Типы звёзд. Рождение и эволюция

Автор работы: Пользователь скрыл имя, 16 Июня 2013 в 05:42, реферат

Описание работы

Изучение естествознания нужно не только для того, чтобы мы как культурные люди знали и разбирались в его результатах, но и для понимания самой структуры нашего мышления. Итак, мы отправляемся в безбрежное море познания. Предположим, что вместе с Ньютоном мы лежим под деревом и наблюдаем падение яблока, которое, по преданию, натолкнуло Ньютона на открытие закона всемирного тяготения. Яблоки падали на голову не только Ньютона, но почему именно он сформулировал Закон всемирного тяготения? Что помогло ему в это: любопытство, удивление или, быть может, он и до этого изучал тяготение, и падение яблока было не начальным, а завершающим моментом его раздумий?

Содержание работы

Введение 2
РОЖДЕНИЕ ЗВЁЗД 3
Из чего образуются звёзды? 6
Жизнь черного облака 8
Светимость и расстояние до звезд 10
Спектры звезд и их химический состав 10
Температура и масса звезд 11
Молодые звёздные коллективы 12
Как устроена звезда и как она живёт 13
Взрывающиеся звёзды 16
Новые и сверхновые звезды 17
Белые карлики, или будущее Солнца 19
Нейтронные звезды 20
Чёрные дыры 20
Конец жизненного пути звезды 22
Заключение 22
Литература. 23

Файлы: 1 файл

Реферат по КСЕ .docx

— 77.33 Кб (Скачать файл)

Исчерпав запасы ядерной  энергии, звезда может только сжиматься  и использовать гравитационную энергию, что бы поддержать своё свечение. Звезда будет сжиматься и ярко светиться. Когда же и эта энергия иссякнет, звезда начнёт изменять свой цвет от белого к жёлтому, затем к красному; наконец  она перестанет излучать и начнёт непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде маленького тёмного безжизненного объекта. Но на пути к угасанию обычная звезда проходит стадию белого карлика.

Из чего образуются звёзды?

Ещё Гершель обнаружил  на фоне Млечного Пути тёмные провалы, которые он называл «дырами в  небесах». В конце XIX в. на Ликской обсерватории (США) астроном Эдуард Барнард начал систематическое фотографирование неба. К 1913 г. он нашел около 200 тёмных туманностей. По его мнению, они представляли собой облака поглощающей свет материи, а вовсе не промежутки между звёздами, как считал Гершель.

Это предположение подтвердилось. Когда рядом с облаком межзвёздного газа или внутри него горячей звезды, газ остаётся холодным и не светится. Если бы облако содержало только газ, его могли бы и не заметить. Но помимо газа в межзвёздной среде  в небольшом количестве (около 1% по массе) есть мелкие твёрдые частицы - пылинки размерами около 1 мкм  и меньше, которые поглощают свет далёких звёзд. Потому-то холодное облако и кажется тёмным «провалом в  небесах». Детальное изучение Млечного пути показало, что очень часто  такие «провалы» встречаются  в областях звёздообразования, подобных туманностей Ориона.

В 1946 г. американский астроном Барт Бок обнаружил на фоне светлых  туманностей NGC 2237 в Единороге и NGC 6611 в Щите маленькие чёрные пятна, которые назвал глобулами. Размер их от 0,01 до 1 пк. Они ослабляют свет лежащих за ними звёзд в десятки  и сотни раз. Это значит, что  вещество глобул в тысячи раз плотнее  окружающего их газа. Их масса оценивается  в пределах от 0,01 до 100 масс Солнца.

После открытия глобул появилось  убеждение, что сжимающиеся облака дозвёздной материи уже найдены, что они-то и являются непосредственными  предшественниками звёзд. Но вскоре стала очевидной поспешность  такого заключения.

Дело в том, что оптические телескопы не дают полного представления  о межзвёздной среде: с их помощью  мы видим лишь горячие облака, нагретые массивными звёздами (как туманность Ориона), или маленькие тёмные глобулы  на светлом фоне. И те и другие - довольно редкие образования. Только созданные в 50-е годы радиотелескопы позволили обнаружить по излучению  в линии 21 см атомарный водород, заполняющий  почти всё пространство между  звёздами.

Это очень разреженный  газ: примерно один атом в кубическом сантиметре пространства (по меркам земных лабораторий --высочайший вакуум!). Но поскольку  размер Галактики огромен, в ней  набирается около 8 млрд. солнечных  масс межзвёздного газа, или примерно 5% от её полной массы. Межзвёздный газ  более чем на 67% (по массе) состоит  из водорода, на 28% из гелия, и менее 5% приходится на все остальные элементы, самые обильные среди которых - кислород, углерод и азот.

Межзвёздного газа особенно много вблизи плоскости Галактики. Почти весь он сосредоточен в слое толщиной 600 световых лет и диаметром  около 30 кпк, или 100 тыс. световых лет (это  диаметр галактического диска). Но и  в таком тонком слое газ распределён  неравномерно. Он концентрируется в  спиральных рукавах Галактики, а  там разбит на отдельные крупные  облака протяженностью в парсеки  и даже в десятки парсек, а массой в сотни и тысячи масс Солнца. Плотность газа в них порядка 100 атомов на кубический сантиметр, температура  около -200°С. Оказалось, что критические  масса и радиус Джинса при таких  условиях почти совпадают с массой и радиусом самих облаков, а это  значит, что они готовы к коллапсу. Но главное открытие было ещё впереди.

Астрономы подозревали, что  при относительно высокой плотности  и низкой температуре, царящей в  межзвёздных облаках, часть вещества должна объединяться в молекулы. В  этом случае важнейшая часть межзвёздной  среды недоступна наблюдениям в  оптическом диапазоне.

Начавшиеся в 1970 г. ультрафиолетовые наблюдения с ракет и спутников  позволили открыть главную молекулу межзвёздной среды - молекулу водорода (Н2). А при наблюдении межзвёздного пространства радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового диапазонов были обнаружены десятки других молекул, порой довольно сложных, содержащих до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицерина.

Как выяснилось, около половины межзвёздного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотни  раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего  на несколько градусов выше абсолютного  нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному  сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца, и  становится возможным формирование звёзд.

Ближайшие к нам области  звёздообразования - это тёмные облака в созвездиях Тельца и Змееносца. Подальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе.

Жизнь черного облака

Молекулярные облака устроены значительно сложнее, чем знакомые нам облака водяного пара в земной атмосфере. Снаружи молекулярное облако покрыто толстым слоем атомарного газа, поскольку проникающее туда излучение звёзд разрушает хрупкие  молекулы. Но находящаяся в наружном слое пыль поглощает излучение, и  глубже, в тёмных недрах облака, газ  почти полностью состоит из молекул.

Структура облаков постоянно  изменяется под действием взаимных столкновений, нагрева звёздным излучением, давления межзвёздных магнитных  полей. В разных частях облака плотность  газа различается в тысячу (во столько  же раз вода плотнее комнатного воздуха). Когда плотность облака (или отдельной  его части) становится настолько  большой, что гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает неудержимо коллапсировать. Размер его  уменьшается всё быстрее и  быстрее, а плотность растёт. Небольшие  неоднородности плотности в процессе коллапса усиливаются, и в итоге облако фрагментирует, т.е. распадается на части, каждая из которых продолжает самостоятельное сжатие.

При коллапсе возрастают температура  и давление газа, что препятствует дальнейшему увеличению плотности. Но пока облако прозрачно для излучения, оно легко остывает и сжатие не прекращается. Большую роль в дальнейшем играет космическая пыль. Хотя по массе  она составляет всего 1% межзвёздного вещества, это очень важный его  компонент. В тёмных облаках пылинки  поглощают энергию газа и перерабатывают её в инфракрасное излучение, которое  легко покидает облако, унося излишки  тепла. Наконец из-за увеличения плотности  отдельных фрагментов облака газ  становится менее прозрачным. Остывание  затрудняется, и возрастающее давление останавливает коллапс. В будущем  из каждого фрагмента образуется звезда, а все вместе они составляют группу молодых звёзд в недрах молекулярного облака.

Коллапс плотной части  облака в звезду, а чаще - в группу звёзд продолжается несколько миллионов  лет (сравнительно быстро по космическим  масштабам). Новорожденные звёзды разогревают  окружающий газ, и под действием  высокого давления остатки облака разлетаются. Именно этот этап мы видим в туманности Ориона. Но по соседству с ней  продолжается формирование будущих  поколений звёзд. Для света эти  области совершенно непрозрачны  и наблюдаются только с помощью  инфракрасных и радиотелескопах.

Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах тёмных облаков, так что этот процесс  практически недоступен прямому  наблюдению. Астрофизики пытаются исследовать  его теоретически, с помощью компьютерного  моделирования. Превращение фрагмента  облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура  вещества возрастает примерно в 106 раз, а плотность - в 1020 раз. Колоссальные изменения всех характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения её эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё и не звезда. Поэтому его называют протозвездой (от греч. «протос» - «первый»).

В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить  на три этапа, или фазы. Первый этап - обособление фрагмента облака и  его уплотнение - мы уже рассмотрели. Вслед за ним наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды  примерно в миллион раз больше солнечного. Она совершенно непрозрачна  для видимого света, но прозрачна  для инфракрасного излучения  с длиной волны больше 10 мкм. Излучение  уносит излишки тепла, выделяющегося  при сжатии, так что температура  не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, практически свободное падение  вещества к центру облака.

Однако по мере сжатия протозвезда  делается всё менее прозрачной, что  затрудняет выход излучения и  приводит к росту температуры  газа. В определённый момент протозвезда  становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и  давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется.

Повышение температуры вызывает значительные изменения свойств  вещества. При температуре в несколько  тысяч градусов молекулы распадаются  на отдельные атомы, а при температуре  около 10 тыс. градусов атомы ионизируют, т.е. разрушаются их электронные  оболочки. Эти энергоёмкие процессы на некоторое время задерживают  рост температуры, но затем он возобновляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически  уравновешена внутренним давлением  газа. Но поскольку тепло всё же понемногу уходит наружу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у  протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура  в её недрах всё увеличивается.

Наконец температура в  центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, и начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся при  этом тепло полностью компенсирует охлаждение протозвезды с поверхности. Сжатие прекращается. Протозвезда становится звездой.

Чтобы любоваться звёздным небосводом, совсем не обязательно  описывать все звёзды и выяснять их физические характеристики - они  красивы сами по себе. Но если рассматривать  звёзды как природные объекты, естественный путь к их познанию лежит через  измерения и сопоставление свойств.

Светимость и расстояние до звезд

Прежде всего надо понять, что 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. Подчеркиваю слово "реальных", так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойностью атмосферы, в фокальной плоскости  телескопов получается "ложное" изображение  звезды в виде диска. 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.

Итак, звезда даже в самый  большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, "разрешена". Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд  в разных спектральных участках. Мерой  величины потока является звездная величина.

Светимость определяется, если известны видимая величина и  расстояние до звезды. Если для определения  видимой величины астрономия располагает  вполне надежными методами, то расстояние до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающие  нескольких десятков парсек, расстояние определяется известным еще с  начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении  ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, то есть в разное время года. Этот метод имеет довольно большую точность и достаточно надежен. Однако для большинства других более  удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения  звезд надо измерять - меньше одной  сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менее достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения.

Спектры звезд и их химический состав

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. 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. Например, часть последовательности звездных спектров между классами B и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и так далее. Спектр звезд  в первом приближении похож на спектр излучающего "черного" тела с некоторой температурой Т. Эти  температуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального  класса О до 3000 градусов у звезд  спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения  звезд спектральных классов О  и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для  наблюдения с поверхности земли. Однако 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 еще наличие у  них огромного количества линий  поглощения, принадлежащих различным  элементам. Тонкий анализ этих линий  позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд.

Информация о работе Типы звёзд. Рождение и эволюция