Судьба звезд

Тип работы:
Реферат
Предмет:
Астрономия и космонавтика


Узнать стоимость

Детальная информация о работе

Выдержка из работы

СУДЬБА ЗВЕЗД
© Иващенко О. Н. *, Дмитриева В. А. *
Ростовский Финансово-экономический колледж (филиал) Финансового университета при Правительстве Российской Федерации,
г. Ростов-на-Дону
Космос. Холодный и безжалостный. Всепоглощающий своей бесконечностью, чарующий человечество уже не одно тысячелетие. Тысячи галактик, звезд и планет, видимых с Земли — лишь малая доля миллиардов объектов, составляющих Вселенную.
Во Вселенной множество звезд. Каждая из них — это шар горячего, светящегося газа, меняющий размер, температуру и цвет на протяжении своей долгой жизни. Наше Солнце — ближайшая к нам звезда. Все прочие звезды видны как яркие точки на ночном небе.
Звезды бывают разных цветов и размеров, и хотя все они горячие, их температуры различны. Самые горячие звезды — голубые, желтые звезды холоднее, а красные еще холоднее, хотя температура поверхности красных карликов все же не опускается ниже 3000 °C. В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звездная величина» — «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.
Попробуем дать классификацию основных видов звезд. Находясь на различных стадиях своего эволюционного развития звезды, подразделяются на нормальные звезды, звезды карлики, звезды гиганты. Нормальные звезды, это и есть звезды главной последовательности. К таким, например, относится наше Солнце. Иногда такие нормальные звезды называются желтыми карликами. Звезда может наблюдаться красным гигантом в момент звездообразования и на поздних стадиях развития. Звезда гигант имеет сравнительно низкую температура поверхности, около 5000 градусов. Огромный радиус, достигающий 800 солнечных и за счет таких больших размеров огромную светимость. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную область спектра, потому их и называют красными гигантами. Звезды карлики являются противоположностью гигантов и включают в себя несколько различных подвидов:
— Белый карлик — проэволюционировавшие звезды с массой, не превышающей 1,4 солнечных массы, лишенные собственных источников термоядерной энергии.
* Преподаватель.
* Студент.
— Красный карлик — маленькая и относительно холодная звезда главной последовательности. Они довольно сильно отличаются от других звезд. Диаметр и масса красных карликов не превышает трети солнечной.
— Коричневый карлик — субзвездные объекты в недрах которых не происходит реакции термоядерного синтеза с превращением водорода в гелий.
— Субкоричневые карлики или коричневые субкарлики — холодные формирования, по массе лежащие ниже предела коричневых карликов. Их в большей мере принято считать планетами.
— Черные карлики — остывшие и вследствие этого не излучающие в видимом диапазоне белые карлики. Представляет собой конечную стадию эволюции белых карликов.
Каждая звезда имеет свою историю. Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемым звёздной колыбелью. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000−10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике. Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, то ничего не происходит. Но стоит возникнуть внешнему возмущению, слегка уменьшившему размер облака, то наступает гравитационный коллапс (катастрофически быстрое сжатие массивных тел под действием гравитационных сил). По мере сжатия облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов, градиент давления уравновешивает гравитационную силу. Этот момент мы не видим, глобула (тёмная газопылевая туманность) давно не прозрачна в оптическом диапазоне. Происходит эволюция протозвезды. Протозвезда — это звёзда на завершающем этапе своего формирования. В конце концов, масса вещества исчерпается, и звезда проявится в оптическом диапазоне, ознаменовав конец протозвёздной фазы и начало фазы молодой звезды.
Так было бы, если б изначальное молекулярное облако не вращалось. Но все они в той или иной степени вращаются, и по мере уменьшения размера облака растёт и его скорость вращения, которая в определённый момент разделяет вещество на два слоя, которые продолжают коллапсиро-вать независимо друг от друга. Слои в свою очередь также могут быть разорваны увеличившимися центробежными силами. В зависимости от начальной скорости вращения молекулярного облака мы наблюдаем звёздные скопления, двойные звёзды, звёзды с экзопланетами (внесолнечными планетами). Дальнейший путь развития звезды почти полностью зависит от массы, и лишь в самом конце может сыграть свою роль химический состав.
Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца) — это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реак-
18
НАУКА И СОВРЕМЕННОСТЬ — 2011
ции, и всё излучение происходит в основном из-за гравитационного сжатия. То есть светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. По мере сжатия звезды, начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и на каком-то радиусе звезды это давление останавливает рост центральной температуры, а затем начинает её понижать. И для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца это оказывается фатальным: выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций никогда не хватит, чтобы покрыть расходы на излучение. Такие недо-звёзды получили название коричневые карлики, и их судьба — это постоянное сжатие, пока давление выроненного газа не остановит его, а затем — постепенное остывание с остановкой всех ядерных реакций. Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры, за тем исключением, что в них нет конвективных зон (области звезды, в которой перенос энергии из внутренних районов во внешние происходит главным образом путём активного перемешивания вещества) вплоть до главной последовательности. Звезда с массой больше 8 солнечных масс успела проскочить все промежуточные стадии и разогреть ядерные реакции до такой степени, чтобы они компенсировали потери на излучение.
В середине жизненного цикла маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последователь -ности (группа звезд, в которых протекают термоядерные реакции превращения водорода в гелий) сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования. Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Со временем Солнце израсходует свои запасы гелия, достигнет зрелости, превратится в красного гиганта и вступит в заключительную стадию своего жизненного пути — стадию умирания.
По прошествии от миллиона до десятков триллионов лет (в зависимости от начальной массы) звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций. Без давления, которое производилось этими реакциями и уравновешивало силу собственного гравитационного притяжения звезды, внешние слои начинают сжиматься к ядру. Температура и давление повышаются как во время формирования протозвезды, но на этот раз до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.
Очень горячее ядро становится причиной чудовищного расширения звезды. Её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким обра-
зом, звезда становится красным гигантом, и фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами. То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.
Звезды среднего размера живут миллиарды лет, медленно теряя вещество и светя все слабее, прежде чем окончить жизнь как звезда-карлик. Финал звезд, масса которых превышает солнечную более чем в 8 раз, гораздо драматичнее и эффектнее. После прекращения ядерных реакций в звезде ее внутренняя область катастрофически сжимается, а внешняя оболочка, напротив, расширяется и увеличивается в сотни раз. Блеск такой звезды необычайно возрастает, но вздувшаяся оболочка быстро рассеивается, и от звезды остается только раскаленное ядро. Оболочка звезды, раздувшейся до красного сверхгиганта, взрывается, разлетаясь во все стороны, и на небе можно наблюдать яркую вспышку как будто загорелась новая сверхъяркая звезда, которая светит в сотни тысяч и даже миллионы раз ярче прежней. Поэтому такую звезду называют сверхновой. Через месяц-два она исчезает с небосвода. Будущее оставшегося ядра звезды зависит от ее массы. Звезды, масса которых превышает солнечную более чем втрое, продолжают сжиматься, пока не превратятся в черные дыры. Гравитационное притяжение черной дыры настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света (в том числе и кванты самого света). От менее массивных звезд остается крохотная нейтронная звезда. Вещество ее столь плотно упаковано, что пригоршня этого вещества весит миллиарды тонн. Быстро вращающая нейтронная звезда называется пульсаром. От нее исходят импульс электромагнитного излучения, похожий на вращающийся луч маяка.
Космос загадочен и непредсказуем. Людям стоит ценить звезды, ведь цивилизации приходят и уходят, а звезды остаются, и будут сиять вечно.
Список литературы:
1. Большая энциклопедия эрудита. — М.: «Махаон», 2004. — С. 392−393
2. Ламзин С. А., Сурдин В. Г. Что же такое протозвёзды? // Протозвёз-ды. Где, как и из чего формируются звёзды. — М.: Наука, 1992.
3. Гравитационный коллапс // Физическая энциклопедия.
4. Бурба Г. Оазисы экзопланет // Вокруг света. — М.: 2006. — № 9 (2792). — С. 38−45.
5. www. astrotime. ru/kindstars. html.
6. www. ru. wikipedia. org/wiki.

ПоказатьСвернуть
Заполнить форму текущей работой