Происхождение и развитие звезд

СОДЕРЖАНИЕ  

    Введение

1. Эволюция и рождение звезд
2. Образование галлактик.
3. Заключение.

Список используемой литературы: 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Введение 
 

      Звезды – это огромные раскаленные солнца, но столь удаленные от нас по сравнению с планетами Солнечной системы, что, хотя они сияют в миллионы раз ярче, их свет кажется нам относительно тусклым. Звезды – мощные источники энергии. Их вещество представляет собой плазму, т.е.оно находится в ином состоянии, чем вещество в привычных для нас земных условиях. Плазма – это четвертое (наряду с твердым, жидким и газообразным) состояние вещества, представляющее собой ионизированный газ, в котором положительные (ионы) и отрицательные заряды (электроны) в среднем нейтрализуют друг друга.

       Звезды возникали в ходе эволюции галактик. Большинство астрономов считают, что это происходило в результате сгущения (конденсации) облаков диффузной материи, которые постепенно формировались внутри галактик. Одна из исходных предпосылок такой гипотезы состоит в том, что, как показывают наблюдения, «молодые» звезды всегда тесно связаны с газом и пылью. Эти звезды и диффузная материя концентрируются в спиральных ветвях галактик. Местами наиболее интенсивного звездообразования считаются массы холодного межзвездного вещества, которые называются газово-пылевыми комплексами. Наиболее изученный газово-пылевой комплекс нашей Галактики находится в созвездии Ориона, он включает в себя туманность в Орионе, более плотные газово-пылевые облака и другие объекты. Представим себе холодное газово-пылевое облако. Силы тяготения сжимают его, оно принимает шарообразную форму. При сжатии будут возрастать плотность и температура облака. Возникнет будущая, рождающаяся звезда (протозвезда). Температура ее поверхности пока еще мала, но протозвезда уже излучает в инфракрасном диапазоне, а поэтому рождающиеся звезды можно попытаться обнаружить среди довольно многочисленных источников инфракрасного излучения. Поиски протозвезд (и протогалактик) сейчас ведутся на многих обсерваториях. 
 
 
 
 
 

1.Эволюция и рождение звезд 

  Эволюция звезд – это изменение со временем физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд. Современная теория эволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд в удовлетворительном согласии с данными наблюдений.

     Ход эволюции звезды зависит от ее массы и исходного химического состава, который, в свою очередь, зависит от времени, когда образовалась звезда и от ее положения в Галактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав которого определялся космическими условиями (почти 70% водорода, 30% гелия и ничтожная примесь дейтерия и лития). В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы (следующие за гелием в таблице Менделеева), которые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались из вещества, содержавшего 3-4% тяжелых элементов.

     Рождение звезды – это образование гидростатически равновесного объекта, излучение которого поддерживается за счет собственных источников энергии. Процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время.

     По химическому составу Вселенная состоит из двух элементов: водорода и гелия, находящихся в соотношении 9:1. Фазовые переходы на атомном уровне в космосе связаны с разнообразием условий межзвездной среды: изменением температуры от 3 до 106 К, а концентрации атомов от 10^-3 до 10⁵ на см^-3. Поэтому один и тот же химический элемент может находится в разных состояниях. Например, водород, при высокой температуре (Т=10 К) полностью ионизирован, при средних температурах и плотностях встречается в форме атомов, а в холодных плотных облаках (Т=100 К, концентрация атомов 200 на см^-3) образует молекулы водорода (Н₂). Молекулярный водород образует в межзвездном пространстве гигантские молекулярные облака (ГМО) – с массами в миллионы раз больше солнечной. Их вещество охлаждено почти до абсолютного нуля, но именно благодаря этому в них совершается великое таинство природы – рождение звезд. Сегодня в нашей Галактике примерно двадцать тысяч ГМО, из которых 5% имеют массу, в миллионы раз превышающую массу Солнца.

     Рождение звезд связано с возникновением и уплотнением сгустков элементарных частиц, ядер, атомов, ионов (атомов, потерявших часть электронов на электронных оболочках) и образованием особого состояния материи, подобно газу, которое называется плазмой. Огромные плазменные тела, стянутые электромагнитными и гравитационными полями, образуют звезды. В их недрах протекают ядерные реакции, в ходе которых одни частицы превращаются в другие и за счет этого звезды постоянно излучают энергию. Исходящим веществом образования звезд считается облако водородного газа. В таком облаке атомы водорода движутся хаотически, сталкиваясь друг с другом случайным образом. Благодаря гравитационному эффекту возникают сгущения, служащие более сильными центрами притяжения, и их рост не прекращается, пока они не притянут к себе большую часть вещества туманности. Продолжающееся гравитационное сжатие сгустков приводит к уплотнению и разогреву вещества.

      Важным аргументом в пользу  вывода о том, что звезды  образуются из межзвездной газопылевой  среды, служит расположение групп  заведомо молодых звезд (так называемых «ассоциаций») в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных «радиоизображений» некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали, что находит естественное объяснение. Именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии «зоны НИ», то есть облака ионизированного межзвездного газа.

     В происхождении и эволюции космических тел выделяются три первых стадии образования звезд. Началом первой стадии считается предел уровня гравитационного сжатия, при котором энергия, передаваемая при столкновении атомов водорода, превосходит предел  устойчивости водородного атома и он переходит в возбужденное квантовое состояние, а при возвращении в основное состояние излучает свет, делая водородное облако светящимся. При дальнем гравитационном сжатии наступает момент, когда атомы в центре сгустка сближаются так тесно, что их электронные оболочки начинают мешать друг другу, температура становится столь высокой, что электроны отрываются, и звезда начинает излучать огромное количество света всех длин волн, испускаемого свободно движущимися электронами и тесно сжатыми атомами.

      Вторая стадия образования звезд  характеризуется повышением температуры  в центре шара до пяти миллионов градусов, что инициирует реакцию ядерного горения водорода с синтезом гелия, состоящего из двух протонов и двух нейтронов. При этом благодаря повышению температуры и развивающемуся противодавлению «тепло» вытекает из центра шара, разогревая внешнюю оболочку звезды до яркого белого свечения при температуре от 2 до 5 тысяч градусов. Горение водорода— процесс медленный, и происходит несколько миллиардов лет, прежде чем водород в середине звезды истощится, превратившись в гелий.

      Третья стадия эволюции звезд начинается после «выгорания» большей части водорода, когда перестает действовать противодавление, уравновешивающее гравитационное сжатие. Это приводит к активизации сил тяжести и дальнейшему сжатию с ростом температуры. Наступает момент, когда в центре достигается температура, примерно равная 100 миллионам градусов, при которой начинается слияние трех ядер гелия в ядро углерода, состоящее из шести протонов и шести нейтронов. Гелий горит очень быстро и производит гораздо больше тепла, чем медленное горение водорода. Тепловое давление в центре не только останавливает сжатие, но и заставляет разлетаться остаток вещества звезд. На этой стадии звезда состоит из очень горячего и плотного центра, где идет ядерное горение, и гигантской сферы из очень разреженного материала, окружающего ядро. Большая часть этого вещества состоит из водорода, который избежал сгорания на второй стадии, так как не находился в горячем центре. В этой плотной горячей области ядерные реакции происходить не будут, но они будут довольны интенсивно протекать на периферии ядра, в сравнительно тонком слое. Вычисление показывает, что светимость звезды и ее размеры начнут расти. Звезда как бы «разбухает» и начнет сходить с главной последовательности, переходя в области красных гигантов. Цвет красных гигантов объясняется тем, что большая часть вещества находится так далеко от раскаленного центра, что светится красноватым, а не белым светом, как на второй стадии образования звезды. Далее оказывается, что звезды-гиганты с меньшим содержанием тяжелых элементов будут иметь при одинаковых размерах более высокую светимость.

       На стадии красного гиганта развитие звезды идет быстро. Вскоре в центре звезды достигается температура, при которой ядра гелия приходят в тесное соприкосновение с вновь образованными ядрами углерода. При этом возникает новый вид ядерного горения, в результате которого образуется кислород, ядро которого состоит из четырех ядер гелия. Дальнейшее повышение температуры позволяет соединится пяти, шести и большему числу ядер гелия, давая неон, магний, кремний, серу и т.д., включая железо. В целом звезда и на третьей стадии развития в основном состоит из водорода, который служит огромным резервуаром горючего для печи, производящей элементы и находящейся в центре звезды.

     Вернемся к вопросу дальнейшей эволюции звезд. Что с ними произойдет, когда реакция «гелий-углерод» в центральных областях исчерпают себя, так же как и водородная реакция в тонком слое, окружающем горячее плотное ядро? Какая стадия эволюции наступит вслед за стадией красного гиганта? Совокупность данных наблюдений, а также ряд теоретических соображений говорят о том, что на данном этапе эволюции звезд, масса которых меньше, чем 1,2 массы Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку, «сбрасывают». Такой процесс мы наблюдаем, по-видимому, как образование так называемых «планетарских туманностей». После того как от звезды отделится со сравнительно небольшой скоростью наружная оболочка, «обнажатся» ее внутренние, очень горячие слои. При этом отделившаяся оболочка будет расширяться, все дальше и дальше отходя от звезды.

      Мощное ультрафиолетовое излучение звезды – ядра планетарной туманности – будет ионизировать атомы в оболочке, возбуждая их свечение. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется только небольшая очень горячая плотная звезда. Постепенно, довольно медленно остывая, она превратится в белый карлик  —звезду, сжимающуюся до бесконечной плотности при прежней массе с относительно высокой поверхностной температурой(7-30 тысяч ⁰C) и низкой светимостью, во много раз меньшей светимости Солнца.

      Спектр— это паспорт звезды, он запечатлевает ее физическое состояние. У подавляющего числа звезд спектры того же класса, что у Солнца,— непрерывные спектры, перерезанные темными линиями. Яркие линии только на время появляются в спектре долго периодических переменных звезд и, по-видимому, свидетельствуют о периодических мощных извержениях раскаленных газов на их более холодную поверхность.

      Но вот у некоторых горячих  звезд спектральных классов А, В и О в спектрах наблюдаются отдельные яркие линии, а чаще всего некоторые темные линии ограниченны со стороны красного конца спектра примыкающими к ним яркими линиями. Замечательно, что это встречается именно у горячих звезд, и, в общем, чем горячее звезды, тем ярче эти линии в спектре и тем больший процент звезд их обнаруживает. Причина этого состоит в том, что у этих звезд необычайно обширные, пухлые атмосферы. Такими, как их называют, протяженными атмосферами обладают самые горячие звезды, имеющие наибольшую светимость.

      Однако очень пухлые атмосферы  встречаются и у весьма холодных  звезд.

              Некоторые астрономы считают, что быстрое вращение звезды сильно способствует образованию обширных атмосфер. Действительно, горячие звезды вращаются вокруг своей оси быстрее других. Тогда под действием центробежной силы притяжение атомов звездой ослабевает, и они еще легче удаляются от ее поверхности. Если это действительно так, то пухлые атмосферы протяженны больше всего в плоскости экватора такой звезды, где центробежная сила больше. Сама звезда может быть почти круглой, а атмосфера ее может быть по форме подобна репе или плоской тыкве. В некоторых случаях около звезды, может быть, образуется даже нечто, подобное кольцу Сатурна, только газовое.

      Описанные выше звезды удерживают  обширные и пухлые атмосферы  так же, как Земля удерживает свою атмосферу. Но в коллекции звездных спектров можно проследить непрерывный переход от спектров с отдельными узкими, тонкими линиями к спектрам, содержащим отдельные необычайно широкие яркие полосы наряду с темными линиями и даже без них. Если темные линии есть, то каждая из них, как правило, примыкает к яркой полосе со стороны фиолетового конца спектра и очень сильно смещена со своего нормального положения. Между тем середина яркой полосы занимает почти нормальное положение в спектре, соответствующее линии данного химического элемента. Чаще всего вид широких ярких полос в спектре имеют излучения нейтральных атомов водорода, гелия и ионизированных атомов азота, углерода и кислорода.

      Звезды, которые по линиям их  спектра могли бы быть отнесены  к звездам спектрального класса  О, но имеют в спектре широкие  яркие полосы, называют звездами  типа Вольфа-Райе — по имени двух французских ученых, которые первыми обнаружили и описали их. Звезды этого класса — наиболее горячие среди всех известных. Их температуры заключены в пределах от 40 до 100 тысяч градусов.

      Такие огромные температуры сопровождаются  столь мощным излучением потока  ультрафиолетовых лучей, что легкие атомы водорода, гелия, а при очень высоких температурах и атомы других элементов, по-видимому, не выдержав давления света снизу, с огромной скоростью взлетают вверх. Скорость их движения под действием давления света так велика, что притяжение звезды не в силах их удержать. Непрерывным потоком они срываются с поверхности звезды и почти не удерживаемые мчатся прочь в мировое пространство, образуя как бы атомный дождь, но направленный не вниз, а вверх.