Эволюция звезд

Федеральное агентство по образованию

Филиал  Государственного образовательного учреждения

высшего профессионального  образования 

«Санкт-Петербургский  государственный  университет экономики и финансов» в г. Мурманске

ЗАОЧное отделение 
 

Курс   1

Специальность з ОЭФ                                    № зачетной книжки  1086009 
 
 

КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА 

по  дисциплине____________Концепции  Современного _________________

___________________________Естествознания__________________________

на тему____________________Эволюция звезд__________________________ ___________________________________________________________________

студента  ______________Смирнов Артём Александрович_________________

фамилия, имя, отчество

Адрес _______________п. Мурмаши ул. Зелёная д.5 кв. 68________________

Место работы и занимаемая должность _______ООО “Сочиморстрой”______

_________________________Инженер - Геодезист________________________ 

Дата  регистрации работы _________________________ 
 
 

Мурманск-2010

СОДЕРЖАНИЕ 

ВВЕДЕНИЕ………………………………………………………...……….…...…3

1. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД…………………………………………………....……....5

2. РОЖДЕНИЕ ЗВЕЗД ИЗ ГАЗО - ПЫЛЕВЫХ ОБЛАКОВ МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЫ………………………………………………. ……………………..….…..12

3. ЖИЗНЬ ЗВЕЗД И ПРОЦЕССЫ ТЕРМОЯДЕРНОГО СИНТЕЗА В ИХ         НЕДРАХ….………………………………………………………………...………15

4. ЗВЕЗДНЫЕ “ОСТАНКИ”: БЕЛЫЕ КАРЛИКИ, НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ, ЧЕРНЫЕ ДЫРЫ…………………………………………………………..……….19

4.1 Белые карлики…………………………………………………………………19

4.2 Нейтронные  звезды……………………………………………………………21

4.3 Черные  Дыры…………………………………………………………………..22

ЗАКЛЮЧЕНИЕ……………………………………………………………..…......27

СПИСОК  ИСПОЛЬЗУЕМОЙ ЛИТЕРАТУРЫ………………………....….……28 

ВВЕДЕНИЕ 

     Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом галактики. Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают. В прошлом это представлялось большой загадкой; Рождение звёзд – процесс таинственный, скрытый от наших глаз, даже вооруженных  телескопом. Лишь в середине ХХ в. астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в далёкую эпоху формирования Галактики, 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.

     Жизненный путь звезд,  представляет собой законченный цикл – рождение, рост, период относительно спокойной активности, агония, смерть, напоминающий жизненный путь отдельного организма. В некоторых случаях можно говорить об оставленном звездами «потомстве», о последовательных поколениях звезд. Путь этот не гладок. Он естественным образом разбивается на стадии и подстадии, часто не менее резко разграниченные, чем этапы, переживаемые животным или человеком в течение жизни.

     Не  так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных 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 звезд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трех звездоподобных объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звезды – впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звезд. Буквально на глазах это беспрецедентный случай показал астрономам, что звезды могут рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звезды обычно возникают в группах, или звездных скоплениях, оказались справедливыми. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

1. ЭВОЛЮЦИЯ  ЗВЕЗД

 
 

     Эволюция  звезд - изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического  состава звезд со временем. Важнейшие  задачи теории эволюции звезд - объяснение образования звезд, изменения их наблюдаемых характеристик, исследование генетической связи различных групп  звезд, анализ их конечных состояний.

     Поскольку в известной нам части Вселенной  около 98-99% массы наблюдаемого вещества содержится в звездах или прошло стадию звезд, объяснение эволюции звезд является одной из наиболее важных проблем астрофизики.

     Звезда  в стационарном состоянии - это газовый  шар, который находится в гидростатическом и тепловом равновесии (т.е. действие сил тяготения уравновешено внутренним давлением, а потери энергии на излучение компенсируются энергией, выделяющейся в недрах звезды. "Рождение" звезды - это образование гидростатически равновесного объекта, излучение которого поддерживаются за счет собственных источников энергии. "Смерть" звезды - необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию. Мир звёзд многообразен: Антарес имеет красный цвет, Капелла – жёлтый, Сириус – белый, Вега – голубовато-белый. Звёзды отличаются по яркости, и еще древние ввели звёздные величины. В 19 столетии звёзды рассортировали по расстояниям и массам, а в конце века – по спектрам.

     В 1900 году американский астроном Эдвард Чарльз Пикеринг ввел спектральные классы, обозначив их буквами латинского алфавита. Границы между классами были нечёткими, и в последствии каждый класс разбили на группы от 0 до 9, так что наше Солнце по спектру попало в G2. Когда при истолковании спектров стали учитывать ионизацию, стало возможным по спектральным сериям определять температуру звёзд. Состав же звёзд не отличался разнообразием: как и Солнце, большинство звёзд состояло преимущественно  из водорода и гелия. Тогда спектральные классы выстроили в порядке убывания температуры: О, В, А, F, G, К, М. Имеется ещё 4 дополнительных класса: для холодных звёзд – R, N, S, для горячих - W. Очевидно, что без классификации звёзд нельзя говорить об их эволюции (рисунок. 1).  
 
 

   

 
 
 

Рис. 1  Эволюция звезд 
 
 
 

     Герцшпрунг и Генри Ресселл составили диаграмму зависимости светимостей звёзд от их спектральных классов (диаграмма носит имена обоих учёных): у оси абсцисс откладываются спектральные классы звёзд (иногда соответствующие показатели цвета или температуры), по оси ординат – светимости звёзд L  (или звездные величины M). Оказалось, что на диаграмме звёзды располагаются не беспорядочно, а образуют несколько последовательностей  (рисунок 2).  
 

 
 

Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела 

     “Представляет основную группу звезд с обозначением их цвета и относительных размеров. Относительные количества звезд в каждой части диаграммы не совсем соответствуют действительности. Большинство звезд находятся в области основного состояния, протянувшись из верхнего левого угла в правый нижний, увеличиваясь в количестве по мере приближения к тусклому красному

окончанию. Над основным состоянием находятся  многие гиганты, например Альдебаран и несколько сверхгигантов; крошечные, тусклые белые карлики расположены внизу”.

     Так, в окрестности Солнца большинство  звёзд сконцентрированы вдоль сравнительно узкой полосы, протянувшейся из верхнего левого угла вниз (Главная последовательность).

     В правом верхнем углу расположены  сверх гиганты (наиболее крупные  звёзды из всех).

     Группа  звёзд-гигантов компактна и расположена  вверху диаграммы между Главной последовательностью и группы сверх гигантов. Параллельно Главной последовательности, несколько ниже её, расположены звёзды, образующие последовательность субкарликов, в левом нижнем углу диаграммы – группа белых карликов. Звёзды по светимости разделены на семь классов, обозначенных римскими цифрами. Класс светимости пишется после спектрального класса звезды, например, Солнце: звезда класса G 2V.

     Характерное время эволюции звезд слишком  велико для того, чтобы можно было всю эволюцию проследить непосредственно. Поэтому основным методом исследования эволюции звезд является построение последовательностей моделей звезд, описывающих изменения внутреннего строения и хим. состава звезд со временем. Эволюционные последовательности затем сопоставляются с результатами наблюдений.

     На  основе полученных закономерностей  распределения звезд на диаграмме и известных в начале века физических моделей, Ресселл  построил эволюционный путь звезды (рисунок 3). 
 
 
 
 
 
 

       

Рис. 3. Путь звезды размера Солнца на диаграмме Герцшпрунга – Рассела  

     “lg (L\L₀) – спектральный состав излучения, lg T_{Ef –} интенсивность свечения. Жирная линия – главная последовательность, пунктирная линия – путь звезды, стрелками указаны кризисные точки”. 

     Переходя  от стадии холодной туманности в голубовато-белую  стадию, звезда перемещается в верхней  части диаграммы справа налево, пока не достигнет верхнего левого конца Главной последовательности. Далее звезда под влиянием поля тяготения сжимается (при этом нагревания не происходит, а ее вещество достигает плотности, уже не соответствующей газу) и остывает, превращаясь в желтый карлик, как наше Солнце. Затем она станет красным карликом и погаснет совсем, став черным карликом – пеплом угасшей звезды. Эту гипотезу, просуществовавшую всего десятилетие, назвали теорией скользящей эволюции звезд.

     Для понимания эволюции звезд принципиальное значение имеет вопрос об источниках их энергии. Потери энергии на излучение  с поверхности могут восполняться за счет охлаждения недр, выделения  гравитационной потенциальной энергии при сжатии и ядерных реакций. Охлаждение и гравитационное сжатие способны, например, поддерживать светимость Солнца (масса г, светимость эрг/с) в течение ~ 10⁷ лет, звезды с массой 30 и - в течение ~ 10⁵ лет, а ядерные реакции соответственно ~ 10¹⁰ и ~ 10⁶ лет. Геологические данные свидетельствуют о том, что светимость Солнца была практически неизменной в течение ~ 10⁹ лет. Отсюда следует, что основным источником энергии могут быть только ядерные реакции.

     Выделение гравитационной энергии может играть определяющую роль лишь тогда, когда  температура недр звезды недостаточна для того, чтобы ядерное энерговыделение могло компенсировать потери энергии, и звезда в целом или ее часть должна сжиматься для поддержания равновесия. Высвечивание тепловой энергии становится важным лишь после исчерпания запасов ядерной энергии. Таким образом, эволюцию звезд можно представить как последовательную смену источников энергии звезд.

     Когда были открыты источники энергии  звезд, вопрос о массе звезды приобрел важное значение. Ход эволюции звезды зависит в основном от ее массы и исходного химического состава. Определенную, но не принципиальную роль могут играть вращение звезды и ее магнитное поле, однако роль этих факторов в эволюции звезд еще недостаточно исследована. Практически наиболее верным способом определения массы звезды являются исследования двойных звезд. Оказалось, что положение звезды на главной последовательности определяется ее массой.

     Соотношения светимостей звезд и их радиусов (L/L_С) = (R/R_С)^5,2, светимостей и масс (L/L_C) = (М/М_C)^3,9 сравнили со значением количества энергии, излучаемой поверхностью звезды за единицу времени L/4П R², и получили соотношение между температурой поверхности и ее массой (Т/Т_C) = (М/М_C)^0,6. Итак, чем меньше масса звезды, тем меньше ее поверхностная температура, тем более поздним будет ее спектральный класс. Эта формула позволяет оценить массу звезды и по ее светимости: