Строение и эволюция звезд

 

Негосударственное образовательное  учреждение высшего профессионального  образования

«ЗАПАДНО-УРАЛЬСКИЙ ИНСТИТУТ ЭКОНОМИКИ И ПРАВА»

(НОУ  ВПО ЗУИЭП)

г. Пермь

Экономический факультет

Специальность «Финансы и кредит»

                                                                 

 

 

 

РЕФЕРАТ

« Строение и эволюция звезд »

 

 

 

 

 

Проверил: научный руководитель д.ф.н., профессор   ___________    Барг О.А. (личная подпись)          Оценка: «___________» «_____» ____________ 2012 года

Выполнила: Студентка 3 курса (ЭФК-2010) Зипс С.Ю.

 

 

 

 

 

 

                                              

                                             

 

                                               

Пермь, 2012

Содержание

 

Введение 3

Строение и эволюция звезд 4

1.1 Строение звезд 4

1.2 Эволюция звезд 9

Заключение 24

Список использованных источников 25

 

 

 

Введение

 

Каждый вечер, после заката солнца мы можем наблюдать тысячи огней  на нашем небе – это звезды. Они  красиво усыпают наше небо, но звезды это не только красивый огонек, это  целая жизнь, которая состоит  из определенного строения.

Более девяти десятых вещества нашей галактики  сосредоточено в звездах. Есть галактики, в которых на звезды приходится 99.9% массы. Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают. В прошлом это представлялось большой загадкой; современные астрономы уже могут с большой уверенностью подробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночном небосводе. 

Потребовалось тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем величественный факт, что звезды - это объекты, более или менее похожие на Солнце, но только отстоящие от нас на несравненно большие расстояния. Ньютон был первым, кто правильно оценил расстояния до звезд.

И так, чтобы хоть больше узнать о  звездах, в данной работе было рассмотрено - строение и эволюция звезд.

Для раскрытия темы были изучены  работы авторов: Шкловского И.С., так как не удалось найти книгу Тейлера, пришлось воспользоваться интернет-ресурсом, где употреблялись его труды, Гуревич Л. Э., Чернин А. Д., и так же другие интернет-ресурсы.

 

 

 

Строение  и эволюция звезд

1.1 Строение звезд

 

Проблема происхождения атомов возникла при установлении природы  источника энергии Солнца и звезд  и при разработке теории Большого Взрыва Вселенной. На основе данных о распространенности химических элементов в природе ученые пришли к выводу, что наиболее вероятным источником образования большинства ядер являются последовательности дискретных ядерных процессов, протекающих в недрах звезд, то есть отдельных групп ядерных реакций. Содержание химических элементов на Солнце, в звездах и газовых межзвездных туманностях определяют методами спектрального анализа, при этом поддается определению только химический состав атмосферы Солнца и звезд.

С помощью изучения состава звезд, образования в них химических элементов ученые смогли хорошо продвинуться и понять как ведут себя химические элементы в определенных условиях.

По химическому составу звезды, как правило, представляют собой  водородные и гелиевые плазмы. (Плазмой  называется ионизованный газ, в каждом элементе объема которого находится  одинаковое количество электронов и  положительных ионов.) Остальные  элементы присутствуют в виде сравнительно незначительных "загрязнений". Средний  химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома  азота, один атом углерода, 0,3 атома  железа. Относительное содержание других элементов еще меньше. Хотя по числу  атомов так называемые "тяжелые  элементы" (т. е. элементы с атомной  массой, большей, чем у гелия) занимают во Вселенной весьма скромное место, их роль очень велика. Прежде всего они в значительной степени определяют характер эволюции звезд, так как непрозрачность звездных недр для излучения существенно зависит от содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, как оказывается, тоже зависит от ее непрозрачности.¹

Образование ядер химических элементов  от углерода до группы железа, согласно современным представлениям, происходит в результате гелиевого, углеродного, кислородного, неонового и кремниевого  горения в недрах звезд, то есть благодаря  термоядерным реакциям, в которых  участвуют названные нуклиды. Расчеты ядерных реакций, протекающих в недрах звезд, не имеют столь высокой надежности в отличие от лабораторных ядерных измерений, так как в лабораторных измерениях энергии сталкивающихся частиц намного превышают значения энергии, обнаруживаемой в недрах звезд. Поэтому полученные лабораторные эффективные сечения , характеризующие вероятность реакций, не могут быть приняты для астрофизических реакций, так как зависит от энергии сталкивающихся частиц.

Горение гелия. После истощения запасов водорода в ядре звезды в результате р-р- или CNO-циклов он продолжает гореть в слое, который окружает это гелиевое звездное ядро. Масса гелиевого ядра постепенно увеличивается, гравитационные силы в то же время сдавливают ядро звезды, повышая его плотность и температуру. Оболочка звезды, напротив, сильно расширяется, приспосабливаясь к увеличивающейся светимости звезды так, что температура поверхности звезды даже падает. В результате изменившихся физических свойств звезда сходит с главной последовательности диаграммы "спектр-светимость" и превращается в красный гигант.

Горение углерода, кислорода, неона и кремния. Горение гелия приводит к росту звездного ядра, состоящего главным образом из углерода и кислорода. Звездное ядро окружено слоем, в котором продолжается горение He. Когда температура и плотность звездного ядра становятся достаточно большими ( K) в результате гравитационного сжатия ядра звезды, начинается слияние ядер углерода с образованием ядер неона, натрия и магния.

Одновременно с этими реакциями  образуются алюминий, кремний и некоторые  другие соседние нуклиды в результате захвата образующимися нуклидами  высвободившихся p, n, .

Характер горения углерода сильно зависит от массы звезды. В массивных  звездах углерод может загораться и продолжать горение в условиях статического равновесия звезды. В  звездах массой всего лишь несколько  солнечных масс углерод загорается в условиях вырожденного состояния  электронов, если вообще сможет образоваться углеродное ядро.

Горение неона характеризуется  короткой стадией и заключается  в фотодиссоциации ²⁰Ne под действием высокоэнергетических -квантов с отрывом -частицы. Освободившиеся -частицы взаимодействуют с неоном и другими ядрами до тех пор, пока не исчерпается запас неона.

Горение кислорода подразумевает  слияние двух ядер ¹⁶O при энергиях несколько мегаэлектронвольт ( 10⁹К). Эта реакция имеет также несколько каналов.

Вслед за стадией горения ¹⁶O по мере роста температуры и плотности следует горение кремния. Горение кремния является конечной стадией термоядерного синтеза нуклидов в массивных звездах, на которой образуются ядра группы железа, обладающие максимальной удельной энергией связи.

Внутренние  изменения нуклидного состава массивных звезд, а следовательно, и отдельные этапы их эволюции можно отобразить схемой, приведенной на рис. 1. Последняя стадия звезды не может существовать долго, так как в центре ее термоядерные реакции угасают. Это состояние звезды называется предсверхновой, предшествующее взрыву звезды вследствие нарушения в ней равновесия.

Рисунок №1 «Схема эволюции основного нуклидного состава массивной звезды»²

 

Помимо химического состава у звезд есть определенные «характеристики». Определим их основные свойства: 

Полное количество энергии, излучаемой звездой в единицу  времени (эта величина называется "светимостью" и обычно обозначается буквой L). Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца. Последняя равна 4*10³³ эрг/с. По своей светимости звезды различаются в очень широких пределах. Есть звезды (их, правда, сравнительно немного), светимости которых превосходят светимость Солнца в десятки и даже сотни тысяч раз. Огромное большинство звезд составляют "карлики", светимости которых значительно меньше солнечной, зачастую в тысячи раз. Характеристикой светимости является так называемая "абсолютная величина" звезды. Видимая звездная величина зависит, с одной стороны, от ее светимости и цвета, с другой - от расстояния до нее. Если отнести какую-либо звезду на условное стандартное расстояние 10 пк, то ее величина будет называться "абсолютной".       

Масса. В отличие от светимости массы звезд меняются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. Масса Солнца равна 2*10³³ г, что превышает массу Земли в 330 тыс. раз.

Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Так, например, если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. К, то ее цвет красноватый, 6-7 тыс. К - желтоватый. Очень горячие звезды с температурой свыше 10-12 тыс. К имеют белый и голубоватый цвет. В астрономии существуют вполне объективные методы измерения цвета звезд. Последний определяется так называемым "показателем цвета", равным разности фотографической и визуальной звездной величины. Каждому значению показателя цвета соответствует определенный тип спектра. У холодных красных звезд спектры характеризуются линиями поглощения нейтральных атомов металлов и полосами некоторых простейших соединений (например, CN, CH, H2O и др.). По мере увеличения температуры поверхности в спектрах звезд исчезают молекулярные полосы, слабеют многие линии нейтральных атомов, появляются линии ионизованных атомов, а также линии нейтрального гелия. Сам вид спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхностных слоев, превышающей 20 тыс. К, наблюдаются преимущественно линии нейтрального и ионизованного гелия, а непрерывный спектр очень интенсивен в ультрафиолетовой части. У звезд с температурой поверхностных слоев около 10 тыс. К наиболее интенсивны линии водорода, в то время как у звезд с температурой около 6 тыс. К - линии ионизованного кальция, расположенные на границе видимой и ультрафиолетовой частей спектра. Заметим, что такой вид имеет спектр нашего Солнца.

Последовательность спектров звезд, получающихся при непрерывном изменении  температуры их поверхностных слоев, обозначается следующими буквами: O, B, A, F, G, K, M, от самых горячих к очень холодным. Каждая такая буква описывает спектральный класс. Спектры звезд настолько чувствительны к изменению температуры их поверхностных слоев, что оказалось целесообразным ввести в пределах каждого класса 10 подклассов. 
      Радиус. Радиусы звезд меняются в очень широких пределах. Есть звезды, по своим размерам не превышающие земной шар (так называемые "белые карлики"), есть огромные "пузыри", внутри которых могла бы свободно поместиться орбита Марса. Эти звезды по своим массам отличаются сравнительно незначительно, следует, что при очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя плотность солнечного вещества равна 1,4 г/см³, то у таких "пузырей" он может быть в миллионы раз меньше, чем у воздуха. В то же время белые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков и даже сотен тысяч граммов на кубический сантиметр.

Звезды вращаются вокруг своих осей. Выяснилось, что звезды различных спектральных классов вращаются с разной скоростью.

Магнетизм звезд. Спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. раз больше, чем магнитное поле Земли. ³

1.2 Эволюция звезд

 

Звёзды не останутся вечно такими же, какими мы их видим сейчас. Во Вселенной  постоянно рождаются новые звёзды, а старые умирают. Чтобы понять, как  эволюционирует звезда, необходимо проанализировать процессы, протекающие в недрах звезды. Остановимся подробнее на каждом этапе эволюции.

 

Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд.

Откуда  же образуются в нашей Галактике  молодые и «сверхмолодые» звезды? С давних пор, по установившейся традиции, восходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы, астрономы предполагали, что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды. Было только одно строгое теоретическое основание для такого убеждения — гравитационная неустойчивость первоначально однородной диффузной среды. Дело в том, что в такой среде неизбежны малые возмущения плотности, т. е. отклонения от строгой однородности. Под влиянием силы всемирного тяготения малые возмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется на несколько конденсаций. Под действием силы гравитации эти конденсации, если их масса превышает определенный предел, будут продолжать сжиматься и, как можно полагать, в конце концов превратятся в звезды.⁴