Процесс эволюции звезд

Министерство  образования и науки Российской Федерации.

Ангарской Государственной  Технической Академии.

Кафедра общественных наук.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Контрольная работа №1

«Процесс  эволюции звезд»

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

                                                                                Выполнила:

                                                                               Специальность: БУАз-09-1.

                                                                               Проверила:.

 

 

 

 

 

 

 

 

Ангарск 2009 год.

 

 

План работы:

 

1. Введение

 

2. Содержание: 

 

        2.1.   Краткая история изучения звёзд.

        2.2.   Эволюция взглядов о рождении звезд.

        2.3.  Происхождение и эволюция звезд.

        2.4.   Из чего образуются звёзды?

        2.5.   Жизнь черного облака

        2.6.   Облако становится звездой

        2.7.   Как устроена звезда и как она живет.

          2.8.    конец жизненного пути звезды.

                                                        

3. Заключение.

 

     IV.    Список использованной литературы.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение.

 

С древних  времен люди видели и пытались объяснить природу звезд хотели понять, что они из себя представляют. Однако понять, что такое звезда смогли только в XX в., но и сейчас есть немало загадок.

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. Однако учёные могут  наблюдать много звёзд, находящихся  на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие. По многочисленным звездным портретам  они стараются восстановить эволюционный путь каждой звезды и написать её биографию.

Звезды - это  одна из основных форм вещества во Вселенной. В основном они расположены в галактиках, вне галактик звезды редки.

Многие небесные “туманности”, 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 середине 20-го века казалось, что мы понимаем строение Вселенной: множество Галактик, состоящих из звёзд, с планетными системами вокруг некоторых из них, и всем этим 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.

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. Казалось, звёзды перестали подчиняться силе тяготения. Прояснялась одна удивительная истина: свет и масса не обязательно сопутствуют друг другу, во Вселенной много и ярких объектов малой массы, и слабо светящих массивных тел.

 

 

 

 

 

 

 

 

Краткая история изучения звёзд.

 

Изучение  звезд было вызвано потребностями  материальной жизни общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время звезды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет.

 

Во времёна Аристотеля (4 в. до н. э.) господствовали взгляды, согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что звезды - это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх звезд. В середине и во 2-й половине 18 в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о звёздной системе, в которую входит Солнце. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о звездах.

 

В начале 20 в., космические объекты начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии. В середине 20 в. исследования приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин.

 

Эволюция  взглядов о рождении звезд.

 

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 наши знания о зарождении  и формировании звёзд. А началось изучение этой проблемы ещё во времена Коперника, Галилея и Ньютона.

 

Создав теорию всемирного тяготения, Исаак Ньютон подтолкнул многих любознательных людей к размышлениям о причинах эволюции небесных тел. Один из священников, доктор Ричард Бентли, детально изучал труды Ньютона, и время от времени обращался к великому физику с вопросами.

 

В одном из писем он спросил, не может ли сила тяготения объяснить происхождение  звёзд. Ньютон в ответном послании молодому священнику от 10 декабря 1692 г. изложил свой взгляд на возможность гравитационного скучиванья космического вещества: «…Если бы это вещество было равномерно распределению по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных друг то друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образовываться Солнце и неподвижные звёзды…».

 

Что имел в  виду Ньютон, говоря о веществе, распределённом в пространстве? Действительно, межзвёздное вещество было открыто сразу после изобретения телескопа.

 

Газовые облака выглядят на небе как туманные пятнышки. Н. Пейреск в 1612 г. впервые упомянул о Большой туманности Ориона. По мере совершенствования телескопов были обнаружены и другие туманные пятна. В «Новом общем каталоге туманностей и звёздных скоплений» Джона Дрейера (1888 г.) значится 7840 незвёздных объектов.

 

В течение  трёх столетий туманности, особенно спиральные, считались сравнительно близкими образованиями, связанными с формированием звёзд и планет. Гершель, был уверен, что нашёл множество облаков дозвёздного вещества, и своими глазами увидел, как это вещество под действием тяготения постепенно изменяет свою форму и конденсируется в звёзды.

 

Как позже  выяснилось, некоторые туманности действительно  связаны с рождением звёзд. Но в большинстве случаев светлые  туманные пятна  оказались не газовыми облаками, а очень далёкими звёздными системами.

 

К середине ХIХ в. физики могли применить к звёздам газовые законы и закон сохранения энергии. Они поняли, что звёзды не могут светить вечно. Источник их энергии ещё не был найден, но, каким бы он ни оказался, всё равно век звезды отмерен и на смену старым должны рождаться новые звёзды. А яркие и горячие облака межзвёздного газа, не устраивали физиков как предполагаемое вещество будущих звёзд. Ведь горячий  газ стремится расширяться под действием внутреннего давления. И физики не были уверены, что гравитация сможет победить давление газа.

 

В 1902 г. английский физик Джеймс Джинс впервые исследовал уравнения движения газа с учётом гравитации и нашёл, что они имеют два решения. Если масса газа и его тяготение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нём распространяются волны сжатия и разрежения – обычные звуковые колебания. Но если облако газа массивное и холодное, то тяготение побеждает газовое давление. Тогда облако начинает сжиматься как целое, превращаясь в плотный газовый шар – звезду.

 

Однако астрономы  не могли указать тот газ, из которого формируются звёзды. Пока они искали дозвёздное вещество, физики, наконец, поняли, почему звёзды светят. Исследования атомного ядра и открытие термоядерных реакций позволили объяснить причину длительного свечения звёзд.

 

РОЖДЕНИЕ ЗВЁЗД

 

Звёзды - горячие  гиганты, излучающие большое количество ультрафиолетовых квантов, ионизируют вокруг себя межзвёздный водород в значительной области. Размер зоны ионизации в очень большой степени зависит от температуры и светимости звезды. Вне зон ионизации почти весь водород находится в нейтральном состоянии.

 

Звезды, за редчайшим  исключением, наблюдаются как "точечные" источники излучения. Это означает, что их угловые размеры очень малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных" дисков. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги.

 

Уже давно  спектры подавляющего большинства  звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система  классификации звездных спектров настолько  точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса.

 

В последние  десятилетия были запущены специализированные искусственные спутники земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение.

 

Характерной особенностью звездных спектров является наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих  различным элементам. Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам "непосредственно" приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов достаточно невелико.

 

Сейчас твердо установлено, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст, от величины порядка 1010 лет (шаровые  звездные скопления) до 106 лет для самых молодых (рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации). Многие исследователи предполагают, что звезды образуются из диффузной межзвездной среды. Диффузная среда удерживается в спиральных ветвях галактическим магнитным полем. Звезды этим слабым полем удерживаться не могут. Поэтому более старые звезды меньше связаны со спиралями. Молодые звезды образуют часто комплексы, такие, как комплекс Ориона, в который входит несколько тысяч молодых звезд. В комплексах наряду со звездами содержится большое количество газа и пыли. Газ в этих комплексах быстро расширяется, а это значит, что раньше он представлял собой более плотную массу.

 

Сам процесс  формирования звезд из диффузной  среды остается пока не вполне ясным. Если в некотором объеме, заполненном  газом и пылью, масса диффузной  материи по каким-то причинам превзойдет определенную критическую величину, то материя в этом объеме начнет сжиматься под действием сил тяготения. Это явление называется гравитационной конденсацией.

 

Величина  критической массы зависит от плотности, температуры и среднего молекулярного веса. Расчеты показывают, что необходимые условия могут создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузной материи становится достаточно большой. Такие условия могут возникать в результате случайных флуктуаций, однако не исключено, что увеличение плотности может происходить и в результате некоторых регулярных процессов.

 

Наиболее  плотными областями диффузной материи  являются, по-видимому, глобулы и "слоновые хоботы" - темные компактные, непрозрачные образования, наблюдаемые на фоне светлых туманностей. Глобулы имеют вид круглых пятнышек, "слоновые хоботы" - узких полосок, которые вклиниваются в светлую материю. Глобулы и "слоновые хоботы" являются наиболее вероятными предками звезд, хотя прямых доказательств нет. В качестве косвенного подтверждения могут рассматриваться кометообразные туманности. Эти туманности выглядят подобно конусу кометного хвоста. В голове такой туманности обычно находится звезда типа Т Тельца - молодая сжимающаяся звезда. Возможно, звезда образовалась внутри туманности. В то же время сама туманность напоминает по форме и расположению "слоновые хоботы".

 

Очень многое в процессе звездообразования остается не ясным. Не все исследователи соглашаются, с тем, что звезды образуются из диффузной  межзвездной материи. Советский  астроном акад. В. А. Амбарцумян считает, что звезды образуются в результате расширения плотных тел неизвестной природы, которые непосредственно не наблюдаются.

 

Допустим, что  облако межзвездной материи достигло критической массы, и начался процесс гравитационной конденсации. Пылевые частицы и газовые молекулы падают к центру облака, потенциальная энергия гравитации переходит в кинетическую, а кинетическая энергия в результате столкновений - в тепло. Облако нагревается и вследствие увеличения температуры возрастает его излучение. Оно превращается в протозвезду (звезда в начальной стадии развития). Судя по тому, что молодые звезды наблюдаются группами, можно думать, что в начале процесса гравитационной конденсации облако межзвездной материи разбивается на несколько частей и одновременно образуется несколько протозвезд.

 

Полный поток  энергии, излучаемой протозвездой, определяется, обычным законом масса - светимость, но размеры протозвезды значительно больше. Поэтому температура ее поверхности много меньше, чем у обычной звезды такой же массы. По мере сжатия протозвезды температура ее увеличивается. Когда температура в недрах звезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции.