Министерствообразования Российской Федерации
Санкт-ПетербургскийГосударственный
ИнженерноЭкономический Университет
Кафедрасовременного естествознания и природоведения
Курсоваяработа
Классификацияи эволюция звёзд
Выполнила:
Студентка
Группа № зачёт. книжки
Подпись:
Преподаватель:
Должность:
Оценка: Дата:
Подпись:
Санкт-Петербург
2007
Оглавление
Аннотация
Введение
1. Историческая справка
2. Классификация звёзд
2.1 Масса звёзд
2.1 Средние плотности звезд
2.3 Светимость
2.4 Температура
2.5 Эффективная температура
2.6 Радиус
2.7 Расстояния до звёзд
2.8 Спектр
2.9 Вращение звёзд
2.10 Химический состав
2.11 Магнетизм
3. Зависимости между звёздными параметрами
4. Эволюция звёзд
4.1 Глобулы
4.2 Протозвезда
4.3 Белые карлики
4.4 Сверхновые
4.5 Нейтронные
4.6 Чёрные дыры
Заключение
Приложение
Список литературы
Аннотация
Данная курсовая работа освещает проблему классификации и эволюции звёзд.
Работа состоит из трёх частей.
В предисловии – краткий экскурс в историю. Перечислены наиболее важныесобытия в области астрономии, произошедшие в промежуток времени с древнейшихвремён и до наших дней.
Первая часть – классификация звёзд, включает в себя одиннадцатьподпунктов. В данном разделе перечислены основные характеристики звёзд, такиекак масса, светимость, размер, химический состав и др., на основе которых производитсяих классификация. Каждому параметру дано краткое пояснение.
Вторая часть – зависимость между звёздными параметрами. В данном разделе подробноразобрана диаграмма Герцшпрунга-Ресселла, показывающая взаимосвязь между такимизвёздными параметрами, как светимость и спектральный класс.
Третья часть – эволюция звёзд, включает в себя шесть подпунктов. В данномразделе перечислены основные стадии развития звезды, с их подробным описанием.
В заключении подведены итоги работы.
Введение
Тему для своей курсовой работы по дисциплине КСЕ классификация и эволюциязвёзд я выбрала по нескольким причинам:
1. Я считаю, чтовыбранная мною тема актуальна в наши дни. С каждым годом инвестиции в областьастрономии и астронавтики всех мировых стран-лидеров растут. Не смотря на это,многие важные вопросы астронавтики до сих пор не решены. Среди них особенновыделяются такие, как:
· какова природапланет у других звезд;
· как образовалисьпланеты Солнечной системы, их спутники и кольца;
· как рождалисьгалактики разных типов;
· какие новыезнания о Вселенной несут нейтринные потоки и гравитационные волны;
· можно ли понятьзагадку рождения Вселенной и предугадать ее дальнейшую судьбу?
Поиску ответов на некоторые из этих вопросов я посвятила свою курсовуюработу.
2. По выбранным мноювопросам можно найти немало информации, в том числе и «свежей», так как работанад их разгадкой идёт уже долгие годы. Это значительно упростит подборкуматериала, и позволит рассмотреть данную тему с современной точки зрения.
3. Нельзя исключатьи фактор личной заинтересованности в изучении проблемы.
Перед началом работы над курсовой передо мной стояла следующая цель:изучить как можно больше информации по выбранной теме, постараться всестороннерассмотреть основные её вопросы, отобразить результаты исследований в курсовойи сделать вывод о проделанной работе.
Во время работы над курсовой я выявила следующие задачи:
1. подобратьматериал по выбранной теме (при этом необходимо учитывать, что работа над решениемвопросов классификации и эволюции звёзд ведётся и сейчас, потому материалдолжен быть максимально современным)
2. изучитьлитературу, составить план курсовой и в соответствии с ним разделить имеющийсяматериал по тематике
3. написать курсовуюв соответствии с составленным планом
4. проанализироватьвыполненное исследование.
1. Историческая справка
«Звёзды,самосветящиеся небесные тела, состоящие из раскалённых газов, по своей природесходные с Солнцем. Число звёзд, видимых невооружённым глазом на обоихполушариях небесной сферы, составляет около 5 тыс.
Изучение звёзд было вызвано потребностями материальной жизни общества (необходимостьориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точноговремени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия.Долгое время звёзды считались неподвижными точками, по отношению к которымнаблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (IV в. до н. э.) втечение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звёздное небосчиталось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которойнаходилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруноучил, что звёзды — это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 немецким астрономомИ. Фабрициусом была открыта первая переменная звезда, а в 1650 италийскимучёным Дж. Риччоли — первая двойная звезда. В 1718 английский астроном Э.Галлей обнаружил собственные движения трёх звёзд. В середине и во 2-й половине18 в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английскиеастрономы Т. Райт и В. Гершель и другие высказывали правильные идеи о тойзвёздной системе, в которую входит Солнце. В 1835-39 русский астроном В. Я.Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервыеопределили расстояния до трёх близких звёзд. В 60-х гг. 19 в. для изучениязвёзд применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией.Русский астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал длясветовых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого посмещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движениявдоль луча зрения. В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот внаучных представлениях о звёздах. Их начали рассматривать как физические тела; сталиизучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии.Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели кколичественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики,давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии ивнутреннего строения звезды.
В середине 20 в. исследования звёзд приобрели большую глубину в связи срасширением наблюдательных возможностей и применением электронныхвычислительных машин. Большие успехи были достигнуты в изучении процессовпереноса энергии в фотосферных звёздах (советские учёные Э.Р.Мустель, В. В.Соболев) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голландскийучёный Я. Оорт, советские учёные П. П. Паренаго,). Запускпервого искусственного спутника Земли в 1957 году открыл новую эпоху в жизничеловечества – космическую эру» [4].
2. Классификация звёзд
В результате огромной работы,проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многоеузнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и эволюции. Какэто ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляемобразование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы. Вкакой-то степени это понятно: астрономы наблюдают огромное множество звезд,находящихся на различных стадиях эволюции, в то время как непосредственнонаблюдать другие планетные системы мы пока не можем.
Выше были упомянуты «характеристики»звезд. Основныехарактеристики звезды — масса, радиус (не считая внешних прозрачных слоев), светимость(полное количество излучаемой энергии); эти величины часто выражаются в доляхмассы, радиуса и светимости Солнца. Кроме основных параметров, употребляются ихпроизводные: эффективная температура; спектральный класс, характеризующийстепень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды; абсолютная звёзднаявеличина (т. е. звёздная величина, которую имела бы звезда на стандартномрасстоянии 10 парсек). Рассмотрим некоторые из них более подробно.
2.1 Масса звёзд
В сущности, астрономия не располагала и не располагает в настоящее времяметодом прямого и независимого определения массы изолированной, то есть невходящей в состав кратных систем, звезды. И это достаточно серьезный недостатокнашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знанийбыл бы значительно более быстрым.
«Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд,массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. В такой ситуации астрономымолчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеютодинаковые массы. Они определяются только для двойных систем. Утверждение, чтоодиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее«сестра», входящая в состав двойной системы, всегда следует приниматьс некоторой осторожностью.
На основе закона Всемирного тяготения и законов Кеплера, обобщенныхНьютоном, была выведена формула
a3
М1+М2 = ------
3P2
где М1 и М2 — массы главной звезды и ее спутника, Р — период обращения спутника,а — большая полуось земной орбиты» [1].
2.2 Средние плотности звезд
Так как размеры звезд различаются значительно больше, чем ихмассы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У гигантови сверхгигантов плотность очень мала. Например, плотность Бетельгейзе около 10-3кг/м3. Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К нимотносятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет обусловлен высокойтемпературой). Например, плотность белого карлика Сириус В более 4х107кг/м3. В настоящее время известны значительно более плотные белыекарлики (1010 — 1011 кг/м3). Огромные плотностибелых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, котороепредставляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. Расстояния междуатомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки и даже сотнираз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах, с которыми мы встречаемся вземных условиях. Агрегатное состояние, в котором находится это вещество, нельзяназвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены. Малопохоже это вещество на газ или плазму. И все-таки его принято считать «газом»,учитывая, что расстояние между частицами даже в плотных белых карликах во многораз больше, чем сами ядра атомов или электроны.
2.3 Светимость
Одни звезды кажутся нам более яркими, другие более слабыми. Но это еще неговорит об истинной мощности излучения звезд, так как они находятся на разныхрасстояниях. Таким образом, видимая звездная величина сама по себе не можетбыть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния. Истиннойхарактеристикой служит светимость, то есть полная энергия, которую излучаетзвезда в единицу времени. Светимости звезд крайне разнообразны. У одной иззвезд-гигантов — S Золотой Рыбы — светимость в 500000 раз больше солнечной, асветимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше.
«Характеристикой светимости являетсятак называемая абсолютная величина звезды. Видимая звездная величина зависит, содной стороны, от ее светимости и цвета, с другой — от расстояния до нее. Еслиотнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10пс, то еевеличина будет называться «абсолютной». Поясним это примером. Если видимая(относительная) звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения отнего) равна -26.8, то на расстоянии 10пс (которое приблизительно в 2 млн. разбольше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будетоколо +5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едвавидимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимыеневооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеютотрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимостихарактеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например+10, +12 и т.д.
Если известна абсолютная звезднаявеличина, то можно вычислить светимость любой звезды по формуле
lg L = 0,4(M-Mс)
где: L — светимость звезды, M — ее абсолютная звездная величина, а
Mс- абсолютная звездная величина Солнца» [2].
2.4 Температура
Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, еслитемпература поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6-7тыс. К — желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. Кимеют белый и голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне объективныеметоды измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым «показателемцвета», равным разности фотографической и визуальной звездной величины. Каждомузначению показателя цвета соответствует определенный тип спектра.
У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральныхатомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, Н20 идр.). По мер увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезаютмолекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, а также линиинейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячихзвезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаютсяпреимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектрочень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностныхслоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как узвезд с температурой около 6 тыс. К. линии ионизированного кальция,расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой части спектра. Заметим, чтотакой вид I имеет спектр нашего Солнца.
2.5 Эффективная температура
Обычно под температурой звезды понимают ее эффективную температуру.
Для определения последней необходимо знать полный поток излучения ирадиус звезды. Достаточно точно обе эти величины, а потому и эффективныетемпературы могут быть измерены лишь для немногих звезд. Для остальных звездэффективные температуры находят косвенными методами на основании изучения ихспектров или показателей цвета с помощью шкалы эффективных звездных температур.
Шкалой эффективных температур называется зависимость цветовых характеристик излучениязвезд, например спектрального класса или показателя цвета, от эффективныхтемператур (см. приложение 1).
Аналогично вводится шкала цветовых температур. Если известна шкалатемператур, то, определив из наблюдений спектральный класс или показатель цветаданной звезды, легко найти ее температуру. Температурная шкала определяетсяэмпирически по звездам с известными, например, эффективными температурами, атакже для звезд некоторых типов теоретически.
2.6 Радиус
Еще одна существенная характеристика звезды— ее радиус. Радиусызвезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам непревышающие земной шар (так называемые «Белые карлики»), есть огромные«пузыри», внутри которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Мы неслучайно назвали такие гигантские звезды «пузырями». Из того факта, что посвоим массам звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что приочень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой.Если средняя плотность солнечного вещества равна 1410 кг/м3, то у таких«пузырей» он может быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же времябелые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков и дажесотен миллионов килограммов на кубический метр.
«Зная эффективную температуру Т и светимость L, можно вычислить радиус Rзвезды по формуле: L=4pR2sT основанной на законе излучения Стефана — Больцмана (s — постоянная Стефана)» [1].
2.7 Расстояния до звёзд
«Несмотря на все достижения современной техника, определение расстоянийдо звезд по-прежнему остается одной из труднейших задач астрономии. Расстояниядо звезд настолько велики, что для оценки их не пригодны ни километры, ни дажеастрономические единицы (а. е.). Астрономы используют такие единицы расстояний,как световой год (св. год), но чаще парсек (пк; сокращение от двух словпаралакс секунда) — расстояние, с которого радиус земной орбиты, равный 1 а.е., виден под углом в 1" (секунда дуги). 1 пк = 3,216 св. г. = = 206265 а.с.=; 3.1 • 10" км. Для целей галактической и внегалактической астрономиииспользуют еще более крупные единицы расстояний: килопарсек (1 кпк = 1000 пк) имегапарсек (1 Мпк = = i 000000 пк)» [3].
Фотометрический метод определения расстояний.
Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света,обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блескодинаковых светил (т. е. освещенность, создаваемая у Земли на единичнойплощадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояния до них.Выражение освещенностей в звездных величинах (m — видимая звездная величина, М- абсолютная звездная величина) приводит к следующей основной формулефотометрических расстояний rф (пс):
lgrф = 0,2 (m — M) + 1.
При определении r фпо вышеназванной формулепогрешность составляет ~30%.
Определение расстояния по относительным скоростям. Косвенным показателемрасстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближезвезда, тем больше смещается она по небесной сфере. Определить таким способомрасстояние, конечно нельзя, но этот способ дает возможность “вылавливать”близкие звезды. Также существует другой метод определения расстояний поскоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды,принадлежащие одному скоплению, движутся в одном и том же направлении попараллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффектаДоплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно оченьудаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить расстояние доинтересующего нас скопления.
2.8 Спектр
«Спектры звезд — это их паспорта с описанием всех их физических свойств.По спектру звезды можно узнать ее светимость (а значит, и расстояние до нее),ее температуру, размер, химический состав ее атмосферы, как качественный, так иколичественный, скорость ее движения в пространстве, скорость ее вращениявокруг оси и даже то, нет ли вблизи нее другой, невидимой звезды, вместе скоторой она обращается вокруг их общего центра тяжести. Существует детальноразработанная классификация звездных классов (гарвардская). В Гарвардскойклассификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку вэпоху разработки этой классификации связьмежду видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлосьизменить порядок спектральных классов, которыйпервоначально совпадал с алфавитным расположением букв. Подклассы обозначены цифрами от 0 до 9 послебуквы, обозначающей класс. Спектры большинства звездхарактеризуются наличием линий поглощения (см. приложение 2).
Класс О. О высокой температуре звезд этого класса можносудить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра,вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линииионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода,кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода.
Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшейинтенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов.Цвет голубовато-белый. Типичная звезда — a Девы (Спика).
Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности.Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии другихметаллов. Цвет звезд белый. Типичные звезды: a Лиры (Вега) и a Большого Пса(Сириус).
Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линииионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегкажелтоватый. Типичная звезда — a Малого Пса (Процион).
Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленныхлиний металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звездыжелтый. Типичный пример — Солнце.
Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивныхлиний металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, чтосвидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с раннимиклассами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у a Волопаса(Арктур) и a Тельца (Альдебаран).
Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектрпересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярныхсоединений. Типичная звезда — a Ориона (Бетельгейзе).
Кроме этих основных классов существуют дополнительные, являющиесяответвлениями от классов G и К и представляющие собой звезды с аномальнымхимическим составом, отличающимся от химического состава большинства другихзвезд. Первое ответвление происходит от класса G и содержит«углеродные» звезды:
Класс С, отличающийся от классов К и М наличием линий поглощения атомов иполос поглощения молекул углерода.
Второе ответвление происходит от класса К и содержит«циркониевые» звезды:
Класс S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместополос окиси титана TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO). Таким образом,все перечисленные спектральные классы схематически можно расположить следующимобразом:
C
|
O-B-A-F-G-K-M.
|
S
Рассмотренная выше классификация одномерная, так как основнойхарактеристикой является температура звезды. Но среди звезд одного класса естьзвезды-гиганты и звезды-карлики. Они отличаются по плотности газа в атмосфере,площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд.Существует новая, двумерная классификация звезд. По этой классификации у каждойзвезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Онобозначается римскими цифрами от I до V. I — сверхгиганты, II-III — гиганты, IV- субгиганты, V — карлики. Например, спектральный класс звезды Веги выглядиткак А0V, Бетельгейзе — М2I, Сириуса — А1V
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 природенаружных слоев звезд» [5].
2.9 Вращение звёзд
Вращение звезд изучается по ихспектрам. При вращении один край диска звезды удаляется от нас, а другойприближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемсяодновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципомДоплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определятьскорость вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются соскоростями (на экваторе) 100-200 км/с. Скорости вращения более холодных звезд — значительно меньше (несколько км/с). Уменьшение скорости вращения звездысвязано, по-видимому, с переходом части момента количества движения кокружающему её газопылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-забыстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида.
2.10 Химический состав
«По химическому составу звезды, как правило, представляютсобой водородные и гелиевые плазмы. Остальные элементы присутствуют в видесравнительно незначительных «загрязнений». Средний химический состав наружныхслоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс. атомов водородаприходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода, 0.3 атомажелеза.
Существуют звезды, имеющие повышенноесодержание того или иного элемента. Так, известны звезды с по повышеннымсодержанием кремния (кремниевые звезды), звезды, в которых много железа(железные звезды), марганца (марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звездыс аномальным составом элементов довольно разнообразны. В молодых звездах типакрасных гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной изних найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее егосодержание в Солнце. Вообще говоря, содержание элементов, атомы которых имеютмассу, большую массы атома гелия, постепенно уменьшается по мере старениязвезды. Вместе с тем, химический состав звезды зависит и от местонахождениязвезды в галактике. В старых звездах сферической части галактики содержитсянемного атомов тяжелых элементов, а в той части, которая образует своеобразныепериферические спиральные « рукава » галактики, и в ее плоской части имеютсязвезды, относительно богатые тяжелыми элементами. Именно в этих частях и возникаютновые звезды. Поэтому можно связать наличие тяжелых элементов с особенностямихимической эволюции, характеризующей жизнь звезды.
Очень интересны углеродные звезды.Это звезды относительно холодные — гиганты и сверхгиганты. Их поверхностныетемпературы лежат обычно в пределах 2500 — 6000С. При температурах выше 3500Спри равных количествах кислорода и углерода в атмосфере большая часть этих элементовсуществует в форме оксида углерода CO. Некоторые типы звезд характеризуются повышенным содержанием металлов,расположенных в одном столбце периодической системы с цирконием; в этих звездахимеется неустойчивый элемент технеций 4399Тс. Ядра технеция могли образоватьсяиз 98Мо в результате захвата нейтрона с выбрасыванием электрона из ядрамолибдена или при фотопроцессе из 97Мо. Во всяком случае наличие нестабильногоядра — убедительное доказательство развития ядерных реакций в звездах» [2].
2.11 Магнетизм
Наконец, стоит сказать несколько слово магнетизме звезд. Тем же спектроскопическим методом было обнаружено наличиемощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей вотдельных случаях доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. раз больше,чем магнитное поле Земли. Заметим, что в солнечных пятнах напряженностьмагнитных полей доходит до 3-4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилосьв последние годы, играют значительную роль в физических процессах, происходящихв солнечной атмосфере. Имеются все основания полагать, что то же самое справедливои для звездных атмосфер.
3. Зависимости между звёздными параметрами
«Прежде чем приступать к рассмотрению эволюции звезд, мы должныознакомиться с одним из самых важных графиков, существующих в астрономии.
В начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг иамериканец Ресселл эмпирически установили (независимо), что существуетзависимость между светимостью звезд и их спектральным классом. Если нанестиположения большого количества звезд на диаграмму, у которой по оси абсцисс отложеныспектральные классы звезд, а по оси ординат — светимости, оказывается, чтозвезды отнюдь не располагаются беспорядочно, а образуют определенные группы.Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химическогосостава (см. приложение 3). Со временем выявился глубокий физический смыслрасположения звезд на диаграмме, и стали понятными передвижения звезд подиаграмме в зависимости от возраста (эволюционные треки). ДиаграммаГерцшпрунга-Ресселла (Г. — Р. д.) для звезд является важным инструментомсравнения теоретических моделей звезд с наблюдениями. Диаграмма ГР обычноприводится в следующих координатах:
1. Светимость — эффективная температура 2. Абсолютная звездная величина — показатель цвета 3. Абсолютная звездная величина — спектральный класс
Большинство известных звёзд располагается на главной последовательности(см.приложение 4), простирающейся по диагонали Г. — Р. д. от горячихголубых звёзд (например, Спика, спектральный класс В) со светимостью в 1000 разбольше солнечной через белые звёзды (Сириус, А), желтовато-белые (Процион, F),жёлтые (Солнце, G), оранжевые (tКита, К) к красным карликам (звезда Крюгер 60, М), которые слабее Солнца в 1000раз. Звёзды-гиганты — жёлтые, оранжевые и красные звёзды больших размеров(Капелла, Арктур, Альдебаран) — находятся справа от главной последовательности.Сверхгиганты — сравнительно немногочисленная группа звёзд всех спектральныхклассов очень большой светимости (в 104—105 раз большесолнечной) — заполняют самую верхнюю область Г. — Р. д. (Ригель, В иБетельгейзе, М). Субгигантами называют красноватые звёзды, размеры которыхбольше звёзд главной последовательности той же светимости (компонентызатменно-двойных звёзд). Субкарлики — это звёзды-карлики главнойпоследовательности, отличающиеся пониженным содержанием металлов, характернымдля звёзд сферической составляющей Галактики, и располагающиеся вследствиеэтого на Г. — Р. д. в пределах главной последовательности. (Первоначальнопредполагалось, что субкарлики образуют самостоятельную последовательность на1—1,5 звёздной величины ниже главной последовательности.) Группа белых карликов— очень плотных маленьких звёзд, находится на 10 звёздных величин ниже главнойпоследовательности. Для каждой группы звёзд свойственны определённыезависимости между массой, светимостью и радиусом и свои особенности строения.Количество звёзд в разных областях Г. — Р. д. различно; звёзд большойсветимости значительно меньше, чем слабых. Вне описанных групп звёздпрактически нет. На рисунках представлены Г. — Р. д. для звёзд окрестностиСолнца и звёзд рассеянных скоплений, принадлежащих плоской составляющейГалактики (см. приложение 4, рис.1), и звёзд шаровых скоплений, относящихся ксферической составляющей Галактики (см. приложение 4, рис.2). Различие междудиаграммами (отсутствие сверхгигантов в верхней части главнойпоследовательности у звёзд сферической составляющей) объясняется разницей ввозрасте (т. е. в наблюдаемых стадиях эволюции) и в начальном химическомсоставе обеих составляющих. (Звёзды сферической составляющей в основном болеестарые и содержат меньше металлов.)» [3].
4. Эволюция звёзд
Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются,эволюционируют, и, наконец «умирают». Чтобы проследить жизненный путьзвёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают. В прошломэто представлялось большой загадкой; современные астрономы уже могут с большойуверенностью подробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашемночном небосводе.
Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвёздныхгаза и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были полученыпоразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой ТуманностиОриона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звёзд. Наснимках 1947г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов.К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатыеобразования распались на отдельные звёзды — впервые в истории человечества людинаблюдали рождение звёзд буквально на глазах этот беспрецедентный случайпоказал астрономам, что звёзды могут рождаться за короткий интервал времени, иказавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно возникают вгруппах, или звёздных скоплениях, оказались справедливыми.
Каков же механизм их возникновения? Почему за многие годы астрономическихвизуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас впервые удалосьувидеть «материализацию» звёзд? Рождение звезды не может бытьисключительным событием: во многих участках неба существуют условия,необходимые для появления этих тел.
4.1 Глобулы
«В результате тщательного изучения фотографий туманных участков МлечногоПути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы, или глобулы,представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными, таккак не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звёздами,свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли,очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд. Размерыглобул огромны — до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то чтовещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объём их настолько велик, чтоего вполне хватает для формирования небольших скоплений звёзд, по массе близкихк Солнцу. Для того чтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды,вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает давление.Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давлениесолнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобулепод действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходитсжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет «ветер»,разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что веществоглобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.
Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, накоторую 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 окружающихглобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы,возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжатьглобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы веществаприобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако. Падениевещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо,поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, ещё очень слабы.Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготенияусиливается, падение начинает происходить быстрее. Но, как мы уже знаем,глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояниеот её внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Есличастица от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью немногим менее2км/с, то центра она достигнет только через 200 000 лет. Наблюдения показывают,что скорости движения газа и пылевых частиц на самом деле гораздо больше, апотому гравитационное сжатие происходит значительно быстрее.
4.2 Протозвезда
Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениямичастиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температураглобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, таккак энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ. В этой стадиипротозвезда едва видна, так как основная доля её излучения приходится надалёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её ужепоявился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде,чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красныйшар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысячдо нескольких миллионов лет. Однако, помня о появлении звёзд в БольшойТуманности Ориона, стоит, пожалуй считать, что наиболее близка к реальностиоценка, которая даёт минимальное значение времени. Здесь мы должны сделатьнебольшое отступление, с тем чтобы тщательно рассмотреть некоторые детали,связанные с рождением звезды, и оценить их воздействие на её дальнейшую судьбу.Звёзды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладатьсамым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние надальнейшее поведение звезды, на всю её судьбу. Чтобы лучше в этом разобраться,выйдем из дома и взглянем на ночное небо.
С вершины горы, вдали от мешающего нам городского света, мы увидим нанебе по крайней мере 3000 звёзд. Наблюдатель с очень острым зрением приидеальных атмосферных условиях увидит в полтора раза больше звёзд. Одни из нихудалены от нас на тысячу, другие — всего на несколько световых лет. Попытаемсятеперь разместить все эти звёзды на диаграмме, на которой каждая звездахарактеризуется двумя физическими величинами: температурой и светимостью.Разместив все 3000 звёзд, мы обнаружим, что самые яркие из них одновременнооказываются и самыми горячими, а самые слабые — самыми холодными. При этомзаметим, что подавляющее большинство звёзд располагается вдоль наклонной линии,которая тянется из верхнего левого угла графика в нижний правый (Если, как этотрадиционно принято, ось температур направить влево, а ось светимостей — вверх.) Это нормальные звёзды, и их распределение называют «главнойпоследовательностью». Полученная диаграмма называется диаграммойГерцшпрунга — Рессела, в честь двух выдающихся астрономов, впервые установившихэту замечательную зависимость. В ней важную роль играет масса звезды. Еслимасса звезды велика, последняя при рождении попадает на верхнюю часть главнойпоследовательности, если масса мала, то звезда оказывается в нижней её части.
Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массойменьшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного«топлива» и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд,подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепеннорасширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гигантаостаётся маленький и горячий белый карлик.
4.3 Белые карлики
Белые карлики — одна из увлекательнейших тем в истории астрономии: впервые были открытынебесные тела, обладающие свойствами, весьма далёкими от тех, с которыми мыимеем дело в земных условиях. И, по всей вероятности, разрешение загадки белыхкарликов положило начало исследованиям таинственной природы вещества,запрятанного где-то в разных уголках Вселенной. Во Вселенной много белыхкарликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучениефотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что ихколичество превышает 1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов:оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100таких звёзд. История открытия белых карликов восходит к началу 19в, когдаФридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус,открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер.Собственное движение звезды происходило не по прямой линии; казалось, что онаедва заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844г., спустя примерно десятьлет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом сСириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает наСириус гравитационное воздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движенииСириуса. Ещё более интересным оказалось то обстоятельство, что если тёмныйкомпонент действительно существует, то период обращения обеих звёздотносительно их общего центра тяжести равен приблизительно 50 годам.
Таким образом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многихисследований, ибо физические характеристики двойной системы заинтриговалиастрономов.
В 1915г. с использованием всех технических средств, которыми располагалакрупнейшая обсерватория того времени Маунт-Вилсон (США), были получены удачныефотографии спектра Сириуса. Это привело к неожиданному открытию: температураспутника составляла 8000 К, тогда как Солнце имеет температуру 5700 К. Такимобразом, спутник в действительности оказался горячее Солнца, а это означало,что светимость единицы его поверхности также больше.
В результате несложных арифметических действий получаем, что плотностьспутника почти в 100 000 раз превышает плотность воды. Кубический сантиметрэтого вещества на Земле весил бы 100 кг, а 0,5 л такого вещества — около 50 т.
Такова история открытия первого белого карлика. А теперь зададимсявопросом: каким образом вещество можно сжать так, чтобы один кубическийсантиметр его весил 100 кг?
Когда в результате высокого давления вещество сжато до большихплотностей, как в белых карликах, то вступает в действие другой тип давления,так называемое «вырожденное давление». Оно появляется при сильнейшем сжатиивещества в недрах звезды. Именно сжатие, а не высокие температуры являетсяпричиной вырожденного давления. Вследствие сильного сжатия атомы оказываютсянастолько плотно упакованными, что электронные оболочки начинают проникать однав другую.
Гравитационное сжатие белого карлика происходит в течение длительноговремени, и электронные оболочки продолжают проникать друг в друга до тех пор,пока расстояние между ядрами не станет порядка радиуса наименьшей электроннойоболочки. Внутренние электронные оболочки представляют собой непроницаемыйбарьер, препятствующий дальнейшему сжатию. При максимальном сжатии электроныуже не связаны с отдельными ядрами, а свободно движутся относительно них.Процесс отделения электронов от ядер происходит в результате ионизациидавлением. Когда ионизация становится полной, облако электронов движетсяотносительно решётки из более тяжёлых ядер, так что вещество белого карликаприобретает определённые физические свойства, характерные для металлов. В такомвеществе энергия переносится к поверхности электронами, подобно тому как теплораспространяется по железному пруту, нагреваемому с одного конца.
Но электронный газ проявляет и необычные свойства. По мере сжатияэлектронов их скорость всё больше возрастает. Однако в среднем, чем нижескорость электронов, тем больше тот минимальный объём, который они могутзанимать. Иными словами, самые быстрые электроны занимают наименьший объём.Хотя отдельные электроны носятся со скоростями, соответствующими внутреннейтемпературе порядка миллионов градусов, температура полного ансамбля электроновв целом остаётся низкой.
Установлено, что атомы газа обычного белого карлика образуют решёткуплотно упакованных тяжёлых ядер, сквозь которую движется вырожденныйэлектронный газ. Ближе к поверхности звезды вырождение ослабевает, и наповерхности атомы ионизированы не полностью, так что часть вещества находится вобычном газообразном состоянии.
Зная физические характеристики белых карликов, мы можем сконструироватьих наглядную модель. Начнём с того, что белые карлики имеют атмосферу. Анализспектров карликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всегонесколько сотен метров. В этой атмосфере астрономы обнаруживают различные знакомыехимические элементы. Известны белые карлики двух типов — холодные и горячие. Ватмосферах более горячих белых карликов содержится некоторый запас водорода,хотя, вероятно, он не превышает 0,05%. Тем не менее по линиям в спектрах этихзвёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окисьтитана. Атмосферы холодных белых карликов состоят почти целиком из гелия; наводород, возможно, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температурыповерхности белых карликов меняются от 5000 К у «холодных» звёзд до50 000 К у «горячих». Под атмосферой белого карлика лежит областьневырожденного вещества, в котором содержится небольшое число свободныхэлектронов. Толщина этого слоя 160 км, что составляет примерно 1% радиусазвезды. Слой этот может меняться со временем, но диаметр белого карликаостаётся постоянным и равным примерно 40 000 км. Как правило, белые карлики неуменьшаются в размерах после того, как достигли этого состояния. Чем жеопределяется окончательный диаметр белого карлика? Оказывается его массой. Чембольше масса белого карлика, тем меньше его радиус; минимально возможный радиуссоставляет 10 000 км. Теоретически, если масса белого карлика превышает массуСолнца в 1,2 раза, его радиус может быть неограниченно малым. Именно давлениевырожденного электронного газа предохраняет звезду от всяческого дальнейшегосжатия, и, хотя температура может меняться от миллионов градусов в ядре звездыдо нуля на поверхности, диаметр её не меняется. Со временем звезда становитсятёмным телом с тем же диаметром, который она имела, вступив в стадию белогокарлика.
Под верхним слоем звезды вырожденный газ практически изотермичен, то естьтемпература почти постоянна вплоть до самого центра звезды; она составляетнесколько миллионов градусов — наиболее реальная цифра 6млн.К.
Теперь, когда мы имеем некоторые представления о строении белого карлика,возникает вопрос: почему он светится? Очевидно одно: термоядерные реакцииисключаются. Внутри белого карлика отсутствует водород, который поддерживал быэтот механизм генерации энергии.
Единственный вид энергии, которым располагает белый карлик, -это тепловаяэнергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном движении, так как онирассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер замедляется,что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ, который не похож не наодин из известных на Земле газов, отличается исключительной теплопроводностью,и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу этаэнергия излучается в космическое пространство.
Астрономы сравнивают процесс остывания горячего белого карлика состыванием железного прута, вынутого из огня. Сначала белый карлик охлаждаетсябыстро, но по мере падения температуры внутри него охлаждение замедляется.Согласно оценкам, за первые сотни миллионов лет светимость белого карликападает на 1% от светимости Солнца. В конце концов белый карлик должен исчезнутьи стать чёрным карликом, однако на это могут понадобиться триллионы лет, и, помнению многих учёных, представляется весьма сомнительным, чтобы возрастВселенной был достаточно велик для появления в ней чёрных карликов.
Так или иначе, если принять, что возраст Вселенной превышает 10 млрд.лет, красных карликов в ней должно быть намного больше, чем белых. Зная это,астрономы предпринимают поиски красных карликов. Пока они безуспешны. Массыбелых карликов определены недостаточно точно. Надёжно их можно установить длякомпонентов двойных систем, как в случае Сириуса. Но лишь немногие белыекарлики входят в состав двойных звёзд. Сила тяжести на поверхности белыхкарликов примерно в 60-70 раз больше, чем на Солнце. Если человек весит наЗемле 75 кг, то на Солнце он весил бы 2тонны, а на поверхности белого карликаего вес составлял бы 120-140 тонн. С учётом того, что радиусы белых карликовмало отличаются и их массы почти совпадают, можно заключить, что сила тяжестина поверхности любого белого карлика приблизительно одна и та же.
Некоторые астрономы считают, что 50-95 % всех белых карликов возникли неиз планетарных туманностей. Таким образом, хотя часть белых карликов целикомсвязана с планетарными туманностями, по крайней мере половина или более из нихпроизошли от нормальных звёзд главной последовательности, не проходящих черезстадию планетарной туманности.
Полная картина образования белых карликов туманна и неопределенна.Отсутствует так много деталей, что в лучшем случае описание эволюционногопроцесса можно строить лишь путём логических умозаключений. И тем не менееобщий вывод таков: многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу,подобному стадии белого карлика, и затем скрываются на небесных «кладбищах» ввиде чёрных, невидимых карликов.
Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звёздына последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могутвзорваться как сверхновые, а затем сжаться до размеров шаров радиусом несколькокилометров, т.е. превратиться в нейтронные звёзды» [6].
4.4 Сверхновые
Звезда с массой, превосходящей солнечную примерно на 20%, может современем стать неустойчивой. Это показал в своём блестящем теоретическомисследовании, сделанном в конце 30-х годов нашего столетия, астрономЧандрасекар. Он установил, что подобные звёзды на склоне жизни поройподвергаются катастрофическим изменениям, в результате чего достигаетсянекоторое равновесное состояние, позволяющее звезде достойно завершить свойжизненный путь. Многие астрономы занимались изучением последних стадий звёзднойэволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от её массы. Все онипришли к одному выводу: если масса звезды превышает предел Чандрасекара, еёожидают невероятные изменения.
Как мы видели, устойчивость звезды определяется соотношением между силамигравитации, стремящимися сжать звезду, и силами давления, расширяющими еёизнутри. Мы также знаем, что на последних стадиях звёздной эволюции, когдаистощаются запасы ядерного горючего, это соотношение обеспечивается за счётэффекта вырождения, которое может привести звезду к стадии белого карлика ипозволит ей провести остаток жизни в таком состоянии. Став белым карликом,звезда постепенно остывает и заканчивает свою жизнь, превратившись в холодный,безжизненный, невидимый звёздный шлак.
Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения ужене в состоянии обеспечить необходимое соотношение давлений. Перед звездойостаётся только один путь для сохранения равновесия — поддерживать высокуютемпературу. Но для этого требуется внутренний источник энергии. В процессеобычной эволюции звезда постепенно использует для этого ядерное горючее. Однакокак может звезда добыть энергию на последних стадиях звёздной эволюции, когдаядерное топливо, регулярно поставляющее энергию, на исходе? Конечно она ещё неэнергетический «банкрот», она большой, массивный объект, значительная частьмассы которого находится на большом расстоянии от центра, и у неё в запасе ещёесть гравитационная энергия. Она подобна камню, лежащему на вершине высокойгоры, и благодаря своему местоположению обладающему потенциальной энергией.Энергия заключённая во внешних слоях звезды, как бы находится в огромнойкладовой, из которой в нужный момент её можно извлечь.
Итак, чтобы поддерживать давление, звезда теперь начинает сжиматься,пополняя таким образом запас своей внутренней энергии. Как долго продолжаетсяэто сжатие? Фред Хойл и его коллеги тщательно исследовали подобную ситуацию ипришли к выводу, что в действительности происходит катастрофическое сжатие, закоторым следует катастрофический взрыв. Толчком взрыву, избавляющему звезду отизбытка массы, является значение плотности, создаваемое при сжатии. Избавившисьот избыточной массы, звезда тут же возвращается на путь обычного угасания.
Наибольший интерес для учёных представляет процесс, в ходе которого шагза шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Для расчётаэтого процесса используется информация, полученная из лабораторных опытов;огромную роль при этом играют современные быстродействующие вычислительныемашины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения взвезде и проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса которойвтрое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за пределомЧандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60 разпревышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.
Мы уже знаем, что в ходе обычных термоядерных реакций, протекающих внедрах звезды почти в течение всей её жизни, водород превращается в гелий.После того как значительная часть вещества звезды превратится в гелий, температурав её центре возрастает. При увеличении температуры примерно до 200 млн. Кядерным горючим становится гелий, который затем превращается в кислород и неон.Таким образом, гелиевое ядро начинает порождать более тяжёлое ядро, состоящееиз двух этих химических элементов. Теперь звезда становится многослойнойэнергопроводящей системой. В тонкой оболочке, по одну сторону от которойнаходится водород, а по другую гелий, происходит превращение водорода в гелий;эта реакция идёт с выделением энергии. Поэтому, пока такая реакцияосуществляется, температура ядра звезды неуклонно растёт. Сжатие звезды ведёт куплотнению её ядра и росту температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже пристоль высоких температурах кислород и неон вполне устойчивы и не вступают вядерные реакции. Однако через некоторое время ядро становится ещё плотнее,температура удваивается, теперь она уже равняется 600 млн. К. И тогда ядернымтопливом становится неон, который в ходе реакций превращается а магний икремний. Образование магния сопровождается выходом свободных нейтронов. Когдазвезда родилась из праматерии, она уже содержала некоторые металлы группыжелеза. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с этими металлами, создают атомыболее тяжёлых металлов — вплоть до урана — самого тяжёлого из природныхэлементов.
Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядро начинает сжиматься, и сновасжатие сопровождается ростом температуры. Наступает следующий этап, когдакаждые два атома кислорода, соединяясь, порождают атом кремния и атом гелия. Атомыкремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля, которые вскоре превращаютсяв атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся возникновением новыххимических элементов, вступают не только нейтроны, но также протоны и атомыгелия. Появляются такие элементы, как сера, алюминий, кальций, аргон, фосфор,хлор, калий. Температура ядра поднимается до полутора миллиардов градусов.По-прежнему продолжается образование более тяжёлых элементов с использованиемсвободных нейтронов, но на этой стадии из-за большой температуры происходятнекоторые новые явления.
Хойл считает, что при температурах порядка миллиарда градусов возникаетмощное гамма-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и протоныотрываются от ядер, но этот процесс обратимый: частицы вновь соединяются,создавая устойчивые комбинации. Когда температура превысит 1,5 млрд. К, болеевероятными становятся процессы распада ядер. Любопытным и неожиданным оказалсяследующий результат: при дальнейшем увеличении температуры и усилении процессовразрушения и соединения ядра в итоге присоединяют всё больше и больше частиц и,как следствие этого, возникают более тяжёлые химические элементы. Так, притемпературах 2-5 млрд. К рождаются титан, ванадий, хром, железо, кобальт, цинк,и др. Но из всех этих элементов наиболее представлено железо. Как и прежде, припревращении лёгких элементов в тяжёлые вырабатывается энергия, удерживающаязвезду от коллапса. Своим внутренним строением звезда теперь напоминаетлуковицу, каждый слой которой заполнен преимущественно каким-либо однимэлементом.
Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказываетсянакануне драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в железном ядрезвезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При этом испускаются потокинейтрино, уносящие с собой в космическое пространство значительное количествоэнергии звезды. Если температура в ядре звезды велика, то эти энергетическиепотери могут иметь серьёзные последствия, так как они приводят к снижениюдавления излучения, необходимого для поддержания устойчивости звезды. И какследствие этого, в действие опять вступают гравитационные силы, призванныедоставить звезде необходимую энергию. Силы гравитации всё быстрее сжимаютзвезду, восполняя энергию, унесённую нейтрино. Как и прежде сжатие звездысопровождается ростом температуры, которая в конце концов достигает 4-5 млрд.К. Теперь события развиваются несколько иначе. Ядро, состоящее из элементовгруппы железа, подвергается серьёзным изменениям: элементы этой группы уже невступают в реакции с образованием более тяжёлых элементов, а начинают сновапревращаться в гелий, испуская при этом колоссальный поток нейтронов. Большаячасть этих нейтронов захватывается веществом внешних слоёв звезды и участвует всоздании тяжёлых элементов.
На этом этапе, как указывает Хойл, звезда достигает критическогосостояния. Когда создавались тяжёлые химические элементы, энергиявысвобождалась в результате слияния лёгких ядер. Тем самым огромные еёколичества звезда выделяла на протяжении сотен миллионов лет. Теперь жеконечные продукты ядерных реакций вновь распадаются, образуя гелий: звездаоказывается вынужденной восполнить утраченную ранее энергию. Остаётся последнеееё достояние — гравитация. Но чтобы звезда могла воспользоваться этим резервом,плотность её ядра должна увеличиваться крайне быстро, то есть ядро должно резкосжаться; происходит «взрыв внутрь», отрывающий ядро звезды от её внешних слоёв.Он должен произойти за считанные секунды. Это и есть начало конца массивнойзвезды.
Имплозия, или взрыв внутрь, устраняет давление, поддерживавшее внешниеслои звезды, её оболочку, и с этого момента оболочка, сжимаясь, начинает падатьна ядро. Падение сопровождается выделением колоссального количества энергии — так ещё раз проявляет себя гравитация. Выделение энергии приводит в своюочередь к резкому повышению температуры (примерно 3 млрд. К ), и падающаяоболочка звезды оказывается в необычных для неё температурных условиях. Длязвезды с температурой ядра, равной 2,5 млрд. К, лёгкие элементы оболочки служатпотенциальным ядерным топливом. Но чтобы обеспечить свечение во время взрыва,температура должна подняться выше этого значения — до 3 млрд. К. В течениесекунды кинетическая энергия звезды превращается в тепловую, и веществооболочки нагревается. При такой высокой температуре более лёгкие элементы — восновном кислород — проявляют взрывную неустойчивость и начинаютвзаимодействовать. Подсчитано, что за время меньше секунды в ходе этих ядерныхреакций выделяется энергия, равная энергии, которую Солнце излучает за миллиардлет!
Внезапно освободившаяся энергия срывает со звезды её наружные слои ивыбрасывает их в космическое пространство со скоростью, достигающей несколькихтысяч километров в секунду. На эти слои приходится значительная часть массы звезды.Газовая оболочка удаляется от звезды образуя туманность, которая простираетсяна многие миллионы миллионов километров.
Газ по инерции продолжает удаляться от звезды до тех пор, пока, возможночерез 100 000 лет, вещество туманности не станет настолько разряженным идиффузным, что больше уже не сможет возбуждаться коротковолновым излучениемочень горячей материнской звезды; тогда мы перестанем его видеть. Но самоеглавное: как в взорвавшемся веществе, так и в межзвёзном газе присутствуетмагнитное поле. Сжатие газа за фронтом ударной волны вызывает сжатие силовыхлиний и повышение напряжённости межзвёздного магнитного поля, что в своюочередь приводит к увеличению энергии электронов, и их ускорению. В результатеостаётся сверхгорячая звезда, масса которой уменьшилась именно настолько, чтобыона могла достойно угаснуть и умереть. По всей вероятности она станетнейтронной звездой, масса которой в 1,2-2 массы Солнца. Если же её масса более,чем вдвое превышает массу Солнца, то она в конечном счёте может превратиться вчёрную дыру.
Сверхновые — оченьредкие объекты. История засвидетельствовала лишь несколько случаев появлениясверхновых. Первая — это, конечно, Крабовидная туманность, вторая — СверхноваяТихо Браге, обнаруженная в 1572г.., и третья — Сверхновая Кеплера, открытая имв 1604 г. Недавно стало известно о сверхновой в созвездии Волка. Астрономывычислили, что каждая звёздная система, галактика, в среднем раз в сто-тристалет рождает сверхновую. В настоящее время астрономами открыто около 150 сверхновых.
Только три из них оказались в нашей Галактике, хотя существует многообъектов, такие, как Петля в Лебеде и Кассиопея А, которые, как предполагают,могут оказаться остатками взрывов сверхновых Млечного Пути. Точное время взрывадля Петли в Лебеде почти невозможно установить, но полагают, что если этодействительно остатки взрыва сверхновой, то Петля в Лебеде начала своёрасширение около 60 тысяч лет назад. Кассиопея А — самая молодая сверхновая нанебе, так как её расширение началось примерно в 1700г.
4.5 Нейтронные
«Звёзды, у которых масса в 1,5-3 раза больше, чем у Солнца не смогут вконце жизни остановить своё сжатие на стадии белого карлика. Мощные силыгравитации сожмут их до такой плотности, при которой произойдёт «нейтрализация»вещества: взаимодействие электронов с протонами привёдёт к тому, что почти всямасса звезды будет заключена в нейтронах. Образуется нейтронная звезда.Наиболее массивные звёзды могут обраться в нейтронные, после того как онивзорвутся как сверхновые.
Говоря о нейтронных звёздах, следует учитывать, что их физическиехарактеристики установлены теоретически и весьма гипотетичны, так какфизические условия, существующие в этих телах, не могут быть воспроизведены влабораторных экспериментах.
Решающее значение на свойства нейтронных звёзд оказывают гравитационныесилы. По различным оценкам, диаметры нейтронных звёзд составляют 10-200 км. Иэтот незначительный по космическим понятиям объём «набит» таким количествомвещества, которое может составить небесное тело, подобное Солнцу, диаметромоколо 1,5 млн. км, а по массе почти в треть миллиона раз тяжелее Земли!Естественное следствие такой концентрации вещества — невероятно высокаяплотность нейтронной звезды. Фактически она оказывается настолько плотной, чтоможет быть даже твёрдой. Сила тяжести нейтронной звезды столь велика, чточеловек весил бы там около миллиона тонн. Расчёты показывают, что нейтронныезвёзды сильно намагничены. Согласно оценкам, магнитное поле нейтронной звездыможет достигать 1млн. млн. гаусс, тогда как на Земле оно составляет 1 гаусс.Радиус нейтронной звезды принимается порядка 15 км, а масса — около 0,6 — 0,7массы Солнца. Наружный слой представляет собой магнитосферу, состоящую изразрежённой электронной и ядерной плазмы, которая пронизана мощным магнитнымполем звезды. Именно здесь зарождаются радиосигналы, которые являютсяотличительным признаком пульсаров. Сверхбыстрые заряженные частицы, двигаясь поспиралям вдоль магнитных силовых линий, дают начало разного рода излучениям. Водних случаях возникает излучение в радиодиапазоне электромагнитного спектра, виных — излучение на высоких частотах. Почти сразу же под магнитосферойплотность вещества достигает 1 т/см3, что в 100 000 раз больше плотностижелеза.
Следующий за наружным слой имеет характеристики металла. Этот слой«сверхтвёрдого» вещества, находящегося в кристаллической форме. Кристаллысостоят из ядер атомов с атомной массой 26 — 39 и 58 — 133. Эти кристаллычрезвычайно малы: чтобы покрыть расстояние в 1 см, нужно выстроить в одну линиюоколо 10 млрд. кристалликов. Плотность в этом слое более чем в 1 млн. раз выше,чем в наружном, или иначе, в 400 млрд. раз превышает плотность железа. Двигаясьдальше к центру звезды, мы пересекаем третий слой. Он включает в себя областьтяжёлых ядер типа кадмия, но также богат нейтронами и электронами. Плотностьтретьего слоя в 1 000 раз больше, чем предыдущего.
Глубже проникая в нейтронную звезду, мы достигаем четвёртого слоя,плотность при этом возрастает незначительно — примерно в пять раз. Тем не менеепри такой плотности ядра уже не могут поддерживать свою физическую целостность:они распадаются на нейтроны, протоны и электроны. Большая часть веществапребывает в виде нейтронов. На каждый электрон и протон приходится по 8нейтронов. Этот слой, по существу, можно рассматривать как нейтронную жидкость,«загрязнённую» электронами и протонами.
Ниже этого слоя находится ядро нейтронной звезды. Здесь плотностьпримерно в 1,5 раза больше, чем в вышележащем слое. И тем не менее даже такоенебольшое увеличение плотности приводит к тому, что частицы в ядре движутсямного быстрее, чем в любом другом слое. Кинетическая энергия движениянейтронов, смешанных с небольшим количеством протонов и электронов, стольвелика, что постоянно происходят неупругие столкновения частиц. В процессахстолкновения рождаются все известные в ядерной физике частицы и резонансы,которых насчитывается более тысячи. По всей вероятности, присутствует большоечисло ещё не известных нам частиц.
Температуры нейтронных звёзд сравнительно высоки. Этого и следуетожидать, если учесть, как они возникают. За первые 10 — 100 тыс. летсуществования звезды температура ядра уменьшается до нескольких сотен миллионовградусов. Затем наступает новая фаза, когда температура ядра звезды медленноуменьшается вследствие испускания электромагнитного излучения» [5].
4.6 Чёрные дыры
«Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизнизвезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества оставшегосяпосле взрыва, всё ещё превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться вкрошечное плотное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякоевнутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот моменткатастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению чёрной дыры.Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не можетнаходиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды остаётся одиннеизбежный путь — путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего еёв невидимую чёрную дыру.
Каковы же физические свойства «чёрных дыр» и как учёные предполагаютобнаружить эти объекты? Многие учёные раздумывали над этими вопросами; полученыкое-какие ответы, которые способны помочь в поисках таких объектов.
Само название — чёрные дыры — говорит о том, что это класс объектов,которые нельзя увидеть. Их гравитационное поле настолько сильно, что если быкаким-то путём удалось оказаться вблизи чёрной дыры и направить в сторону от еёповерхности луч самого мощного прожектора, то увидеть этот прожектор было бынельзя даже с расстояния, не превышающего расстояние от Земли до Солнца.Действительно, даже если бы мы смогли сконцентрировать весь свет Солнца в этоммощном прожекторе, мы не увидели бы его, так как свет не смог бы преодолетьвоздействие на него гравитационного поля чёрной дыры и покинуть её поверхность.Именно поэтому такая поверхность называется абсолютным горизонтом событий. Онапредставляет собой границу чёрной дыры»[6].
Заключение
Поставленную передо мной в начале работы цель (изучить как можно большеинформации по выбранной теме, постараться всесторонне рассмотреть основные еёвопросы, отобразить результаты исследований в курсовой и сделать вывод опроделанной работе) успешно выполнила.
Особое внимание в своей работе я старалась уделить проблеме эволюциизвёзд. Известен повышенный интерес учённых к происхождению чёрных дыр. «Некоторыеиз них рассматривают образование чёрной дыры как маленькую модель того, что,согласно предсказаниям общей теории относительности, в конечном счёте можетслучиться со Вселенной. Общепризнано, что мы живём в неизменно расширяющейсяВселенной, и один из наиболее важных и насущных вопросов науки касается природыВселенной, её прошлого и будущего. Без сомнения, все современные результатынаблюдений указывают на расширение Вселенной. Однако на сегодня один из самыхкаверзных вопросов таков: замедляется ли скорость этого расширения, и если да,то не сожмётся ли Вселенная через десятки миллиардов лет, образуясингулярность. По-видимому, когда-нибудь мы сможем выяснить, по какому путиследует Вселенная, но, быть может, много раньше, изучая информацию, котораяпросачивается при рождении чёрных дыр, и те физические законы, которыеуправляют их судьбой, мы сможем предсказать окончательную судьбу Вселенной»[6].
Приложение 1
Шкала эффективных температур Спектральный класс Классы светимости Главная последовательность (V) Гиганты (III) Сверхгиганты (I) Показ. цвета, B — V Эффект. темп., К Показ. цвета, B — V Эффект. темп., К Показ. цвета, B — V Эффект. темп., К O5 — 0,35 40 000 B0 — 0,31 28 000 — 0,21 B5 -0,17 15 500 A0 0,00 10 000 0,00 A5 + 0,16 8 500 F0 0,30 7 400 +0,30 6 400 F5 0,45 6 600 G0 0,57 6 000 +0,65 5 700 0,76 5 400 G5 0,70 5 400 0,84 5 000 1,06 4 700 K0 0,84 4 700 1,06 4 300 1,42 4 000 K5 1,11 4 000 1,40 3 600 1,71 3 400 M0 1,39 3 600 1,65 3 400 1,94 2 800 M5 1,61 3 000 1,85 2 800 2,15
Приложение 2
Спектральный класс
Цвет
Эффективная температура, К
Типичные звезды О Голубой 25 — 30 тыс. ς Кормы λ Ориона ξ Персея λ Цефея В Голубовато-белый 15 — 25 тыс. ε Ориона α Девы (Спика) γ Персея γ Ориона А Белый ~ 11 000 α Большого Пса (Сириус) α Лиры (Вега) γ Близнецов F Желтовато-белый ~ 7 500 δ Близнецов α Малого Пса (Процион) α Персея α Кормы G Желтый ~ 6 000 Солнце α Возничего (Капелла) β Южной Гидры K Оранжевый ~ 5 000 α Волопаса (Арктур) β Близнецов (Поллукс) α Тельца (Альдебаран) M Красный 2-3 тыс. α Ориона (Бетельгейзе) α Скорпиона (Антарес) ο Кита
Приложение 3Зависимостьпараметров звезд главной последовательности от спектрального типа Спектральный класс Температура, К Светимость, L Масса, M Радиус, R O7 38000 140000 27 8.5 В0 32000 16000 16 5.7 В3 17000 2500 8.3 4.8 В5 15000 750 5.4 3.7 В8 12500 130 3.5 2.7 А0 9500 63 2.6 2.3 А2 9000 40 2.2 2.0 А5 8700 24 1.9 1.8 А7 8100 11 1.8 1.7 F0 7400 9 1.6 1.5 F2 7100 6.3 1.5 1.3 F5 6400 4 1.35 1.2 F8 6100 2.5 1.2 1.1 G0 5900 1.45 1.08 1.05 G2 5800 1.10 1.0 1.00 G5 5600 0.70 0.95 0.91 G8 5300 0.44 0.85 0.87 К0 5100 0.36 0.83 0.83 К2 4830 0.28 0.78 0.79 К5 4370 0.18 0.68 0.74 К8 3900 0.12 0.58 0.67 М0 3670 0.075 0.47 0.63 М2 3400 0.03 0.33 0.36 М3 3300 0.014 0.26 0.29 М4 3200 0.005 0.2 0.21
Приложение 4
/>
Рис. 1. Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла для звёзд плоской составляющейГалактики
/>
Рис. 2. Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла для звёзд сферическойсоставляющей Галактики.
Список литературы
1. Бабушкин А.Н. Современные концепции естествознания: Курслекций. СПб.: Омега-Л, 2004
2. Дубинцева Т.Я. Концепциисовременного естествознания. Новосибирск: ООО Издательство «ЮКЭА», 1997
3. Левитан Е.П.Астрономия. 11 класс. М.: Просвещение, 2004
4. Хабер Х. Звезды.М.: «Слово», 1998
5. Шкловский И. С. Звезды:их рождение, жизнь и смерть. М.: Наука, Главная редакция физико-математическойлитературы, 1984
6. http://www.astrogalaxy.ru