Космология. Эволюция звезд

 

Содержание

 

Введение 3

1.Источники энергии звезд 5

Гравитационное сжатие 5

Термоядерный синтез 6

2. Ранние стадии эволюции звезд 11

3. Выход звезд из главной последовательности. Гравитационный коллапс и поздние стадии эволюции звезд 15

4. Особенности эволюции тесных двойных систем 22

Заключение 25

Список использованной литературы 26

 

Введение

 

Многие сотни и тысячи лет человечество пользовалось дарами Солнца, не задумываясь о его природе. Позже Солнце обожествляли древние египтяне, персы. Но они также мизерно мало знали о истинной природе Солнца. В те времена астрономия только зарождалась, делала первые шаги, училась измерять расстояния, предсказывать разливы рек и время солнечных и лунных затмений.

Развитие науки в Древнем мире и особенно греческой философии привело к тому, что зародилось учение о том, что звезды – это далекие солнца. Но природа и этих далеких солнц и нашего более близкого светила была не известной. Сократ сказал: «все это навсегда останется тайной для смертного и самим богам жалко смотреть на старания человека разгадать то, что они навсегда скрыли от человека…». Через две тысячи лет то же твердил и французский философ Огюст Конт: «мы ничего не можем узнать о звездах. Кроме того, что они существуют. Даже их температура навсегда останется неизвестной…». Но наука, как и наш мир, развивается и через сто лет все изменилось…

За последние сто лет, несмотря на пессимистические прогнозы Конта, удалось выяснить основные проблемы, что касаются природы звезд и физики процессов, которые происходят в их недрах. Астрономы шаг за шагом, постепенно, вторгаются в ту область, которая за Сократом навсегда должна быть тайной для смертного.

Целью нашей работы будет рассмотреть те физические процессы, которые являются источниками энергии звезд, рассмотреть процессы термоядерного синтеза и их виды, которые проходят в недрах звезд на разных этапах ее развития. Также рассмотрим механизмы переноса энергии к поверхности звезд, что также довольно важно при выяснении характера звезды.

Звезды вечны с точки зрения человека, но они не вечны с точки зрения самих звезд. Звезды рождаются и стареют, время жизни человека мизерно по сравнению с временем жизни самой звезды. Но при помощи математического аппарата и наблюдений вселенной астрономы смогли рассчитать модели развития звезд в зависимости от ее массы, радиуса и т.п. Поэтому в нашей работе мы рассмотрим также и процессы эволюции звезд.

 

1. Источники энергии звезд

 

На протяжении ста лет  после формулирования Р. Майэром в 1842 году закона сохранения энергии высказывали много гипотез о природе источников энергии звезд, в частности была предложена гипотеза о выпадении на звезду метеорных тел, радиоактивном распаде элементов, аннигиляции протонов и электронов. Реальное значение имеют только гравитационное сжатие и термоядерный синтез.

 

Гравитационное сжатие

 

Звезду массой т_☼ и радиусом R можно характеризовать ее потенциальной энергией Е. Потенциальной, или гравитационной, энергией звезды называется работа, которую надо затратить, чтобы распылить вещество звезды на бесконечность. И наоборот, эта энергия высвобождается при сжатии звезды, т.е. при уменьшении ее радиуса. Значение этой энергии можно вычислить при помощи формулы:

Потенциальная энергия Солнца равна: Е_☼= 5,9∙10⁴¹ Дж.

Теоретическое исследование процесса гравитационного сжатия звезды показало, что приблизительно половину своей потенциальной энергии  звезда излучает, тогда, как вторая половина тратится на повышение температуры ее массы приблизительно до десяти миллионов кельвинов. Нетрудно, однако, убедиться, что эту энергию Солнце высветило бы за 23 млн. лет. Итак, гравитационное сжатие может быть источником энергии звезд только на некоторых, довольно кратких этапах их развития.

 

 

Термоядерный синтез

 

Теорию термоядерного синтеза  сформулировали в 1938 г. немецкие физики Карл Вейцзеккер и Ганс Бете. Предпосылкой этого было, во-первых, определение в 1918 г. Ф. Астоном (Англия) массы атома гелия, который равняется 3,97 массы атома водорода, во-вторых, выявление в 1905 г. связи между массой тела т и его энергией Е в виде формулы Эйнштейна:

Е=тс²

где с – скорость света, в-третьих, выяснение в 1929 г. того, что благодаря туннельному эффекту две одинаково заряженные частицы (два протона) могут сближаться на расстояние, где превосходящей будет сила притяжения, а также открытие в 1932 г. позитрона е+ и нейтрона п.

Первой и наиболее эффективной  из реакций термоядерного синтеза  есть образования из четырех протонов р ядра атома гелия по схеме:

Очень важно то, что здесь возникает дефект массы: масса ядра гелия равняется 4,00389 а.е.м., тогда как масса четырех протонов 4,03252 а.е.м. За формулой Эйнштейна вычислим энергию, которая выделяется во время образования одного ядра гелия:

Нетрудно подсчитать, что  если бы Солнце на начальной стадии развития состояло из одного водорода, то его превращение в гелий  было бы достаточным для существования  Солнца как звезды при нынешних потерях  энергии около 100 млрд. лет. На самом деле же идет речь о «выгорании» около 10% водорода из глубочайших недр звезды, где температура достаточна для реакций синтеза.

Реакции синтеза гелия могут  проходить двумя путями. Первый называется рр-циклом, второй – СNО-циклом. В том и другому случае дважды в каждом ядре гелия протон превращается в нейтрон по схеме:

,

где V - нейтрино.

В таблице 1 указано среднее время каждой из термоядерных реакций синтеза, промежуток, за который количество исходных частичек уменьшится в е раз.

Таблица 1. Реакции синтеза гелия.

Реакция	Выделяемая энергия, МэВ	Среднее время реакции.
рр-цикл	1,44 5,9 12,85	14 млрд. лет 5 с 1 млн. лет
CNO-цикл	1,95 2,22 7,54 7,35 2,71 4,96	13 млн. лет 7 мин. 2,7 млн. лет  320 млн. лет 82 с 110 тыс. лет

 

Эффективность реакций синтеза характеризуется мощностью источника, количеством энергии, которая высвобождается в единице массы вещества за единицу времени. Из теории вытекает, что , тогда как . Граница температуры Т, выше которой главную роль сыграет не рр-, а CNO-цикл, равна 15∙10⁶ К. В недрах Солнца основную роль сыграет рр-цикл. Именно потому, что первая из его реакций имеет очень большое характерное время (14 млрд. лет), Солнце и подобные ему звезды проходят свой эволюционный путь около десяти миллиардов лет. Для более массивных белых звезд это время у десятки и сотни раз меньше, поскольку значительно меньшим есть характерное время основных реакций CNO-цикла.

Если температура в недрах звезды после исчерпания там водорода достигнет сотен миллионов кельвинов, а это возможно для звезд с массой т >1,2 m_☼, то источником энергии становится реакция преобразования гелия в углерод по схеме: . Расчет показывает, что запасы гелия звезда истратит приблизительно за 10 млн. лет. Если ее масса достаточно большая, ядро продолжает сжиматься и при температуре свыше 500 млн. градусов становятся возможными реакции синтеза более сложных атомных ядер по схеме:

При высших температурах перебегают такие реакции:

и т.д. вплоть до образования  ядер железа. Это реакции экзотермические, вследствие их хода энергия высвобождается.

Как знаем, энергия, которую излучает звезда в окружающее пространство, выделяется в ее недрах и постепенно просачивается к поверхности звезды. Это перенесение энергии через толщу вещества звезды может осуществляться двумя механизмами: лучистым переносом или конвекцией.

В первом случае речь идет о многоразовом поглощении и переизлучении квантов. Фактически при каждом таком акте проходит дробление квантов, поэтому вместо жестких γ-квантов, которые возникают при термоядерном синтезе в недрах звезды до поверхности ее доходят миллионы квантов низкой энергии. При этом исполняется закон сохранения энергии. 

В теории переноса энергии введено понятие длинны свободного пробеге кванта некоторой частоты υ. Нетрудно сориентироваться, что в условиях звездных атмосфер, длина свободного пробега кванта не превышает нескольких сантиметров. И время просачивания квантов энергии от центра звезды к ее поверхности измеряется миллионами лет. Однако в недрах звезд могут сложиться условия, при которых такое лучистое равновесие нарушается. Аналогично ведет себя вода в сосуде, который подогревают снизу. Определенное время здесь жидкость находится в состоянии равновесия, так как молекула, получив излишек энергии непосредственно от дна сосуда, успевает передать часть энергии за счет столкновений другим молекулам, которые находятся выше. Тем самым устанавливается определенный градиент температуры в сосуде от ее дна к верхнему краю. Однако со временем скорость, с которой молекулы могут передавать энергию вверх за счет столкновений, становится меньше темпа передачи тепла снизу. Наступает кипение – перенос тепла непосредственным перемещением вещества.

В основе теории конвекции  лежит принцип, что во время движения вверх каждый элемент массы не успевает обмениваться энергией с окружающим веществом, т.е. что это движение адиабатическое. Это дает возможность разработать теорию конвективного движения, а соответствующие уравнения решать в объединении с уравнением гидростатического равновесия. Хотя в определенных частях звезды может существовать конвективная зона, равновесие звезды как целого сохраняется.

Как выяснено, в условиях звездных конфигураций конвекция возникает  в двух случаях в центральной  части звезды, если выделение энергии  там происходит в весьма быстром  темпе (благодаря процессам CNO-цикла), это касается звезд, массы которых превышают солнечную, и в оболочках звезд, если вещество там мало или совсем не ионизировано.

 

2. Ранние стадии  эволюции звезд

 

За современными представлениями  звезды образовываются вследствие гравитационного  сжатия фрагментов газово-пылевых туч. Как показывают исследования, имеющиеся в межзвездной среде газо - пылевые комплексы, массы которых достигают 103.. 104 m☼, размеры 10 . 100 пк, а температуры нескольких десятков кельвинов, есть гравитационно-неустойчивыми и они должны сжиматься. При этом часть энергии идет на нагревание вещества. Тем не менее, газ и пылинки быстро трансформируют эту энергию в инфракрасное излучение, которое свободно оставляет газопылевой комплекс. Это приводит к тому, что температура вещества, которое сжимается, практически не изменяется, тогда, как ее плотность возрастает. И в конце концов, в соответствии с критерием гравитационной неустойчивости Джинса, массивная газо - пылевая туча начинает измельчаться на отдельные фрагменты, которые, сжимаются, превращаясь в протозвезды – зародыши будущих звезд.

Однако для того, чтобы  протозвезда могла сжиматься в дальнейшем, она должна непрерывно терять тепловую энергию, которая выделяется при сжатии. Иначе температура вещества возрастет настолько, что давление газа будет препятствовать этому сжатию. Таким механизмом отвода тепла выступает инфракрасное излучение пыли и молекул газа. Это излучение свободно выходит из протозвезды, унося с собой излишек тепловой энергии.

Таким образом, протозвезды являются мощными источниками инфракрасного излучения. Наблюдения показывают, что в межзвездных газопылевых комплексах есть компактные источники инфракрасного излучения. Это объекты Хербига - Аро (их известно свыше 100), названные так в честь астрономов, открывших их. Очевидно, протозвездами будут и источники мазерного излучения молекул Н₂О и ОН.

За последние 40 лет представления  об изменении физических параметров протозвезд, а также и о их эволюционных треках на диаграмме спектр-светимость, радикально пересмотрены. За это же время усовершенствованы методы вычислений радиуса, поверхностной температуры и светимости протозвезд, ее внутренней структуры при помощи электронно-вычислительных машин.

Например, в 50-ых годах считали, что эволюционная кривая, которую описывает протозвезда на диаграмме спектр-светимость, начинается в дальнем правом нижнем углу этой диаграммы, и что светимость протозвезды медленно и непрерывно возрастает вплоть до выхода на главную последовательность. При этом считали, что во время гравитационного сжатия звезды энергия в ней переносится лишь переизлучением. Однако в 1961 г. японский астроном Ч. Хаяши выяснил, что когда звезда сжимается как единое целое, то энергия в ней от центра к поверхности переносится конвекцией. В 80-ых годах доказали, что на самом деле часть газопылевой тучи сжимается как целое (в режиме свободного падения) лишь на начальной стадии.

Как только в центральной зоне сначала однородного газового шара образовывается ядро со значительно высшей плотностью, то ускорение силы тяжести возле него увеличивается и соответственно возрастает скорость падения внутренних слоев протозвезды. Ядро сжимается, масса его непрерывно возрастает, соответственно увеличивается и температура в центре. Через несколько десятков тысяч лет после начала формирования температура уже достигает значения свыше 10⁶К, так что в ядре начинает выгорать дейтерий. Энергия через все вещество ядра переносится конвекцией. Однако все это излучение поглощает вещество оболочки, которая продолжает падать на уже сформированный зародыш протозвезды. И лишь, после того как основная часть массы оболочки упадет на ядро, а ее остаток становится прозрачным, мы можем заметить свет самой звезды. Ядро сжимается до тех пор, пока температура в нем не достигнет значения, достаточного для реакций синтеза гелия из четырех протонов. Сила тяготения в каждой точке звезды уравновешивается соответственно градиентом давления и на диаграмме спектр-светимость звезда, соответственно ее массе, занимает определенное место на главной последовательности.