.

Звезды и их эволюция

Язык: русский
Формат: контрольна
Тип документа: Word Doc
0 1029
Скачать документ

ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ

ГОУ ВПО «УФИМСКАЯ ГОСУДАРСТВЕНАЯ АКАДЕМИЯ ЭКОНОМИКИ И СЕРВИСА»

Кафедра физики

КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА

По дисциплине: Концепции современного естествознания

Тема: Звезды и их эволюция

Выполнила:

Студентка группы ЭЗК-12

шифр 06.04.411

Каблукова О.А
Проверил:

Алтайская А. В.

Уфа – 2007

Содержание

1.Из чего состоят
звезды?………………………………………………………..
………………2

2.Основные звездные характеристики………………………………………..7

2.1. Светимость и расстояние до звезд………………………………………..7

2.2. Спектры звезд………………………………………………………………8

2. 3. Температура и масса звезд……………………………………………….9

3.Откуда берется тепловая энергия
звезды?……………………………………………11

4.Эволюция звезд………………………………………………………………12

5.Химический состав звезд……………………………………………………17

6.Прогноз эволюции Солнца…………………………………………………22

7.Что будет с Землей, когда Солнце будет красным
гигантом?……………….231. Из чего состоят звезды?

Лет 20 назад межзвездную среду представляли в виде горячего газа (с
температурой Т = 104 K), в котором плавают холодные облака (Т = 102 К).
Эта двухкомпонентная модель позволила объяснить многие явления, но к
середине 70-х годов под напором новых фактов ее пришлось уточнить:
внеатмосферные ультрафиолетовые наблюдения указали на существование
очень горячего газа (Т = 106 К), заполняющего большую часть объема
Галактики, а наземные радионаблюдения открыли нам очень холодный
молекулярный газ (Т = 10 К), собранный в массивные облака вблизи
галактической плоскости.

Теперь принято представлять межзвездный газ как четырехфазную среду
(таблица), хотя и такая модель не исчерпывает всего многообразия
физических условий в межзвездном пространстве. Например, в этой модели
не представлены расширяющиеся остатки вспышек Сверхновых (Т = 108),
планетарные туманности и некоторые другие газовые образования, не
находящиеся в равновесии по давлению с основными четырьмя фазами
межзвездного газа. Действительно, их объем и масса в каждый момент
времени не существенны по сравнению с уже имеющимся в Галактике газом.
Однако именно они поддерживают баланс вещества и энергии в этом
постоянно остывающем и сгущающемся в звезды газе.

таб .1 Основные фазы межзвездного газа

ФазаТемпература, КПлотность, см-3Доля объема Галактики, %Горячая,
HII3000000,01674Теплая,
HII80000,2523Прохладная,HI80402Холодная,H2103000,8

Химический состав межзвездного газа примерно такой же, как у Солнца и у
большинства наблюдаемых звезд: на 10 атомов водорода (Н) приходится 1
атом гелия (Не) и незначительное количество других, более тяжелых
элементов; среди них больше всего кислорода (О), углерода (C) и азота
(N). В зависимости от температуры и плотности газа его атомы находятся
“в нейтральном или ионизованном состоянии, входят в состав молекул или
твердых конгломератов – пылинок.

Вообще говоря, для каждого химического элемента существует свой диапазон
условий, при которых он находится в том или ином состоянии ионизации. Но
поскольку подавляющее большинство атомов принадлежит водороду, его
свойства и определяют состояние межзвездного газа в целом: горячая и
теплая фазы являются областями ионизованного водорода (их называют
области или зоны НII), прохладная фаза содержит преимущественно
нейтральные атомы водорода (облака НI), а холодная фаза состоит в
основном из молекулярного водорода (Н2), который образуется, как
правило, во внутренних плотных частях облаков НI.

Молекулы водорода были впервые выявлены в межзвёздной среде в 1970 г. по
ультрафиолетовым линиям поглощения в спектрах горячих звезд. В том же
году в межзвездном пространстве были найдены молекулы угарного газа (СО)
по их радиоизлучению с длиной волны l = 2,6 мм. Эти две молекулы
наиболее распространены в космосе, причем молекул Н2 в несколько тысяч
раз больше, чем молекул СО.

Познакомимся с молекулой водорода, поскольку это главный строительный
материал, из которого формируются звезды. Когда два атома водорода
подходят близко друг к другу, их электронные оболочки резко
перестраиваются: каждый из электронов начинает двигаться вокруг двух
протонов, связывая их между собой наподобие электрического “клея”. В
космических условиях объединение атомов водорода в молекулы происходит,
скорее всего, на поверхности пылинок, которые играют роль своеобразного
катализатора этой реакции.

Молекула водорода обладает не очень большой прочностью: для ее
разрушения (диссоциации) нужна энергия 4,5 эВ или больше. Такую энергию
имеют кванты с длиной волны короче чем 275,6 нм. Подобных
ультрафиолетовых квантов в Галактике много – их излучают все горячие
звезды. Однако сама молекула Н2 поглощает эти кванты крайне неохотно.
Обычно разрушение молекул Н2 происходит следующим образом. Квант с
энергией 11,2 эВ (l = 101.6 нм) переводит один из электронов молекулы в
возбужденное состояние. Обратный переход в основное состояние, как
правило, сопровождается излучением такого же кванта, но иногда квант не
излучается, а энергия расходуется на возбуждение колебаний молекулы,
которые заканчиваются ее распадом.

Как известно, жесткие ультрафиолетовые кванты с энергией более 13,6 эВ
ионизуют атомы водорода и поэтому полностью поглощаются межзвездной
средой в непосредственной близости от горячих звезд. Более мягкие
кванты, в том числе и с энергией 11,2 эВ, почти беспрепятственно
распространяются в Галактике и разрушают молекулярный водород везде, где
он для них доступен. Единственное место, где молекула Н2 может жить
сравнительно долго, – это недра плотных газопылевых облаков, куда
ультрафиолетовые кванты не могут пробиться сквозь плотную пылевую
завесу. Но к сожалению, по этой же причине молекулярный водород
становится практически недоступным для наблюдения.

Комбинация первого возбужденного электронного состояния молекулы Н2 с
различными ее квантовыми переходами дает набор спектральных линий в
диапазоне длин волн 99,1-113,2 нм. Когда свет горячей звезды проходит
сквозь полупрозрачное облако или сквозь наружные разреженные слои
гигантских плотных облаков, в его спектре образуются соответствующие
линии поглощения молекулы Н2. Они-то и были зафиксированы в 70-х годах с
помощью космических телескопов в спектрах полутора сотен близких звезд.

Однако сообщить нам сколько-нибудь полные сведения о распределении
молекулярного водорода в Галактике ультрафиолетовое излучение не может.
Ему не дробиться в недра массивных облаков, где как раз и находится
главное хранилище холодного газа -непосредственного предка молодых
звезд. Поэтому распределение молекул На в нашей и в других галактиках
изучают пока косвенными методами: по распределению других молекул,
имеющих спектральные линии, удобные для наблюдения. Самая популярная в
этом отношении молекула угарного газа, она же окись углерода, т. е. СО.

Ее энергия диссоциации 11,1 эВ, поэтому она может существовать там же,
где молекулярный водород. Сталкиваясь с другими атомами и молекулами,
молекулы СО возбуждаются и затем излучают линии так называемых
вращательных переходов. Наиболее длинноволновая из них (l = 2,6 мм)
легко наблюдается во многих областях Галактики: светимость некоторых
молекулярных облаков в линии СО достигает нескольких светимостей Солнца
(Lc = 4·1033 эрг/с).

Радионаблюдения в линиях СО и некоторых других молекул (HCN, ОН, CN)
позволяют охватить все облако в целом, все его области с разнообразными
физическими условиями. Наблюдения же нескольких линий одной молекулы
дают возможность определить в каждой области температуру и плотность
газа. Однако переход от наблюдаемой интенсивности в линии излучения
какой-либо молекулы (даже такой распространенной, как СО) к полной
концентрации, а следовательно, и массе газа таит в себе значительную
неопределенность. Приходится делать предположения о химическом составе
облаков, о доле атомов, “погребенных” в пылинках, и т. п. Точное
значение коэффициента перехода от интенсивности линии СО к количеству
молекул Н2 до сих пор бурно обсуждается. Разные исследователи используют
значение этого коэффициента, различающееся в 2-3 раза.

Соответственно и содержание молекулярного газа в Галактике известно с
такой же, если не с худшей, точностью. Особенно сложно определить
содержание молекулярного газа вдали от Солнца, например в окрестности
центра Галактики. Поскольку звездообразование там происходит более
интенсивно, чем у нас, на периферии Галактики, межзвездная среда там
сильнее обогащена тяжелыми элементами – продуктами термоядерного
синтеза. Точно пока нельзя сказать, но, если принять во внимание
изменение химического состава вдоль радиуса галактического диска,
содержание элементов группы CNO в ядре Галактики должно быть раза в 3
выше, чем в окрестности Солнца.

Если это действительно так, то соответственно в 3 раза ниже следует
брать коэффициент перехода СО – Н2. Эти и другие неопределенности
приводят к тому. что масса молекулярного газа во внутренней области
Галактики (R<10 кпк) оценивается различными исследователями от 5·108 до 3·109 Мс2. Основные звездные характеристики2.1. Светимость и расстояние до звездУгловые размеры звезд 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.2.2. Спектры звездИсключительно 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.Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М - красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи ("В"), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом("V"). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов - единственная возможность их спектральной классификации.2.3. Температура и масса звездЗнание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана Больцмана:picscalex61010009000003d901000003001700000000000500000009020000000004000 00002010100050000000102ffffff00040000002e0119000500000031020100000005000 0000b0200000000050000000c02e008e0130b00000026060f000c004d617468547970650 000d00108000000fa0200001000000000000000040000002d010000050000001402c601e 20a050000001302c601d80b050000001402cb063112050000001302cb06b813050000001 4028d02190010000000fb0200fd0000000000009001000000020002001053796d626f6c0 000040000002d01010007000000210501007000000000000500000014028d02b90607000 000210501007300000000000500000014029207190507000000210501007300000000000 500000014028d02ac0117000000fb0200fd0000000000009001000000cc0002001054696 d6573204e657720526f6d616e20437972000200040000002d01020004000000f00101000 7000000210501004200000000000500000014028d0272080700000021050100540000000 000050000001402920714000800000021050300e3e4e500000000000500000014028d025 c0410000000fb0200fd0000000000009001000000020002001053796d626f6c000004000 0002d01010004000000f001020007000000210501003d000000000005000000140292073 40e0700000021050100d700000000000500000014029601e60a17000000fb0240fe00000 00000009001000000cc0002001054696d6573204e657720526f6d616e204379720002000 40000002d01020004000000f001010007000000210501003400000000000500000014029 207590417000000fb0200fd0000000000009001000000cc0002001054696d6573204e657 720526f6d616e20437972000100040000002d01010004000000f00102000700000021050 1002000000000000500000014029207840707000000210501003d0000000000050000001 4029207000a07000000210501003500000000000500000014029207740b0700000021050 1002c00000000000500000014029207640c0700000021050100360000000000050000001 4029207e50e07000000210502003130000000000500000014029406351217000000fb024 0fe0000000000009001000000cc0002001054696d6573204e657720526f6d616e2043797 2000200040000002d01020004000000f001010007000000210502002d350000000010000 000fb021000080000000000bc02000000000102022253797374656d0006040000002d010 10004000000f0010200030000000000 - постоянная БольцманаМощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно будет равнаpicscalex100010009000003710100000300170000000000050000000902000000000400 000002010100050000000102ffffff00040000002e011900050000003102010000000500 00000b0200000000050000000c02e00300130b00000026060f000c004d61746854797065 0000b00008000000fa0200001000000000000000040000002d010000050000001402b901 200b050000001302b9010f0c050000001402b901be11050000001302b901c21205000000 14028002080017000000fb0200fd0000000000009001000000cc0002001054696d657320 4e657720526f6d616e2043797200e843040000002d01010007000000210501004c000000 000005000000140280026808070000002105010052000000000005000000140280024e0f 07000000210501005400000000000500000014028002d00210000000fb0200fd00000000 00009001000000020002001053796d626f6c0000040000002d01020004000000f0010100 07000000210501003d00000000000500000014028002830c0700000021050100d7000000 00000500000014028002200517000000fb0200fd0000000000009001000000cc00020010 54696d6573204e657720526f6d616e2043797200e843040000002d01010004000000f001 020007000000210501003400000000000500000014028901270b17000000fb0240fe0000 000000009001000000cc0002001054696d6573204e657720526f6d616e2043797200d901 040000002d01020004000000f00101000700000021050100320000000000050000001402 8901c91107000000210501003400000000000500000014028002d50610000000fb0200fd 0000000000009001000000020002001053796d626f6c0000040000002d01010004000000 f001020007000000210501007000000000000500000014028002950d0700000021050100 73000000000010000000fb021000080000000000bc02000000000102022253797374656d 0006040000002d01020004000000f0010100030000000000 ( * ), где R - радиус звезды. Таким образом, для определения радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности.Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристику звезды - ее массу. Надо сказать, что это сделать не так то просто. А главное существует не так уж много звезд, для которых имеются надежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты а и период обращения Р известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:picscalex100010009000003b50100000400170000000000050000000902000000000400 000002010100050000000102ffffff00040000002e011900050000003102010000000500 00000b0200000000050000000c02600860160b00000026060f000c004d61746854797065 0000d00108000000fa0200000800000000000000040000002d010000050000001402c701 4408050000001302c70133090500000014023e06c0010500000013023e06af0208000000 fa0200001000000000000000040000002d010100050000001402f9032000050000001302 f903830f050000001402f903c712050000001302f9032f160500000014028e024c061700 0000fb0200fd0000000000009001000000cc0002001054696d6573204e657720526f6d61 6e2043797200d901040000002d0102000700000021050100e00000000000050000001402 05073b040700000021050100cc00000000000500000014020507770a0700000021050100 cc0000000000050000001402e5022b130700000021050100470000000000050000001402 9d014b0817000000fb0240fe0000000000009001000000cc0002001054696d6573204e65 7720526f6d616e20437972000300040000002d01030004000000f0010200070000002105 01003300000000000500000014021406c701070000002105010032000000000005000000 140205070d0707000000210501003100000000000500000014020507730d070000002105 01003200000000000500000014020507c31217000000fb0200fd00000000000090010000 00cc0002001054696d6573204e657720526f6d616e2043797200d901040000002d010200 04000000f001030007000000210501003400000000000500000014020507400007000000 21050100f0000000000005000000140205070f0307000000210501002800000000000500 0000140205078b0e07000000210501002900000000000500000014020507560810000000 fb0200fd0000000000009001000000020002001053796d626f6c0000040000002d010300 04000000f001020007000000210501002b0000000000050000001402c004531007000000 210501003d00000000000500000014020507781407000000210501007000000000001000 0000fb021000080000000000bc02000000000102022253797374656d0006040000002d01 020004000000f0010300030000000000 , здесь М1 и М2 - массы компонент системы, G - постоянная в законе всемирного тяготения Ньютона. Уравнение дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, то их массы можно определить отдельно. К сожаления, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким образом определить массу каждой из звезд.В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимаю, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью.3. Откуда берется тепловая энергия звезды?Тепловым источником звезд являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов). В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно "просачивается" сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратился в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 1052 эрг.4. Эволюция звездХотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания и вступить в реакцию термоядерного синтеза.В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти. Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции. Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа. Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.5. Химический состав звездПо мере повышения температуры состав частиц, способных существовать в атмосфере звезды, конечно, упрощается. Спектральный анализ звёзд классов О, B, A (температура от 50 000 до 10 000 С) показывает в их атмосферах линии ионизированных водорода и гелия и ионы металлов, в классе К (5000 С)обнаруживаются уже радикалы, а в классе М(3800 С) - даже молекулы оксидов.В списке звезд первых четырех классов преобладают линии водорода и гелия, но по мере понижения температуры появляются линии других элементов и даже линии, указывающие на существование соединений. Эти соединения еще очень просты. Это оксиды циркония, титана (класс М), а также радикалы CH, OH, NH, CH2, C2, C3, СаНи др. Наружные слои звезд состоят главным образом из водорода; в среднем на 10 000 атомов водорода приходится около 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода и менее одного атома других элементов.Существуют звезды, имеющие повышенное содержание того или иного элемента. Так, известны звезды с по повышенным содержанием кремния (кремниевые звезды), звезды, в которых много железа (железные звезды), марганца (марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальным составом элементов довольно разнообразны. В молодых звездах типа красных гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его содержание в Солнце. Вообще говоря, содержание элементов, атомы которых имеют массу, большую массы атома гелия, постепенно уменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем, химический состав звезды зависит и от местонахождения звезды в галактике. В старых звездах сферической части галактики содержится немного атомов тяжелых элементов, а в той части, которая образует своеобразные периферические спиральные " рукава " галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элементами. Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтому можно связать наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции, характеризующей жизнь звезды.Химический состав звезды отражает влияние двух факторов: природы межзвездной среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный состав звезды близок к составу межзвездной материи - газопылевого облака,из которого возникла звезда. Газопылевое облако не везде одинаково. Вполне возможно, что звезда, появившаяся в определенном месте вселенной, окажется, например, более богатой тяжелыми элементами, чем та, которая возникла в ином месте.Спектральное исследование состава звезд требует учета множества факторов, к ним относятся силы тяжести, температура, магнитные поля и т. п. Но даже при выполнении всех правил исследования все же данные кажутся неполными: ведь спектральный анализ относится к внешним, поверхностным слоям звезды. Что происходит в недрах этих далеких объектов, как будто недоступно для изучения. Однако опыт показал, что в спектрах звезд обнаруживаются явные признаки наличия тех элементов, которые являются продуктами ядерных реакций ( барий, технеций, цирконий) и могут образоваться только в глубинах звезды. Отсюда следует, что звездное вещество подвергается процессам перемешивания. С точки зрения физика, совместить перемешивание с равновесием своей огромной массы звездного вещества довольно трудно, но для химика данные спектроскопии представляют бесценный материал, так как они позволяют сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций в недрах космических тел.Анализ шаровых скоплений звездв той части Галактики, которая отвечает наиболее старым звездам, показывает пониженное содержание тяжелых металлов (Л. Аллер). С другой стороны, если Галактика развивалась из газового облака, содержащего в основном водород, то в ней должны быть и чисто водородные звезды.К таким звездам относятся субкарлики. Они занимают промежуточное место между звездами главной последовательности и белыми карликами. В субкарликах много водорода и мало металлов.Что касается следов ядерных превращений, изменивших "химическое лицо" звезды, то эти следы бывают иногда очень отчетливыми. Так, существуют звезды, в которых водород превратился в гелий; атмосфера таких звезд состоит из гелия Возможно, что значительную роль в обогащении звезды (ее внешних слоев) гелием сыграло перемешивание звездного вещества. Так, А.А. Боярчук обнаружил 8 звезд, в которых содержание гелия было в 100 раз больше, чем содержание водорода, причем на 10 000 атомов гелия в этих звездах приходится лишь 1 атом железа. Одна из гелиевых звезд вообще не содержала водорода. Это наблюдается редко и, по-видимому, свидетельствует о том, что в звезде водород полностью израсходован в процессе ядерных реакций.При тщательном изучении одной из таких звезд в ней были обнаружены углерод и неон, а также титан. У другой гелиевой звезды на 500 атомов гелия приходится углерода - 0.56, азота - 0.72, кислорода - 1.0, неона - 3.2, кремния - 0.05,магния - 0.5. Яркая двойная звезда в созвездии Стрельца - сверхгигант с температурой поверхности около 10 000° С - также является дефицитной по водороду: в ее спектре наблюдается четко выраженные линии гелия и очень слабые линии водорода. По - видимому, это те звезды, в которых водород уже выгорел в пламени ядерных реакций. Наличие в них углерода и азота дает возможность сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций, доставляющих энергию и производящих ядра различных элементов.Очень интересны углеродные звезды. Это звезды относительно холодные -гиганты и сверхгиганты. Их поверхностные температуры лежат обычно в пределах 2500 - 6000°С. При температурах выше 3500°С при равных количествах кислорода и углерода в атмосфере большая часть этих элементов существует в форме оксида углерода со. Из других углеродных соединений в этих звездах найдены циан (радикал СN) и радикал СН. Имеется также некоторое количество оксидов титана и циркония, выдерживающие высокие температуры. При избытке водорода концентрация СN, СО, С2 будет относительно меньшей, а концентрация СН увеличится. Такие звезды (СН - звезды)встречаются наряду со звездами, в которых наблюдается дефицит водорода.В одной из звезд было найдено повышенное отношение содержания углерода к содержанию железа: количество углерода в 25 раз превышало количество железа и в то же время отношение содержания углерода к содержанию водорода равнялось 40. Это значит, что звезда очень богата углеродомпри значительной недостаче водорода. Колебание блеска одной из звезд этого вида было даже приписано ослаблению светимости, вызываемому твердыми углеродными частицами, рассеяннымив атмосфере звезды. Однако большинство углеродных звезд характеризуется нормальным содержанием водорода в атмосфере (Л. Аллер).Важной особенностью углеродных звезд является повышенноесодержание изотопа углерода 13С. Роль этого изотопа в общем энергетическом балансе звезды очень велика. Процессы, связанные с его участием, питают звезду энергией и развиваются лишь при очень высоких температурах в глубинных зонах. Появление изотопа 13С в поверхностных слоях, вероятно, обусловлено процессами перемешивания.Некоторые типы звезд характеризуются повышенным содержаниемметаллов, расположенных в одном столбце периодической системы с цирконием; в этих звездах имеется неустойчивый элемент технеций439.9Тс. Ядра технеция могли образоваться из 98Мо в результате захвата нейтрона с выбрасыванием электрона из ядра молибдена или при фотопроцессе из 97Мо. Во всяком случае наличие нестабильного ядра - убедительное доказательство развития ядерных реакций в звездах.Астрономы и астрофизики выполнили большую работу по анализу и сопоставлению спектральных данных и результатов исследований метеоритов. Оказалось, что элементы с четными порядковыми номерами встречаются чаще, чем с нечетными. Ядра элементов с четными порядковыми номерами более устойчивы; устойчивость ядра зависит от соотношения в нем числа протонов и нейтронов. Наиболее устойчивые ядра имели больше шансов образоваться и сохраниться в жестких условиях.6. Прогноз эволюции Солнца.Как и все звёзды, Солнце родилось в сжавшейся газопылевой туманности. Когда столь грандиозная масса сжималась, она сама себя сильно разогрела внутренним давлением до температур, при которых в её центре смогли начаться термоядерные реакции. В центральной части температура на Солнце равна 15.000.000 К, а давление достигает сотни миллиардов атмосфер. Так зажглась новорожденная звезда (не путайте с новыми звёздами).В основном, на три четверти, Солнце в начале своей жизни состояло из водорода. Именно водород в ходе термоядерных реакций превращается в гелий, при этом выделяется энергия, излучаемая Солнцем. Солнце принадлежит к типу звёзд, называемых жёлтыми карликами. Оно - звезда главной последовательности и относится к спектральному классу G2. Масса одинокой звезды однозначно определяет её судьбу. За время жизни (5 миллиардов лет), в центре нашего светила, где температура достаточно высока, сгорело около половины всего имеющегося там водорода. Где-то столько же, 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить.После того, как в центре светила водород будет на исходе, Солнце увеличится в размерах, станет красным гигантом. Это сильнейшим образом скажется на Земле: повысится температура, океаны выкипят, жизнь станет невозможной. Наша звезда закончит свою жизнь как белый карлик, порадовав неведомых нам внеземных астрономов будущего новой планетной туманностью, форма которой может оказаться весьма причудливой благодаря влиянию планет.7.Что будет с Землей, когда Солнце будет красным гигантом?После того, как запас водорода иссякнет наше Солнце будет напоминать постоянно расширяющийся воздушный шар или, говоря научными терминами, Красный гигант. При этом будет можно утверждать, что будут полностью уничтожены Венера и Меркурий, а также, скорее всего и Земля, так как при расширении Красные гиганты увеличиваются в размерах в тысячи раз.В итоге внешние слои Красного гиганта остынут и будут отброшены, оставив лишь ядро звезды или, к тому моменту это уже будет не ядро, а так называемый Белый Карлик, температура которого примерно равна температуре нынешнего Солнца, а вот размеры сопоставимы с размером Земли.Список используемой литературы1. Акенян. Т.А. Звезды, галактика, метагалактика. М.: Наука, 1982.2. Куликовский Т.П.. Звездная астрономия. М., 1978.3. Новиков. И.Д. Эволюция вселенной. М., 1983.4. Шкловский И.С. Звезды, их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, 1977.

Нашли опечатку? Выделите и нажмите CTRL+Enter

Похожие документы
Обсуждение

Оставить комментарий

avatar
  Подписаться  
Уведомление о
Заказать реферат!
UkrReferat.com. Всі права захищені. 2000-2019