Министерство образования и науки РФ

Государственное образовательное учреждение высшего профессионального образования

«Сибирская государственная геодезическая академия»

(ГОУ ВПО «СГГА»)
Кафедра радиоэлектроники
Реферат

по дисциплине «Концепция современного естествознания

на тему «Звездная эволюция»
Выполнил:                                                             Проверил:       

Студент группы ЭТ-21                                                  

И.В. Радочина                                                       А.С. Глазунов
Новосибирск 2008

Содержание

Введение

1. Термоядерный синтез в недрах звёзд………………………………4

2. Рождение звёзд………………………………………………………4

3. Середина жизненного цикла звезды………………………………..6

4. Зрелость……………………………………………………………....7

5. Поздние годы и гибель звёзд ……………………………………….7

5.1 Старые звёзды с малой массой…………………………………….7

5.2 Звёзды среднего размера …………………………………………..8

5.2.1 Белые карлики…………………………………………………….9

5.3 Сверхмассивные звёзды …………………………………………..10

5.3.1 Нейтронные звёзды……………………………………………....11

5.3.2 Чёрные дыры……………………………………………………..12

6. Список использованных источников………………………………12
Введение

Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. За такие колоссальные промежутки времени звезда претерпевает значительные изменения.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газового шара возрастает. Когда температура в ядре достигает нескольких миллионов К (кельвинов), начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела(см. приложение), пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра. В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса её изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно тяжела, возрастающая при этом температура может вызвать термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы.

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Выход из положения кроется в изучении множества звёзд, каждая из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.

1. Термоядерный синтез в недрах звёзд

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез. Большинство звёзд излучают потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным или p-p-циклом и углеродно-азотным или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых — вторым. Запас ядерной энергии в звезде конечен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, и излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции.

2. Рождение звёзд

 

NGC 604, огромная звёздообразующая туманность в Галактике Треугольника

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемым звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Молекулярное облако же имеет плотность около миллиона молекул на см³. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике (в ширину, в диаметре).

По мере того, как молекулярное облако вращается вокруг какой-либо галактики, несколько факторов могут вызвать гравитационный коллапс (процесс гравитационного сжатия тела). К примеру, облака могут столкнуться друг с другом, или одно из них может пройти через плотный рукав спиральной галактики. Другим фактором может стать близлежащий взрыв сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются и возбуждаются в результате столкновения.

При коллапсе молекулярное облако разделяется на части, образуя всё более и более мелкие сгустки. Фрагменты с массой меньше ~100 солнечных масс способны сформировать звезду. В таких формированиях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект.

Звёзды на начальной стадии своего существования, как правило, скрыты от взгляда внутри плотного облака пыли и газа. Часто силуэты таких звёздообразующих коконов можно наблюдать на фоне яркого излучения окружающего газа. Такие образования получили название глобул Бока.

Некоторые протозвёзды с массой менее 7% солнечной (массой менее так называемого предела Кумара) не достигают температуры, достаточной для протекания термоядерных реакций CNO-цикла. Такие объекты получили название коричневых карликов. Они постепенно остывают и сжимаются, пока вещество в их недрах не достигнет вырожденного состояния.

В недрах более массивных протозвёзд температура вследствие гравитационного сжатия достигает 10 миллионов кельвинов, делая возможным синтез гелия из водорода. С началом термоядерных реакций в звезде устанавливается гидростатическое равновесие, удерживающее ядро от дальнейшего гравитационного коллапса. Далее звезда может существовать в стабильном состоянии.

3. 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 0,5 до более чем 20 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Как правило, новые звезды «занимают своё место» на главной последовательности согласно диаграмме Герцшпрунга — Рассела. 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.

Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования.

Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Считается, что Солнце все ещё на ней, так как оно находится в середине своего жизненного цикла. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она уходит с главной последовательности.

 

Плотное звёздное скопление в созвездии Стрельца.
4. Зрелость

По прошествии от миллиона до нескольких десятков миллиардов лет (в зависимости от начальной массы) звезда истощает водородные ресурсы ядра. В больших и горячих звёздах это происходит гораздо быстрее, чем в маленьких и более холодных. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций.

Без давления, которое производилось этими реакциями и уравновешивало силу собственного гравитационного притяжения звезды, внешние слои начинают сжиматься к ядру. Температура и давление повышаются как во время формирования протозвезды, но на этот раз до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока при температуре приблизительно в 100 миллионов К не начнутся термоядерные реакции с участием гелия.

Очень горячее ядро становится причиной чудовищного расширения звезды. Её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом звезда становится красным гигантом, и фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами.

То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.

5. Поздние годы и гибель звёзд

5.1. 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) живущие сотни миллиардов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра, постепенно остывая, на протяжении ещё многих и многих миллиардов лет.

5.2 Звёзды среднего размера

 

Туманность Кошачий Глаз — планетарная туманность, сформировавшаяся после гибели звезды, по массе приблизительно равной солнечной.

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.

5.2.1 Белые карлики

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.

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.

5.3 Сверхмассивные звёзды

 

Крабовидная туманность, разлетающиеся остатки взрыва сверхновой, произошедшего почти 1000 лет назад.

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:

5.3.1 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.

5.3.2 Чёрные дыры

Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится и сами нейтроны начнут обрушиться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой.

Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности. Согласно ОТО (общей теории относительности) материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика делает возможным исключения из этого правила. Существование чёрных дыр во вселенной подтверждено и теоретически, и посредством наблюдений.

Но, тем не менее, остаётся ряд открытых вопросов. Среди них: 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?
Приложение
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела


Под спектрами нормальных звёзд понимают спектры тех звёзд, которые наиболее распространены. По гарвардской классификации они делятся на классы O—B—A—F—G—K—M—C—S.

Класс	Температура	Истинный цвет	Видимый цвет	Масса (в массах Солнца)	Радиус (в радиусах Солнца)	Светимость	Линии водорода	% из звёзд главной последовательности
O	30,000–60,000 K	голубой	голубой	60 M☉	15 R☉	1,400,000 L☉	слабые	~0.00003%
B	10,000–30,000 K	бело-голубой	бело-голубой и белый	18 M☉	7 R☉	20,000 L☉	средне	0.13%
A	7,500–10,000 K	белый	белый	3.1 M☉	2.1 R☉	80 L☉	сильны	0.6%
F	6,000–7,500 K	жёлто-белый	белый	1.7 M☉	1.3 R☉	6 L☉	средне	3%
G	5,000–6,000 K	жёлтый	жёлтый	1.1 M☉	1.1 R☉	1.2 L☉	слабы	8%
K	3,500–5,000 K	оранжевый	желтовато-оранжевый	0.8 M☉	0.9 R☉	0.4 L☉	очень слабы	13%
M	2,000–3,500 K	красный	оранжево-красный	0.3 M☉	0.4 R☉	0.04 L☉	очень слабы	>78%

_☉  - Солнце

Список использованных источников:

1.     Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984. — 384 с.

2.     http://elementy.ru/trefil/stellar_evolution

3.     http://ru.wikipedia.org/wiki