Строение, происхождение и эволюция галактик и звезд. 2

Строение, происхождение и эволюция галактик и звезд  
Строение, происхождение и эволюция галактик и звезд  
Происхождение и эволюция галактик и звезд.  
Небесные тела находятся в непрерывном движении и изменении. Десятки тысяч лет назад небо Земли украшали фигуры  
других созвездий, миллиарды лет назад вообще еще не было Земли, Луны, планет, Солнца, многих звезд и галактик. Когда и как именно они произошли, наука стремится выяснить, изучая небесные тела и их системы. Раздел астрономии, занимающийся проблемами происхождения и эволюции небесных тел, называется космогонией.  
Современные научные космогонические гипотезы – результат физического, математического и философского обобщения многочисленных наблюдательных данных. В космогонических гипотезах в значительной мере находит свое отражение общий уровень развития естествознания. Дальнейшее развитие науки, обязательно включающее в себя астрономические наблюдения, подтверждает или опровергает эти гипотезы. Подтверждаются те гипотезы, которые не только могут объяснить известные из наблюдений факты,  
но и предсказать новые открытия.  
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.  
Одно из основных отличий протозвезды от звезды заключается в том, что в протозвезде еще не происходят термоядерные реакции, то есть в ней нет еще основного источника энергии обычных звезд. Термоядерные реакции начинаются, когда в процессе сжатия протзвезды температура ее недрах станет порядка 10 7 К. С этого времени стадия сжатия звезды прекращается: сила внутреннего давления газа теперь уже может уравновесить силу тяготения внешних частей звезды.  
Стадия сжатия звезд, массы которых значительно больше массы Солнца 
, продолжается всего лишь сотни тысяч лет, а звезды, массы которых меньше солнечной, сжимаются сотни миллионов лет. Чем больше масса звезды, тем при  
большей температуре достигается равновесие. Поэтому у массивных звезд  
большие светимости.  
Стадию сжатия сменяет стационарная стадия, сопровождающаяся постепенным “выгоранием” водорода. В стационарной стадии звезда проводит большую часть своей жизни. Именно в этой стадии эволюции находятся звезды 
, которые располагаются на главной последовательности диаграммы “спектр – светимость”. Таких звезд больше всего. Время пребывания звезды на главной последовательности пропорционально массе звезды, так как от этого зависит запас ядерного горючего, и обратно пропорционально светимости, которая определяет темп расхода ядерного горючего. А поскольку светимость звезды пропорциональна примерно четвертой степени ее массы, то массивные звезды, массы которых в несколько раз больше массы Солнца, эволюционируют быстрее. Они находятся в стационарной стадии только несколько миллионов лет, а звезды, подобные Солнцу – миллиарды лет.  
Когда весь водород в центральной области звезды превратится в гелий, внутри звезды образуется гелиевое ядро . Теперь уже водород будет превращаться в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень 
горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постепенно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Когда температура внутри звезды превысит 1,5 * 10 7 К, гелий начнет превращаться в углерод (с последующим образованием все более тяжелых химических элементов). Светимость и размеры звезд будут возрастать. В результате обычная звезда постепенно превратится в красного гиганта или сверхгиганта. Многие звезды не сразу становятся стационарными гигантами, а некоторое время пульсируют, как бы проходя в своем развитии стадию цефеид. 
Заключительный этап жизни звезды, как и вся ее эволюция, решающим образом зависит от массы звезды. Внешние слои звезд, подобных нашему Солнцу (но с массами, не большими 1,2 массы Солнца), постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остается маленький и горячий белый карлик. Белых карликов в мире звезд много. Это значит, что многие звезды превращаются в белых карликов, которые затем постепенно остывают, становясь “потухшими звездами”.  
Иная судьба у более массивных звезд. Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звезды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. В частности, они могут взорваться как сверхновые, обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами (которые образовались внутри звезды и во время ее взрыва), а затем катастрофически сжаться до размеров шаров радиусом в несколько километров, то есть превратиться в нейтронные звезды.  
Внутри звезд в ходе термоядерных реакций может образоваться до 30 химических элементов, а во время взрыва сверхновых – остальные элементы периодической системы. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной  
среды образуются звезды следующих поколений.  
Если масса звезды вдвое превышает массу Солнца, то такая звезда, потеряв равновесие и начав сжиматься, либо превратится в нейтронную звезду 
, либо вообще не сможет достигнуть устойчивого состояния. В процессе неограниченного сжатия (коллапса) она, вероятно, способна превратиться в  
черную дыру . Такое название связано с тем, что могучее поле тяготения сжавшейся звезды не выпускает за ее пределы никакое излучение (свет, рентгеновские лучи и т.д.). Поэтому черную дыру нельзя увидеть ни в каком  
диапазоне электромагнитных волн.  
Дальнейшее развитие науки покажет, какие из сегодняшних представлений о происхождении галактик и звезд окажутся правильными. Но нет сомнения в том, что звезды рождаются, живут, умирают, а не есть однажды созданные и вечно неизменные объекты Вселенной; звезды рождаются группами, причем процесс звездообразования продолжается в настоящее время.  
Современные представления о происхождении планет.  
Проблема происхождения планет – очень  
сложная и далеко еще не решенная проблема, во многом зависящая от развития не только астрономии, но и других естественных наук (прежде всего наук  
о Земле). Дело в том, что пока можно исследовать только единственную планетарную систему, окружающую наше Солнце. Как выглядят более молодые и более старые системы, вероятно существующие вокруг других звезд, неизвестно. Чтобы правильно объяснить происхождение планет, необходимо также знать, как образовалось Солнце и другие звезды, потому что планетарные системы возникают вокруг звезд в результате закономерных процессов развития материи.  
Наиболее важные выводы планетной космогонии сводятся к следующему:  
а) планеты сформировались в результате объединения твердых (холодных) тел и частиц, входивших в состав туманности, которая когда – то окружала Солнце. Эту туманность часто называют “допланетным” или “протопланетным” облаком. Считается, что солнце и протопланетное облако сформировались одновременно в едином процессе, хотя пока неизвестно, как произошло 
отделение части туманности, из которой возникли планеты, от “протосолнца”.  
б) формирование планет происходило под воздействием различных физических процессов. Следствием механических процессов стало сжатие (уплощение) вращающейся туманности, ее удаление от “протосолнца”, столкновение частиц, их укрупнение и т.д. Изменялась температура вещества, туманности и состояние, в котором находилось вещество. Замедление вращения будущего Солнца могло быть обусловлено магнитным полем, связывающим туманность с “протосолнцем”. Взаимодействие солнечного излучения с веществом протопланетного облака привело к тому, что наиболее легкие и многочисленные частицы оказались вдали от Солнца (там, где сейчас планеты-гиганты). 
в) спутники планет (а значит, и наша Луна) возникли, по-видимому, из роя  
частиц, окружающих планеты, то есть тоже из вещества протопланетной туманности. Пояс астероидов возник там, где притяжение Юпитера препятствовало формированию крупной планеты.  
Основная идея современной планетной космогонии – это то, что планеты и их спутники образовались из холодных твердых тел и частиц.  
Строение, происхождение и эволюция Вселенной с точки зрения современной науки.  
Вселенная бесконечна во времени и пространстве. Каждая частичка вселенной имеет свое начало и конец, как во времени, так и в пространстве, но вся Вселенная бесконечна и вечна, так как она  
является вечно самодвижущейся материей.  
Вселенная - это всё существующее. От мельчайших пылинок и атомов до огромных скоплений вещества звездных миров и звездных систем. Поэтому не  
будет ошибкой сказать, что любая наука так или иначе изучает Вселенную, точнее, те или иные её стороны. С развитием кибернетики в различных областях научных исследований приобрели большую популярность методики моделирования. Сущность этого метода состоит в том, что вместо того или иного реального объекта изучается его модель, более или менее точно повторяющая оригинал или его наиболее важные и существенные особенности. Модель не 
обязательно вещественная копия объекта. Построение приближенных моделей различных явлений помогает нам всё глубже познавать окружающий мир.  
Так, например, на протяжении длительного времени астрономы занимались изучением однородной и изотропной (воображаемой) Вселенной, в которой все 
физические явления протекают одинаковым образом и все законы остаются  
неизменными для любых областей и в любых направлениях. Изучались так же  
модели, в которых к этим двум условиям добанее, те или иные её стороны. С развитием кибернетики в различных областях научных исследований приобрели большую популярность методики моделирования. Сущность этого метода состоит в том, что вместо того или иного реального объекта изучается его модель, более или менее точно повторяющая оригинал или его наиболее важные и существенные особенности. Модель не 
обязательно вещественная копия объекта. Построение приближенных моделей различных явлений помогает нам всё глубже познавать окружающий мир.  
Так, например, на протяжении длительного времени астрономы занимались изучением однородной и изотропной (воображаемой) Вселенной, в которой все 
физические явления протекают одинаковым образом и все законы остаются  
неизменными для любых областей и в любых направлениях. Изучались так же  
модели, в которых к этим двум условиям добавлялось третье - неизменность  
картины мира. Это означает, что в какую бы эпоху мы не созерцали мир, он всегда должен выглядеть в общих чертах одинаково. Эти во многом условные и схематические модели помогли осветить некоторые важные стороны окружающего нас мира. Но! Как бы сложна ни была та или иная теоретическая модель, какие бы многообразные факты она ни учитывала, любая модель – это еще не само явление, а только более или менее точная его копия, так сказать, образ  
реального мира. Поэтому все результаты, полученные с помощью моделей Вселенной, необходимо обязательно проверять путем сравнения с реальностью. Нельзя отождествлять само явление с моделью. Нельзя без тщательной проверки, приписывать природе те свойства, которыми обладает модель. Ни одна из моделей не может претендовать на роль точного “слепка” Вселенной.  
Это говорит о необходимости углубленной разработки моделей неоднородной и не изотропнойнее, те или иные её стороны. С развитием кибернетики в различных областях научных исследований приобрели большую популярность методики моделирования. Сущность этого метода состоит в том, что вместо того или иного реального объекта изучается его модель, более или менее точно повторяющая оригинал или его наиболее важные и существенные особенности. Модель не 
обязательно вещественная копия объекта. Построение приближенных моделей различных явлений помогает нам всё глубже познавать окружающий мир.  
Так, например, на протяжении длительного времени астрономы занимались изучением однородной и изотропной (воображаемой) Вселенной, в которой все 
физические явления протекают одинаковым образом и все законы остаются  
неизменными для любых областей и в любых направлениях. Изучались так же  
модели, в которых к этим двум условиям добавлялось третье - неизменность  
картины мира. Это означает, что в какую бы эпоху мы не созерцали мир, он всегда должен выглядеть в общих чертах одинаково. Эти во многом условные и схематические модели помогли осветить некоторые важные стороны окружающего нас мира. Но! Как бы сложна ни была та или иная теоретическая модель, какие бы многообразные факты она ни учитывала, любая модель – это еще не само явление, а только более или менее точная его копия, так сказать, образ  
реального мира. Поэтому все результаты, полученные с помощью моделей Вселенной, необходимо обязательно проверять путем сравнения с реальностью. Нельзя отождествлять само явление с моделью. Нельзя без тщательной проверки, приписывать природе те свойства, которыми обладает модель. Ни одна из моделей не может претендовать на роль точного “слепка” Вселенной.  
Это говорит о необходимости углубленной разработки моделей неоднородной и не изотропной

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Южно-Уральский государственный университет                  

                    Факультет Сервиса и легкой  промышленности                   

                           Кафедра «Физическая химия»                          

                             ЭВОЛЮЦИЯ   ЗВЕЗД                            

Выполнила: студентка

группы  С – 282

Бернштейн М.И.

Проверил: Тепляков Ю.Н.

                                    Челябинск                                   

                                     2003г.                                    

                                ОГЛАВЛЕНИЕ                               

Аннотация .....................................................................3

Введение ......................................................................4

     1.   Эволюция звезд ....................................................5

     2.   Типы звезд .......................................................14

     2.1.      Звезды-карлики ..............................................14

2.1.1.  Белые карлики ................................................ 14

2.1.2.                  Красные карлики ......................................14

     2.2.      Звезды-гиганты ..............................................15

     2.3.      Звезды-сверхгиганты .........................................15

     3.   Небесные могильники ..............................................16

     3.1.      Сверхновые звезды ...........................................16

     3.2.      Нейтронные звезды и пульсары ................................17

     3.3.      Черные звезды ...............................................18

     4.   «Звездные соседи» (двойные звезды) ...............................21

     5.   Звездные скопления ...............................................23

     6.   Переменные звезды ................................................25

     7.   Облака среди звезд: туманности ...................................29

     7.1.      Эмиссионные (газовые) туманности ......................... 29

     7.2.      Отражающие (пылевые) туманности ........................ 30

     7.3.      Планетарные туманности ......................................30

     7.4.      Диффузные туманности ........................................31

7.4.1.                  Светлые эмиссионные туманности ........... 31

7.4.2.                  Светлые отражательные туманности ........ 31

7.4.3.                  Темные туманности ................................... 32

     8.   Млечный путь .....................................................33

     9.   Галактика ........................................................35

Вывод ........................................................................37

Приложение ...................................................................38

Список используемой литературы ........................................ 49

                                АННОТАЦИЯ                               

               Прочитав данный реферат освещены  следующие понятия:              

- галактика

- галактическая концентрация

- двойные звезды

- звезды-гиганта

- звезды-карлики

- звезды-сверхгиганты

- звездные скопления

- коллапс

- Млечный Путь

- новые звезды

- переменные звезды

- протозвезда

- пульсары

- сверхновые звезды

- туманность

- цефеиды

- черная дыра

                                 ВВЕДЕНИЕ                                

Вселенная состоит на 98% из звезд. Они же являются основным элементом

галактики. «Звезды – это огромные шары из гелия и водорода, а также других

газов. Гравитация тянет эти вещи внутрь, а давление раскаленного газа

выталкивает их наружу, создавая равновесие. Энергия звезды содержится в ее

ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом». (1)

«Жизненный путь звезд,  представляет собой законченный цикл – рождение, рост,

период относительно спокойной активности, агония, смерть, напоминающий

жизненный путь отдельного организма. В некоторых случаях можно говорить об

оставленном звездами «потомстве», о последовательных поколениях звезд. Путь

этот не гладок. Он естественным образом разбивается на стадии и подстадии,

часто не менее резко разграниченные, чем этапы, переживаемые животным или

человеком в течение жизни». (4)

Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа

и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены

поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности

Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд. На

снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трех звездоподобных

объектов. К 1954 г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти

продолговатые образования распались на отдельные звезды – впервые в истории

человечества люди наблюдали рождение звезд. Буквально на глазах это

беспрецедентный случай показал астрономам, что звезды могут рождаться за

короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том,

что звезды обычно возникают в группах, или звездных скоплениях, оказались

справедливыми.

Каков же механизм их возникновения? На какие типы они делятся? Почему за

многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба

только сейчас впервые удалось увидеть «материализацию» звезд? На эти и другие

вопросы я и попытаюсь ответить в своем реферате.

                      1.            ЭВОЛЮЦИЯ  ЗВЕЗД                     

     Звезды подобны

     животным на воле.

     Мы можем увидеть

     новичков, но никогда  –

     сам момент рождения,

     который скрыт завесой

     тайны.

                                                     Пагельс (1939-1988),

                                                      американский физик.

«Строение звезды и источник ее энергии казались в какой-то степени

выясненными, но возникли другие, не менее важные вопросы. Так, оказалось, что

Солнце, возраст которого оценивали в 5 млрд. лет, бедно водородом и богато

гелием, хотя за это время оно должно было истратить меньше водорода и

образовать меньше гелия. Можно, конечно, допустить, что раньше оно было

горячее, и процессы шли скорее, однако геологические данные свидетельствуют,

что все это время количество солнечной энергии практически не менялось.

Предположение о том, что часть водорода была израсходована еще на стадии

разреженной вращающейся туманности маловероятно. В разряженных туманностях

тяготение слабо настолько, что вызывает повышение температуры только в самом

центре, но этого недостаточно для начала ядерных реакций синтеза. Такая

туманность сжималась бы медленно и производила энергию только за счёт

тяготения, как предполагал Гельмгольц, и количество этой энергии не менялось.

По мере сжатия она концентрировалась бы все в меньшем объёме, и, достигнув

критической отметки, сжимающаяся туманность вспыхнула бы и превратилась в

звезду.

Если бы это было так, то в самом центре этой звезды могли начаться ядерные

реакции и стали рождаться более тяжёлые элементы. На Солнце много элементов

более сложных, чем гелий, кроме того, сложные элементы составляют сложную

семью– планет. Получается и они из самого центра Солнца?! Это противоречит

гипотезе происхождения их из туманности, стало быть, тяжёлые элементы должны

появиться как-то иначе.

Мир звёзд многообразен: Антарес имеет красный цвет, Капелла – жёлтый, Сириус

– белый, Вега – голубовато-белый. Звёзды отличаются по яркости, и еще древние

ввели звёздные величины. В 19 столетии звёзды рассортировали по расстояниям и

массам, а в конце века – по спектрам.

В 1900 году американский астроном Эдвард Чарльз Пикеринг ввел спектральные

классы, обозначив их буквами латинского алфавита. Границы между классами были

нечёткими, и в последствии каждый класс разбили на группы от 0 до 9, так что

наше Солнце по спектру попало в G2. Когда при истолковании спектров

стали учитывать ионизацию, стало возможным по спектральным сериям определять

температуру звёзд. Состав же звёзд не отличался разнообразием: как и Солнце,

большинство звёзд состояло преимущественно  из водорода и гелия. Тогда

спектральные классы выстроили в порядке убывания температуры: О, В, А, F,

G, К, М. Имеется ещё 4 дополнительных класса: для холодных звёзд – R,

N, S, для горячих  - W. Очевидно, что без классификации звёзд

нельзя говорить об их эволюции (рис. 1).

Герцшпрунг и Генри Ресселл составили диаграмму зависимости светимостей звёзд от

их спектральных классов (диаграмма носит имена обоих учёных): у оси абсцисс

откладываются спектральные классы звёзд (иногда соответствующие показатели

цвета или температуры), по оси ординат – светимости звёзд L  (или

звездные величины M). Оказалось, что на диаграмме звёзды располагаются

не беспорядочно, а образуют несколько последовательностей  (рис. 2,3).

Так, в окрестности Солнца большинство звёзд сконцентрированы вдоль сравнительно

узкой полосы, протянувшейся из верхнего левого угла вниз (Главная

последовательность).» (2) «Стационарное состояние звёзд, проходящих свой

путь на Главной последовательности, не означает, что в них прекращаются

направленные процессы развития. Горение водорода оставляет свои следы в

структуре светила, подводя время от времени систему к критическим состояниям,

за которыми следует более или менее радикальная трансформация программы

эволюции. По крайней мере две фазы развития проходит звезда солнечной массы в

течение периода Главной последовательности.» (4)

«В правом верхнем углу расположены сверх гиганты (наиболее крупные звёзды из

всех).

Группа звёзд-гигантов компактна и расположена вверху диаграммы между

Главной последовательностью и группы сверх гигантов. Параллельно Главной

последовательности, несколько ниже её, расположены звёзды, образующие

последовательность субкарликов, в левом нижнем углу диаграммы – группа

белых карликов. Звёзды по светимости разделены на семь классов, обозначенных

римскими цифрами. Класс светимости пишется после спектрального класса звезды,

например, Солнце: звезда класса G 2V.

На основе полученных закономерностей распределения звезд на диаграмме и

известных в начале века физических моделей, Ресселл  построил

эволюционный путь звезды. Переходя от стадии холодной туманности в

голубовато-белую стадию, звезда перемещается в верхней части диаграммы справа

налево, пока не достигнет верхнего левого конца Главной последовательности.

Далее звезда под влиянием поля тяготения сжимается (при этом нагревания не

происходит, а ее вещество достигает плотности, уже не соответствующей газу) и

остывает, превращаясь в желтый карлик, как наше Солнце. Затем она станет

красным карликом и погаснет совсем, став черным карликом – пеплом угасшей

звезды. Так звезда скользит по Главной последовательности из верхнего

левого угла к нижнему правому. Эту гипотезу, просуществовавшую всего

десятилетие, назвали теорией скользящей эволюции звезд.

Когда были открыты источники энергии звезд, вопрос о массе звезды приобрел

важное значение. Практически наиболее верным способом определения массы

звезды являются исследования двойных звезд. Оказалось, что положение звезды

на

Главной последовательности определяется ее массой.

     Соотношения светимостей звезд и их радиусов                    (L/L

С) = (R/RС)5,2, светимостей и масс

(L/LC) = (М/МC)3,9 сравнили со значением

количества энергии, излучаемой поверхностью звезды за единицу времени 

L/4П R2, и получили соотношение между температурой

поверхности и ее массой (Т/ТC) = (М/МC)0,6

. Итак, чем меньше масса звезды, тем меньше ее поверхностная температура,

тем более поздним будет ее спектральный класс. Эта формула позволяет

оценить массу звезды и по ее светимости:

    

(М/МC)= (L/LС)0,256 = 3,04 . 10-0,102 M

 

Соотношения между параметрами звезд легли в основу моделей внутреннего

строения звезд, полученных Эддингтоном, исходя из условий равновесия плазмы

внутри звезд. Эддинггон также детально исследовал природу белых карликов.

     К 1924 г. была составлена новая диаграмма соотношений «масса —

светимость», из которых следует, что с увеличением массы скорость

потребления топлива растет быстрее, чем его запас. Иначе говоря, чем больше и

горячее звезда, тем быстрее кончится ее топливо и тем скорее кончится ее

«жизнь» на Главной последовательности, где находится 0,99 всех видимых

звезд. Так, Солнце, по оценкам ученых, пробудет на ней еще 8 млрд. лет, т. е.

оно еще не достигло своего среднего возраста. Если бы Солнце принадлежало к

классу А, то его срок (5 млрд. лет) был бы на исходе. Для такой большой

и горячей звезды, как S Золотой Рыбы, этот срок был бы всего 2-3 млн.

лет. В теории Эддингтона все свойства звезды основывались на модели идеального

газа, поэтому, как и газ, звезды у него при сжатии обязательно нагревались, что

опровергало теорию скольжения.

Р. Трюмплер, доказавший в 1930г. существование межзвездной пыли, детально и

систематизирование исследовал  звездные скопления. Сопоставление его

результатов с теорией привело к следующей схеме эволюции звезд.

Облако газа и пыли – газопылевой комплекс — сжимается и нагревается, возникающие

при этом неоднородности приводят его в состояние гравитационной неустойчивости,

и он распадается на части. Пока такой фрагмент прозрачен для инфракрасного

излучения, температура его внутренних слоев не повышается, и сжатие происходит

ускоренно. С некоторого момента изотермическое сжатие переходит в

адиабатическое, объект становится непрозрачным, давление и температура внутри

растут, замедляя сжатие. Так возникает протозвезда («это

обособившиеся из газовопылевого облака в результате его гравитационной

неустойчивости плотные конденсации вещества, в недрах которых еще не достигнуты

температуры, необходимые для начала термоядерных реакций – основного источника

энергии звезд» (11) ).

Внутренние слои разогреваются за счет гравитационной энергии падающего к

центру вещества, объект как бы закипает, что отражается бурными вспышками на

поверхности. Примером такой звезды является Т Тельца. Это состояние

продолжается до тех пор, пока разогрев не достигнет значений температуры,

достаточных для начала термоядерных реакций. Так протозвезда приобретает

статус звезды. В соответствии со своей массой звезда занимает определенное

место на Главной последовательности. Наше Солнце проделало такой путь

примерно за 2 млн. лет. Звезда, с массой примерно равной солнечной, «сядет» в

среднюю часть последовательности и останется там около 10 млрд. лет.

По мере выгорания водорода давление в оболочке повышается, внешние слои

расширяются, и звезда начинает покидать Главную последовательность (двинется

сначала чуть вправо и вниз), так как на расширение тратится некоторая

энергия, и светимость звезды уменьшается. Равновесие будет достигнуто за счет

формирования протяженной зоны конвекции, и звезда перейдет в группу красных

гигантов. Что будет дальше? Огромная атмосфера красного гиганта может не

обеспечить перенос энергии от внутренних слоев, тогда внутри звезды процессы

пойдут адиабатически.

Вблизи ядра температура может повыситься и достичь необходимого значения для

протекания термоядерных реакций, возможно, и с большим выходом энергии, чем у

протон-протонных. Тогда холодная огромная атмосфера будет отброшена растущим

давлением и превратится в расширяющуюся газовую туманность, которая может

рассеяться в пространстве за сотни тысяч лет. Вероятно, наблюдаемая в

созвездии Лиры туманность имеет такое же происхождение.

Соединения ядер гелия возможны, но они дают меньше энергии (до 9 %), чем при

соединении ядер водорода. Звезда может продлить свое существование, если из

углерода, получающегося при соединении трех атомов гелия, начнут возникать

более сложные ядра. Конец наступает при синтезировании железа, которое имеет

самые устойчивые ядра и уже не выделяет энергии.

По теории возможен переход в кратковременную стадию — на несколько миллионов лет

— пульсаций (стадия цефеиды), после чего звезда станет белым карликом.

Предполагают, что наше Солнце через миллиарды лет тоже начнет расширяться,

достигнет стадии красного гиганта, и, если к тому времени человечество не

покинет солнечную систему (или не уничтожит себя раньше этого срока), его

судьба будет предрешена. Красные гиганты типа Бетельгейзе (рис. 6) и Антареса

развились из звезд Главной последовательности и были массивнее Солнца.

Возможно, большие звезды станут инфракрасными гигантами. Таков

эволюционный путь звезды с массой, близкой к солнечной.

В отличие от звезд типа нашего Солнца, «жизнь» которых относительно стационарна,

существуют и переменные звезды, или звезды, блеск которых меняется

(беспорядочно  или периодически). Затменно-переменными являются двойные

звезды. Отмеченное более тысячи лет назад арабскими астрономами изменение

блеска звезды бета Персея отражено в названии этой звезды — Эль-Гуль, или

«дьявол», что в Европе превратилось в Алголь. Причину колебаний ее блеска

разгадал английский астроном-любитель Джон Гудрайк (1764—1786), предположив

«существование большого тела, вращающегося вокруг Алголя». Он же обнаружил

(1784) пульсации звезды дельта Цефея с периодом меньше 0,2 суток.

Еще раньше Давид Фабрициус заметил новую яркую звезду в созвездии Кита, блеск

которой менялся с периодом в 348 дней, и назвал ее Миррой («это

красный гигант, находится в созвездии Кита; масса равна примерно массе Солнца.

На протяжении  года эта звезда то становится достаточно яркой, чтобы ее можно

было заметить  невооруженным глазом, то тускнеет до такой степени, что ее можно

разглядеть лишь в телескоп. Через несколько миллиардов лет наше Солнце,

возможно, станет мигать наподобие Миры»(1)). Такие долгопериодические

переменные звезды — преимущественно звезды-гиганты «холодного» спектрального

класса М.

Впоследствии были обнаружены и классифицированы более 14 тысяч переменных звезд.

Физически переменные звезды на диаграмме «спектр — светимость» занимают широкую

полосу в направлении от Главной последовательности в область гигантов и

сверхгигантов. При переходе слева направо период пульсаций звезды, обратно

пропорционален корню квадратному из средней плотности звезды. А ведь чем дальше

вправо к области сверхгигантов смещена звезда, тем больше ее радиус и меньше ее

плотность! Итак, период пульсаций связан со всей структурой звезды.

Вероятно, источником пульсаций в этих звездах служит энергия, высвобождающаяся

в звездных недрах, которая способна преобразоваться в механическую за счет

особенностей ее строения.

     Важным типом физически  переменных звезд являются цефеиды, названные по

звезде дельта Цефея. Существуют цефеиды с периодами от нескольких часов до

нескольких суток. Изучение спектров цефеид показывает, что вблизи максимального

блеска звезда приближается к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума —

удаляется (эффект Доплера). Значит, цефеиды периодически сжимаются и

расширяются, т. е. это нестационарные пульсирующие звезды.

Но не все звезды проходят такой, относительно спокойный эволюционный путь.

Сравнительно часто происходят вспышки Новых звезд (в нашей Галактике до

сотни за год), но видеть удается только одну-две из них.

Наиболее мощные взрывы стали называть уже по аналогии Сверхновыми звездами.

Вспышка Сверхновой наблюдалась китайскими астрономами еще в 1054г. в созвездии

Тельца, и сейчас остатки оболочки этой взорвавшейся звезды наблюдаются в виде

Крабовидной туманности. Со временем она рассеется в пространстве, но при

вспышках образуются изотопы многих элементов с массовыми числами, большими 60,

и именно эти вспышки обогащают газопылевые комплексы тяжелыми элементами. Это

объясняет казавшуюся парадоксальной закономерность — в молодых звездах

наблюдается более высокое содержание элементов с атомными массами, большими

гелия, чем в старых.

В 1968 г. в английском журнале «Nature» появилась статья (авторы –

радиоастрономы А.Хьюиш, С.Белл, И.Пилкингтон, П.Скотт, Р.Коллинз), в которой

сообщалось об обнаружении на длине волны 3,68 м необычных радиосигналов

длительностью 0,3 с и повторяющихся через  1,337с. Впоследствии оказалось, что

эта периодичность поддерживается с точностью до стомиллионной доли секунды в

течение полугода, однако амплитуда сигнала меняется. Такой характер сигнала

напоминал передачи земных радиостанций, в которых настрого ритмичные

высокочастотные сигналы накладываются колебания звуковой частоты. Характер

излучения — пульсирующий — был не похож на известный ранее (типа цефеид), и

источники этого излучения назвали пульсарами.

     Конечные судьбы звезд определяются их массами. Гипотезу о том, что

возможно существование звезд огромной плотности, состоящих только из нейтронов

, высказал Ландау еще в 1932 г. сразу  же после открытия нейтрона. Через два года

эту идею развили Вальтер Бааде и               Ф.Цвикки. Они показали, что

такие звезды могут образовываться при взрывах сверхновых как конечная стадия

эволюции массивных звезд. Если в ядре звезды образовались атомы железа, то

оно будет продолжать сжиматься и разогреваться под действием сил гравитации, В

таких условиях железо начнет распадаться на протоны и нейтроны, затем протоны

при взаимодействии с электронами превратятся в нейтроны. Так получится

компактная звезда, состоящая из нейтронов. Снаружи нейтронное ядро будет

обрамлять железная кора, имеющая температуру до 1 млн. К. Размеры звезды

примерно 12-15 км при средней плотности 1018 кг/м3

. При такой огромной плотности  нейтронная жидкость является  вырожденной и

подчиняется принципу запрета Паули, препятствующему дальнейшему сжатию. В

центре нейтронной жидкости возможна примесь кваркового вещества.

     Если же при вспышке сверхновой давление вырожденных нейтронов не сможет

предотвратить дальнейшее сжатие ядра, начнется гравитационный

коллапс. Когда скорость убегания  станет равной скорости света,

такой коллапс неотвратим, и звезда превратится в черную дыру.» (2)

                           2.       ТИПЫ ЗВЕЗД                          

     «За исключением Луны и планет любой кажущийся неподвижным объект на небе

является звездой, и типы этих звезд варьируются от карликов до сверхгигантов».

                                       (1)                                      

                  2.1.         ЗВЕЗДЫ – КАРЛИКИ                  

                        2.1.1.БЕЛЫЕ КАРЛИКИ                       

«Белые карлики – это звезды белого цвета, весьма малых размеров. Они обладают

крайне низкой светимостью, близкой к светимости красных карликов, и чрезвычайно

высокой плотностью. К числу белых карликов относится спутник Сириуса, плотность

которого близка к 40 000 г\см3; масса его составляет о,97 массы

Солнца, тогда как диаметр равен всего лишь 0,03 диаметра Солнца. Чрезвычайно

высокая плотность белого карлика обусловлена тем, что подавляющее большинство

их атомов полностью ионизовано. Эти атомы состоят из атомных ядер с

немногочисленными ближайшими к ним электронами и поэтому занимают гораздо

меньший объем» (6)

                       2.1.2.КРАСНЫЕ КАРЛИКИ                      

«Красные карлики – это наиболее распространенный тип звезд. Будучи меньше по

размеру, чем солнце, они экономно расходуют свои запасы топлива, чтобы

продлить время своего существования на десятки миллионов лет. Если можно было

бы увидеть все красные карлики, небо оказалось бы буквально усеяно ими, а на

диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство звезд оказалось бы

сконцентрировано в правом нижнем углу. Однако красные карлики настолько

тусклы, что мы в состоянии наблюдать лишь наименее удаленные от нас». (1)

                  2.2            ЗВЕЗДЫ – ГИГАНТЫ                 

«После звезд основного состояния наиболее распространенными являются красные

гиганты. У них такая же температура поверхности, как у красных карликов, но