Строение, происхождение и эволюция галактик и звезд

                                  рис. 5                                 

                          Сверхновая  1987А  (1)                         

                             

«Снимок 1987г».  (1)

                                  рис. 6                                 

                             Бетельгейзе  (1)                            

                             

«Это единственная звезда, не считая нашего Солнца, фотографию поверхности

которой удалось получить при помощи заимствованной у радиоастрономов

технологии».  (1)

                                  рис. 7                                 

                                 Пульсар                                

                             

«Пульсар в Крабовидной туманности в созвездии Тельца заснят здесь во время

пульсации с частотой 30 раз в секунду». (1)

    

                                  рис. 8                                 

                             Черная дыра  (1)                            

                             

«Считается излучателем энергии из окружающего аккреционного диска».  (1)

                                  рис. 9                                 

                             Обмен масс  (1)                            

                             

«Может происходить во многих тесных двойных системах. На этом снимке голубая

звезда медленно отдает вещество аккреционному диску вокруг черной дыры».  (1)

                                 рис. 10                                

                           Алькор и Мицар  (1)                          

                             

«Возможно, они являются самой известной парой звезд для наблюдения северных

широт».  (1)

                                 рис. 11                                

               Красный гигант отдает собственную  массу  (1)              

                             

«Красный гигант отдает собственную массу своему компаньону белому карлику.

Набор массы может вызвать периодические взрывы белого карлика».  (1)

                                 рис. 12                                

                               Плеяды  (1)                              

                             

«Плеяды, наверное, одно из самых известных открытых скоплений, ясно видимое

невооруженным глазом в созвездии Тельца».  (1)

                                 рис. 13                                

                     Шаровое скопление 47 Тукана  (1)                    

                             

«Одно из красивейших в южном небе. В нем выделяется центральное ядро из

звезд».  (1)

                                 рис. 14                                

                      Галактика млечного пути  (1)                      

                             

«Она кажется мерцающим водоворотом почти из 200 биллионом солнц,

раскинувшихся на 150 000 световых лет. Наше солнце всего лишь крохотное

пятнышко на одной из огромных спиралей галактики».  (1)

                                 рис. 15                                

                       Планетарная туманность  (1)                      

                             

«Туманность Гантель  в созвездии Лисички, представляет собой «лебединую

песню» большинства звезд. Центральное ядро тускнеет практически до полного

исчезновения из вида, превращаясь в белого карлика». (1)

                                 рис. 16                                

                        Спиральная галактика  (1)                       

                             

«М 100 из скопления Девы – пример спиральной галактики, «руки» которой

составляют бело-голубые звезды, окружающие ядро более старых звезд. Спирали

расположены в границах тусклого диска. Аналогичное образование в Млечном Пути

включает себя звезды типа Солнца».  (1)

    

                                 рис. 17                                

                               Квазар  (1)                              

                             

«Этот квазар расположен в 2000 миллионах световых лет, ЗС273 является одним

из ближайших ослепительных источников энергии».  (1)

                                 рис. 18                                

                          Темная туманность  (1)                         

                            

«Темная туманность гасит и блокирует свет далекого звездного занавеса

Млечного Пути одной темной заплатой».  (1)

                      СПИСОК ИСПОЛЬЗУЕМОЙ ЛИТЕРАТУРЫ                     

     1.     Леви Д., «Звезды и планеты: энциклопедия окружающего», М.:

Издательство «Белый город», 1998. – 288с.

     2.     Дубинцева Т.Я., «Концепции современного естествознания»,

Новосибирск: ООО Издательство «ЮКЭА», 1997. – 832с.

     3.     Хабер Х., «Звезды», М.: «Слово», 1998. – 127с.

     4.     Котляков В.М., «Анатомия кризисов», М.: «Наука», 1999. – 238с.

     5.     Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1952. –

том 16, 679с.

     6.     Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1950. –

том 4, 672с.

     7.     Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1955. –

том 38, 679с.

     8.     Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1952. –

том 13, 672с.

     9.     Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1955. –

том 35, 672с.

     10.             Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1955. –

том 32, 648с.

     11.             Прохорова А.М., «Советский Энциклопедия Словарь», М.:

«Советская Энциклопедия», 1983. – 1560с.

     12.             Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1956. –

том 43, 620с.

     13.             Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1952. –

том 10, 678с.

     14.             Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.:

Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1954. –

том  30, 672с.

                                                                       

 

 

 

 

Оглавление 
 
А) Физическая и химическая характеристика звезд 3 
Б) Строение звезд 5 
В) Эволюция звезд от рождения до смерти 9 
 
ПРОБЛЕМНОЕ ЗАДАНИЕ:  
Роль Солнца в системе 10 
Список литературы 12 
 
А) Физическая и химическая характеристика звезд 
 
Звезды восходили над динозаврами, над Великим Оледенением, над строящимися египетскими пирамидами. Одни и те же звезды указывали путь финикийским мореплавателям и каравеллам Колумба, созерцали с высоты Столетнюю войну и взрыв ядерной бомбы в Хиросиме. Одним людям виделись в них глаза богов и сами боги, другим – серебряные гвозди, вбитые в хрустальный купол небес, третьим – отверстия, через которые струится небесный свет. 
Постоянство и непознаваемость звезд наши предки считали непременными условиями существования мира. Звезды, как все остальные небесные тела обладают физическими и химическими характеристики. Основными характеристиками звезды, которые могут быть тем или иным способом определены из наблюдений, являются мощность ее излучения (в астрономии она называется светимостью), масса, радиус, температура и химический состав атмосферы. Зная данные параметры, можно рассчитать возраст звезды. Перечисленные выше параметры изменяются в очень широких пределах. Кроме того, они взаимосвязаны. Звезды самой высокой светимости, как правило, обладают наибольшей массой, и наоборот, маломассивные звезды светят очень слабо. Все параметры звезды зависят от ее возраста, массы и химического состава [8, c.392]. 
Астрономы не в состоянии проследить жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет – дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Однако ученые могут наблюдать много звезд, 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 ее биографию [5, c.88]. 
История изучения химического состава звезд начинается с середины XIX в. Еще в 1835 г. французский философ Огюст Конт писал, что химический состав звезд навсегда останется для нас тайной. Но вскоре был применен метод спектрального анализа, который теперь позволяет узнать, из чего состоят не только Солнце и близкие звезды, но и самые удаленные галактики и квазары. Спектральный анализ дал неоспоримые доказательства физического единства мира. На звездах не обнаружено ни одного неизвестного химического элемента. Единственный элемент – гелий – был открыт сначала на Солнце и лишь потом на земле. Но неизвестные на Земле физические состояния вещества (сильная ионизация, вырождение) наблюдаются именно в атмосферах и недрах звезд [8, c.397]. 
Наиболее обильным элементом в звездах является водород. Приблизительно втрое меньше содержится в них гелия. Говоря о химическом составе звезд, чаще всего имеют в виду содержание элементов тяжелее гелия. Доля тяжелых элементов невелика (около 2%), но они, по выражению американского астрофизика Дэвида Грея, подобно щепотке соли в тарелке супа, придают особый вкус работе исследователя звезд. От их количества во многом зависят и размер, и температура, и светимость звезды. 
После водорода и гелия на звездах наиболее распространены те же элементы, которые преобладают в химическом составе Земли: кислород, углерод, азот, железо и др. Химический состав оказался различным у звезд разного возраста. В самых старых звездах доля элементов тяжелее гелия значительно меньше, чем на Солнце. В некоторых звездах содержание железа меньше солнечного в сотни и тысячи раз. А вот звезд, где этих элементов было бы больше, чем на Солнце, сравнительно немного. Эти звезды (многие из них двойные), как правило, являются необычными и по другим параметрам: температуре, напряженности магнитного поля, скорости вращения. Некоторые звезды выделяются по содержанию какого-нибудь одного элемента или группы элементов. Таковы, например, бариевые или ртутно-марганцевые звезды. Причины подобных аномалий пока малопонятны. 
На первый взгляд может показаться, что исследование этих малых добавок немного дает для понимания эволюции звезд. Но на самом деле это не так. Химические элементы тяжелее гелия образовались в результате термоядерных и ядерных реакций в недрах очень массивных звезд, при вспышках новых и сверхновых звезд предыдущих поколений. Изучение зависимости химического состава от возраста звезд позволяет пролить свет на историю их образования в различные эпохи, на химическую эволюцию Вселенной в целом [6, c.112-114]. 
Важную роль в жизни звезды играет ее магнитное поле. С магнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна, вспышки, факелы и др. На звездах, магнитное поле которых значительно сильнее солнечного, эти процессы протекают с большей интенсивностью. В частности, переменность блеска некоторых таких звезд объясняют появлением пятен, аналогичных солнечным, но закрывающих десятки процентов их поверхности. Однако физические механизмы, обусловливающие активность звезд, еще не до конца изучены. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают на компактных звездных остатках – белых карликах и особенно нейтронных звездах. 
 
Б) Строение звезд 
 
Анализируя важнейшие характеристики звезд, сопоставляя их друг с другом, ученые смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениями: как устроены звезды, как они образуются и изменяются в течение жизни, во что превращаются, растратив запасы своей энергии.  
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 [8, c.403]. 
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 представляет собой раскаленный газовый шар, а основным свойством газа является стремление расшириться и занять любой предоставленный ему объем [1, c.55]. 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 [2, c.68]. 
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. 
С целью получения представление о структуре звезды, используют метод 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 [3, c.165-166]. 
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 [8, c.405]. 
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.

 

 

 

Тема: Строение и эволюция звезд и планет.

 

Выполнила:

 

Тюмень 2003г.

 

Возникновение и эволюция звезд

Ме жзвездный газ

Потребовалось тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния.

Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главным образом путем анализа образующихся в нем линий поглощения. Выяснилось, например, что довольно часто эти линии имеют сложную структуру, то есть состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая компонента возникает при поглощении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвездной среды, причем облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводит благодаря эффекту Доплера к незначительному смещению длин волн линий поглощения.

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому составу Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как "примеси".

 

Межзвездная пыль

До сих пор, говоря о межзвездной среде, мы имели ввиду только межзвездный газ, но имеется и другой компонент. Речь идет о межзвездной пыли. Мы уже упоминали выше, что еще в прошлом столетии дебатировался вопрос о прозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 года с несомненностью было доказано, что межзвездное пространство действительно не совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольно тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительно невелико.

Что же это за субстанция? Сейчас уже представляется доказанным, что поглощение света обусловлено межзвездной пылью, то есть твердыми микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то степени "ориентируются", то есть направления их вытянутости имеют тенденцию "выстраиваться" в данном облаке более или менее параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частично поляризованным.

Стадии звездной эволюции

Этот процесс является закономерным, то есть неизбежным. В самом деле, тепловая неустойчивость межзвездной среды неизбежно ведет к ее фрагментации, то есть к разделению на отдельные, сравнительно плотные облака и межоблачную среду. Однако собственная сила тяжести не может сжать облака - для этого они недостаточно плотны и велики. Но тут "вступает в игру" межзвездное магнитное поле. В системе силовых линий этого поля неизбежно образуются довольно глубокие "ямы", куда "стекаются" облака межзвездной среды. Это приводит к образованию огромных газово-пылевых комплексов. В таких комплексах образуется слой холодного газа, так как ионизирующее межзвездный углерод ультрафиолетовое излучение звезд сильно поглощается находящейся в плотном комплексе космической пылью, а нейтральные атомы углерода сильно охлаждают межзвездный газ и "термостатируют" его при очень низкой температуре - порядка 5-10 градусов Кельвина. Так как в холодном слое давление газа равно внешнему давлению окружающего более нагретого газа, то плотность в этом слое значительно выше и достигает нескольких тысяч атомов на кубический сантиметр. Под влиянием собственной гравитации холодный слой, после того как он достигнет толщины около одного парсека, начнет "фрагментировать" на отдельные, еще более плотные сгустки, которые под воздействием собственной гравитации будут продолжать сжиматься. Таким вполне естественным образом в межзвездной среде возникают ассоциации протозвезд. Каждая такая протозвезда эволюционирует со скоростью, зависящей от ее массы.

Когда существенная часть массы газа превратиться в звезды, межзвездное магнитное поле, которое своим давлением поддерживало газово-пылевой комплекс, естественно, не будет оказывать воздействия на звезды и молодые протозвезды. Под влиянием гравитационного притяжения Галактики они начнут падать к галактической плоскости. Таким образом, молодые звездные ассоциации всегда должны приближаться к галактической плоскости.

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.

Каков же механизм их возникновения? Почему за многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас впервые удалось увидеть "материализацию" звёзд? Рождение звезды не может быть исключительным событием: во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления этих тел.

В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить 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. Для того чтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. 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.