Звезды и их судьба

| Категория реферата: Рефераты по естествознанию
| Теги реферата: сочинение рассуждение на тему, шпоры по химии
| Добавил(а) на сайт: Bodrov.

Классификация, характеристики звезд.

В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и даже эволюции. Как это ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы. В какой-то степени это понятно: астрономы наблюдают огромное множество звезд, находящихся на различных стадиях эволюции, в то время как непосредственно наблюдать другие планетные системы мы пока не можем.

Мы упомянули о «характеристиках» звезд. Под этим понимаются такие их основные свойства, как масса, полное количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени (эта величина называется «светимостью» и обычно обозначается буквой L), радиус и температура поверхностных слоев.
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, СН, Н2О 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: О, В, A, F, G, К, М, 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. Например, если говорят, что звезда имеет спектр В9, то это означает, что он ближе к спектру А2, чем, например, к спектру В1.

Светимость звезды L часто выражается в единицах светимости Солнца.
Последняя равна 3,8*1026 Вт . 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 10пс, то ее величина будет называться «абсолютной». Поясним это примером. Если видимая (относительная) звездная величина Солнца (определяемая потоком излучения от него) равна
-26.8, то на расстоянии 10пс (которое приблизительно в 2 млн. раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) его звездная величина будет около
+5. На таком расстоянии наше дневное светило казалось бы звездочкой, едва видимой невооруженным глазом (напомним, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют величину +6). Звезды высокой светимости имеют отрицательные абсолютные величины, например -7, -5. Звезды низкой светимости характеризуются большими положительными значениями абсолютных величин, например +10, +12 и т.д.

Важной характеристикой звезды является ее 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 1,989*1030 кг, что превышает массу Земли в 330 раз.

Еще одна существенная характеристика звезды - ее 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. Мы не случайно назвали такие гигантские звезды «пузырями». Из того факта, что по своим массам звезды отличаются сравнительно незначительно, следует, что при очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть ничтожно малой. Если средняя плотность солнечного вещества равна 1410 кг/м3, 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 миллионов килограммов на кубический метр. Большое значение имеет исследование химического состава звезд путем тщательного анализа их спектров. При этом необходимо учитывать температуру и давление в поверхностных слоях звезд, которые также получают из спектров. Вообще спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях, господствующих в звездных атмосферах.

По химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы. 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.

Спектроскопические исследования показали, что имеются удивительные различия в химическом составе звезд. Так, например, горячие массивные звезды, концентрирующиеся к галактической плоскости, сравнительно богаты тяжелыми элементами, между тем как у звезд, входящих в состав шаровых скоплений, относительное содержание тяжелых элементов в десятки раз меньше.
Этот важный факт находит обоснование в современных теориях эволюции звезд и звездных систем.

Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме звезд. Тем же 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. Заметим, что в солнечных пятнах напряженность магнитных полей доходит до 3-4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние годы, играют значительную роль в физических процессах, происходящих в солнечной атмосфере. Имеются все основания полагать, что то же самое справедливо и для звездных атмосфер.

Вращение звёзд. Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезда удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/сек и больше. Скорости вращения более холодных - значительно меньше (несколько км/сек). Уменьшение скорости вращения связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газо-пылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида.
Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее, чем к экватору, вследствие чего температура на полюсах оказывается более высокой. Поэтому на поверхности звезд возникают меридиональные течения от полюсов к экватору, которые замыкаются в глубоких слоях космического тела. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где нет конвекции.

Зависимости между звёздными параметрами.

Массы звезд заключены в пределах от 0,04 до 100 масс Солнца, светимости от 5Ї10-4 до 105 светимостей Солнца, радиусы от 2Ї10-1 до 103 радиусов Солнца. Эти параметры связаны определёнными зависимостями.
Наиболее важные из них выявляются на диаграммах "спектр - светимость"
(Герцшпрунга - Ресселла диаграммах) или "эффективная температура - светимость", и др. Почти все звезды располагаются на таких диаграммах вдоль нескольких полос, и соответствующих различным последовательностям, или классам светимости. Большинство из них расположено на главной последовательности (V класс светимости). Левый её конец образуют звезды класса О с температурами 30 000-50 000°, правый - красные звёзды-карлики класса М с температурами 3000-4000°. На диаграмме видна последовательность гигантов (III класс), в которую входят звезды высокой светимости (т. е. имеющие большие радиусы). Выше расположены последовательности ещё более ярких сверхгигантов Ia, Iв и II. (Принадлежность З. к числу карликов, гигантов и сверхгигантов обозначалась ранее буквами d, g и с перед спектральным классом.) Внизу диаграммы расположены белые карлики (VII), размеры которых сравнимы с размерами Земли при плотности порядка 106 г/см3.
Кроме этих основных последовательностей, отмечаются субгиганты (IV) и субкарлики (VI).

Внутреннее строение звёзд.

Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, их внутреннее строение изучается путём построения теоретических звёздных моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных звезд. В основе теории внутреннего строения обычных звезд лежит представление о них как о газовом шаре, находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в недрах, действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и температура.
Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды - во всех её элементарных объёмах - практически не меняется со временем, т. е. что количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или др. источниками.

Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения звезд существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе и о механизме переноса энергии.

Основным механизмом переноса энергии в является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей звезды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами.

Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства звезд. Однако в некоторых частях звезд, а в звездах с малой массой - почти во всём объёме, существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры. Конвективный перенос, если он действует, гораздо эффективнее лучистого, но конвекция возникает только там, где водород или гелий ионизованы частично: в этом случае энергия их рекомбинации поддерживает движение газовых масс. У Солнца зона конвекции занимает слой от поверхности до глубины, равной около 0,1 его радиуса: ниже этого слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных звезд полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объёма. Наоборот, у горячих водород и гелий полностью ионизованы, начиная почти от самой поверхности, поэтому у них нет внешней конвективной зоны. Однако они имеют конвективное ядро, где движения поддерживаются теплом, выделяющимся при ядерных реакциях.

Звёзды-гиганты и сверхгиганты устроены иначе, чем звезды главной последовательности. Маленькое плотное ядро их (1% радиуса) содержит 20-30% массы, а остальная часть представляет собой протяжённую разреженную оболочку, простирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни солнечных радиусов. температуры ядер достигают 100 млн. градусов и более.
Белые карлики по существу представляют собой те же ядра гигантов, но лишённые оболочки и остывшие до 8-10 тыс. градусов. Плотный газ ядер и белых карликов обладает особыми свойствами, отличными от свойств идеального газа. В нём энергия передаётся не излучением, а электронной теплопроводностью, как в металлах. Давление такого газа зависит не от температуры, а только от плотности, поэтому равновесие сохраняется даже при остывании звезды, не имеющей источников энергии.

Химический состав вещества недр звезды. на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звёздных атмосфер, который определяется из спектроскопических наблюдений (диффузионное разделение может произойти лишь за время, значительно превосходящее время жизни звезд). С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннее строение меняется.

Происхождение и эволюция звезд.

Сейчас твердо установлено, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст, от величины порядка 1010 лет (шаровые звездные скопления) до 106 лет для самых молодых (рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации). Мы будем подробно говорить об этом ниже. Многие исследователи предполагают, что звезды образуются из диффузной межзвездной среды. В пользу этого говорит положение молодых звезд в пространстве - они сконцентрированы в спиральных ветвях галактик, там же, где и межзвездная газопылевая материя. Диффузная среда удерживается в спиральных ветвях галактическим магнитным полем. Звезды этим слабым полем удерживаться не могут. Поэтому более старые звезды меньше связаны со спиралями. Молодые звезды образуют часто комплексы, такие, как комплекс Ориона, в который входит несколько тысяч молодых звезд. В комплексах наряду со звездами содержится большое количество газа и пыли. Газ в этих комплексах быстро расширяется, а это значит, что раньше он представлял собой более плотную массу.

Сам процесс формирования звезд из диффузной среды остается пока не вполне ясным. Если в некотором объеме, заполненном газом и пылью, масса диффузной материи по каким-то причинам превзойдет определенную критическую величину, то материя в этом объеме начнет сжиматься под действием сил тяготения. Это явление называется гравитационной конденсацией.

Величина критической массы зависит от плотности, температуры и среднего молекулярного веса. Расчеты показывают, что необходимые условия могут создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузной материи становится достаточно большой. Такие условия могут возникать в результате случайных флуктуаций, однако не исключено, что увеличение плотности может происходить и в результате некоторых регулярных процессов.
Наиболее плотными областями диффузной материи являются, по-видимому, глобулы и "слоновые хоботы" - темные компактные, непрозрачные образования, наблюдаемые на фоне светлых туманностей. Глобулы имеют вид круглых пятнышек, "слоновые хоботы" - узких полосок, которые вклиниваются в светлую материю (рис. 243). Глобулы и "слоновые хоботы" являются наиболее вероятными предками звезд, хотя прямыми доказательствами этого мы не располагаем. В качестве косвенного подтверждения могут рассматриваться кометообразные туманности. Эти туманности выглядят подобно конусу кометного хвоста. В голове такой туманности обычно находится звезда типа Т Тельца - молодая сжимающаяся звезда. Возникает мысль, что звезда образовалась внутри туманности. В то же время сама туманность напоминает по форме и расположению "слоновые хоботы".

Очень многое в процессе звездообразования остается не ясным. Не все исследователи соглашаются, например, с тем, что звезды образуются из диффузной межзвездной материи. Советский астроном акад. В. А. Амбарцумян считает, что звезды образуются в результате расширения плотных тел неизвестной природы, которые непосредственно не наблюдаются.

Допустим, по каким-то причинам облако межзвездной материи достигло критической массы и начался процесс гравитационной конденсации. Пылевые частицы и газовые молекулы падают к центру облака, потенциальная энергия гравитации переходит в кинетическую, а кинетическая энергия в результате столкновений - в тепло. Облако нагревается и вследствие увеличения температуры возрастает его излучение. Оно превращается в протозвезду
(звезда в начальной стадии развития). Судя по тому, что молодые звезды наблюдаются группами, можно думать, что в начале процесса гравитационной конденсации облако межзвездной материи разбивается на несколько частей и одновременно образуется несколько протозвезд.