Термоядерный синтез в недрах звёзд
В это время для звёзд массой больше, чем 0.8 масс Солнца, ядро становится прозрачным для излучения, и возобладает лучистый перенос энергии в ядре, а наверху оболочка остается конвективной. Какими прибывают на главную последовательность звёзды меньшей массы, достоверно никто не знает, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной. Все наши представления об эволюции этих звёзд держатся на численных расчетах.
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 ее понижать. И для звёзд меньше 0.08 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 вырожденного газа не остановит его, а затем - постепенное остывание с остановкой всех ядерных реакций.
Молодые звёзды промежуточной массы
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 вплоть до главной последовательности.
Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербита неправильными переменными спектрального типа B-F5. У них также наблюдаются диски биполярные джеты. Скорость истечения, светимость и эффективная температура существенно больше, чем для τ Тельца , поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.
Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс
На самом деле это уже нормальные звёзды. Пока накапливалась масса гидростатического ядра, звезда успела проскочить все промежуточные стадии и разогреть ядерные реакции до такой степени, чтоб они компенсировали потери на излучение. У данных звёзд истечения массы и светимость настолько велика, что не просто останавливает коллапсирование оставшихся внешних областей, но толкает их обратно. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд больше чем 100-200 массы Солнца.
Середина жизненного цикла звезды
Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе - от 0,08 до более чем 200 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все, новые звезды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь не идёт о физическом перемещении звезды - только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. То есть, речь идёт, фактически, лишь об изменении параметров звезды.
То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.
Поздние годы и гибель звёзд
Старые звёзды с малой массой
На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.
Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных участках, что вызывает нестабильность и сильные солнечные ветры . В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше чем коричневый карлик .
Но звезда с массой менее 0,5 солнечной никогда не будет в состоянии синтезировать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода. Звёздная оболочка у них недостаточно массивна, чтобы преодолеть давление, производимое ядром. К таким звёздам относятся красные карлики (такие как Проксима Центавра), срок пребывания которых на главной последовательности составляет сотни миллиардов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра .
Звёзды среднего размера
При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта , её внешние слои продолжают расширяться, ядро сжиматься, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия . Синтез высвобождает много энергии, давая звезде временную отсрочку. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет.
Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных солнечных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа , OH -IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод . Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров .
Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточно кинетической энергии , чтобы быть выброшенными и превратиться в планетарную туманность . В центре туманности остаётся ядро звезды, которое, остывая, превращается в гелиевый белый карлик , как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли .
Белые карлики
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию . В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды , звезду называют белым карликом . Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.
У звезд более массивных, чем Солнце , давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны , упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой ; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.
Сверхмассивные звёзды
После того, как внешние слои звезды, с массой большей чем пять солнечных, разлетелись образовав красный сверхгигант , ядро вследствие сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются тяжёлые элементы, что временно сдерживает коллапс ядра.
В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы , из кремния синтезируется железо -56. Вплоть до этого момента синтез элементов высвобождал большое количество энергии, однако именно ядро железа -56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер невыгодно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённой величины, то давление в нём уже не в состоянии противостоять колоссальной силе гравитации, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества.
То что происходит в дальнейшем, не до конца ясно. Но что бы это ни было, это в считанные секунды приводит к взрыву сверхновой звезды невероятной силы.
Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну . Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала - так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа.
Взрывная волна и струи нейтрино уносят материал прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим мусором, и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников.
Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также стоит под вопросом, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта:
Нейтронные звёзды
Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны упасть на атомное ядро, где они, сливаясь с протонами , образуют нейтроны . Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов.
Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы - не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звезды получили название «пульсары », и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.
Чёрные дыры
Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского . После этого звезда становится чёрной дырой.
Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности . Согласно ОТО материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика делает возможным исключения из этого правила.
Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли черные дыры вообще?» Ведь чтобы сказать точно, что данный объект это черная дыра необходимо наблюдать его горизонт событий. Все попытки это сделать оканчивались провалом. Но надежда пока есть, так как некоторые объекты нельзя объяснить без привлечения аккреции , причем аккреции на объект без твердой поверхности, но само существование черных дыр это не доказывает.
Также открыты вопросы: возможен ли коллапс звезды непосредственно в чёрную дыру, минуя сверхновую? Существуют ли сверхновые, которые впоследствии станут чёрными дырами? Каково точное влияние изначальной массы звезды на формирование объектов в конце её жизненного цикла?
Рассмотрим кратко основные этапы эволюции звезд.
Изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезды со временем.
Фрагментация вещества. .
Предполагается, что звезды образуются при гравитационном сжатии фрагментов газопылевого облака. Так, местами звездообразования могут являться так называемые глобулы.
Глобула - плотное непрозрачное молекулярно-пылевое (газопылевое) межзвездное облако, которое наблюдается на фоне светящихся облаков газа и пыли в виде темного круглого образования. Состоит преимущественно из молекулярного водорода (H 2) и гелия (He ) с примесью молекул других газов и твердых межзвездных пылинок. Температура газа в глобуле (в основном, температура молекулярного водорода) T ≈ 10 ÷ 50К, средняя плотность n ~ 10 5 частиц/см 3 , что на несколько порядков больше, нежели в самых плотных обычных газопылевых облаках, диаметр D ~ 0,1 ÷ 1 . Масса глобул М ≤ 10 2 × M ⊙ . В некоторых глобулах наблюдаются молодые типа T Тельца.
Облако сжимается под действием собственной гравитации из-за гравитационной неустойчивости, которая может возникнуть либо самопроизвольно, либо как результат взаимодействия облака с ударной волной от сверхзвукового потока звездного ветра от находящегося неподалеку другого источника звездообразования. Возможны и другие причины возникновения гравитационной неустойчивости.
Теоретические исследования показывают, что в условиях, которые существуют в обычных молекулярных облаках (T ≈ 10 ÷ 30К и n ~ 10 2 частиц/см 3), первоначальное может происходить в объемах облака с массой М ≥ 10 3 × M ⊙ . В таком сжимающемся облаке возможен дальнейший распад на менее массивные фрагменты, каждый из которых будет также сжиматься под действием собственной гравитации. Наблюдения показывают, что в Галактике в процессе звездообразования рождается не одна , а группа звезд с разными массами, например, рассеянное звездное скопление.
При сжатии в центральных районах облака плотность возрастает, в результате чего наступает момент, когда вещество этой части облака становится непрозрачным к собственному излучению. В недрах облака возникает устойчивое плотное сгущение, которое астрономы называют ой.
Фрагментация вещества – распад молекулярно-пылевого облака на более ме ие части, дальнейшее которых приводит к появлению .
– астрономический объект, находящийся в стадии , из которого спустя некоторое время (для солнечной массы это время T ~ 10 8 лет) образуется нормальная .
При дальнейшем падении вещества из газовой оболочки на ядро (аккреция) масса последнего, а следовательно, температура и увеличиваются настолько, что газовое и лучистое давление сравниваются с силами . Сжатие ядра останавливается. Формирующаяся окружена непрозрачной для оптического излучения газопылевой оболочкой, пропускающей наружу лишь инфракрасное и более длинноволновое излучение. Такой объект ( -кокон) наблюдается как мощный источник радио и инфракрасного излучений.
При дальнейшем росте массы и температуры ядра световое давление останавливает аккрецию, а остатки оболочки рассеиваются в космическом пространстве. Появляется молодая , физические характеристики которой зависят от ее массы и начального химического состава.
Основным источником энергии рождающейся звезды является, по-видимому, энергия, высвобождающаяся при гравитационном сжатии. Это предположение следует из теоремы вириала: в стационарной системе сумма потенциальной энергии E п всех членов системы и удвоенной кинетической энергии 2 E к этих членов равна нулю:
E п + 2 E к = 0. (39)
Теорема справедлива для систем частиц, движущихся в ограниченной области пространства под действием сил, величина которых обратно пропорциональна квадрату расстояния между частицами. Отсюда следует, что тепловая (кинетическая) энергия равна половине гравитационной (потенциальной) энергии. При сжатии звезды полная энергия звезды уменьшается, при этом уменьшается гравитационная энергия: половина изменения гравитационной энергии уходит от звезды через излучение, за счет второй половины увеличивается тепловая энергия звезды.
Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны; процесс конвекции охватывает все области светила. Это ещё по сути протозвёзды, в центре которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за . Пока ещё не установлено, звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши. По мере замедления сжатия молодая приближается к главной последовательности.
По мере сжатия звезды начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста центральной температуры, вызываемого сжатием, а затем и к её понижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца этого не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и . Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в ходе ядерных реакций, и относятся к так называемым ; их судьба - это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся 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 вплоть до главной последовательности.
Звезды с массой больше 8 солнечных масс уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, чтобы они компенсировали потери энергии на излучение, пока накапливалась масса ядра. У этих звёзд истечение массы и настолько велики, что не просто останавливают коллапсирование ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, отта ивает их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака.
Главная
последовательность
Температура звезды растет, пока в центральных областях не достигнет значений, достаточных для включения термоядерных реакций, которые затем становятся главным источником энергии звезды. Для массивных звезд (M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) – это «сгорание» водорода в углеродном цикле; для звезд с массой, равной или меньшей массы Солнца, энергия выделяется в протон-протонной реакции. переходит в стадию равновесия и занимает свое место на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела: у звезды большой массы температура в ядре очень высокая (T ≥ 3 × 10 7 K ), выработка энергии весьма интенсивна, – на главной последовательности занимает место выше Солнца в области ранних (O … A , (F )); у звезды небольшой массы температура в ядре сравнительно невысока (T ≤ 1,5 × 10 7 K ), выработка энергии не столь интенсивна, – на главной последовательности занимает место рядом или ниже Солнца в области поздних ((F ), G , K , M ).
На главной последовательности проводит до 90% времени, отпущенного природой на ее существование. Время нахождения звезды на стадии главной последовательности также зависит от массы. Так, с массой M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O или B находится в стадии главной последовательности около 10 7 лет, в то время как красный карлик K 5 с массой M ≈ 0,5 × M ⊙ находится в стадии главной последовательности около 10 11 лет, то есть время, сравнимое с возрастом Галактики. Массивные горячие звезды быстро переходят в следующие этапы эволюции, холодные карлики находятся в стадии главной последовательности все время существования Галактики. Можно предположить, что красные карлики являются основным типом населения Галактики.
Красный
гигант (сверхгигант).
Быстрое выгорание водорода в центральных районах массивных звезд приводит к появлению у них гелиевого ядра. При доле массы водорода в несколько процентов в ядре практически полностью прекращается углеродная реакция превращения водорода в гелий. Ядро сжимается, что приводит к увеличению его температуры. В результате разогрева, вызванного гравитационным сжатием гелиевого ядра, «загорается» водород и начинается энерговыделение в тонком слое, расположенном между ядром и протяженной оболочкой звезды. Оболочка расширяется, радиус звезды увеличивается, эффективная температура уменьшается, растет. «уходит» с главной последовательности и переходит в следующую стадию эволюции – в стадию красного гиганта или, если масса звезды M > 10 × M ⊙ , в стадию красного сверхгиганта.
С ростом температуры и плотности в ядре начинает «гореть» гелий. При T ~ 2 × 10 8 K и r ~ 10 3 ¸ 10 4 г/см 3 начинается термоядерная реакция, которая называется тройным a -процессом: из трех a -частиц (ядер гелия 4 He ) образуется одно устойчивое ядро углерода 12 C . При массе ядра звезды M < 1,4 × M ⊙ тройной a -процесс приводит к взрывному характеру энерговыделения - гелиевой вспышке, которая для конкретной звезды может повторяться неоднократно.
В центральных областях массивных звезд, находящихся в стадии гиганта или сверхгиганта, увеличение температуры приводит к последовательному образованию углеродного, углеродно-кислородного и кислородного ядер. После выгорания углерода наступают реакции, в результате которых образуются более тяжелые химические элементы, возможно и ядра железа. Дальнейшая эволюция массивной звезды может привести к сбросу оболочки, вспышке звезды как Новой или , с последующим образованием объектов, которые являются заключительной стадией эволюции звезд: белого карлика, нейтронной звезды или черной дыры.
Завершающая стадия эволюции – стадия эволюции всех нормальных звезд после исчерпания этими ми термоядерного горючего; прекращение термоядерных реакций как источника энергии звезды; переход звезды в зависимости от ее массы в стадию белого карлика, или черной дыры.
Белые карлики - последняя стадия эволюции всех нормальных звезд с массой M < 3 ÷ 5 × M ⊙ после исчерпания этими ми термоядерного горючего. Пройдя стадию красного гиганта (или субгиганта), такая сбрасывает оболочку и оголяет ядро, которое, остывая, и становится белым карликом. Небольшой радиус (R б.к ~ 10 -2 × R ⊙ ) и белый или бело-голубой цвет (T б.к ~ 10 4 К) определили название этого класса астрономических объектов. Масса белого карлика всегда меньше 1,4 × M ⊙ - доказано, что белые карлики с большими массами существовать не могут. При массе, сравнимой с массой Солнца, и размерах, сравнимых с размерами больших планет Солнечной системы, белые карлики обладают огромной средней плотностью: ρ б.к ~ 10 6 г/см 3 , то есть гирька объемом 1 см 3 вещества белого карлика весит тонну! Ускорение свободного падения на поверхности g б.к ~ 10 8 см/с 2 (сравни с ускорением на поверхности Земли - g з ≈ 980 см/с 2). При такой гравитационной нагрузке на внутренние области звезды равновесное состояние белого карлика поддерживается давлением вырожденного газа (в основном, вырожденного электронного газа, так как вклад ионной компоненты мал). Напомним, что вырожденным называется газ, в котором отсутствует максвелловское распределение частиц по скоростям. В таком газе при определенных значениях температуры и плотности число частиц (электронов), имеющих любую скорость в пределах от v = 0 до v = v max , будет одинаковым. v max определяется плотностью и температурой газа. При массе белого карлика M б.к > 1,4 × M ⊙ максимальная скорость электронов в газе сравнима со скоростью света, вырожденный газ становится релятивистским и его давление уже неспособно противостоять гравитационному сжатию. Радиус карлика стремится к нулю - “схлопывается” в точку.
Тонкие горячие атмосферы белых карликов состоят либо из водорода, при этом других элементов в атмосфере практически не обнаруживается; либо из гелия, при этом водорода в атмосфере в сотни тысяч раз меньше, нежели в атмосферах нормальных звезд. По виду спектра белые карлики относятся к спектральным классам O, B, A, F. Чтобы “отличить” белые карлики от нормальных звезд, перед обозначением ставится буква D (DOVII, DBVII и т.д. D - первая буква в английском слове Degenerate - вырожденный). Источником излучения белого карлика является запас тепловой энергии, который белый карлик получил, будучи ядром звезды-родительницы. Многие белые карлики получили в наследство от родительницы и сильное магнитное поле, напряженность которого H ~ 10 8 Э. Полагают, что число белых карликов составляет около 10% от общего числа звезд Галактики.
На рис. 15 приведена фотография Сириуса - ярчайшей звезды неба (α Большого Пса; m v = -1 m ,46; класс A1V). Видимый на снимке диск является следствием фотографической иррадиации и дифракции света на объективе телескопа, то есть диск самой звезды на фотографии не разрешается. Лучи, идущие от фотографического диска Сириуса, - следы искажения волнового фронта светового потока на элементах оптики телескопа. Сириус находится на расстоянии 2,64 от Солнца, свет от Сириуса идет до Земли 8,6 лет - таким образом, это одна из самых близких к Солнцу звезд. Сириус в 2,2 раза массивнее Солнца; его M v = +1 m ,43, то есть наш сосед излучает энергии в 23 раза больше, нежели Солнце.
Рисунок 15.Уникальность фотографии заключается в том, что вместе с изображением Сириуса удалось получить изображение его спутника – спутник яркой точкой “светится” слева от Сириуса. Сириус – телескопически : сам Сириус обозначается буквой А, а его спутник буквой В. Видимая звездная величина Сириуса В m v = +8 m ,43, то есть он почти в 10 000 раз слабее Сириуса А. Масса Сириуса В почти точно равна массе Солнца, радиус около 0,01 радиуса Солнца, температура поверхности около 12000К, однако излучает Сириус В в 400 раз меньше Солнца. Сириус В - типичный белый карлик. Более того, это первый белый карлик, обнаруженный, кстати, Альвеном Кларком в 1862 г при визуальном наблюдении в телескоп.
Сириус А и Сириус В обращаются вокруг общего с периодом 50 лет; расстояние между компонентами А и В всего 20 а.е.
По меткому замечанию В.М.Липунова, ““вызревают” внутри массивных звезд (с массой более 10 × M ⊙ )”. Ядра звезд, эволюционирующих в нейтронную звезду, имеют 1,4 × M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; после того, как иссякнут источники термоядерных реакций и -родительница вспышкой сбросит значительную часть вещества, эти ядра станут самостоятельными объектами звездного мира, обладающими весьма специфическими характеристиками. Сжатие ядра звезды-родительницы останавливается при плотности, сравнимой с ядерной (ρ н . з ~ 10 14 ÷ 10 15 г/см 3). При таких массе и плотности радиус родившейся всего 10 состоит из трех слоев. Наружный слой (или внешняя кора) образован кристаллической решеткой из атомных ядер железа (Fe ) с возможной небольшой примесью атомных ядер других металлов; толщина внешней коры всего около 600 м при радиусе 10 км. Под внешней корой находится еще одна внутренняя твердая кора, состоящая из атомов железа (Fe ), но эти атомы переобогащены нейтронами. Толщина этой коры ≈ 2 км. Внутренняя кора граничит с жидким нейтронным ядром, физические процессы в котором определяются замечательными свойствами нейтронной жидкости - сверхтекучестью и, при наличии в ней свободных электронов и протонов, сверхпроводимостью. Возможно, что в самом центре вещество может содержать мезоны и гипероны.
Быстро вращаются вокруг оси - от одного до сотен оборотов в секунду. Такое вращение при наличии магнитного поля (H ~ 10 13 ÷ 10 15 Э) часто приводит к наблюдаемому эффекту пульсации излучения звезды в разных диапазонах электромагнитных волн. Один из таких пульсаров мы видели внутри Крабовидной туманности.
Общее число скорость вращения уже недостаточна для эжекции частиц, поэтому такая не может быть радиопульсаром. Однако она всё ещё велика, и захваченная магнитным полем окружающая нейтронную звезду не может упасть, то есть аккреция вещества не происходи.
Аккретор (рентгеновский пульсар). Скорость вращения снижается до такой степени, что веществу теперь ничего не мешает падать на такую нейтронную звезду. Плазма, падая, движется по линиям магнитного поля и ударяется о твёрдую поверхность в районе полюсов , разогреваясь до десятков миллионов градусов. Вещество, нагретое до столь высоких температур, светится в рентгеновском диапазоне. Область, в которой происходит сто новение падающего вещества с поверхностью звезды, очень мала - всего около 100 метров. Это горячее пятно из-за вращения звезды периодически пропадает из вида, что наблюдатель воспринимает как пульсации. Такие объекты называются рентгеновскими пульсарами.
Георотатор. Скорость вращения таких нейтронных звёзд мала и не препятствует аккреции. Но размеры магнитосферы таковы, что плазма останавливается магнитным полем раньше, чем она будет захвачена гравитацией.
Если является компонентой тесной двойной системы, то происходит “перекачка” вещества от нормальной звезды (второй компоненты) на нейтронную. Масса может превысить критическую (M > 3 × M ⊙ ), тогда нарушается гравитационная устойчивость звезды, уже ничто не может противостоять гравитационному сжатию, и “уходит” под свой гравитационный радиус
r g = 2 × G × M/c 2 , (40)
превращаясь в “черную дыру“. В приведенной формуле для r g: M - масса звезды, c - скорость света, G - гравитационная постоянная.
Черная дыра - объект, поле тяготения которого настолько велико, что ни частица, ни фотон, ни любое материальное тело не могут достигнуть второй космической скорости и вырваться во внешнее пространство.
Черная дыра является сингулярным объектом в том смысле, что характер протекания физических процессов внутри ее пока недоступен теоретическому описанию. Существование черных дыр следует из теоретических соображений, реально они могут находиться в центральных районах шаровых скоплений, квазаров, гигантских галактик, в том числе, и в центре Нашей галактики.
Образуются путём конденсации межзвёздной среды. Путём наблюдений удалось определить что звёзды возникали в разное время и возникают по сей день.
Главной проблемой в эволюции звёзд является вопрос о возникновении их энергии, благодаря которой они светятся и излучают огромное количество энергии. Ранее выдвигалось много теорий, которые были призваны выявить источники энергии звёзд. Считали, что непрерывным источником звёздной энергии является непрерывное сжатие. Этот источник конечно хорош, но не может поддерживать соответствующее излучение в течении долгого времени. В середине XX века был найден ответ на этот вопрос. Источником излучения является термоядерные реакции синтеза. В результате этих реакций водород превращается в гелий, а освобождающаяся энергия проходит сквозь недра звезды, трансформируется и излучается в мировое пространство (стоит отметить, что чем больше температура, тем быстрее идут эти реакции; именно поэтому горячие массивные звёзды быстрее сходят с главной последовательности).
Теперь представим возникновение звезды…
Начало конденсироваться облако межзвёздной газопылевой среды. Из этого облака образуется довольно плотный газовый шар. Давление внутри шара пока не в силах уравновесить силы притяжения, поэтому он будет сжиматься (возможно в это время вокруг звезды образуются сгустки с меньшей массой, которые в итоге превращаются в планеты). При сжатии температура повышается. Таким образом, звёзда постепенно садится на главную последовательность. Затем давление газа внутри звезды уравновешивает притяжение и протозвёзда превращается в звезду.
Ранняя стадия эволюции звёзды очень не велика и звезда в это время погружена в туманность, поэтому протозвезду очень тяжело обнаружить.
Превращение водорода в гелий происходит только в центральных областях звезды. В наружных слоях содержание водорода остаётся практически неизменным. Так как количество водорода ограничено, рано или поздно он выгорает. Выделение энергии в центре звезды прекращается и ядро звёзды начинает сжиматься, а оболочка разбухать. Далее если звезда меньше 1,2 массы солнца, она сбрасывает наружный слой (образование планетарной туманности).
После того, как от звёзды отделяется оболочка, открываются её внутренние очень горячие слои, а оболочка тем временем отходит всё дальше. Через несколько десятков тысяч лет оболочка распадётся и останется только очень горячая и плотная звезда, постепенно остывая она превратится в белый карлик . Постепенно остывая они превращаются в невидимые чёрные карлики . Чёрные карлики – это очень плотные и холодные звёзды, размером чуть больше Земли, но имеющие массу сравнимую с массой солнца. Процесс остывания белых карликов длится несколько сотен миллионов лет.
Если масса звезды от 1,2 до 2,5 солнечной, то такая звёзда взорвётся. Этот взрыв называется вспышкой сверхновой . Вспыхнувшая звезда за несколько секунд увеличивает свою светимость в сотни миллионов раз. Такие вспышки происходят крайне редко. В нашей Галактике взрыв сверхновой происходит, примерно, раз в сто лет. После подобной вспышки остаётся туманность, которая имеет большое радиоизлучение, а также очень быстро разлетается, и так называемая нейтронная звезда (об этом чуть позже). Помимо огромного радиоизлучения такая туманность будет ещё источником рентгеновского излучения, но это излучение поглощается атмосферой земли, поэтому может наблюдаться лишь из космоса.
Существует несколько гипотез о причине взрывов звёзд (сверхновых), однако общепризнанной теории пока нет. Есть предположение, что это происходит из-за слишком быстрого спада внутренних слоёв звезды к центру. Звезда быстро сжимается до катастрофически маленького размера порядка 10км, а плотность её в таком состоянии составляет 10 17 кг/м 3 , что близко к плотности атомного ядра. Эта звезда состоит из нейтронов (при этом электроны, как бы вдавливаются в протоны), именно поэтому она называется «НЕЙТРОННОЙ» . Её начальная температура около миллиарда кельвинов, но в дальнейшем она будет быстро остывать.
Эта звезда из-за её маленького размера и быстрого остывания долгое время считалась невозможной для наблюдения. Но через некоторое время были обнаружены пульсары . Эти пульсары и оказались нейтронными звёздами. Названы они так из-за кратковременного излучения радиоимпульсов. Т.е. звезда как бы «мигает». Это открытие было сделано совершенно случайно и не так давно, а именно в 1967 году. Эти периодичные импульсы обусловлены тем, что при очень быстром вращении мимо нашего взгляда постоянно мелькает конус магнитной оси, которая образует угол с осью вращения.
Пульсар может быть обнаружен только для нас условиях ориентирования магнитной оси, а это примерно 5% из их общего количества. Часть пульсаров не находится в радио туманностях, так как туманности сравнительно быстро рассеиваются. Через сотню тысяч лет эти туманности перестают быть видимыми, а возраст пульсаров исчисляется десятками миллионов лет.
Если масса звезды превышает 2,5 солнечные, то в конце своего существования она как бы обрушится в себя и будет раздавлена собственным весом. В считанные секунды она превратится в точку. Это явление получило название «гравитационный коллапс», а также этот объект стали называть «чёрной дырой» .
Из всего выше сказанного видно, что финальная стадия эволюции звезды зависит от её массы, но при этом необходимо ещё учитывать неизбежную ею потерю этой самой массы и вращение.
Эволюция Звёзд Разной Массы
Астрономы не могут наблюдать жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни всего человечества. Изменение со временем физических характеристик и химического состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают на основе сопоставления характеристик множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции.
Физические закономерности, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, на которой звезды образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, субкарликов и белых карликов.
Большую часть своей жизни любая звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость. Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Главная последовательность включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд.
Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд - всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни - около 15 млрд. лет. После того как звезда исчерпает свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд.
Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Если масса превышает критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность, что огромная звездная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается - образуется нейтронная звезда. Если же масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра.
Федеральное агентство по образованию
ГОУ ВПО
Уфимская государственная академия экономики и сервиса
кафедра «Физика»
КОНТРОЛЬНАЯ РАБОТА
по дисциплине «Концепции современного естествознания»
на тему «Звёзды и их эволюция»
Выполнил: Лавриненко Р. С.
группа СЗ-12
Проверила: Алтайская А. В.
Уфа-2010
Введение…………………………………………………………………………...3
Этапы эволюции звёзд……………………………………………………………5
Характеристики и химический состав звёзд………………………...................11
Прогноз эволюции Солнца…………………………………………...................20
Источники тепловой энергии звёзд……………………………………….........21
Заключение…………………………………………………………..............
Литература…………………………………………………………………………
Введение
В ясную безлунную ночь невооруженным глазом над горизонтом можно видеть около 3000 звезд. И всякий раз, смотря на звездное небо, мы задаем себе вопрос - что же такое звезды? Поверхностный взгляд найдет сходство между звездами и планетами. Ведь и планеты при наблюдении простым глазом видны как светящиеся точки различной яркости. Однако уже за несколько тысячелетий до нас внимательные наблюдатели неба – пастухи и земледельцы, мореплаватели и участники караванных переходов – приходили к убеждению, что звезды и планеты – различные по своей природе явления. Планеты, так же как Луна и Солнце, изменяют свое положение на небе, перемещаются из одного созвездия в другое и за год успевают пройти значительный путь, а звезды неподвижны одна относительно другой. Даже глубокие старики видят очертания созвездий совершенно такими же, какими они их видели в детстве.
Звезды не могут принадлежать к Солнечной системе. Если бы они были примерно на таком же расстоянии, как и планеты, то невозможно было бы найти объяснение их видимой неподвижности. Естественно считать, что звезды тоже движутся в пространстве, но они далеки от нас, что видимое перемещение их ничтожно. Создается иллюзия неподвижности звезд. Но если звезды так далеки, то при видимой яркости, сравнимой с видимой яркостью планет, они должны изучать во много раз мощнее, чем планеты. Такой ход рассуждений приводил к мысли, что звезды – это тела, по своей природе сходные с Солнцем. Эту мысль отстаивал Джордано Бруно. Но окончательно вопрос разрешился после двух открытий. Первое сделал Галлей в 1718 г. Он показал условность традиционного названия «неподвижные звёзды». Чтобы уточнить постоянную прецессии, он сравнил современные ему каталоги звёзд с античными, и прежде всего с каталогом Гиппарха (около 129 г. до н. э.) - первым звёздным каталогом, который упоминается в исторических документах и с каталогом в «Альмагесте 1 » Птолемея (138 г. н. э). На фоне однородной картины, закономерного смещения всех звёзд, Галлей обнаружил удивительный факт: «Три звезды: …или Глаз Тельца Альдебаран, Сириус и Арктур прямо противоречили этому правилу». Так было открыто собственное движение звёзд. Оно получило окончательное признание в 70-е годы XVIII века, после измерения немецким астрономом Тобиасом Майером и английским астрономом Невилом Маскелайном собственных движений десятков звёзд. Второе открытие сделал в 1824 г. Йозеф Фраунгофер, произведя первые наблюдения спектров звезд. В дальнейшем, подробные исследования спектров звезд, привели к выводу, что звезды, как и Солнце, состоят из газа, имеющего высокую температуру, а также, что спектры всех звезд могут быть распределены на несколько классов и спектр Солнца принадлежит одному из этих классов. Из этого следует, что свет звезд имеет ту же природу, что и свет Солнца.
Солнце – одна из звезд. Это очень близкая к нам звезда, с которой Земля физически связана, вокруг которой она движется. Но звезд огромное множество, они имеют различный блеск, различный цвет, они излучают огромное количество энергии в пространство и поэтому теряя эту энергию, не могут не изменяться: они должны проходить какой-то путь эволюции.
Этапы эволюции звезд
Звезды – грандиозные плазменные системы, в которых физические характеристики, внутреннее строение и химический состав изменяются со временем. Время звездной эволюции очень велико, и не возможно непосредственно проследить эволюцию той или иной конкретной звезды. Это компенсируется тем, что каждая из множества звезд на небе проходит некоторый этап эволюции. Суммируя наблюдения, можно восстановить общую направленность звездной эволюции (по диаграмме Герцшпрунга – Рессела (Рисунок 1) она отображается главной последовательностью и отступлением от нее вверх и вниз).
Pисунок 1. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
На диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезды распределены неравномерно. Около 90% звезд сконцентрировано в узкой полосе, пересекающей диаграмму по диагонали. Эту полосу называют главной последовательностью. Её верхний конец расположен в области ярких голубых звезд. Различие в заселенности звезд, находящихся на главной последовательности и областей, примыкающих к главной последовательности, составляет несколько порядков величины. Причина в том, что на главной последовательности находятся звезды на стадии горения водорода, которая составляет основную часть времени жизни звезды. Солнце находится на главной последовательности. Следующие по населенности области после главной последовательности - белые карлики, красные гиганты и красные сверх-гиганты. Красные гиганты и сверхгиганты - это в основном звезды на стадии горения гелия и более тяжелых ядер.
Современная теория строения и эволюции звезд объясняет общий ход развития звезд в хорошем согласии с данными наблюдения.
Основные фазы в эволюции звезды – ее рождение (звездообразование); длительный период (обычно стабильного) существования звезды как целостной системы, находящейся в гидродинамическом и тепловом равновесии; и, наконец, период ее «смерти», т.е. необратимое нарушение равновесия, которое ведет к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.
Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания и вступить в реакцию термоядерного синтеза.
В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности - и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти. Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции. Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.
В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиардов лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Для звезд с массой, превышающей солнечную массу в 15 раз, время стабильного существования оказывается всего около 10 млн лет. Это крайне незначительное время по космическим меркам, ведь время, отведенное для нашего Солнца, на 3 порядка выше – около 10 млрд лет.
Рано или поздно, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх - и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий - своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза - вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, - один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.
При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.
Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса - на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа. Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.
Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза - углерода, затем кремния, магния - и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо - это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.
Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени (некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды) свободные, на протяжении всей предыдущей эволюции звезды, электроны буквально растворяются в протонах ядер железа. Всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра - и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.
После вспышки сверхновой и разлета оболочки, у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс, продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов. Иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.
Из глобул возникают звёзды , вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает... то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равен... последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут взорваться как...
Эволюция звезд (6)
Реферат >> БиологияДиаграмму зависимости светимостей звёзд от их спектральных классов (диаграмма... , в окрестности Солнца большинство звёзд сконцентрированы вдоль сравнительно узкой полосы... разных расстояниях. Звезды эволюционируют, и их эволюция необратима, так как все в...
Эволюция газеты в России
Реферат >> ЖурналистикаВведение............................................................................................................3 Глава I. Эволюция газеты в России в... которого, лишив трёх звёзд Героя Социалистического Труда... протяжении всего пути их эволюции , который не...