Рождение и эволюция звезд

План:

Введение……………………………………………..…………………………….…3§1. Понятие рождения , эволюции и смерти звезд…………..………………….…4 
§2. Рождение звезд……………………………………………………….………….5

§3. Эволюция звезд………………………………………………………..………....9 
§4. Смерть звезд……………………………………………………………..……...19 
Заключение…………………………………………………………………..……...21 
Библиографический список…………………………………………………..……22

Введение

Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным

элементом галактики. «Звезды - это огромные шары из гелия и водорода, а также других газов. Гравитация тянет эти вещи внутрь, а давление раскаленного газа выталкивает их наружу, создавая равновесие. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом».

«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».

Подавляющее большинство звезд меняет свои основные характеристики (светимость, радиус) очень медленно. В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся в состоянии равновесия - обстоятельство, которым мы широко пользовались для выяснения природы звездных недр. Но медленность изменений - это еще не означает их отсутствие. Все дело в сроках эволюции, которая для звезд должна быть совершенно неизбежной. Проблема эволюции звезд, несомненно, принадлежит к числу основных проблем астрономии. По существу, вопрос заключается в том, как рождаются, живут, «стареют» и умирают звезды. Эта проблема по самой своей сущности является комплексной. Она решается целеустремленными исследованиями представителей разных отраслей астрономии - наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, никак нельзя сразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще эта проблема оказалась очень трудной и несколько десятилетий совершенно не поддавалась решению. Постепенно вопрос о путях эволюции звезд прояснился, хотя отдельные детали проблемы все еще далеки от решения.

§ 1. Понятия рождения, эволюции и смерти звезд

 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.  
 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.   
 «Смерть» звезды - необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.  
 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. Основным источником энергии могут быть 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.  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 химического состава звезд со временем. Эволюционные последовательности затем сопоставляются с результатами наблюдений, с Герцшпрунга-Рессела диаграммой (Г Р.д.), суммирующей наблюдения большого числа звезд, находящихся на разных стадиях эволюции. Особо важную роль играет сравнение с Г Р.д. для звездных скоплений, поскольку все звезды скопления имеют одинаковый начальный химический состав и образовались практически одновременно. По Г Р.д. скоплений различного возраста удалось установить направление эволюции звезд. Детально эволюционные последовательности рассчитываются путем численного решения системы дифференциальных уравнений, описывающих распределение массы, плотности, температуры и светимости по звезде, к которым добавляются уравнение состояния, законы энерговыделения и непрозрачности звездного вещества и уравнения, описывающие изменение химического состава звезды со временем. 
 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. Химический состав звезды зависит от времени, когда она образовалась, и от ее положения в Галактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав которого определялся космологическими условиями. В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы, которые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались уже из вещества, содержавшего до 3- 4% (по массе) тяжелых элементов.

§ 2. Рождение звезд

Звезды  рождаются в галактиках из межзвездного вещества, неравномерно распределенного  в пространстве, состоящего из газа и пыли, пронизанного излучениями и слабым магнитным полем. Часть этого вещества собрана в облака, в самых плотных областях которых идет процесс звездообразования. Газово-пылевые облака неоднородны. В них образуются сгустки, которые со временем под действием гравитации начинают сжиматься. В процессе сжатия возникает вращение вещества, и вокруг центральной части формируется газово-пылевой диск. Падение вещества к центру конденсации (сжатие) приводит к столкновениям между частицами и их разогреву при переходе кинетической энергии в тепловую. Идет формирование протозвезды. Когда температура в центральной области достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой. У протозвезды солнечной массы процесс медленного сжатия продолжается около 50 млн. лет.  
 Из аккреционного диска, вращающегося вокруг молодой звезды, со временем может сформироваться система планет и их спутников. Образование планет проходит бурно и сопровождается постоянными столкновениями. Часть материи под воздействием гравитационных возмущений и интенсивного звездного ветра выбрасывается в окружающее космическое пространство. 
 Процесс звездообразования продолжается и в наше время, но уже из вещества, обогащенного тяжелыми элементами, выброшенными в процессе эволюции предыдущих звездных поколений. Обычно звезды рождаются не поодиночке, а как бы «гнездами», формируя обширные скопления - ассоциации. Молодые ассоциации звезд генетически связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. 
 Каждая «новорожденная» звезда, в зависимости от своей первоначальной массы, занимает определенное место на диаграмме Герцшпрунга-Рессела - графике, по одной оси которого отложен показатель цвета звезды, а по другой - ее светимость, т.е. количество энергии, излучаемой в секунду. Показатель цвета звезды связан с температурой ее поверхностных слоев - чем ниже температура, тем звезда краснее, а ее показатель цвета больше. 
 "Протозвездная" стадия эволюции относительно быстротечна. Самые массивные звезды проходят ее всего за несколько сотен тысяч лет. Но после того, как они «пропишутся» на Главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела, ситуация резко меняется. Теперь параметры звезды стабилизировались, и в течение длительного времени они будут оставаться неизменными. Звезды на диаграмме формируют пять полос, называемых последовательностями. От верхнего левого угла к правому нижнему проходит Главная последовательность, на которой находится большинство звезд. Верхняя часть представлена голубыми звездами с температурой 30 000°-50 000° Кис оптической светимостью в 10 000 раз больше светимости Солнца (например, Спика), далее расположены белые звезды (Сириус А), желтовато-белые (Процион), желтые (Солнце), оранжевые (χ Кита), а заканчивается Главная последовательность красными карликами с температурой 3000°-4000° К, которые слабее Солнца в 1000 раз (Крюгер 60). Выше Главной последовательности находятся красноватые субгиганты, а затем желтые, оранжевые и красные гиганты, имеющие большие размеры и соответственно высокие светимости (Капелла, Арктур, Альдебаран). В самой верхней части диаграммы проходит ветвь сверхгигантов, светимость которых в сотни тысяч раз больше светимости Солнца (Ригель, Бетельгейзе). Но таких звезд очень немного. Чуть ниже Главной последовательности параллельно ей проходит ветвь субкарликов. И, наконец, в самой нижней части диаграммы отдельной группой располагаются белые карлики — очень плотные маленькие и горячие звезды, находящиеся на заключительной стадии развития (Сириус В). 
 В процессе эволюции звезды меняют свое положение на диаграмме «спектр-светимость», перемещаясь из одной группы в другую. Большую часть жизни звезда проводит на Главной последовательности. Справа и вверх от нее располагаются как самые молодые звезды, так и звезды, далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути. 
 Время жизни звезды зависит, главным образом, от ее массы. По теоретическим расчетам, масса звезды может варьировать от 0,08 до 100 солнечных масс. У протозвезды с массой меньше 0,08 солнечной температуры в центре не сможет подняться до необходимой для начала термоядерных реакций. А звезды с массой больше 100 солнечных масс неустойчивы. Чем больше масса звезды, тем быстрее выгорает водород, и тем более тяжелые элементы могут образоваться в процессе термоядерного синтеза в ее недрах. На поздней стадии эволюции, когда в центральной части звезды начинается горение гелия, она сходит с Главной последовательности, становясь, в зависимости от массы, голубым или красным гигантом. 
 Итак, на протяжении периода, когда звезда находится на Главной последовательности, она эволюционирует, медленно теряя вещество за счет излучения. 
 Она продолжает свою созидательную алхимию, и вот уже через какие-нибудь несколько миллионов лет появляются около двадцати новых химических элементов. Когда гелиевое топливо исчерпано, начинается сжигание углерода, в результате которого образуется кислород. После углерода наступает очередь кислорода. Таким образом, рождаются более сложные элементы, такие как неон, магний или даже алюминий и сера. Когда появляется железо, звезда уже содержит химические элементы, которые позже образуют более 90% атомов нашего тела, и будут отвечать за разнообразие жизни на Земле. 
 Чем больше масса звезды, тем сильнее ее гравитационное поле. Таким образом, на материал звезды действуют силы притяжения, которые уравновешиваются внутренним давлением. В обычных звездах это равновесие сохраняется миллиарды лет, в течение которых они светят, медленно расходуя водородное топливо. 
 Но наступает момент, когда полностью исчерпаны термоядерные источники энергии. Звезда на пороге кризиса, она уже не может вырабатывать необходимое количество энергии, достаточного для поддержания внутреннего давления и противостояния силам гравитации. Начинается процесс неудержимого сжатия (коллапс), но это сжатие уже не может обеспечить включение новых термоядерных реакций. Для звезд, которые значительно массивнее Солнца, гравитационный коллапс наступает сразу после образования железного ядра. У менее массивных звезд этот процесс начинается на более ранних этапах развития.

§ 3. Эволюция 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. 
Рождение звезды не может быть исключительным событием: во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления этих тел. 

Глобулы.

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. 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.

Протозвезды.

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.

Белые карлики.

Гравитационное сжатие белого карлика  происходит в течение длительного времени, и электронные оболочки продолжают проникать друг в друга до тех пор, пока расстояние между ядрами не станет порядка радиуса наименьшей электронной оболочки. Внутренние электронные оболочки представляют собой непроницаемый барьер, препятствующий дальнейшему сжатию. При максимальном сжатии электроны уже не  связаны с отдельными ядрами, а свободно движутся относительно них. Процесс отделения электронов от ядер происходит в результате ионизации давлением. Когда ионизация становится полной, облако электронов движется относительно решётки из более тяжёлых ядер, так что вещество белого карлика приобретает определённые физические свойства, характерные для металлов. В таком веществе энергия переносится к поверхности электронами, подобно тому, как тепло распространяется по железному пруту, нагреваемому с одного конца. 
 Но электронный газ проявляет и необычные свойства. По мере сжатия электронов их скорость всё больше возрастает, потому что, как мы знаем, согласно фундаментальному физическому принципу, два электрона, находящиеся в одном элементе фазового объёма, не могут иметь одинаковые энергии. Следовательно, чтобы не занимать один и тот же элемент объёма, они должны двигаться с огромными скоростями. Наименьший размер допустимого объёма зависит от диапазона скоростей электронов. Однако в среднем, чем ниже скорость электронов, тем больше тот минимальный объём, который они могут занимать. Иными словами, самые быстрые электроны занимают наименьший объём. Хотя отдельные электроны носятся со скоростями, соответствующими внутренней температуре порядка миллионов градусов, температура полного ансамбля электронов в целом остаётся низкой. 
 Установлено, что атомы газа обычного белого карлика образуют решётку плотно упакованных тяжёлых ядер, сквозь которую движется вырожденный электронный газ. Ближе к поверхности звезды вырождение ослабевает, и на поверхности атомы ионизированы не полностью, так что часть вещества находится в обычном газообразном состоянии. 
 Зная физические характеристики белых карликов, можно сконструировать их наглядную модель. Прежде всего, что белые карлики имеют атмосферу. 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 50 000 К у «горячих». Под атмосферой белого карлика лежит область невырожденного вещества, в котором содержится небольшое число свободных электронов. Толщина этого слоя 160 км, что составляет примерно 1% радиуса звезды. 
 Слой этот может меняться со временем, но диаметр белого карлика остаётся постоянным и равным примерно 40 000 км. Как правило, белые карлики не уменьшаются в размерах после того, как достигли этого состояния. Они ведут себя подобно пушечному ядру, нагретому до большой температуры; ядро может менять температуру, излучая энергию, но его размеры остаются неизменными.  
 Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус; минимально возможный радиус составляет 10 000 км. Именно давление вырожденного электронного газа предохраняет звезду от всяческого дальнейшего сжатия, и, хотя температура может меняться от миллионов градусов в ядре звезды до нуля на поверхности, диаметр её не меняется. Со временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром, который она имела, вступив в стадию белого карлика.  
 Под верхним слоем звезды вырожденный газ практически изотермичен, то есть температура почти постоянна вплоть до самого центра звезды; она составляет несколько миллионов градусов - наиболее реальная цифра 6 млн. К. 
 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. Электронный газ, который не похож не на один из известных на Земле газов, отличается исключительной теплопроводностью, и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу эта энергия излучается в космическое пространство. 
 Процесс остывания горячего белого карлика можно сравнить с остыванием железного прута, вынутого из огня. Сначала белый карлик охлаждается быстро, но по мере падения температуры внутри него охлаждение замедляется. В конце концов, белый карлик должен исчезнуть и стать чёрным карликом, однако на это могут понадобиться триллионы лет. 
 Многие астрономы считают, что и в начальной фазе, когда белый карлик ещё довольно горяч, скорость охлаждения невелика. А когда температура его поверхности падает до величины порядка температуры Солнца, скорость охлаждения увеличивается и угасание происходит очень быстро. Когда недра белого карлика достаточно остынут, они затвердеют.

Сверхновые

Сверхновые звезды возникают при  мощном взрыве, связанном с образованием нейтронных звезд и черных дыр. 
 Вспышки Сверхновых, в зависимости от кривой блеска и других свойств, принято разделять на два типа. Вспышки Сверхновой I типа отличаются большей светимостью, которая может превышать в 2,5 млрд. раз светимость Солнца. Светимость Сверхновых II типа превышает светимость Солнца всего в 1 млрд. раз. Отличие Сверхновых I и II типа связано с химическим составом взрывающихся звезд, а, следовательно, и их возрастом. Так, Сверхновые I типа относятся к старым звездам, которые не могут обладать большими массами. Спектральный анализ их излучения показывает полное отсутствие водорода, что говорит об их почтенном возрасте. Сверхновые II типа связаны с молодыми массивными звездами, и, следовательно, при взрыве может выбрасываться значительная (порядка одной солнечной) масса вещества. Анализ их спектров показывает наличие большого количества водорода. 
 Перед вспышкой Сверхновой II типа огромные потери энергии происходят за счет нейтринного излучения, для которого материя звезды прозрачна. Унося с собой часть энергии из ядра, оно способствует еще большему охлаждению и дальнейшему коллапсу звезды. Слои, близлежащие к центру звезды, уплотняются и становятся непрозрачными для нейтрино, что приводит к резкому повышению температуры. Избыточная температура и огромное давление способствуют возникновению реакций синтеза легких ядер. Этот процесс имеет взрывной характер. Сопровождающая его ударная волна выбрасывает вещество звезды, оголяя ее ядро. Необходимо отметить, что рассмотренный механизм взрыва Сверхновых II типа подходит лишь для массивных одиночных звезд на конечных этапах их эволюции. 
 Звезда теряет всю внешнюю оболочку, которая, разлетаясь с большой скоростью, через сотни тысяч лет без следа растворяется в межзвездном среде, а до этого мы наблюдаем ее как расширяющуюся газовую туманность (например, Крабовидная туманность в созвездии Тельца, волокнистая туманность Парус-Х). Первые 20 000 лет расширение газовой оболочки сопровождается мощным радиоизлучением. В течение этого времени она представляет собой горячий плазменный шар, имеющий магнитное поле, удерживающее заряженные частицы высоких энергий, образовавшиеся в Сверхновой. Чем больше времени прошло с момента взрыва, тем слабее радиоизлучение и ниже температура плазмы. 
 Анализ наблюдательных фактов показывает, что эволюция звезд с первоначальной массой менее 4 солнечных масс (время жизни звезды более 100 млн. лет) заканчивается образованием белых карликов. Если масса звезды находится в пределах от 4 до 6 - 7 солнечных масс, жизнь звезды заканчивается вспышкой Сверхновой I типа после 30-90 млн. лет эволюции. Если масса звезды превышает 6 - 7 солнечных масс, в конце ее эволюции происходит вспышка Сверхновой II типа с образованием нейтронной звезды или черной дыры (время жизни таких звезд 20-30 млн. лет). 
 Изучение Сверхновых и их остатков чрезвычайно важно. Материя, выброшенная в космос в результате колоссальных взрывов, служит материалом для образования звезд следующих поколений.