Эволюция звезд



МОУ Истринская СОШ № 3

Эволюция звезд

Автор работы:

Козлова Ольга,

учащаяся 9 класса,

1997 года рождения

Руководитель:

Климова Ирина Николаевна

2013 год

Содержание:

стр.

Введение 3

Основная часть

Рождение звезд 4

Середина жизненного цикла звезд 5

Зрелость звезд 6

Поздние годы и гибель звезд 7

Заключение 10

Список использованной литературы и Интернет сайтов 11

1.Введение

Солнце – единственная звезда в Солнечной системе, в которой мы живем. Оно дает нам свет и все необходимое для жизнедеятельности людей. Наблюдая за эволюцией звезд, мы можем прогнозировать будущее Солнца, а значит и нашей планеты Земля. Поэтому я выбрала тему «Эволюция звезд», потому что хочу выяснить, от каких факторов зависит будущее различных звезд, чем и когда закончится эволюция Солнца.

Цель моей работы – этапы развития звезд и их кончины .

Задачи реферата:

— сбор и представление информации об эволюции звезд из различных источников, конкретнее выяснить:

— как образуются звезды

— от каких факторов зависит эволюция звезд

— этапы эволюции звезд

— чем заканчивается эволюция различных звезд, в том числе и Солнца

2.Основная часть.

. 2.1 Рождение звезд.

Звезды возникли в ходе эволюции галактик. Большинство астрономов считают, что это происходит в результате сгущения облаков диффузной материи, которые постепенно формировались внутри галактик. Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нём могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей 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 в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут инициировать процесс образования звезды. Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды. Половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели на периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В конце концов градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим. Дальнейшая эволюция протозвезды -это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. В конце концов масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды. Вышеописанный сценарий правомерен только в случае, если молекулярное облако не вращается, однако все они в той или иной мере обладают вращательным моментом. Согласно закону сохранения импульса, по мере уменьшения размера облака растёт его скорость вращения, и в определенный момент вещество перестает вращаться как одно тело и разделяется на слои, продолжающие коллапсировать независимо друг от друга. Число и массы этих слоев зависят от начальных массы и скорости вращения молекулярного облака. В зависимости от этих параметров формируются различные системы небесных тел: звёздные скоплениядвойные звёзды, звёзды с экзопланетами.

2.2 Середина жизненного цикла звезды.

Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,0767 до около 300 солнечных масс по последним оценкам. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь идёт не о физическом перемещении звезды — только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды.

Рис.1 Диаграмма цвет- светимость (Герцшпрунга-Рессела)

Звезду главной последовательности можно считать зрелой звездой. Эволюция звезд главной последовательности происходит очень медленно. Большую часть своей жизни звезда не меняет температуру и светимость. значения которых соответствуют её положению на главной последовательности диаграммы. Звезды главной последовательности черпают свою энергию из реакций ядерного синтеза, в результате которых водород превращается в гелий. Образовавшаяся в результате реакций ядерного синтеза энергия переносится к внешним слоям звезды. Затем энергия излучается в космос. Звезда будет неизменно светить как звезда главной последовательности до тех пор, пока весь имеющийся в её ядре водород не превратится в гелий. После этого звезда начинает умирать.

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 покидает главную последовательность.

2.3 Зрелостьзвезд

По прошествии определенного времени — от миллиона до 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, возникавшего в ходе этих реакций и уравновешивавшего собственное гравитационное притяжение звезды, звезда снова начинает сжатие, как уже было раньше, в процессе её формирования. Температура и давление снова повышаются, но, в отличие от стадии протозвезды, 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.

Возобновившееся на новом уровне термоядерное горение вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «разрыхляется», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами. Красные гиганты- холодные звезды, но яркие за счет огромной площади излучения. При этом значения светимости и температуры соответствуют определенному участку на диаграмме, где расположены красные гиганты. Предполагается, что и наше Солнце , умирая, пройдет стадию красного гиганта. Этот красный гигант будет светить настолько ярко, что на Земле расплавятся горные породы, испарятся океаны и жизнь в той форме, какой мы её знаем сейчас , прекратится. Гравитационное сжатие вызывает повышение температуры внутри гелиевого красного гиганта до 100 млн. Кельвинов. При этом начинают протекать реакции ядерного синтеза , в результате которых гелий превращается в углерод. Внутри массивных красных гигантов при последующих реакциях синтеза могут образовываться кислород, натрий, магний.

Когда начинается горение гелия, ядро сильно не расширяется. Температура быстро повышается, и ядра гелия горят все быстрее и быстрее. Это неудержимое горение гелия при ненормальных условиях называется гелиевой вспышкой. Ядро опять начинает расширяться, происходит охлаждение. Звезда несколько раз может переходить из области красных гигантов на главную последовательность и обратно, пока не достигнет заключительной своей стадии. Вероятно, большинство красных гигантов превращается в пульсирующие переменные звезды. Они периодически расширяются и сжимаются, становясь соответственно то ярче, то слабее.

То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды. Маленькие звезды, масса которых не превышает 1,4 солнечной, окончательно умирают без каких- либо катаклизмов, спокойно угасая и теряясь во тьме космоса.

Рис.2 Эволюция звезд.

2.4 Поздние годы и гибель звезд.

Когда звезда с массой , как у нашего Солнца, исчерпает запасы гелиевого топлива, она в последний раз становится красным гигантом ( на этой стадии жизни наше Солнце станет таким большим, что поглотит Меркурий, Венеру, Землю и Марс). Затем звезда сбрасывает часть своей массы. Наиболее удаленная от центра водородная оболочка звезды улетает в космос. Эта газовая оболочка называется планетарной туманностью. Она продолжает расширяться со скоростью примерно 20-30 км/ч. После того, как сброшена газовая оболочка, у звезды остается углеродное ядро. Эта звезда исчерпала ядерное топливо, и не может противостоять силам гравитации. Она сжимается. в результате чего от атомов отрываются электроны. Звезда превращается в белый карлик. Его вещество состоит в основном из электронов и ядер. Наконец, когда размер белого карлика достигает размеров Земли, он не может больше сжиматься. вещество белого карлика имеет большую плотность. Сила тяжести на белых карликах в 350000разбольше, чем на Земле. Иногда на этой стадии эволюции вспыхивает новая звезда. Это происходит в том случае, когда белый карлик принадлежит к двойной системе. Вещество со второй звезды может падать на белый карлик и вызывать короткий, но яркий пожар. Постепенно белый карлик остывает превращаясь в мертвый черный карлик.

Очень массивные звезды, массы которых примерно в 4 раза больше солнечной, умирают гораздо эффектней, чем звезды типа нашего солнца. Сверхновая- это гигантский звездный взрыв. Массивное углеродное ядро звезды сжимается за счет сил гравитации таким же образом, как и у небольших звезд. Но в более массивных звездах температура ядра все время продолжает повышаться и доходит до 600 млрд. Кельвинов. В этот момент начинает «гореть» углеродное ядро. Когда в реакциях ядерного синтеза начинает углерод превращаться в магний , а затем в железо, обреченная звезда коллапсирует последний раз , пока не достигнет предела сжимаемости. Затем она катастрофически сжимается. И образуется сверхплотная нейтронная звезда.      Вещество, падающее на нейтронную звезду, отскакивает от ее поверхности и создает взрывную волну. Она распространяется изнутри наружу. Количество света, излучаемое сверхновой звездой, может в миллиард раз превосходить светимость Солнца. В 1054 году на небе в созвездии Тельца появилась сверкающая звезда , которая была видна даже днем. На месте взрыва появилось газовое облако – Крабовидная туманность, в центре которой находится остаток ядра взорвавшейся звезды. Эти звезды составляют в поперечнике всего 10 км и состоят в основном из нейтронов. Вещество этих звезд имеет еще большую плотность, чем у белых карликов. 1 кубический см этого вещества может весить 10 миллионов тонн. В 1967 году впервые были обнаружены пульсары или пульсирующие радиоисточники. Пульсар – это вращающаяся магнитная нейтронная звезда.

Если масса звезд больше, чем 10 солнечных, то звезда может продолжать сжиматься и после стадии пульсара до превращения в таинственный объект, называемый черной дырой. Они настолько плотны, что масса, равная солнечной, сжимается в шар поперечником меньше 2,5 км. сила тяготения такой звезды настолько велика, что она засасывает все, что к ней приближается, даже свет.

Рис.3 Черная дыра

Черную дыру невозможно увидеть, потому что ни свет, ни вещество, никакой другой сигнал не может преодолеть её тяготение. Рентгеновский источник Лебедь Х-1, расположенный на расстоянии 8000 световых лет в созвездии Лебедя – черная дыра, которая своим гравитационным полем засасывает вещество с поверхности рядом расположенной звезды на вращающийся диск, образующийся вокруг черной дыры.

Рис.4 Черную дыру можно обнаружить только в двойной системе.

3.Заключение.

Из данного реферата становится ясно, что звезды, подчиняясь законам природы, рождаются, живут и умирают, а не есть однажды созданные и вечно неизменные объекты Вселенной, причем процесс звездообразования продолжается и в настоящее время. В зависимости от массы звезд можно выделить следующие кончины звезд: белый карлик, нейтронная звезда и черная дыра. Наше Солнце сейчас находится в середине своего жизненного цикла. Пройдя стадию красного гиганта, наша звезда превратится в белый , а в последствии черный карлик примерно через 4,5 млрд. лет. Наша планета будет находится внутри красного гиганта, прекратив свое существование. Поэтому последующим поколениям стоит задуматься над изучением планет около других похожих на Солнце звезд и решением проблемы переселения на эти планеты.

4.Список использованной литературы и Интернет сайтов

1) Е.П.Левитан, Астрономия, 2011, 11 класс.

2) Д.Моше, Астрономия, М., Просвещение, 1995

3) Воронцов-Вельяминов Б.А.,Астрономия,Дрофа, 2011

4)Псковский Ю.П. Новые и сверхновые звезды, М., Наука,1985

5)Перельман Я.И. Занимательная астрономия,М., Наука, 1994

6)Кононович Э.В. Солнце-дневная звезда, М., Просвещение,1982

7)Энциклопедия для детей, т.8, М., Аванта+, 1997

8)Wikipedia – Википедия (http://www.wikipedia.org/)

9) http://images.yandex.ru/#!/yandsearch?text=главная последовательность&uinfo=sw-1447-sh-680-fw-1222-fh-474-pd-1

10) http://images.yandex.ru/#!/yandsearch?text=черная дыра&pos=2&uinfo=sw-1447-sh-680-fw-1222-fh-474-pd-1&rpt=simage&img_url=http%3A%2F%2Fwsyachina.narod.ru%2Fphysics%2Fquantum_blackhole%2Fphisical.jpg



sitemap
sitemap