| |||
Реферат: Звезды и их судьбаМинистерство образования РФ Уральский государственный технический университет - УПИ Кафедра физики. РЕФЕРАТ Тема работы: «Звезды и их судьба» Руководитель: Лобанов В. В. Студентка: Климова Ю. В. Группа: ФГО-145 Екатеринбург 2001 г. Содержание.
Список литературы…………………………………………………………18 Введение. С древних времен люди видели на небе звезды, и хотели понять, что они из себя представляют. Объяснить природу звезд пытались с древних времен, однако понять, что такое звезда смогли только в XX в., но и сейчас есть немало загадок. Звезды - это одна из основных форм вещества во Вселенной. В них сосредоточена большая часть вещества во вселенной. В основном звезды расположены в галактиках, вне галактик звезды редки. Многие небесные “туманности”, если смотреть на них в телескоп, 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 Солнечной системе,
например, масса центральной звезды, Солнца, намного превосходит суммарную
массу всехдругих тел: планет, астероидов, комет, пылинок, льдинок. В
середине 20-го века казалось, что мы понимаем строение Вселенной: множество В Солнечной системе действует правило: чем ближе планета к Солнцу, тем
быстрее она вращается вокруг него. То же самое правило должно действовать в Краткая история изучения звёзд. Изучение звезд было вызвано потребностями материальной жизни общества В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных
представлениях об этих космических объектах. Их начали рассматривать как
физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их
вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной
физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с
достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные
расчёты источников энергии и внутреннего строения звезд (наиболее важные
результаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Классификация, характеристики звезд. В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и даже эволюции. Как это ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы. В какой-то степени это понятно: астрономы наблюдают огромное множество звезд, находящихся на различных стадиях эволюции, в то время как непосредственно наблюдать другие планетные системы мы пока не можем. Мы упомянули о «характеристиках» звезд. Под этим понимаются такие их
основные свойства, как масса, полное количество энергии, излучаемой звездой
в единицу времени (эта величина называется «светимостью» и обычно
обозначается буквой L), радиус и температура поверхностных слоев. Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца. Важной характеристикой звезды является ее масса. В отличие от светимости массы звезд меняются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. Масса Солнца равна 1,989*1030 кг, что превышает массу Земли в 330 раз. Еще одна существенная характеристика звезды - ее радиус. Радиусы звезд
меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не
превышающие земной шар (так называемые «Белые карлики»), есть огромные По химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы. Остальные элементы присутствуют в виде сравнительно незначительных «загрязнений». Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода, 0.3 атома железа. Относительное содержание других элементов еще меньше. Хотя по числу атомов так называемые «тяжелые элементы» (т.е. элементы с атомной массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего они в значительной степени определяют характер эволюции звезд, так как непрозрачность звездных недр для излучения существенно зависит от содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, как оказывается, тоже зависит от ее непрозрачности. Спектроскопические исследования показали, что имеются удивительные
различия в химическом составе звезд. Так, например, горячие массивные
звезды, концентрирующиеся к галактической плоскости, сравнительно богаты
тяжелыми элементами, между тем как у звезд, входящих в состав шаровых
скоплений, относительное содержание тяжелых элементов в десятки раз меньше. Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме звезд. Тем же спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. раз больше, чем магнитное поле Земли. Заметим, что в солнечных пятнах напряженность магнитных полей доходит до 3-4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние годы, играют значительную роль в физических процессах, происходящих в солнечной атмосфере. Имеются все основания полагать, что то же самое справедливо и для звездных атмосфер. Вращение звёзд. Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении
один край диска звезда удаляется от нас, а другой приближается с той же
скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от
всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера,
приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость
вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со
скоростями (на экваторе) 100-200 км/сек и больше. Скорости вращения более
холодных - значительно меньше (несколько км/сек). Уменьшение скорости
вращения связано, по-видимому, с переходом части момента количества
движения к окружающему её газо-пылевому диску вследствие действия магнитных
сил. Из-за быстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида. Зависимости между звёздными параметрами. Массы звезд заключены в пределах от 0,04 до 100 масс Солнца,
светимости от 5Ї10-4 до 105 светимостей Солнца, радиусы от 2Ї10-1 до 103
радиусов Солнца. Эти параметры связаны определёнными зависимостями. Внутреннее строение звёзд. Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, их
внутреннее строение изучается путём построения теоретических звёздных
моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей,
наблюдаемые у реальных звезд. В основе теории внутреннего строения обычных
звезд лежит представление о них как о газовом шаре, находящемся в
механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не
расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается
силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в
недрах, действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление
растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и температура. Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения звезд существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе и о механизме переноса энергии. Основным механизмом переноса энергии в является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей звезды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами. Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства звезд. Однако в некоторых частях звезд, а в звездах с малой массой - почти во всём объёме, существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры. Конвективный перенос, если он действует, гораздо эффективнее лучистого, но конвекция возникает только там, где водород или гелий ионизованы частично: в этом случае энергия их рекомбинации поддерживает движение газовых масс. У Солнца зона конвекции занимает слой от поверхности до глубины, равной около 0,1 его радиуса: ниже этого слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных звезд полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объёма. Наоборот, у горячих водород и гелий полностью ионизованы, начиная почти от самой поверхности, поэтому у них нет внешней конвективной зоны. Однако они имеют конвективное ядро, где движения поддерживаются теплом, выделяющимся при ядерных реакциях. Звёзды-гиганты и сверхгиганты устроены иначе, чем звезды главной
последовательности. Маленькое плотное ядро их (1% радиуса) содержит 20-30%
массы, а остальная часть представляет собой протяжённую разреженную
оболочку, простирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни
солнечных радиусов. температуры ядер достигают 100 млн. градусов и более. Химический состав вещества недр звезды. на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звёздных атмосфер, который определяется из спектроскопических наблюдений (диффузионное разделение может произойти лишь за время, значительно превосходящее время жизни звезд). С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннее строение меняется. Происхождение и эволюция звезд. 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). Мы будем подробно говорить об этом ниже. Многие исследователи предполагают, что звезды образуются из диффузной межзвездной среды. В пользу этого говорит положение молодых звезд в пространстве - они сконцентрированы в спиральных ветвях галактик, там же, где и межзвездная газопылевая материя. 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. Очень многое в процессе звездообразования остается не ясным. Не все исследователи соглашаются, например, 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, по каким-то причинам 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 Полный поток энергии, излучаемой протозвездой, определяется, как можно показать, обычным законом масса - светимость, но размеры протозвезды значительно больше. Поэтому температура ее поверхности много меньше, чем у обычной звезды
такой же массы, и на диаграмме спектр - светимость протозвезды должны
располагаться справа от главной последовательности. По мере сжатия
протозвезды температура ее увеличивается, и она перемещается по диаграмме Сначала "выгорает" дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в
результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается
совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда
температура повышается еще больше, начинают действовать протонные реакции Время гравитационного сжатия звезд сравнительно невелико. Оно зависит
от массы протозвезды. Чем больше масса, тем быстрее протекает процесс
гравитационной конденсации. Протозвезды, имеющие такую же массу, как Известно несколько рассеянных звездных скоплений, состоящих из звезд классов О и В и переменных типа Т Тельца. Такие звезды еще не пришли в состояние равновесия, и этим, вероятно, объясняется типичный для них неправильный характер изменения блеска. Эти звезды связаны с пылевыми туманностями, которые являются остатками первоначальных скоплений диффузной материи. Находясь на главной последовательности, звезды длительное время излучают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких- либо внешних изменений: радиус, светимость и масса остаются почти постоянными. Положение звезды на главной последовательности определяется ее массой. Ниже главной последовательности на диаграмме спектр - светимость проходит последовательность ярких субкарликов. Они отличаются от звезд главной последовательности химическим составом: содержание тяжелых элементов в субкарликах в несколько десятков раз меньше. Причина этого отличия, связанна с тем, что субкарлики являются звездами сферической составляющей. В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды,
происходит постепенная переработка водорода в гелий, или, как говорят, Звезды В0 остаются на главной последовательности менее 107 лет, в то время как для Солнца и звезд более поздних спектральных классов период пребывания на главной последовательности превышает 1010 лет. Ядерные реакции идут только в центральной части звезды. В этой области Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра. Расчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции. Все, о чем говорилось выше, представляет собой результаты теоретических работ по внутреннему строению звезд. Эти результаты можно проверить, сопоставляя их с диаграммами спектр - светимость для звездных скоплений. Можно полагать, что звезды одного и того же скопления образовались совместно и имеют одинаковый возраст, иначе трудно было бы объяснить само существование скоплений. У шаровых и старых рассеянных скоплений хорошо представлена ветвь красных гигантов. Это означает, что большинство наблюдаемых звезд этих скоплений находится в третьей стадии эволюции. Ветвь красных гигантов для звезд рассеянных скоплений идет ниже, чем
для звезд шаровых скоплений, а главная последовательность, наоборот, выше. Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в
плотном ядре звезды в течение некоторого времени может идти реакция
превращения гелия в углерод. Для этого температура в центральных частях
звезды должна достигать 1.5 108 °K. Расчеты показывают, что такие звезды
должны располагаться на диаграмме цвет - светимость слева от главной ветви
красных гигантов. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции
на его границе исчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного
гиганта) приходит к концу. Протяженная оболочка гиганта при этом
расширяется, ее наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и
начинают отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. При медленном истечении вещества из красных гигантов, по-видимому, образуются планетарные туманности. Когда протяженная оболочка гиганта рассеется, остается только ее центральное ядро, полностью лишенное водорода. В случае звезд с массой, не превосходящей солнечную в 2-3 раза, вещество ядра находится в вырожденном состоянии, так же как и вещество белых карликов. Поэтому кажется очень вероятным, что белые карлики и являются четвертым и последним этапом эволюции таких звезд, следующим за стадией красного гиганта. И в самом деле, в старых звездных скоплениях имеется некоторое количество белых карликов, а в молодых они отсутствуют. В белых карликах, как мы знаем, ядерные реакции не идут. Белые карлики светят за счет запаса тепловой энергии, накопленной в прошлом, и постепенно остывают, превращаясь в ненаблюдаемых "черных" карликов. Белые карлики - это остывающие, умирающие звезды. Звезды, превосходящие Солнце по массе в несколько раз, уже не могут переходить в фазу белого карлика, потому что их гелиевые ядра не находятся в вырожденном состоянии. Предполагается, что в этом случае третий этап эволюции кончается образованием нейтронной звезды и взрывом сверхновой. Итак, мы имеем сейчас возможность проследить в общих чертах эволюцию звезд, от плотного облака газа и пыли к сжимающейся протозвезде, затем через обычную звезду главной последовательности к красному гиганту и, наконец, - к белому карлику. В этой картине еще много неясного, многое еще подлежит уточнению, однако в главных чертах она представляется достаточно обоснованной. Мы рассматривали выше, как меняется в процессе эволюции звезд их масса, радиус, светимость, температура, и ничего не упомянули о такой важной характеристике, как вращение. Известно, что звезды спектральных классов О, В, А вращаются очень быстро - экваториальная скорость вращения у них, как правило, превышает 100 км/сек. Скорости вращения звезд класса F в среднем меньше 100 км/сек, а звезды более холодные, чем F, вращаются настолько медленно, что доплеровское расширение линий слишком мало и скорость вращения нельзя измерить. Верхний предел скорости вращения звезд классов G, К, М, принадлежащих к главной последовательности, составляет несколько десятков км/сек, но на самом деле вращение может быть гораздо медленнее. Например, у Солнца, типичной звезды класса G, скорость вращения точек экватора составляет всего лишь около 2 км/сек. Из наблюдений диффузных туманностей следует, что отдельные сгустки
вещества движутся в них друг относительно друга со скоростями порядка 1
км/сек. Поэтому первичная туманность, из которой образуется звезда всегда
должна иметь некоторый начальный момент количества движения. Расчет
показывает, что если бы этот момент количества движения сохранялся, то
звезды не могли бы образоваться, так как туманность, сжимаясь, увеличивала
бы скорость вращения и разорвалась бы задолго до этого. Очевидно, что
момент количества движения должен каким-то образом удаляться из туманности. Для горячих звезд наблюдения дают как раз такую скорость вращения. У
холодных же звезд скорость вращения гораздо меньше. Так, в Солнечной
системе 98% момента количества движения принадлежит планетам и только 2% В заключение хочу привести таблицу, дающую вычисленную продолжительность гравитационного сжатия и пребывания на главной последовательности для звезд разных спектральных классов. |Спектральны|Масса |Радиус |Светимость |Время, лет | Список литературы: 1. Бабушкин А. Н. Современные концепции естествознания, 2000 г. 2. Шкловский И. С. Вселенная. Жизнь. Разум., 1987 г. 3. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть., 1984 г. 4. Интернет- источники
|
|