Эволюция звезд

Что же так влияет на потерю момента количества движения у более  холодных звёзд? Рассмотрим пример. Солнце относиться к классу G2, имеет скорость вращения 2 км/с и систему из 8 планет. Что будет с Солнцем, если все его планеты с ним сольются? Момент количества движения всех тел должен будет сохраниться, а масса всех планет очень мала по сравнению с Солнцем. Оно стало бы вращаться в 50 раз быстрее, чем сейчас. Следовательно, экваториальная скорость вращения Солнца стала бы почти 100 км/с. Но это уже нормальная скорость вращения массивных звёзд. Можно сделать вывод, что большая часть скорости вращения Солнца была когда-то передана планетам. Можно предположить что у большинства медленно вращающихся звёзд есть планеты. Передача движения от звезды к планетам может осуществляться за счёт магнитного поля этой самой звезды

По мере сжатия туманность (протозвезда) будет вращаться вокруг своей оси всё быстрее и  быстрее. Наступает состояние неустойчивости, и часть вещества отделяется от протозвезды  образуя экваториальный диск. Однако, силовые линии протозвезды проходят через этот диск.

При наличии такой связи, из-за натяжения силовых линий, вращение звезды будет тормозиться, а диск всё дальше будет отходить и постепенно размажется, и часть его вещества превратится в планеты унося  с собой часть момента. У более  горячих звёзд такой процесс  не происходит из-за того, что масса  отделившегося от звезды диска не очень велика и он не так тормозит вращение.

В 1962 году астрофизик Шацман обратил внимание на то, что звезда может терять свой момент и без  образования планет. За счёт выделения  огромного количества заряженных частиц (корпускул).

Характеристики  звезд

Благодаря работе астрономов разных стран, за последние десятилетия  мы много узнали о развитии звёзд  и их эволюции. Все данные получены благодаря наблюдению множества  звёзд, находящихся на разных этапах эволюции.

Основными свойствами звёзд  являются:

* масса,

* светимость (полное количество  энергии излучаемое звездой в  единицу времени L),

* радиус,

* температура поверхности.

Если температура поверхности 3 – 4 тыс. К, то её цвет красноватый, 6 – 7 тыс. К – жёлтый, 10 – 12 тыс. К –  белый и голубой. Последовательность спектров звёзд, получающихся при непрерывном  изменении их поверхностных слоёв, обозначается следующими буквами: O, B, A, F, G, K, M (от горячих к холодным). Каждый из этих классов подразделяется ещё  на 10 подклассов (пример B1, B2, B3…). Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). По светимости звёзды различаются в очень широких  пределах. Большинство звёзд составляют «карлики», их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем. Характеристикой  светимости является «абсолютная величина»  звезды. Есть ещё понятие «видимая звёздная величина», которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют «абсолютную величину», чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое-то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. На пример видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды видимые невооружённым глазом имеют величину +6).

Ещё звёзды разделяются по массе, но в более узких пределах в отличие от светимости (которая  может различаться и в 1000 раз). Очень мало звёзд имеющих массу  в 10 раз больше, или меньше Солнечной.

Радиус звёзд может  очень сильно отличаться, а также  меняться… С появлением возможности  проводить спектральный анализ, появились  сведения о химическом составе звезды. По химическому составу звёзды представляют собой водородные и гелиевые плазмы, остальных элементов гораздо  меньше. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома  азота, 1 углерода и 0,5 железа. Других элементов  ещё меньше….

Между всеми этими характеристиками существует связь. Эта связь отображена на диаграмме Герцшпрунга – Рассела (Спектр – Светимость):

Из этой диаграммы видно, что звёзды создают определённую последовательность. Полоса идущая с  левого верхнего угла в правый нижний называется «главная последовательность»  В верхнем правом углу находятся  холодные, но в тоже время огромные звёзды называемые красными гигантами. В левом нижнем углу «белые карлики». Очень горячие звёзды, но и очень  маленькие. Солнце имеет спектральный класс G2.

Делались попытки построить  теоретическую эволюцию звёзд вдоль  главной последовательности на основе представлений о потери масс этими  звёздами, но эти попытки оказались  неудачны.

Время пребывания звёзд на главной последовательности зависит  от их первоначальной массы. Чем больше излучение и масса звезды, тем  скорее она израсходует свой водород.

Возникновение и эволюция звезд

Ме жзвездный газ

Потребовалось тысячелетнее развитие науки, чтобы человечество осознало простой и вместе с тем  величественный факт, что звезды - это  объекты, более или менее похожие  на Солнце, но только отстоящие от нас  на несравненно большие расстояния.

Почти половину столетия межзвездный  газ исследовался главным образом  путем анализа образующихся в  нем линий поглощения. Выяснилось, например, что довольно часто эти  линии имеют сложную структуру, то есть состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент. Каждая такая компонента возникает  при поглощении света звезды в  каком-нибудь определенном облаке межзвездной  среды, причем облака движутся друг относительно друга со скоростью, близкой к 10 км/сек. Это и приводит благодаря эффекту  Доплера к незначительному смещению длин волн линий поглощения.

Химический состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно близким к химическому  составу Солнца и звезд. Преобладающими элементами являются водород и гелий, между тем как остальные элементы мы можем рассматривать как "примеси".

Межзвездная пыль

До сих пор, говоря о  межзвездной среде, мы имели ввиду  только межзвездный газ, но имеется  и другой компонент. Речь идет о межзвездной пыли. Мы уже упоминали выше, что еще в прошлом столетии дебатировался вопрос о прозрачности межзвездного пространства. Только около 1930 года с несомненностью было доказано, что межзвездное пространство действительно не совсем прозрачно. Поглощающая свет субстанция сосредоточена в довольно тонком слое около галактической плоскости. Сильнее всего поглощаются синие и фиолетовые лучи, между тем как поглощение в красных лучах сравнительно невелико.

Что же это за субстанция? Сейчас уже представляется доказанным, что поглощение света обусловлено  межзвездной пылью, то есть твердыми микроскопическими частицами вещества, размерами меньше микрона. Эти пылинки  имеют сложный химический состав. Установлено, что пылинки имеют  довольно вытянутую форму и в  какой-то степени "ориентируются", то есть направления их вытянутости  имеют тенденцию "выстраиваться" в данном облаке более или менее  параллельно. По этой причине проходящий через тонкую среду звездный свет становится частично поляризованным.

Стадии  звездной эволюции

Этот процесс является закономерным, то есть неизбежным. В  самом деле, тепловая неустойчивость межзвездной среды неизбежно  ведет к ее фрагментации, то есть к разделению на отдельные, сравнительно плотные облака и межоблачную  среду. Однако собственная сила тяжести  не может сжать облака - для этого  они недостаточно плотны и велики. Но тут "вступает в игру" межзвездное  магнитное поле. В системе силовых  линий этого поля неизбежно образуются довольно глубокие "ямы", куда "стекаются" облака межзвездной среды. Это приводит к образованию огромных газово-пылевых  комплексов. В таких комплексах образуется слой холодного газа, так как ионизирующее межзвездный углерод ультрафиолетовое излучение звезд сильно поглощается  находящейся в плотном комплексе  космической пылью, а нейтральные атомы углерода сильно охлаждают межзвездный газ и "термостатируют" его при очень низкой температуре - порядка 5-10 градусов Кельвина. Так как в холодном слое давление газа равно внешнему давлению окружающего более нагретого газа, то плотность в этом слое значительно выше и достигает нескольких тысяч атомов на кубический сантиметр. Под влиянием собственной гравитации холодный слой, после того как он достигнет толщины около одного парсека, начнет "фрагментировать" на отдельные, еще более плотные сгустки, которые под воздействием собственной гравитации будут продолжать сжиматься. Таким вполне естественным образом в межзвездной среде возникают ассоциации протозвезд. Каждая такая протозвезда эволюционирует со скоростью, зависящей от ее массы.

Когда существенная часть  массы газа превратиться в звезды, межзвездное магнитное поле, которое  своим давлением поддерживало газово-пылевой  комплекс, естественно, не будет оказывать  воздействия на звезды и молодые  протозвезды. Под влиянием гравитационного  притяжения Галактики они начнут падать к галактической плоскости. Таким образом, молодые звездные ассоциации всегда должны приближаться к галактической плоскости.

Не так давно астрономы  считали, что на образование звезды из межзвёздных 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 звёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа из трёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, а к 1959г. эти продолговатые образования  распались на отдельные звёзды - впервые в истории человечества люди наблюдали, рождение звёзд буквально  на глазах. Этот беспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут  рождаться за короткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, что звёзды обычно возникают в группах, или звёздных скоплениях, оказались справедливыми.

Каков же механизм их возникновения? Почему за многие годы астрономических  визуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас впервые удалось  увидеть "материализацию" звёзд? Рождение звезды не может быть исключительным событием: во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления  этих тел.

В результате тщательного  изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие  чёрные пятнышки неправильной формы, или  глобулы, представляющие собой массивные  скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают  собственного света и находятся  между нами и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти  газово-пылевые облака содержат частицы  пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то, что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объём  их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших  скоплений звёзд, по массе близких  к Солнцу. Для того чтобы представить  себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под  действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы  гуляет "ветер", разметающий по всем направлениям газ и пылевые  частицы, так что вещество глобулы  пребывает в непрерывном турбулентном движении.

Глобулу можно рассматривать  как турбулентную газово-пылевую  массу, на которую со всех сторон давит  излучение. Под действием этого  давления объём, заполняемый газом  и пылью, будет сжиматься, становясь, всё меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу  источников излучения и интенсивности  последнего. Гравитационные силы, возникающие  из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы вещества приобретают  кинетическую энергию и разогревают  газово-пылевое облако.

Падение вещества может длиться  сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к  центру, ещё очень слабы. Через  некоторое время, когда глобула  становится меньше, а поле тяготения  усиливается, падение начинает происходить  быстрее. Но, как мы уже знаем, глобула  огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от её внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет  только через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа и пылевых  частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатие происходит значительно быстрее.

Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и  начинает светиться, так как энергия  движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.

В этой стадии протозвезда  едва видна, так, как основная доля её излучения приходится на далёкую  инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет. Однако, помня о появлении звёзд в Большой Туманности Ориона, стоит, пожалуй, считать, что наиболее близка к реальности оценка, которая даёт минимальное значение времени.

Среди многочисленных небесных светил, изучаемых современной астрономией, особое место занимают планеты. Ведь все мы хорошо знаем, что Земля, на которой мы живем, является планетой, так что планеты-тела, в основном подобные нашей Земле.

Но в мире планет мы не встретим даже двух, совершенно похожих  друг на друга. Разнообразие физических условий на планетах очень велико. Расстояние планеты от Солнца (а  значит, и количество солнечного тепла, и температура поверхности), её размеры, напряжение силы тяжести на поверхности, ориентировка оси вращения, определяющая смену времён года, наличие и состав атмосферы, внутреннее строение и многие другие свойства различны у всех девяти планет Солнечной системы.