Рождение, эволюция и смерть звезд

Санкт-Петербургский государственный  университет

Факультет свободных искусств и  наук

 

 

 

 

Итоговая работа по курсу «Модели  и реальность»

Рождение, эволюция и смерть звезд

 

 

 

 

 

 

 

Выполнил                           Студентка 2 курса

Харитонова М. А

Проверил         Профессор

Куперин Ю. А

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Санкт-Петербург

2012

Введение

Согласно источнику [1], 97% вещества в галактике Млечный путь сосредоточено в звездах. Более 99.9 % массы других галактик также составляет «звездная субстанция». Считается, что плотность разреженного межгалактического газа чрезвычайно мала, и поэтому основная часть вещества во Вселенной сосредоточена именно в галактиках, а значит, в звездах. Но существует мнение, что основная часть вещества в ядрах галактик представляет собой плотный, горячий газ. Однако, и это не изменяет вышеуказанного утверждения, так как массы галактических ядер по сравнению с массами самих галактик невелики. Таким образом, вещество на современном этапе эволюции Вселенной находится преимущественно в звездном состоянии. Это значит, что большая часть вещества во Вселенной находится в недрах звезд и имеет температуру приблизительно в десять миллионов градусов наряду с очень высокой плотностью и таких физических условиях, которые мало отличаются от термодинамического равновесия. Главная эволюция Вселенной происходила и продолжает происходить в звездных глубинах, и именно там находится «плавильный тигель», который обусловил химическую эволюцию вещества во Вселенной, обогатив его тяжелыми элементами» [1]. Также, именно у некоторых звезд на определенных этапах их эволюции может реализоваться состояние «черной дыры», которое для ученых по-прежнему остается загадкой. Кроме того, если оставить в стороне еще недостаточно исследованные области, можно сказать, что звезды, окружающие ядра галактик, в среднем занимают около объема Вселенной.

По мнению автора [1], исследование взаимосвязей между звездами и межзвездной средой имеет большое значение и включает в себя проблему непрерывного образования звезд из конденсирующейся межзвездной среды. «Наличие звезд подчеркивает необратимость процессов эволюции вещества во Вселенной. Ведь звезды в основном излучают за счет необратимого процесса превращения водорода в более тяжелые металлы, прежде всего в гелий» [1]. Также подчеркивают необратимый характер эволюции Вселенной белые карлики, нейтронные звезды и, вероятно, черные дыры, являющиеся конечными продуктами эволюции звезд.

Шкловский [1] также говорит о том, что встречается невероятное разнообразие явлений, которые проявляют себя на всех диапазонах длин волн, среди которых планетарные туманности, карликовые звезды, рентгеновские звезды, пульсары, цефеиды и обыкновенные звезды. Для того, чтобы понять, как устроена Вселенная и что она собой представляет, необходимо знать, что такое звезды и какова их эволюция.

Рождение звезд

Основные характеристики звезд

Согласно источнику [1], даже посредством самых больших телескопов звезда не может «явиться» астрономам в своем реальном виде, и наблюдается лишь как точечный источник излучения. Так, возможно измерять только потоки излучения от звезд в различных участках спектра. «Мерой величины потока является видимая звездная величина, определение которой предполагается известной» [1]. Зная расстояние до звезды r, которое астрономами обычно измеряется в парсеках¹, возможно определить светимость звезды, или полную мощность ее излучения. Для этого используется следующая формула:

L=4F,

где F – величина потока. Итак, светимость, одна из главных звездных характеристик, определяется, если известно расстояние до звезды и ее видимая величина.

Изучение спектра звезд также чрезвычайно важно для астрономов. Ссылаясь на источник [1], необходимо сказать, что спектры большинства звезд делятся на классы. Последовательность таких спектральных классов обозначается как O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса, и тогда он может обозначаться как B0, B3, B9 и т.д. Важно, что температуры у звезд класса О составляют 40-50 тысяч кельвинов, в то время как температуры звезд класса М достигают 3000 кельвинов.

Как пишет автор источника [3], химический состав наружных слоев звезд характеризуется наличием водорода и гелия в пропорции приблизительно 3:1 по массе. Остальные, более тяжелые металлы (например, кислород, азот, углерод, железо) присутствуют в виде примеси, и составляют около 2% по массе. Тот же состав имеет большинство других звезд и межзвездный газ, который заполняет пространство между ними. Таким образом, наружные слои звезд представляют собой огромные плазмы, состоящие из водорода и гелия, с небольшой примесью более тяжелых элементов.

По мнению автора [1], важным индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет, К и М – красный, а звезды, похожие на Солнце (класс G2), представляются желтыми. Знание спектрального класса, или цвета дает информацию о температуре поверхности звезды. Мощность, излучаемая единицей звездной поверхности, определяется из закона Стефана-Больцмана:

πB=σ,

где σ = 5,6 – постоянная Стефана. Тогда мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, будет равна

L=4π,

где R – радиус звезды.

Еще одной важной характеристикой  звезды является ее масса. Легче она определяется, если звезды составляют двойную систему, более сложно определить массу отдельной звезды. В последнем случае астрономы принимают довод, что звезды с одинаковой светимостью и цветом обладают примерно одной и той же массой.

Таким образом, как пишет автор  [1], существуют несколько основных звездных характеристик: светимость, химический состав, масса, радиус и цвет (температура поверхности). Имеется функциональная зависимость между радиусом звезды, ее светимостью и поверхностной температурой. Наряду с этим, существует также зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом, или цветом. Эта зависимость отражается на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (см. Приложение 1). Согласно источнику [2], на этой диаграмме по оси ординат отложена светимость звезды, а по оси абсцисс температура ее поверхности. Например, число 1000 означает, что на данном уровне расположены звезды, светимость которых в 1000 раз превышает светимость Солнца, которое размещено почти в середине диаграммы. Так, звезды, светимость которых больше солнечной, располагаются выше Солнца, а звезды с более низкой светимостью, соответственно, ниже. Так как холодные звезды излучают красный свет, а горячие белый или голубой, на диаграмме справа расположены красные звезды, а слева – белые или голубые. В верхней части диаграммы лежат звезды с высокой светимостью, в нижней – с малой. Таким образом, вверху справа на диаграмме Г – Р находятся большие звезды, называемые красными гигантами и сверхгигантами, а слева внизу располагаются горячие звезды с низкой светимостью – белые карлики. Следует уточнить, что «поскольку квадратный сантиметр поверхности горячего тела излучает много энергии, а звезды из левого нижнего угла диаграммы имеют низкую светимость, то мы должны прийти к выводу, что эти звезды невелики по размерам» [2]. Следовательно, верно и обратное.

Важно заметить, также, что, согласно источнику [2], человеческий глаз воспринимает только часть света, излучаемого звездами, в том числе Солнцем, так как атмосфера Земли пропускает не все излучение: до нас не доходит коротковолновый свет, лежащий в ультрафиолетовой области спектра. И при определении светимости звезд ученые учитывают лишь тот свет, который может восприниматься человеческим глазом. Поэтому на диаграмме Г – Р вместо истинной, или болометрической² светимости указывают светимость в видимой области спектра, которую называют также визуальной светимостью. Причем, величины болометрической и визуальной светимости могут достаточно сильно различаться. Например, звезда, масса которой в 10 раз превышает солнечную, излучает примерно в 10 тысяч раз больше энергии, чем Солнце, однако в видимом диапазоне спектра она лишь в 1000 раз ярче Солнца. Следует добавить, что звезды, обладающие малой массой, расположены внизу диаграммы, а более тяжелые, соответственно, в ее верхней части.

Газово-пылевые комплексы  межзвездной среды

Автор источника [1] пишет, что пространство между звездами заполнено газом, имеющим определенную, хотя и очень малую плотность. Межзвездный газ представляет собой непрерывную среду, в которой распространяются волны, и которая обладает высокой электропроводностью, поскольку она в разных зонах полностью или частично ионизована. Наряду с отдельными облаками как ионизованного, так и неионизованного газа в Галактике существуют значительные по своим размерам, массе и плотности скопления холодного межзвездного вещества, называемые «газово-пылевыми комплексами». В таких комплексах происходит важный процесс конденсации звезд из рассеянной (диффузной) межзвездной среды. В ней периодически происходят малые возмущения плотности, то есть отклонения от однородности. Сила всемирного тяготения таким образом влияет на эти малые возмущения, что последние начинают нарастать, а изначально однородная среда разбивается на несколько конденсаций. Под влиянием силы гравитации они будут продолжать сжиматься, при условии, что их масса превышает определенный предел. В итоге такие конденсации превращаются в звезды, и происходит это в несколько этапов. Сначала сжимается протяженный газово-пылевой комплекс с большой массой, к примеру, превышающий массу Солнца в 1000 раз. Затем, когда этот комплекс достаточно сожмется и увеличится его средняя плотность, отдельные части комплекса станут сжиматься независимо. Следовательно, газово-пылевой комплекс распадется на ряд менее массивных, более мелких конденсаций. Такой процесс вполне объясняет, почему звезды появляются, рождаются в виде скоплений, а не отдельно друг от друга, хотя иногда возможно появление и одиночных звезд. В процессе первой стадии превращения газово-пылевого облака в звезду, которая также называется «стадией свободного падения», выделяется определенное количество гравитационной энергии, равное приблизительно G/ , где – радиус в конце стадии, когда облако является уже непрозрачным для собственного  инфракрасного излучения. По окончании стадии свободного падения значительная часть освободившейся гравитационной энергии уйдет на нагревание газа в облаке, остальная же энергия покинет облако в виде инфракрасного излучения. Как только облако, продолжающее сжиматься, станет непрозрачным для своего инфракрасного излучения, его светимость резко снизится. В то же время, температура внутренних областей станет непрерывно повышаться, потому что, как уже было сказано, половина высвободившейся при сжатии энергии пойдет на нагревание облака, ставшее уже протозвездой. Таким образом, можно сказать, что существует закономерный и естественный процесс эволюции газово-пылевых комплексов межзвездной среде сначала в протозвезды, а затем в звезды.

Эволюция протозвезд

Согласно данным, изложенным в источнике  [1], в 1961 году японский астрофизик Хаяши теоретически рассчитал дальнейшую эволюцию звезд, обратив внимание на то, что транспорт энергии в сжимающейся протозвезде происходит посредством конвекции. В наружных слоях протозвезды механическая энергия конвективных движений, которые охватывают весь объем протозвезды, трансформируется в уходящую в мировое пространство энергию излучения. Температура, при которой энергия конвективных излучений переходит в энергию излучения, определяется многими факторами, например, химическим составом. Причем, в поверхностных слоях протозвезды баланс, наблюдаемый между притоком механической энергии конвекции и излучением, устанавливает температуру, которая близка  к температуре фотосфер, или самых наружных слоев, красных гигантов, что примерно равно 3500 К. Сделанные учеными расчеты выявили также зависимость температуры поверхности протозвезды от ее массы и светимости. Температура на поверхности протозвезды, охваченной конвективными движениями, на протяжении всей «стадии Хаяши» остается неизменной. Поскольку при этом радиус протозвезды будет постоянно уменьшаться по причине того, что она продолжает сжиматься под влиянием собственной гравитации, светимость звезды на данной стадии тоже будет уменьшаться. Максимальная светимость («вспышка») протозвезды наблюдается в течение достаточно короткого времени, когда во всем ее объеме установится конвекция, наступающая сравнительно быстро (то есть за время установления конвекции протозвезда не успевает заметно сжаться. Длительность вспышки возможно оценить, если разделить величину освободившейся при сжатии протозвезды гравитационной энергии GM/ на L (где L – светимость протозвезды во время вспышки, находимая по отдельной формуле). Таким образом, длительность вспышки оказывается порядка нескольких лет – действительно небольшой, по космическим меркам.

По завершении «стадии свободного падения», как продолжает автор [1], у протозвезды происходит яркая кратковременная вспышка инфракрасного излучения, о котором было сказано выше, когда светимость протозвезды в тысячи раз превосходит болометрическую светимость Солнца. Вторая вспышка, сопутствующая окончанию установления конвекции, происходит в скором времени после первой, причем обе вспышки будут существенно отличаться по спектральному составу излучения. Во время первой вспышки излучение сосредотачивается в длинноволновой инфракрасной части спектра, в то время как во время второй оно падает в основном на ближнюю инфракрасную часть спектра.

После второй вспышки температура  на поверхности протозвезды продолжает сохраняться примерно на одном уровне, однако, в ее недрах температура  непрерывно повышается. Наконец, наступает  момент, когда температура там поднимается до нескольких миллионов градусов, и тогда начинаю происходить термоядерные реакции на легких элементах, таких, как бериллий, бор, литий. При этом протозвезда продолжит сжиматься, потому как мощность термоядерной энергии еще недостаточна для того, чтобы нагреть недра будущей звезды до такой температуры, при которой давление газа уравновесит силу гравитации. Лишь после того как продолжающийся температурный рост в глубинах протозвезды обусловит возможность протон-протонной или углеродно-азотной реакции, давление газа сделает протозвезду стабильной, и она превратится уже в звезду.