Головна
Банківська справа  |  БЖД  |  Біографії  |  Біологія  |  Біохімія  |  Ботаніка та с/г  |  Будівництво  |  Військова кафедра  |  Географія  |  Геологія  |  Екологія  |  Економіка  |  Етика  |  Журналістика  |  Історія техніки  |  Історія  |  Комунікації  |  Кулінарія  |  Культурологія  |  Література  |  Маркетинг  |  Математика  |  Медицина  |  Менеджмент  |  Мистецтво  |  Моделювання  |  Музика  |  Наука і техніка  |  Педагогіка  |  Підприємництво  |  Політекономія  |  Промисловість  |  Психологія, педагогіка  |  Психологія  |  Радіоелектроніка  |  Реклама  |  Релігія  |  Різне  |  Сексологія  |  Соціологія  |  Спорт  |  Технологія  |  Транспорт  |  Фізика  |  Філософія  |  Фінанси  |  Фінансові науки  |  Хімія

Зірки і їхня доля - Природознавство

Міністерство освіти РФ

Уральський державний технічний університет - УПІ

Кафедра фізікі.РЕФЕРАТ

Тема роботи: «Зірки і їхня доля»

Керівник: Лобанов В. В.

Студентка: Климова Ю. В.Группа: ФГО-145

Єкатеринбург

2001

Содержание.Введение...3 Коротка історія вивчення зірок ... .4 Класифікація, характеристики зірок ... ..6 Внутрішня будова зірок ... ... ... 10 Походження і еволюція зірок ... 12

Список літератури ... 18

Введення.

З давніх часів люди бачили на небі зірки, і хотіли зрозуміти, що вони з себе представляють. Пояснити природу зірок намагалися з давніх часів, однак зрозуміти, що таке зірка змогли тільки в XX ст., Але і зараз є чимало загадок.

Зірки - це одна з основних форм речовини у Всесвіті. У них зосереджена велика частина речовини у всесвіті. В основному зірки розташовані в галактиках, поза галактик зірки рідкісні.

Багато небесні "туманності", якщо дивитися на них в телескоп, також виявляються групами зірок. Такий, наприклад, Чумацький шлях - наша Галактика, що включає сотні мільярдів зірок. До недавнього часу вважалося, що в зірках зосереджена майже вся речовина Всесвіту. У Сонячній системі, наприклад, маса центральної зірки, Сонця, набагато перевершує сумарну масу всіхінших тел: планет, астероїдів, комет, пилинок, крижинок. У середині 20-го століття здавалося, що ми розуміємо будову Всесвіту: безліч Галактик, що складаються з зірок, з планетними системами навколо деяких з них, і всієї цієї ієрархією править сила всесвітнього тяжіння, або гравітація. Навіть вважалися рідкісними подвійні зірки, планети, газові і пилові хмари повинні підкорятися цій великій силі. Але вивчаючи розподіл і рух зірок в околицях Сонячної системи і у всій Галактиці, вчені відкривали один несподіваний факт за іншим.

У Сонячній системі діє правило: чим ближче планета до Сонця, тим швидше вона обертається навколо нього. Те ж саме правило повинно діяти в Галактиці: зірки близькі до центру Галактики повинні обертатися навколо нього набагато швидше зірок, що знаходяться на периферії. Однак, на самому краю Галактики зірки рухаються також швидко, як близькі до центру. Це не відповідає законам Кеплера, механіки Ньютона і, в кінцевому рахунку, закону всесвітнього тяжіння. Чим пильніше вчені стежили за рухом зірок, тим більше дивним воно виглядало. Групи зірок, які повинні розлітатися в різні боки, як з'ясувалося, тримаються разом мільярди років. Деякі зірки змінювали напрямок свого руху в космосі без видимих причин, немов ляльки-маріонетки. Здавалося, зірки перестали підкорятися силі тяжіння. Хтось невидимий виявився справжнім господарем Всесвіту. Як ніби у зірок, джерел світла, з'явилися тіні. Прояснялася одна дивовижна істина: світло і маса не обов'язково супроводжують один одного, у Всесвіті багато і яскравих об'єктів малої маси, і слабо світять масивних тіл.

Коротка історія вивчення зірок.

Вивчення зірок було викликано потребами матеріального життя суспільства (необхідність орієнтування при подорожах, створення календаря, визначення точного часу). Вже в глибокій старовині зоряне небо було розділено на сузір'я. Довгий час зірки вважалися нерухомими точками, по відношенню до яких спостерігалися руху планет і комет. З часів Аристотеля (4 в. До н. Е.) Протягом багатьох століть панували погляди, згідно з якими зоряне небо вважалося вічною і незмінною кришталевою сферою, за межами якої знаходилося житло богів. В кінці 16 в. італійський астроном Джордано Бруно вчив, що зірки - це далекі тіла, подібні до нашого Сонця. У 1596 (німецький астроном І. Фабрициус) була відкрита перша змінна зірка а в 1650 (італійський вчений Дж. Річчолі) - перша подвійна. У 1718 англійський астроном Е. Галлей виявив власні руху трьох зірок. У середині і в 2-ій половині 18 ст. російський вчений М. В. Ломоносов, німецький учений І. Кант, англійські астрономи Т. Райт і В. Гершель та ін. висловлювали правильні ідеї про ту зоряній системі, в яку входить Сонце. У 1835-39 російський астроном В. Я. Струве, німецький астроном Ф. Бессель і англійський астроном Т. Гендерсон вперше визначили відстані до трьох близьких зірок. У 60-х рр. 19 в. для їх вивчення застосували спектроскоп, а в 80-х рр. стали користуватися і фотографією. Російський астроном А. А. Білопільський в 1900 експериментально довів для світлових явищ справедливість принципу Доплера, на підставі якого по зсуву ліній у спектрі небесних світил можна визначити їх швидкість руху вздовж променя зору. Накопичення спостережень і розвиток фізики розширили уявлення про зірок.

На початку 20 ст., Особливо після 1920, стався переворот в наукових уявленнях про ці космічні об'єкти. Їх почали розглядати як фізичні тіла; стали вивчатися структура зірки, умови рівноваги їх речовини, джерела енергії. Цей переворот був пов'язаний з успіхами атомної фізики, які призвели до кількісної теорії зоряних спектрів, і з досягненнями ядерної фізики, дали можливість провести аналогічні розрахунки джерел енергії та внутрішньої будови зірок (найбільш важливі результати були отримані німецькими вченими Р. Емден, К. Шварцшильда, Х. Бете, англійськими вченими А. Еддінгтоном, Е. Мілном, Дж. Джинси, американськими вченими Г. Ресселом, Р. Крісті, радянським ученим С. А. Жевакин). В середині 20 ст. дослідження придбали ще більшу глибину в зв'язку з розширенням наглядових можливостей і застосуванням електронних обчислювальних машин (американські вчені М. Шварцшильд, А. Сандідж, англійський учений Ф. Хойл, японський вчений С. Хаясі та ін.). Великі успіхи були досягнуті також у вивченні процесів переносу енергії в фотосфери зірок (радянські вчені Е. Р. Мустель, В. В. Соболєв, американський учений С. Чандрасекара) і в дослідженнях структури і динаміки зоряних систем (голландський учений Я. Оорт, радянські учені П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин та ін.).

Класифікація, характеристики зірок.

В результаті величезної роботи, виконаної астрономами ряду країн протягом останніх десятиліть, ми багато дізналися про різні характеристики зірок, природі їхнього випромінювання і навіть еволюції. Як це не здасться парадоксальним, зараз ми набагато краще уявляємо освіта та еволюцію багатьох типів зірок, ніж власної планетної системи. В якійсь мірі це зрозуміло: астрономи спостерігають величезна кількість зірок, що знаходяться на різних стадіях еволюції, в той час як безпосередньо спостерігати інші планетні системи ми поки не можемо.

Ми згадали про «характеристиках» зірок. Під цим розуміються такі їх основні властивості, як маса, повна кількість енергії, випромінюваної зіркою в одиницю часу (ця величина називається «світністю» і зазвичай позначається буквою L), радіус і температура поверхневих шарів. Температура визначає колір зірки та її спектр. Так, наприклад, якщо температура поверхневих шарів зірки 3-4 тис. К, то її колір червонуватий, 6-7 тис. К - жовтуватий. Дуже гарячі зірки з температурою понад 10-12 тис. До мають білий і блакитний колір. В астрономії існують цілком об'єктивні методи вимірювання кольору зірок. Останній визначається так званим «показником кольору», рівним різниці фотографічної і візуальної зоряної величини. Кожному значенню показника кольору відповідає певний тип спектру. У холодних червоних зірок спектри характеризуються лініями поглинання нейтральних атомів металів і смугами деяких найпростіших сполук (наприклад, CN, СН, Н2О та ін.). У міру збільшення температури поверхні в спектрах зірок зникають молекулярні смуги, слабшають багато ліній нейтральних атомів, з'являються лінії іонізованих атомів, а також лінії нейтрального гелію. Сам вид спектра радикально змінюється. Наприклад, у гарячих зірок з температурою поверхневих шарів, що перевищує 20 тис. К, спостерігаються переважно лінії нейтрального та іонізованого гелію, а безперервний спектр дуже інтенсивний в ультрафіолетовій частині. У зірок з температурою поверхневих шарів близько 10 тис. До найбільш інтенсивні лінії водню, в той час як у зірок з температурою близько 6 тис. К - лінії іонізованого кальцію, розташовані на кордоні видимій і ультрафіолетовій частин спектра. Зауважимо, що такий вигляд має спектр нашого Сонця. Послідовність спектрів зірок, які утворюються при безперервному зміну температури їх поверхневих шарів, позначається наступними літерами: О, В, A, F, G, К, М, від найгарячіших до дуже холодним. Кожна така буква описує спектральний клас. Спектри зірок настільки чутливі до зміни температури їх поверхневих шарів, що виявилося доцільним ввести в межах кожного класу 10 підкласів. Наприклад, якщо кажуть, що зірка має спектр В9, то це означає, що він ближче до спектру А2, ніж, наприклад, до спектру В1.

Світність зірки L часто виражається в одиницях світності Сонця. Остання дорівнює 3,8 * 1026 Вт За своєю світності зірки різняться в дуже широких межах. Є зірки (їх, правда, порівняно небагато), світності яких перевершують світність Сонця в десятки і навіть сотні тисяч разів. Величезна більшість зірок складають «карлики», світності яких значно менше сонячної, найчастіше в тисячі разів. Характеристикою світності є так звана абсолютна величина зірки. Видима зоряна величина залежить, з одного боку, від її світності і кольору, з іншого - від відстані до неї. Якщо віднести будь-яку зірку на умовне стандартне відстань 10пс, то її величина буде називатися «абсолютної». Пояснимо це прикладом. Якщо видима (відносна) зоряна величина Сонця (обумовлена потоком випромінювання від нього) дорівнює -26.8, то на відстані 10пс (яке приблизно в 2 млн. Разів більше істинного відстані від Землі до Сонця) його зоряна величина буде близько +5. На такій відстані наше денне світило здавалося б зірочкою, ледь видимої неозброєним оком (нагадаємо, що найслабші зірки, видимі неозброєним оком, мають величину +6). Зірки високої світності мають негативні абсолютні величини, наприклад -7, -5. Зірки низькою світності характеризуються великими позитивними значеннями абсолютних величин, наприклад +10, +12 і т.д.

Важливою характеристикою зірки є її маса. На відміну від світності маси зірок змінюються в порівняно вузьких межах. Дуже мало зірок, маси яких більше або менше сонячної в 10 разів. Маса Сонця дорівнює 1,989 * 1030 кг, що перевищує масу Землі в 330 разів.

Ще одна істотна характеристика зірки - її радіус. Радіуси зірок змінюються в дуже широких межах. Є зірки, за своїми розмірами не перевищують земну кулю (так звані «Білі карлики»), є величезні «бульбашки», усередині яких могла б вільно поміститися орбіта Марса. Ми не випадково назвали такі гігантські зірки «бульбашками». З того факту, що за своїми масам зірки відрізняються порівняно незначно, випливає, що при дуже великому радіусі середня щільність речовини повинна бути мізерно малою. Якщо середня щільність сонячної речовини дорівнює 1410 кг / м3, то у таких "бульбашок" він може бути в мільйони разів менше, ніж у повітря. У той же час білі карлики мають величезну середню щільність, що досягає десятків і навіть сотень мільйонів кілограмів на кубічний метр. Велике значення має дослідження хімічного складу зірок шляхом ретельного аналізу їх спектрів. При цьому необхідно враховувати температуру і тиск в поверхневих шарах зірок, які також отримують з спектрів. Взагалі спектрографічні спостереження дають найбільш повну інформацію про умови, які панують у зоряних атмосферах.

За хімічним складом зірки, як правило, являють собою водневі і гелієві плазми. Інші елементи присутні у вигляді порівняно незначних «забруднень». Середній хімічний склад зовнішніх шарів зірки виглядає приблизно таким чином. На 10 тис. Атомів водню припадає 1000 атомів гелію, 5 атомів кисню, 2 атоми азоту, один атом вуглецю, 0.3 атома заліза. Відносний вміст інших елементів ще менше. Хоча за кількістю атомів так звані «важкі елементи» (тобто елементи з атомною масою, більшою, ніж у гелію) займають у Всесвіті дуже скромне місце, їх роль дуже велика. Насамперед вони в значній мірі визначають характер еволюції зірок, так як непрозорість зоряних надр для випромінювання істотно залежить від вмісту важких елементів. У той же час світність зірки, як виявляється, теж залежить від її непрозорості.

Спектроскопічні дослідження показали, що є дивовижні відмінності в хімічному складі зірок. Так, наприклад, гарячі масивні зірки, що концентруються до галактичної площини, порівняно багаті важкими елементами, тим часом як у зірок, що входять до складу кульових скупчень, відносний вміст важких елементів в десятки разів менше. Цей важливий факт знаходить обгрунтування в сучасних теоріях еволюції зірок і зоряних систем.

Нарешті, варто сказати кілька слів про магнетизм зірок. Тим же спектроскопическим методом було виявлено наявність потужних магнітних полів в атмосферах деяких зірок. Напруженість цих полів в окремих випадках доходить до 10 тис. Е (Ерстед), т. Е. В 20 тис. Разів більше, ніж магнітне поле Землі. Зауважимо, що в сонячних плямах напруженість магнітних полів доходить до 3-4 тис. Е. Взагалі магнітні явища, як з'ясувалося в останні роки, відіграють значну роль у фізичних процесах, що відбуваються в сонячній атмосфері. Є всі підстави вважати, що те ж саме справедливо і для зоряних атмосфер.

Обертання зірок. Обертання зірок вивчається за їхніми спектрами. При обертанні один край диска зірка віддаляється від нас, а інший наближається з тією ж швидкістю. В результаті в спектрі зірки, отримує одночасно від усього диска, лінії розширюються і, відповідно до принципу Доплера, набувають характерний контур, за яким можливо визначати швидкість обертання. Зірки ранніх спектральних класів О, В, А обертаються зі швидкостями (на екваторі) 100-200 км / сек і більше. Швидкості обертання більш холодних - значно менше (кілька км / сек). Зменшення швидкості обертання пов'язано, мабуть, з переходом частини моменту кількості руху до навколишнього її газо-пиловим диску внаслідок дії магнітних сил. Через швидке обертання зірки приймає форму сплюснутого сфероида. Випромінювання з зоряних надр просочується до полюсів швидше, ніж до екватора, внаслідок чого температура на полюсах виявляється більш високою. Тому на поверхні зірок виникають меридіональні течії від полюсів до екватора, які замикаються в глибоких шарах космічного тіла. Такі руху відіграють істотну роль у перемішуванні речовини в шарах, де немає конвекції.

Залежності між зоряними параметрами.

Маси зірок укладені в межах від 0,04 до 100 мас Сонця, світності від 5Ї10-4 до 105 светимостей Сонця, радіуси від 2Ї10-1 до 103 радіусів Сонця. Ці параметри пов'язані певними залежностями. Найбільш важливі з них виявляються на діаграмах "спектр - світність" (Герцшпрунга - Ресселла діаграмах) або "ефективна температура - світність", та ін. Майже всі зірки розташовуються на таких діаграмах уздовж кількох смуг, і відповідають різним послідовностям, або класам світності. Більшість з них розташована на головній послідовності (V клас світності). Лівий її кінець утворюють зірки класу О з температурами 30 000-50 000 °, правий - червоні зірки-карлики класу М з температурами 3000-4000 °. На діаграмі видно послідовність гігантів (III клас), до якої входять зірки високої світності (т. Е. Мають великі радіуси). Вище розташовані послідовності ще більш яскравих надгігантів Ia, Iв і II. (Приналежність З. до числа карликів, гігантів і надгігантів позначалася раніше літерами d, g і з перед спектральним класом.) Внизу діаграми розташовані білі карлики (VII), розміри яких порівнянні з розмірами Землі при щільності близько 106 г / см3. Крім цих основних послідовностей, відзначаються субгіганти (IV) і субкарлики (VI).

Внутрішню будову зірок.

Оскільки надра зірок недоступні безпосереднім спостереженнями, їх внутрішню будову вивчається шляхом побудови теоретичних зоряних моделей, яким відповідають значення мас, радіусів і светимостей, які спостерігаються у реальних зірок. В основі теорії внутрішньої будови звичайних зірок лежить уявлення про них як про газовий кулі, що знаходиться в механічному і тепловому рівновазі, протягом довгого часу не розширюється і не стискається. Механічне рівновага підтримується силами гравітації, спрямованими до центру зірки, і газовим тиском у надрах, чинним назовні і уравновешивающим сили гравітації. Тиск зростає з глибиною, а разом з ним збільшуються і щільність і температура. Теплове рівновагу полягає в тому, що температура зірки - у всіх її елементарних обсягах - практично не змінюється з часом, т. Е. Що кількість енергії, що йде з кожного такого обсягу, компенсується що приходить в нього енергією, а також енергією, що виробляється там ядерними або ін. джерелами.

Температури звичайних зірок змінюються від декількох тис. Градусів на поверхні до десяти млн. Градусів і більше в центрі. При таких температурах речовина складається з майже повністю іонізованих атомів, завдяки чому виявляється можливим в розрахунках зоряних моделей застосовувати рівняння стану ідеального газу. При дослідженнях внутрішньої будови зірок істотне значення мають передумови про джерела енергії, хімічний склад і про механізм переносу енергії.

Основним механізмом переносу енергії в є промениста теплопровідність. При цьому дифузія тепла з більш гарячих внутрішніх областей зірки назовні відбувається за допомогою квантів ультрафіолетового випромінювання, що випускається гарячим газом. Ці кванти поглинаються в ін. Частинах зірки і знову випромінюються; у міру переходу в зовнішні, більш холодні шари частота випромінювання зменшується. Швидкість дифузії визначається середньою величиною пробігу кванта, яка залежить від прозорості зоряного речовини, яка характеризується коефіцієнт поглинання. Основними механізмами поглинання в зірці є фотоелектричне поглинання і розсіяння вільними електронами.

Промениста теплопровідність є основним видом переносу енергії для більшості зірок. Однак у деяких частинах зірок, а в зірках з малою масою - майже у всьому обсязі, істотну роль відіграє конвективний перенос енергії, т. Е. Перенесення тепла масами газу, що піднімаються і спускаються під впливом відмінності температури. Конвективний перенос, якщо він діє, набагато ефективніше променистого, але конвекція виникає тільки там, де водень або гелій ионизована частково: в цьому випадку енергія їх рекомбінації підтримує рух газових мас. У Сонця зона конвекції займає шар від поверхні до глибини, що дорівнює близько 0,1 його радіуса: нижче цього шару водень і гелій ионизована вже повністю. У холодних зірок повна іонізація наступає на більшій глибині, так що конвективна зона у них товщі і охоплює більшу частину обсягу. Навпаки, у гарячих водень і гелій повністю ионизована, починаючи майже від самої поверхні, тому у них немає зовнішньої конвективної зони. Однак вони мають конвективное ядро, де руху підтримуються теплом, що виділяється при ядерних реакціях.

Зірки-гіганти і надгіганти влаштовані інакше, ніж зірки головної послідовності. Маленьке щільне ядро їх (1% радіуса) містить 20-30% маси, а інша частина являє собою протяжну розріджену оболонку, що простирається на відстані, складові десятки і сотні сонячних радіусів. температури ядер досягають 100 млн. градусів і більше. Білі карлики по суті являють собою ті ж ядра гігантів, але позбавлені оболонки і остиглі до 8-10 тис. Градусів. Щільний газ ядер і білих карликів має особливі властивості, відмінними від властивостей ідеального газу. У ньому енергія передається не випромінюванням, а електронної теплопровідністю, як в металах. Тиск такого газу залежить не від температури, а тільки від щільності, тому рівновага зберігається навіть при охолодженні зірки, яка не має джерел енергії.

Хімічний склад речовини надр зірки. на ранніх стадіях їх розвитку схожий з хімічним складом зоряних атмосфер, який визначається з спектроскопічних спостережень (диффузионное поділ може відбутися лише за час, що значно перевершує час життя зірок). З плином часу ядерні реакції змінюють хімічний склад зоряних надр і внутрішня будова змінюється.

Походження і еволюція зірок.

Зараз твердо встановлено, що зірки і зоряні скупчення мають різний вік, від величини порядку 1010 років (кульові зоряні скупчення) до 106 років для наймолодших (розсіяні зоряні скупчення і зоряні асоціації). Ми будемо докладно говорити про це нижче. Багато дослідників припускають, що зірки утворюються з дифузійної міжзоряного середовища. На користь цього говорить становище молодих зірок в просторі - вони сконцентровані в спіральних гілках галактик, там же, де і міжзоряне газопилової матерія. Дифузна середу утримується в спіральних гілках галактичним магнітним полем. Зірки цим слабким полем утримуватися не можуть. Тому більш старі зірки менше пов'язані зі спіралями. Молоді зірки утворюють часто комплекси, такі, як комплекс Оріона, в який входить кілька тисяч молодих зірок. У комплексах поряд із зірками міститься велика кількість газу і пилу. Газ в цих комплексах швидко розширюється, а це означає, що раніше він представляв собою більш щільну масу.

Сам процес формування зірок з дифузного середовища залишається поки не зовсім зрозумілим. Якщо в деякому обсязі, заповненому газом і пилом, маса дифузійної матерії з якихось причин перевершить певну критичну величину, то матерія в цьому обсязі почне стискатися під дією сил тяжіння. Це явище називається гравітаційної конденсацією.

Величина критичної маси залежить від щільності, температури та середнього молекулярного ваги. Розрахунки показують, що необхідні умови можуть створитися лише у виняткових випадках, коли щільність дифузійної матерії стає досить великою. Такі умови можуть виникати в результаті випадкових флуктуацій, однак не виключено, що збільшення щільності може відбуватися і в результаті деяких регулярних процесів. Найбільш щільними областями дифузійної матерії є, мабуть, глобули і "слонові хоботи" - темні компактні, непрозорі освіти, які спостерігаються на тлі світлих туманностей. Глобули мають вигляд круглих цяток, "слонові хоботи" - вузьких смужок, які вклинюються в світлу матерію (рис. 243). Глобули і "слонові хоботи" є найбільш вірогідними предками зірок, хоча прямими доказами цього ми не володіємо. В якості непрямого підтвердження можуть розглядатися кометообразние туманності. Ці туманності виглядають подібно конусу кометного хвоста. В голові такий туманності зазвичай знаходиться зірка типу Т Тельця - молода стискуваної зірка. Виникає думка, що зірка утворилася всередині туманності. У той же час сама туманність нагадує за формою і розташуванням "слонові хоботи".

Дуже багато чого в процесі зореутворення залишається не ясним. Не всі дослідники погоджуються, наприклад, з тим, що зірки утворюються з дифузійної міжзоряної матерії. Радянський астроном акад. В. А. Амбарцумян вважає, що зірки утворюються в результаті розширення щільних тел невідомої природи, які безпосередньо не спостерігаються.

Припустимо, з якихось причин хмара міжзоряного матерії досягло критичної маси і почався процес гравітаційної конденсації. Пилові частинки і газові молекули падають до центра хмари, потенціальна енергія гравітації переходить у кінетичну, а кінетична енергія в результаті зіткнень - в тепло. Хмара нагрівається і внаслідок збільшення температури зростає його випромінювання. Воно перетворюється в протозірку (зірка в початковій стадії розвитку). Судячи з того, що молоді зірки спостерігаються групами, можна думати, що на початку процесу гравітаційноїконденсації хмара міжзоряного матерії розбивається на кілька частин і одночасно утворюється кілька протозвезд.

Повний потік енергії, випромінюваної протозвездой, визначається, як можна показати, звичайним законом маса - світність, але розміри протозірки значно більше.

Тому температура її поверхні багато менше, ніж у звичайної зірки такої ж маси, і на діаграмі спектр - світність протозірки повинні розташовуватися праворуч від головної послідовності. У міру стиснення протозірки температура її збільшується, і вона переміщається по діаграмі Герцшпрунга - Рессела спочатку вниз, потім вліво, майже паралельно осі абсцис. Коли температура в надрах зірки досягає декількох мільйонів градусів, починаються термоядерні реакції.

Спочатку "вигоряє" дейтерій, а потім літій, берилій і бор. Стиснення в результаті виділення додаткової енергії сповільнюється, але не припиняється зовсім, так як ці елементи швидко опиняються витраченими. Коли температура підвищується ще більше, починають діяти протонні реакції (для зірок з масою, меншою 1,5 M¤) або вуглецево-азотний цикл (для зірок з більшою масою). Ці реакції можуть підтримуватися тривалий час, стиснення припиняється і протозірка перетворюється на звичайну зірку головної послідовності. Тиск усередині зірки врівноважує тяжіння, і вона виявляється в стійкому стані.

Час гравітаційного стиснення зірок порівняно невелике. Воно залежить від маси протозірки. Чим більше маса, тим швидше протікає процес гравітаційної конденсації. Протозірки, що мають таку ж масу, як Сонце, стискаються за 108 років. Так як стиснення відбувається швидко, спостерігати зірки в цій першій найбільш ранній стадії еволюції важко. Передбачається, що в цій стадії знаходяться неправильні змінні зірки типу Т Тельця.

Відомо кілька розсіяних зоряних скупчень, які складаються із зірок класів О і В і змінних типу Т Тельця. Такі зірки ще не прийшли в стан рівноваги, і цим, ймовірно, пояснюється типовий для них неправильний характер зміни блиску. Ці зірки пов'язані з пиловими туманностями, які є залишками первісних скупчень дифузної матерії.

Перебуваючи на головній послідовності, зірки тривалий час випромінюють енергію завдяки термоядерним реакцій, майже не відчуваючи жодних зовнішніх змін: радіус, світність і маса залишаються майже незмінними. Положення зірки на головній послідовності визначається її масою. Нижче головної послідовності на діаграмі спектр - світність проходить послідовність яскравих субкарликов. Вони відрізняються від зірок головної послідовності хімічним складом: вміст важких елементів в субкарлики в кілька десятків разів менше. Причина цього відмінності, пов'язана з тим, що субкарлики є зірками сферичної складової.

В результаті термоядерних реакцій, що протікають в надрах зірки, відбувається поступова переробка водню в гелій, або, як кажуть, "вигорання" водню. Час перебування на головній послідовності залежить від швидкості термоядерних реакцій, а швидкість реакцій від температури. Чим більше маса зірки, тим вище повинна бути температура в її надрах, щоб газовий тиск могло врівноважити вагу верхніх шарів. Тому ядерні реакції в більш масивних зірках йдуть швидше і час перебування на головній послідовності для них менше, так як швидше витрачається енергія.

Зірки В0 залишаються на головній послідовності менше 107 років, в той час як для Сонця і зірок пізніших спектральних класів період перебування на головній послідовності перевищує 1010 років.

Ядерні реакції йдуть тільки в центральній частині зірки. У цій області (конвективное ядро зірки) речовина весь час перемішується. При вигорянні водню радіус і маса конвективного ядра зменшуються. Розрахунки показують, що зірка при цьому переміщається по діаграмі спектр - світність вправо. Більш масивні зірки переміщаються швидше, і в результаті верхній кінець головної послідовності поступово відхиляється вправо.

Коли весь водень в ядрі зірки перетвориться на гелій, друга стадія еволюції (стадія головної послідовності) закінчується. Реакції перетворення водню в гелій продовжують йти тільки на зовнішньому кордоні ядра. Розрахунки показують, що при цьому ядро стискається, щільність і температура в центральній частині зірки зростають, збільшується світність і радіус зірки. Зірка сходить з головної послідовності і стає червоним гігантом, вступаючи в третю стадію еволюції.

Все, про що йшлося вище, являє собою результати теоретичних робіт по внутрішній будові зірок. Ці результати можна перевірити, зіставляючи їх з діаграмами спектр - світність для зоряних скупчень. Можна вважати, що зірки одного і того ж скупчення утворилися спільно і мають однаковий вік, інакше важко було б пояснити саме існування скупчень.

У кульових і старих розсіяних скупчень добре представлена гілку червоних гігантів. Це означає, що більшість спостережуваних зірок цих скупчень знаходиться в третій стадії еволюції.

Гілка червоних гігантів для зірок розсіяних скупчень йде нижче, ніж для зірок кульових скупчень, а головна послідовність, навпаки, вище. Теоретично це можна пояснити більш низьким вмістом важких елементів в зірках кульових скупчень. І дійсно, спостереження показують, що в зірках сферичної підсистеми, до якої належать кульові скупчення, відносне велика кількість важких елементів менше, ніж у зірках плоскою підсистеми. Таким чином, спостереження задовільно узгоджуються з теоретичними уявленнями про еволюцію зірок і підтверджують їх. Тим самим отримує наглядову перевірку і теорія внутрішньої будови зірок, на якій ці уявлення засновані.

Передбачається, що в стадії червоного гіганта (або надгіганта) у щільному ядрі зірки протягом деякого часу може йти реакція перетворення гелію в вуглець. Для цього температура в центральних частинах зірки повинна досягати 1.5 108 ° K. Розрахунки показують, що такі зірки повинні розташовуватися на діаграмі колір - світність зліва від головної гілки червоних гігантів. Коли гелієва реакція всередині ядра і водневі реакції на його кордоні вичерпують себе, третя стадія еволюції (стадія червоного гіганта) приходить до кінця. Протяжна оболонка гіганта при цьому розширюється, її зовнішні шари не можуть утримуватися силою тяжіння і починають відділятися. Зірка втрачає речовину, і маса її зменшується. Спостереження показують, що у червоних гігантів і надгігантів дійсно іноді має місце витікання речовини з атмосфери. У цьому випадку процес відбувається повільно. Однак за деяких умов, точно поки не з'ясованих, зірка може швидко викинути істотну частину маси, і процес матиме характер вибуху, катастрофи. Такого роду вибухи ми спостерігаємо при спалахах наднових зірок.

При повільному закінчення речовини з червоних гігантів, мабуть, утворюються планетарні туманності. Коли протяжна оболонка гіганта розсіється, залишається тільки її центральне ядро, повністю позбавлене водню. У разі зірок з масою, що не перевершує сонячну в 2-3 рази, речовина ядра знаходиться в виродженим стані, так само як і речовина білих карликів. Тому здається дуже ймовірним, що білі карлики і є четвертим і останнім етапом еволюції таких зірок, наступним за стадією червоного гіганта. І справді, в старих зоряних скупченнях є деяка кількість білих карликів, а в молодих вони відсутні. У білих карликів, як ми знаємо, ядерні реакції не йдуть. Білі карлики світять за рахунок запасу теплової енергії, накопиченої в минулому, і поступово остигають, перетворюючись на неспостережуваних "чорних" карликів.

Білі карлики - це остигаючі, вмираючі зірки. Зірки, що перевершують Сонце за масою в кілька разів, вже не можуть переходити у фазу білого карлика, бо їх гелієві ядра не перебувають у виродженому стані. Передбачається, що в цьому випадку третій етап еволюції кінчається утворенням нейтронної зірки і вибухом наднової.

Отже, ми маємо зараз можливість простежити у загальних рисах еволюцію зірок, від щільного хмари газу і пилу до сжимающейся протозвезде, потім через звичайну зірку головної послідовності до червоного гіганта і, нарешті, - до білому карлику. У цій картині ще багато неясного, багато що ще підлягає уточненню, проте в головних рисах вона представляється достатньо обґрунтованою.

Ми розглядали вище, як змінюється в процесі еволюції зірок їх маса, радіус, світність, температура, і нічого не згадали про таку важливу характеристику, як обертання. Відомо, що зірки спектральних класів О, В, А обертаються дуже швидко - екваторіальна швидкість обертання у них, як правило, перевищує 100 км / сек. Швидкості обертання зірок класу F в середньому менше 100 км / сек, а зірки більш холодні, ніж F, обертаються настільки повільно, що доплеровское розширення ліній занадто мало і швидкість обертання не можна виміряти. Верхня межа швидкості обертання зірок класів G, К, М, що належать до головної послідовності, становить кілька десятків км / сек, але насправді обертання може бути набагато повільніше. Наприклад, у Сонця, типової зірки класу G, швидкість обертання точок екватора становить усього лише близько 2 км / сек.

Із спостережень дифузних туманностей випливає, що окремі згустки речовини рухаються в них один щодо одного зі швидкостями порядку 1 км / сек. Тому первинна туманність, з якої утворюється зірка завжди повинна мати деякий початковий момент кількості руху. Розрахунок показує, що якби цей момент кількості руху зберігався, то зірки не могли б утворитися, так як туманність, стискаючись, збільшувала б швидкість обертання і розірвалася б задовго до цього. Очевидно, що момент кількості руху повинен якимось чином віддалятися з туманності. Конденсується туманність пов'язана з навколишнім менш щільною середовищем магнітним полем, і так як міжзоряне матерія "приклеєна" до магнітних силових ліній, то обертання конденсується туманності передається навколишньому середовищу і туманність втрачає момент кількості руху. Детальний розгляд цього процесу показує, що передача моменту кількості руху припиняється, коли щільність протозірки стає досить високою, і остаточно сконденсованих зірка повинна мати екваторіальну швидкість в кілька сотень кілометрів на секунду, незалежно від її маси.

Для гарячих зірок спостереження дають саме таку швидкість обертання. У холодних ж зірок швидкість обертання значно менше. Так, в Сонячній системі 98% моменту кількості руху належить планет і лише 2% Сонцю. Сонце оберталося б з екваторіальній швидкістю близько 100 км / сек, якби йому належав весь момент кількості руху Сонячної системи. Природно виникає думка, що повільне обертання холодних зірок може бути пояснено наявністю у них планетних систем, аналогічних Сонячній системі. Якщо це так, то число планетних систем в Галактиці дуже велике.

На закінчення хочу привести таблицю, яка дає обчислену тривалість гравітаційного стиснення та перебування на головній послідовності для зірок різних спектральних класів.

 Спектральний клас Маса Радіус Світимість Час, років

 гравер. стиснення перебування на ДП

 B0 17,0 9,0 30000

 1,2 * 10 травня

 8 * 10 червня

 B5 6,3 4,2 тисячі

 1,1 * 6 жовтня

 8 * 10 липня

 A0 3,2 2,8 100

 4,1 * 6 жовтня

 4 * 10 серпня

 A5 1,9 1,5 12

 2,2 * 10 Липня

 2 * 10 вересень

 F0 1,5 1,25 4,8

 4,2 * 10 Липня

 4 * 10 вересень

 F5 1,3 1,24 2,7

 5,6 * 10 Липня

 6 * 10 вересень

 G0 1,02 1,02 1,2

 9,4 * 10 Липня

 1,1 * 10 жовтня

 G2 (Сонце) 1,00 1,00 1,0

 1,1 * 8 жовтня

 1,3 * 10 жовтня

 G5 0,91 0,92 0,72

 1,1 * 8 жовтня

 1,7 * 10 жовтня

 K0 0,74 0,74 0,32

 2,3 * 8 жовтня

 2,8 * 10 жовтня

 K5 0,54 0,54 0,10

 6,0 * 8 жовтня

 7 * 10 жовтня

Список літератури:

1. Бабушкін А. Н. Сучасні концепції природознавства, 2000

2. Шкловський І. С. Всесвіт. Життя. Розум., 1987

3. Шкловський І. С. Зірки: їх народження, життя і смерть., 1984 р

4. Інтернет- джерела
Людина і ноосфера
РЕФЕРАТ по концепціям сучасного природознавства Людина і Ноосфера Виконала _ "_" _ 2000 Сиктивкар 2000 Зміст Введення 1.Ноосфера 1.1.Понятие ноосфери 1.2.Новая ідеологія 2.Человек 2.1.Представленія людини про себе 2.2.Положеніе людства в природі 2.3.Человечество в цілому. 2.4.Новая

Вчення Вернадського в біосфері
ТГУ ім. Державина Академія економіки і управління Вчення В.І. Вернадського про біосферу. Виконав: студент 112 групи Пеньків А.А.. Перевірив: Федора Ф.А. Тамбов 2002 р. Зміст Стор. 2 4 - 11 14 Служачи великим цілям віку. .. Научно-философическое світогляд В.І. Вернадського про біосферу. Тамбовский

Технологія підготовки аналітичної інформаційної продукції в бібліотеці
ВСТУП. Актуальність проблеми: З 1990 року в бібліотечній справі відбулися зміни, пов'язані з перетвореннями в нашій країні. Торкнулися вони й методичної діяльності бібліотеки. Змінилися її функції, з'явилися нові напрямки діяльності: видавнича, рекламне, експертне і т.д. Організаційно-управлінська

Будова атома. Чи є межа таблиці Менделєєва?
Пермський державний педагогічний університет Реферат по темі Еволюція уявлень про будову атома. Чи є межа системі елементів Менделєєва? Виконав студент 141 групи Попов ІльяПермь 2002 ЗМІСТ Виникнення атомістики. 3 Атомистика в послеарістотелевскую епоху. 5 Подальший розвиток атомістики (XIX

Сучасна наука про походження Всесвіту
Реферат з природознавства Тема: Сучасна наука про походження Всесвіту. Виконав студента _ Курсу _ Викладач: _ _ 1996 ПЛАН реферат: Введення 3 Донаучное розгляд походження Всесвіту. 5 Теорії ХХ століття про походження Всесвіту. 8 Сучасна наука про походження

Рослини і тварини Краснодарського краю занесені в червону книгу
Вступ: Краснодарський край Краснодарський край розташований в межах Північно-Західного Кавказу. Протяжність з півночі на південь складає близько 400 км, із заходу на схід - близько 360 км. Північна і центральна частини Північно-Західного Кавказу зайняті Кубанської рівниною, а південна -

Проблеми виникнення життя і еволюції її форм
МОСКОВСЬКА АКАДЕМІЯ ЕКОНОМІКИ І ПРАВА РЯЗАНСКИЙ ФІЛІЯ КОНТРОЛЬНА РОБОТА По курсу: «КОНЦЕПЦІЇ СУЧАСНОГО ПРИРОДОЗНАВСТВА» Тема: "Проблеми виникнення життя і еволюції її форм." Перевірив: до. ф. н. доцент Агапов В. И. Рязань 2002 р. План План... 2 Введення... 5 1. Що таке життя? Відмінність

© 2014-2022  8ref.com - українські реферати