции звезд в тесных двойных системах, где на эволюцию влияет обмен веществом  между компонентами. За период немногим более двух столетий представление о звёздах изменилось кардинально. Из непостижимо далёких и равнодушных светящих точек на небе они превратились в предмет всестороннего физического исследования.

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.

Сейчас уже многое известно об их строении и эволюции, хотя немало остаётся и непонятного. Ещё впереди то время, когда исполнится мечта создателя современной науки о звёздах Артура Эддингтона и люди, наконец, смогут понять такую великую вещь, как звезда.

 

 

Список использованной литературы

1. Максимова С.В. Эволюция звезд [Электронный ресурс] URL: http://works.tarefer.ru/25/100109/index.html (дата обращения:10.09.2010).

2.Свободная энциклопедия Википедия [Электронный ресурс] URL: http://ru.wikipedia.org/wiki/Звезда (дата обращения: 28.09.2010).

3. Эволюция звезд [Электронный ресурс] URL: http://revolution.allbest.ru/air/00055676_0.html (дата обращения: 15.09.2010).

4.Яндекс-словари [Электронный ресурс] URL: http://dic.academic.ru/dic.nsf/enc3p/132098 (дата обращения: 28.09.2010)