Эволюция звезд 5

СОДЕРЖАНИЕ

Введение ......................................................................................................................... 3

1. Эволюция звезд .......................................................................................................... 4

2. Типы звезд .................................................................................................................. 6

2.1. Звезды-карлики ............................................................................................. 6

2.1.1. Белые карлики ................................................................................... 6

2.1.2. Красные карлики .............................................................................. 6

2.2. Звезды-гиганты ............................................................................................. 6

2.3. Звезды-сверхгиганты ................................................................................... 7

2.4. Сверхновые звезды ....................................................................................... 7

2.5. Нейтронные звезды и пульсары .................................................................. 8

2.6. Двойные звезды ............................................................................................ 8

3. Звездные скопления ................................................................................................... 9

Заключение ................................................................................................................... 11

Приложение .................................................................................................................. 12

Список использованных источников ......................................................................... 19

ВВЕДЕНИЕ

Звез­ды и бескрайнее небесное пространство всегда при­тягивали и притягивают всех. А для ученых звездное небо не только предмет восторга и наслаждения, но и увлекательный, неис­черпаемый объект исследований.

Звезда
- небесное тело, по своей природе сходное с Солнцем, вследствие огромной отдалённости видимое с Земли как светящаяся точка на ночном небе. Звёзды представляют собой массивные самосветящиеся газовые (плазменные) шары, образующиеся из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами Кельвинов, а на их поверхности — тысячами Кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий или гелия в углерод, происходящих при высоких температурах во внутренних областях.

Жизненный путь звезд, представляет собой законченный цикл – рождение, рост, период относительно спокойной актив­ности, агония, смерть, напоминающий жизненный путь отдельного организма.

Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных 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 звезд. На снимках 1947 г. в этом месте была видна группа из трех звездоподобных объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959 г. эти продолговатые образования распались на отдельные звезды ­– впервые в истории человечества люди наблюдали рождение звезд. Буквально на глазах этот случай показал астрономам, что звезды могут рождаться за короткий интервал времени. Каков же механизм их возникновения? На какие типы они делятся?Почему за многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас впервые удалось увидеть «материализацию» звезд? На эти и другие вопросы я и попытаюсь ответить в своей контрольной работе.

1. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Р. Трюмплер, доказавший в 1930г. существование межзвездной пыли, детально исследовал звездные скопления. Его результаты привели к следующей схеме эволюции звезд.
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. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд.

Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь, всё меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения. Гравитационные силы в центре глобулы тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако.

Падение вещества может длиться сотни лет, сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом из кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.

В этой стадии протозвезда едва видна. Звезда ещё не родилась, но зародыш её уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет.

Мир звёзд многообразен: Антарес имеет красный цвет, Капелла – жёлтый, Сириус – белый, Вега – голубовато-белый. Звёзды отличаются по яркости, и еще древние ввели звёздные величины. В 19 столетии звёзды рассортировали по расстояниям и массам, а в конце века – по спектрам.

Спектральные классы выстроили в порядке убывания температуры: О, В, А,
F
,
G
, К, М.
Имеется ещё 4 дополнительных класса: для холодных звёзд – R
,
N
,
S
,
для горячих - W
.

Герцшпрунг и Генри Ресселл составили диаграмму зависимости светимостей звёзд от их спектральных классов (диаграмма носит имена обоих учёных): у оси абсцисс откладываются спектральные классы звёзд (иногда соответствующие показатели цвета или температуры), по оси ординат – светимости звёзд L
(или звездные величины M
)
. Оказалось, что на диаграмме звёзды располагаются не беспорядочно, а образуют несколько последовательностей.

Так, в окрестности Солнца большинство звёзд сконцентрированы вдоль сравнительно узкой полосы, протянувшейся из верхнего левого угла вниз (Главная последовательность).
Стационарное состояние звёзд, проходящих свой путь на Главной последовательности, не означает, что в них прекращаются направленные процессы развития. Горение водорода оставляет свои следы в структуре светила, подводя время от времени систему к критическим состояниям, за которыми следует радикальная трансформация программы эволюции.

На основе полученных закономерностей распределения звезд на диаграмме и известных в начале века физических моделей, Ресселл построил эволюционный путь звезды.
Переходя от стадии холодной туманности в голубовато-белую стадию, звезда перемещается в верхней части диаграммы справа налево, пока не достигнет верхнего левого конца Главной последовательности. Далее звезда под влиянием поля тяготения сжимается и остывает, превращаясь в желтый карлик
, как наше Солнце. Затем она станет красным карликом
и погаснет совсем, став черным карликом
– пеплом угасшей звезды. Так звезда скользит по Главной последовательности из верхнего левого угла к нижнему правому. Эту гипотезу, просуществовавшую всего десятилетие, назвали теорией скользящей эволюции звезд (Рис. 1).

2. ТИПЫ ЗВЕЗД

За исключениемЛуны и планет,любой кажущийся неподвижным объект на небе является звездой, и типы этих звезд варьируются от карликов до сверхгигантов.

2.1. ЗВЕЗДЫ – КАРЛИКИ

2.1.1. БЕЛЫЕ КАРЛИКИ

Белые карлики – это звезды белого цвета, весьма малых размеров. Они обладают крайне низкой светимостью и чрезвычайно высокой плотностью. К числу белых карликов относится спутник Сириуса, плотность которого близка к 40 000 г\см³
; масса его составляет 0,97 массы Солнца, тогда как диаметр равен всего лишь 0,03 диаметра Солнца. Чрезвычайно высокая плотность белого карлика обусловлена тем, что подавляющее большинство их атомов полностью ионизовано. Эти атомы состоят из атомных ядер с немногочисленными ближайшими к ним электронами и поэтому занимают гораздо меньший объем (Рис. 2).

2.1.2. КРАСНЫЕ КАРЛИКИ

Красные карлики – это наиболее распространенный тип звезд. Будучи меньше по размеру, чем Солнце, они экономно расходуют свои запасы топлива, чтобы продлить время своего существования на десятки миллионов лет. Если можно было бы увидеть все красные карлики, небо оказалось бы буквально усеяно ими. Однако красные карлики настолько тусклы, что мы в состоянии наблюдать лишь наименее удаленные от нас (Рис. 2).

2.2. ЗВЕЗДЫ – ГИГАНТЫ

Наиболее распространенными являются красные гиганты. У них такая же температура поверхности, как у красных карликов, но они намного больше и ярче. Масса этих монстров обычно примерно равна солнечной, однако, если бы одно из них заняло место нашего светила, его оболочка захватила бы внутренние планеты Солнечной системы.

В действительности большинство из них имеет оранжевый цвет, но звезда R Зайца настолько красна, что некоторые сравнивают ее с каплей крови.

2.3. ЗВЕЗДЫ – СВЕРХГИГАНТЫ

Сверхгиганты – наибольшие по размерам звезды, радиус которых в 30 – 2500 раз превышает радиус Солнца.

Сверхгиганты располагаются вдоль вершины диаграммы Герцшпрунга – Рассела. Бетельгейзе в плече Ориона имеет в поперечнике почти 1 000 млн. км. Другой наиболее яркий светоч Ориона – Ригель, голубой сверхгигант, одна из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Будучи чуть ли не в десять раз меньше Бетельгейза, Ригель все же почти в сто раз превосходит Солнце своим размером (Рис. 3).

2.4. СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

Сверхновые звезды – это переменные звезды,
светимость которых внезапно увеличивается в сотни миллионов раз, а затем медленно спадает.

Вспышка сверхновой звезды наблюдается весьма редко в среднем не чаще чем один раз в 200-300 лет. Установлено, что ряд вспышек, отмеченных в древних летописях, преимущественно китайских, принадлежит сверхновым звездам. В ряде мест небесной сферы, где, согласно летописям, наблюдались вспышки в настоящее время видны своеобразные светящиеся туманности,
представляющие собой несомненно продукт вспышек сверхновых звезд. Из таких объектов лучше всего изучена Крабовидная туманность в созвездии Тельца (Рис. 4).

Крабовидная туманность представляет собой один из наиболее мощных источников радиоизлучения. В процессе вспышки внутреннее строение звезды претерпевает существенные изменения, при этом звезда теряет огромную энергию.

Чтобы звезда могла взорваться в качестве сверхновой, ее масса должна в десять раз превышать массу солнца. Она превращается в красного сверхгиганта,
образуя тяжелые элементы типа железа внутри своего ядерного реактора. С потерей значительной части массы звезда постепенно утрачивает способность сопротивляться силе гравитации. Буквально за долю секунды ядро взрывается, разрывая звезду на куски. Расширяющееся облако материи, которое образует тело звезды, соединяется с соседним межзвездным веществом, образуя остатки сверхновой.

2.5. НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ И ПУЛЬСАРЫ

Остатки взорвавшегося ядра известны под названием нейтронной звезды. Нейтронные звезды вращаются очень быстро, испуская световые и радиоволны, которые, проходя мимо Земли, кажутся светом космического маяка.

Колебания яркости этих волн навело астрономов на мысль назвать такие звезды пульсарами. Самые быстрые пульсары вращаются со скоростью, почти равной 1000 оборотов в секунду (Рис. 5).

К настоящему времени их открыто уже более двухсот. Регистрируя излучение пульсаров на различных, но близких частотах, удалось по запаздыванию сигнала на большей длине волны (при предположении о некоторой плотности плазмы в межзвездной среде) определить расстояние до них. Оказалось, что все пульсары находятся на расстояниях от 100 до 25 000 световых лет, т. е. принадлежат нашей Галактике, группируясь вблизи плоскости Млечного Пути.

2.6. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Одинокие звезды типа нашего Солнца составляют меньшинство: более половины звезд имеют одного соседа в космосе и носят название двойных.

Двойные звезды
– это звезды, близкие одна к другой. Компоненты двойных звезд связаны силами взаимного тяготения, обращаются по эллиптическим орбитам вокруг общего центра масс и совместно движутся в просторах Галактики. Многие звезды видны невооруженным глазом, при наблюдении с более мощным инструментом раздваиваются, а в некоторых случаях оказываются состоящими из трех или даже большего числа составляющих. Такие звезды называются визуально-двойными или кратными звездами.
Более яркая составляющая двойных звезд обычно называется главной звездой, а более слабая – спутником.

Помимо визуальных двойных звезд, существуют спектрально-двойные звезды,
обнаруживаемые только по периодическим смещениям или раздвоениям спектральных линий; их не удается разделить на отдельные компоненты даже в самые большие телескопы. Существует многочисленный класс двойных звезд, обнаруживаемых только по периодическим изменениям блеска – фотометрические или затменно-двойные.

В 1889 г. была открыта первая спектрально-двойная звезда Мицар (Рис. 6).

По своим физическим характеристикам и особенностям движения в пространстве двойные звезды не отличаются от одиночных звезд.
Из этого следует, что двойные звезды не являются каким-то особым классом звезд, что они имеют общее с одинарными звездами происхождение.

3. ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

Звездные скопления
– это тесные группы звезд, видимые на небольшом участке неба с помощью телескопа или на фотографиях звездного неба. Звездные скопления – физически связанные группы звезд, находящихся в пространстве одна вблизи другой. Плотность распределения звезд в пространстве возрастает к центру звездного скопления. Все звезды, принадлежащие к звездным скоплениям, имеют общее происхождение.

Звездные скопления подразделяются на 2 группы, резко отличающиеся не только по внешнему виду, но и по их распределению в галактической системе, по составу и по происхождению.

¡ Шаровые звездные скопления
содержат много тысяч звезд и характеризуются шаровой формой. По небу разбросано более 100 шаровых скоплений. Этим гигантским сборищам звезд около 15 миллионов лет.

Омега Центавра – большое овальное скопление сотен тысяч звезд – видимо невооруженным глазом. Им можно любоваться весенним вечером из южных областей США 47 Тукана (Рис. 7).

¡ Рассеянные звездные скопления
состоят из нескольких десятков или сотен звезд и не всегда характеризуются строго шаровой формой. К рассеянным звездным системам по существу относятся и движущиеся звездные скопления.
Звезды, принадлежащие к рассеянным звездным скоплениям, постепенно покидают их. Невооруженным взглядом видны только несколько звездных скоплений этой группы: Плеяда (в созвездии Тельца), Гиады (Рис. 7).

¡ Движущиеся звездные скопления
представляют собой наиболее близкие к нам звездные скопления, которые обнаруживаются по движениям звезд. Направление собственных движений звезд скопления кажутся исходящими из одной точки, что является следствием перспективы. В действительности же все звезды скопления движутся в пространстве по параллельным путям одинаковыми скоростями, то есть все звездное скопление движется поступательно. Примерами движущихся звездных скоплений являются Гиады - этому скоплению принадлежит около 140 звезд (Рис. 7).

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Одни звезды кажутся нам более яркими, другие более слабыми. Однако это еще не говорит об истинной мощности излучения звезд, поскольку все они находятся на разных расстояниях.

Звезды эволюционируют, и их эволюция необратима, так как все в природе находится в состоянии беспрерывного изменения. Внешние характеристики звезды меняются в течение всей ее жизни.

В недрах звезд происходят мощные термоядерные процессы, обеспечивающие выделение огромного количества энергии. В конечные этапы жизни звезд в них возникают некие упорядоченные состояния, которые не могут быть описаны классической физикой. В нейтронных звездах и белых карликах вещество переходит в новые квантовые состояния, которые ограничивают энергетические потери. Обнаружить эти изменения – вот основная задача теории звездной эволюции.

ПРИЛОЖЕНИЕ

Рис. 1

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Рис. 2

ЗВЕЗДЫ-КАРЛИКИ

Белый карлик

Рентгеновский снимок системы звезд Сириус, сделанный из космической обсерватории Чандра. Более яркий источник на фото – звезда Сириус В, представляющая собой белый карлик.

Красный карлик

Наиболее распространенный тип звезд, в основном встречается в одиночных системах.

Рис.3

ЗВЕЗДЫ-СВЕРХГИГАНТЫ

Бетельгейзе

Это единственная звезда, не считая нашего Солнца, фотографию поверхности которой удалось получить при помощи заимствованной у радиоастрономов технологии.

Ригель

Яркая околоэкваториальная звезда, бело-голубой сверхгигант. Название по-арабски значит «нога» (имеется в виду нога Ориона). Имеет визуальную звёздную величину 0m,14. Ригель находится на расстоянии примерно 800 световых лет от Солнца, его светимость в 60 000 раз выше солнечной, а значит, это одна из самых мощных звёзд в Галактике.

Рис. 4

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ

Крабовидная туманность в созвездии Тельца

Рис.5

Пульсары

Пульсар в Крабовидной туманности в созвездии Тельца заснят здесь во время пульсации с частотой 30 раз в секунду.

Обнаружен первый гамма-пульсар: «мумия» некогда крупной и яркой звезды, умершей около 10 тыс. лет назад, продолжает жить загробной жизнью, испуская мощные потоки гамма-лучей примерно три раза в секунду.

Рис. 6

ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ

Алькор и Мицар

Возможно, они являются самой известной парой звезд для наблюдения северных широт.

Рис. 7

ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ

Шаровое скопление 47 Тукана

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

Рассеянные скопления Плеяда

Плеяды, наверное, одно из самых известных открытых скоплений, ясно видимое невооруженным глазом в созвездии Тельца.

Движущиеся скопления Гиады

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННЫХ ИСТОЧНИКОВ

1. Карпенков С.Х., «Концепции современного естествознания» Учебник для вузов. – М.: Академический Проект, 2006.- 10-е изд., испр. и доп. – 654 с.

2. Леви Д., «Звезды и планеты: энциклопедия окружающего», М.: Издательство «Белый город», 1998. – 288с.

3. Введенский Б.А., «Большая Советская Энциклопедия», М.: Государственное научное издательство «Большая Советская Энциклопедия», 1952. – том 10, 678с.

4. http://galspace.spb.ru/index60-3.html

5. http://www.shvedun.ru/collection-t.htm

6. http://astronews.prao.ru/encycl/S/lightness.phtml