Эволюция звезд. 4

Федеральное агентство по образованию РФ

НИУ Иркутский  Государственный Технический Университет

Кафедра Физики 
 
 
 
 
 

Реферат на тему: Эволюция звезд.  
 
 
 
 

                  Выполнила:

                  Студентка I курса

                  Группы  УПИ-10-1

                  Шестакова М.И. 
                   
                   
                   
                   

Иркутск 2010

СОДЕРЖАНИЕ:

  1.   Введение
  2.   Термоядерный синтез в недрах звезд
  3.   Рождение звезд
  4.   Молодые звезды
    1.   Молодые звезды малой массы
  1. Молодые звёзды промежуточной массы
    1. Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс
  1.   Середина жизненного цикла звезд
  2.   Зрелость
  3.   Поздние годы. Гибель звезды
    1. Старые звёзды с малой массой
    1. Звёзды среднего размера
      1.   Белые карлики
    1. Нейтронные звезды

    7.4.    Сверхновые звезды

      8.   Примечания

 9.   Список литературы 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

  1. Введение:
 

Теория эволюции звезд пробуждает интерес в связи с отсутствием в официальных изданиях причин, вызывающих те или иные процессы в ходе эволюции. К таким беспричинным процессам можно отнести сжатие в звезду газопылевого облака (первоначальный коллапс), постоянное сжатие звезды во времени до состояния белого карлика и нейтронной звезды, электронизация и нейтронизация вещества.  Для поиска ответа на эти вопросы надо кратко изложить действующую теорию эволюции звезд с попутным изложением возможных причин происходящих процессов. 

Эволюция звезд - 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. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла. Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов Кельвина, начинаются термоядерные реакции[1] и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. В таком состоянии он пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга -Расселла[2], пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.

В этот период структура  звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а  температура поверхности снижается - звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела[2]. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее 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. Поэтому учёные изучают множество 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 звезд
 

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является происходящий в недрах звёзд термоядерный синтез[1].

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[3] и углеродно-азотным или CN-циклом[4]. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых — вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен 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, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

  1. Рождение  звезд
 

Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке[5], 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.

Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, то ничего не происходит. Но стоит возникнуть внешнему возмущению, слегка уменьшившему размер облака, то наступает гравитационный коллапс. 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 в результате столкновения.

Но так или  иначе, размер меняется, и давление молекулярного газа больше не может  препятствовать дальнейшему сжатию, газ начинает свободно падать, в  масштабе времени:   К примеру, для Солнца tff = 5 * 107 лет.

По теореме вириала[6] 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 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 мы не видим, глобула[7] давно не прозрачна в оптическом диапазоне. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать вещества. Торможение происходит на поверхности ядра. В конце концов масса вещества исчерпается и звезда проявится в оптическом диапазоне, ознаменовав конец протозвёздной фазы и начало фазы молодой звезды.

Так было бы, если б изначальное молекулярное облако не вращалось. Но все они в той  или иной степени вращаются, и  по мере уменьшения размера облака растёт и его скорость вращения, которая в определённый момент разделяет  вещество на два слоя, которые продолжают коллапсировать независимо друг от друга. Слои в свою очередь также могут  быть разорваны увеличившимися центробежными  силами. В зависимости от начальной  скорости вращения молекулярного облака мы наблюдаем звёздные скопления, двойные  звёзды, звёзды с экзопланетами. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

  1. Молодые звезды
 

Если рождение звёзд можно описать единым образом, то дальнейший путь развития звезды почти  полностью зависит от массы, и  лишь в самом конце может сыграть  свою роль химический состав.

  1. Молодые звёзды малой массы
 

Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся  на подходе к главной последовательности, полностью конвективные. Это ещё  по сути протозвёзды, в центре которых  только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит в  основном из-за гравитационного сжатия. То есть светимость звезды убывает  при неизменной эффективной температуре. А на диаграмме Герцшпрунга-Рассела[2] мы видим почти вертикальный трек, называемым треком Хаяши[8]. По мере приближения молодой звезды к главной последовательности сжатие замедляется. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца[9].

В это время  для звёзд массой больше, чем 0,8 масс Солнца, ядро становится прозрачным для  излучения, и возобладает лучистый перенос энергии в ядре, а наверху  оболочка остаётся конвективной. Какими прибывают на главную последовательность звёзды меньшей массы, достоверно никто  не знает, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых  превышает возраст Вселенной. Все  наши представления об эволюции этих звёзд держатся на численных расчётах.

По мере сжатия звезды, начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и на каком-то радиусе звезды это давление останавливает рост центральной  температуры, а затем начинает её понижать. И для звёзд меньше 0,08 это оказывается фатальным: выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций  никогда не хватит, чтобы покрыть  расходы на излучение. Такие недо - звёзды получили название коричневые карлики, и их судьба — это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, а затем — постепенное остывание с остановкой всех ядерных реакций. 
 
 
 

  1. Молодые звёзды промежуточной массы
 

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы  Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие  сестры, за тем исключением, что в  них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Объекты этого  типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербита неправильными переменными спектрального типа B-F5. У них также наблюдаются диски биполярные джеты. Скорость истечения, светимость и эффективная температура существенно больше, чем для τ Тельца[9], поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

  1. 3.     Молодые звезды массой больше 8 солнечных масс

На самом деле это уже нормальные звёзды. Пока накапливалась масса гидростатического  ядра, звезда успела проскочить все  промежуточные стадии и разогреть  ядерные реакции до такой степени, чтобы они компенсировали потери на излучение. У данных звёзд истечение  массы и светимость настолько  велики, что не просто останавливают  коллапсирование оставшихся внешних  областей, но толкает их обратно. Таким  образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего этим и объясняется  отсутствие в нашей галактике  звёзд больше чем 100—200 массы Солнца. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

    1. Середина  жизненного цикла звезд
 

Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу[10] они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе — от 0,08 до более чем 200 солнечных масс. 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 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. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

    1. 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 Кельвин 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. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

  1. Поздние годы. Гибель звезд
 
  1. Старые  звезды 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 звёздные ветры[11]. 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 преобразовывать  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[12]), срок пребывания которых на главной последовательности составляет сотни миллиардов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра. 

    1. Звезды  среднего размера
 

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 звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа, OH-IR звёзд или Мира - подобных[13] 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[14].

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. 

  1. Белые карлики
 

  Белые карлики - конечная стадия звездной эволюции после  исчерпания термоядерных источников энергии  звезд средней и малой массы.

   Они  представляют собой очень плотные  горячие звезды малых размеров  из вырожденного газа. Ядерные  реакции внутри белого карлика  не идут, а свечение происходит  за счет медленного остывания.  Масса белых карликов не может  превышать некоторого значения - это так называемый предел  Чандрасекара, равны примерно 1,4 массы  Солнца.  

  Солнце  в будущем - это белый карлик.  

  Грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление, которое запечатлено во многих исторических летописях разных народов - это вспышка  сверхновой звезды, которую иногда было видно даже днем.  

  Установлено, что в среднем в каждой галактике  вспышка сверхновой происходит раз  в несколько десятилетий. В максимуме  своего блеска она может быть столь  же яркой, как остальные сотни  миллиардов звезд галактики вместе взятые.  

  Открытие  белых карликов

В 1844 году директор Кёнигсбергской обсерватории Фридрих Бессель обнаружил, что Сириус, ярчайшая звезда неба, периодически, хотя и весьма слабо, отклоняется от прямолинейной траектории движения понебесной сфере[3]. Бессель пришёл к выводу, что у Сириуса должен быть невидимый «тёмный» спутник, причём период обращения обеих звёзд вокруг общего центра масс должен быть порядка 50 лет[3]. Сообщение было встречено скептически, поскольку тёмный спутник оставался ненаблюдаемым, а его масса должна была быть достаточно велика — сравнимой с массой Сириуса.

В январе 1862 года Альван Грэхэм Кларк, юстируя 18-дюймовый рефрактор, самый большой на то время телескоп в мире (Dearborn Telescope), впоследствии поставленный семейной фирмой Кларков в обсерваторию Чикагского университета, обнаружил в непосредственной близости от Сириуса тусклую звёздочку. Это был тёмный спутник Сириуса, Сириус B, предсказанный Бесселем.[4] Температура поверхности Сириуса B составляет 25 000 К, что, с учётом его аномально низкой светимости, указывает на очень малый радиус и, соответственно, крайне высокую плотность — 106 г/см³ (плотность Сириуса ~0,25 г/см³, плотность Солнца ~1,4 г/см³). В 1917 году Адриан ван Маанен открыл[5] следующий белый карлик —звезду ван Маанена в созвездии Рыб. 
 

  1. Сверхновые  звезды
 

Сверхно́вые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа.

Сверхновые II типа

По современным  представлениям, термоядерный синтез[1] приводит со временем к обогащению состава внутренних областей звезды тяжёлыми элементами. В процессе термоядерного синтеза[1] и образования тяжёлых элементов звезда сжимается, а температура в её центре растёт. (Эффект отрицательной теплоёмкости гравитирующего невырожденного вещества.) Если масса звезды достаточно велика, то процесс термоядерного синтеза доходит до логического завершения с образованием ядер железа и никеля, а сжатие продолжается. При этом термоядерные реакции будут продолжаться только в некотором слое звезды вокруг центрального ядра — там, где ещё осталось невыгоревшее термоядерное топливо. Центральное ядро сжимается все сильнее, и в некоторый момент из-за давления в нём начинают идти реакции нейтронизации — протоны начинают поглощать электроны, превращаясь в нейтроны. Это вызывает быструю потерю энергии, уносимой образующимися нейтрино (т.н. нейтринное охлаждение), так что ядро звезды сжимается и охлаждается. Процесс коллапса центрального ядра настолько быстр, что вокруг него образуется волна разрежения. Тогда вслед за ядром к центру звезды устремляется и оболочка. Далее происходит отскок вещества оболочки от ядра и образуется распространяющаяся наружу ударная волна, инициирующая термоядерные реакции. При этом выделяется достаточная энергия для сброса оболочки сверхновой с большой скоростью. Важное значение имеет процесс подпитки ударной волны энергией выходящих из центральной области нейтрино. Такой механизм взрыва относится к сверхновым II типа (SN II). Как показывает численное моделирование, ударная волна отскока не приводит к взрыву сверхновой. Она останавливается на расстоянии примерно 100—200 км от центра звезды. Учёт вращения и наличия магнитного поля позволяет численно смоделировать взрыв сверхновой (магниторотационный механизм взрыва сверхновых с коллапсирующим ядром). Считается, что образованием сверхновой II типа заканчивается эволюция всех звёзд, первоначальная масса которых превышает 8—10 масс Солнца[источник не указан 125 дней]. После взрыва остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг этих объектов в пространстве некоторое время существуют остатки оболочек взорвавшейся звезды в виде расширяющейся газовой туманности.