Происхождение и эволюция звезд

Введение.

Изучение  строения и эволюции звезд является важнейшей классической частью астрономии.

На каждом этапе развития физики теория звезд  обогащалась новыми физическими  принципами. Теория тяготения, термодинамическая  теория уравнения состояния газов, теория теплового излучения, лучистого  и конвективного переноса энергии  – таков первый круг физических знаний, использованный к началу века при построении теории звезд. Эти  знания пополнялись и в дальнейшем в связи с квантовой теорией  атомов и ионов и уточнением их оптических свойств, а также теорией  вырожденного электронного газа. Главным  новшеством XX века было понимание источника  энергии звезд, связанное с развитием  ядерной физики. За этим следует  создание общей теории относительности  и выяснение ее астрономических  следствий.

Однако  не физика, а сама астрономия, именно наблюдательная астрономия, явилась  главным источником наших сведений о звездах. Победное шествие астрономии началось с изучения солнечной системы.

Человечество  еще с давних времен было заинтересовано в изучении звездного неба, и в  наше время появляется эта возможность. Сейчас человечество по результатам наблюдений озадачено тем, какая опасность таится в недрах космоса, а именно какую опасность таят в себе звезды и самая близкая к нам, Солнце.

Актуальность данной темы значительна в современном мире, так как изучение звезд может открыть новые возможности для человечества.

Предметом исследования является происхождение и эволюция звезд.

Объект исследования – это физические процессы, протекающие при происхождении и в процессе эволюции звезд.

Цель нашей работы состоит в рассмотрении происхождения и эволюции звезд.

Задачи:

1. Подобрать теоретический материал о происхождении звезд.
2. Подобрать материал об эволюции звезд.

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Глава 1. Ранние стадии эволюции звезд

§ 1.1 Гравитационное сжатие 

Гравитационное  сжатие начинается в наиболее плотных  областях межзвездного газа. Сжатие возникает  как следствие гравитационной неустойчивости, идея которой была высказана еще  Ньютоном. Позже Джинс показал, что  бесконечная однородная среда неустойчива,  и из простого физического критерия определил минимальные размеры  облаков, в которых может начаться самопроизвольное сжатие. Этот критерий  – отрицательная полная энергия облака. Е₀=Е_грав+Е_тепл<0. При этом максимальный размер устойчивого облака Lj и его масса Mj зависит от плотности частиц n и их температуры T:_{, .} Массы таких облаков должны быть не меньше 1000 масс Солнца. Однако звезд с такими массами нет. Это связано с тем, что как только начинается сжатие в какой-то области облака, там увеличивается плотность, а температура поначалу почти не меняется. Такое изотермическое сжатие приводит к уменьшению критерия устойчивости L_j, а это, значит, что неустойчивость возникнет уже в более мелких масштабах.  Внутри сжимающегося облака образуются новые центры сжатия – явление каскадной фрагментации облака.

Пока  облако достаточно разрежено оно  легко пропускает через себя гравитационную энергию, высвобождающуюся при сжатии, в виде инфракрасных квантов, испускаемых  атомами. Гравитационное сжатие прекращается тогда, когда плотность облака возрастает настолько, что вещество становится непрозрачным к собственному излучению, которое начинает накапливаться  в облаке и нагревать газ. Так  в глубинах сжимающегося облака возникает  устойчивое дозвездное тело – протозвезда.

В 1976 году П.Лаплас сформулировал гипотезу, согласно которой Солнце и планеты образовались из вращающейся туманности под действием  гравитации.

Предлагается  решить задачу: показать, что если момент импульса облака сохраняется, то при некотором значении радиуса облака наступит ротационная неустойчивость (разрушение под действием центробежных сил инерции). Учесть, что в современную эпоху на долю Солнца приходится 2% момента импульса солнечной системы, который, по оценке Хойла, составляет 1% начального момента импульса облака. Остальные данные берутся из таблиц.

Решение: Проведем рассмотрение в системе отсчета, связанной с облаком. Допустим, что первоначальное облако имеет сферическую форму радиуса r, массу M и момент импульса L. Возьмем элемент массы m в плоскости экватора. На него действуют силы тяготения _{^{и центробежная сила инерции .}} Момент импульса элемента равен _^. Тогда _{. Видим,} что в процессе сжатия облака с уменьшением радиуса r сала F₂ растет быстрее, чем F₁. Неустойчивость возникает при равенстве этих сил: . Отсюда . Поскольку облако имеет сферическую форму, то . _. Тогда . Следовательно, =. По условию, , где – импульс Солнца в современную эпоху. В итоге получим: =. Если пренебречь массами планет, то в качестве массы облака можно взять массу Солнца, считая его однородным шаром. =, где Т – период вращения Солнца вокруг своей оси, – масса Солнца, R – его радиус. Численные расчеты дают =2,6 км. Это больше радиуса орбиты Марса.

Лаплас  был одним из первых, кто поставил проблему образования солнечной системы на научную основу. Но его гипотеза встретила непреодолимые трудности. Главная из них – ротационная неустойчивость. Эта проблема была «камнем преткновения» многих гипотез. Чтобы ее обойти, некоторые ученые (О.Ю.Шмидт, Дж. Джинс и др.) предлагали гипотезы раздельного образования Солнца и планет. Современные гипотезы Лапласа: идею совместного образования Солнца и планет, роль ротационной неустойчивости. Но все они исключают возможность сохранения момента импульса облака. Основным механизмом передачи части момента импульса окружающей среде считают взаимодействие частично ионизованного вещества облака с галактическим магнитным полем. По оценке английского астрофизика Хойла туманность передала межзвездной среде около 99% своего начального момента импульса. Эта оценка, принятая вначале благосклонно, подверглась в дальнейшем серьезной критике. В настоящее время считается, что мы знаем основные этапы образования Солнца и планет, но эти представления не носят характер законченной теории [2].

 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

    § 1.2 Протозвезды и их эволюция 

Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 10⁶ раз, а плотность – в 10²⁰ раз. Колоссальные изменения физических характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения её эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё и не звезда. Поэтому его называют протозвездой (от греч. «протос» - «первый») [4].

В общих  чертах эволюцию протозвезды можно  разделить на три этапа или  фазы. Первый этап – обособление  фрагмента облака и его уплотнение – мы уже рассмотрели. Благодаря  увеличению массы и росту силы гравитационного притяжения к центру протозвезды притягивается все  больше материи. Далее наступает  этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды примерно в 1 – 5 миллионов раз больше солнечного. Протозвезда практически непрозрачна  для видимого света, но прозрачна  для инфракрасного излучения  с длиной волны больше 10 мкм. Излучение  уносит излишки тепла, выделяющегося  при сжатии, так что температура  сильно не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, можно сказать, свободное падение вещества к центру облака. Однако по мере сжатия протозвезда делается всё менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. Энергия, высвободившаяся из сжимающегося внутри газа, трансформируется в тепло. Давление, плотность и температура протозвезды повышаются. В определённый момент протозвезда становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется. Наступает этап медленного сжатия. Из-за повышения температуры звезда начинает светиться темно-красным светом. Протозвезда имеет очень большие размеры, и, хотя тепловая энергия распределяется по всей её поверхности, но все равно остается относительно холодной. [4] 
 
 
 

Дальнейшее  повышение температуры вызывает значительные изменения свойств  вещества. При температуре в несколько  тысяч градусов молекулы распадаются  на отдельные атомы, а при температуре  около 10 тыс. градусов атомы ионизуются, то есть разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоёмкие процессы на некоторое время задерживают рост температуры, но затем он возобновляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло все же понемногу уходит наружу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в её недрах продолжает расти.

В ядре температура растет и достигает  нескольких миллионов градусов по Цельсию. Вращение и круглая форма протозвезды  несколько видоизменяются, она становится более плоской. Этот процесс длится миллионы лет. Увидеть молодые звезды трудно, так как они находятся  в окружении темного пылевого облака, из-за которого практически  не виден блеск звезды. Но их можно  рассмотреть при помощи инфракрасных телескопов. Горячее ядро протозвезды, окружено вращающимся диском из материи, обладающей большой силой притяжения. Ядро настолько разогревается, что начинает выбрасывать материю с двух полюсов, где сопротивляемость минимальна. Когда эти выбросы сталкиваются с межзвездной средой, они замедляют движение и рассеиваются по обеим сторонам, образуя каплевидную или аркообразную структуру, известную под названием «объект Хербика-Харо» (рис 1.2) [4].  

Эволюция протозвезды была теоретически рассчитана японским астрофизиком Хаяши, который первым обратил внимание на то, что транспорт энергии в сжимающейся протозвезде должен осуществляться путем конвекции (а не лучеиспусканием, как полагали астрономы до 1961 г., когда были опубликованы исследования Хаяши). Конвекция развивается тогда, когда другие возможности переноса вырабатываемой в недрах звезд энергии ограничены. В самых наружных, фотосферных слоях протозвезды механическая энергия бурных конвективных движений, которыми охвачен весь ее объем, должна трансформироваться в энергию излучения, уходящую

в мировое  пространство[5].

Температура, при которой энергия конвективных потоков переходит в энергию излучения, определяется многочисленными причинами, например, химическим составом и прочим. Чисто эмпирически можно принять, что в поверхностных слоях протозвезды баланс между притоком механической энергии конвекции и излучением устанавливает температуру, близкую к температуре фотосфер красных гигантов,  ∼ 3500 К. Более точные расчеты дают для температуры наружных слоев протозвезд несколько меньшее значение, ∼ 2500 К. Любопытно, что эти же расчеты приводят к зависимости температуры поверхности протозвезды от ее массы M и светимости L. После вспышки, сопутствующей окончанию установления конвекции во всем объеме протозвезды, последняя, как уже говорилось, продолжает сжиматься, причем температура ее поверхности поддерживается на почти постоянном уровне. Поэтому светимость протозвезды будет убывать, обратно пропорционально квадрату ее радиуса. В то же время температура ее недр непрерывно повышается. И вот наступает момент, когда температура там поднимается до нескольких миллионов градусов и включаются первые термоядерные реакции на легких элементах (литий, бериллий, бор) с низким кулоновским барьером.  Протозвезда при этом будет продолжать сжиматься, так как продукция термоядерной энергии все еще недостаточна для того, чтобы разогреть ее недра до такой температуры, при которой давление газа уравновесит силу гравитации. Только после того как продолжающийся рост температуры в недрах протозвезды сделает возможным протон-протонную или углеродно-азотную реакцию, давление газа наконец ее застабилизирует. Протозвезда станет звездой и, в зависимости от своей массы, займет совершенно определенное место на диаграмме Герцшпрунга-Рессела [5].  
 
 
 
 
 
 
 
 

§1.3 Выход звезды на главную последовательность.

 

Диаграмма спектр-светимость.

Сопоставление светимости звезд с их спектральными  классами впервые было сделано в 1905-1913 гг. Э. Герцшпрунгом, (1873-1967) (Дания) и Г.Н. Ресселом (США), поэтому такую диаграмму часто называют диаграммой Герцшпрунга – Рессела. На этой диаграмме по оси абсцисс откладываются спектральные классы звезд (иногда – соответствующие им показатели цвета или эффективные температуры), по оси ординат – светимости звезд L (или абсолютные звездные величины М), поэтому такую диаграмму называют еще диаграммой спектр – светимость (см.Рис.3.1). 

Рис.3.1 Диаграмма Герцшпрунга – Рессела.

Если  бы между светимостями звезд и  их спектральными классами не было никакой зависимости, то звезды располагались  бы на диаграмме беспорядочным образом, заполняя ее равномерно. На самом же деле они образуют на ней несколько  последовательностей.

В качестве примера рассмотрим диаграмму спектр-светимости для звезд из окрестностей Солнца. Видно, что подавляющее большинство звезд сосредоточено вдоль сравнительно узкой полосы, протянувшейся от левого верхнего угла диаграммы вправо вниз. Эта полоса называется главной последовательностью. Положение Солнца на ней обозначено крестиком, звезды Сириус – квадратиком.

Звезды  поздних спектральных классов (G-M) с абсолютными величинами около нуля, образуют компактную группу гигантов. В среднем светимость этих звезд в сто раз выше Солнца. Кружком на диаграмме обозначено положение, типичного представителя этой группы – звезды Близнецов-Поллукаса.

В верхнем  правом углу расположились сверхгиганты; их типичный представитель – звезда Бетельгейзе. Положение этой звезды на диаграмме обозначено треугольником.   Подсчет показал,  что вблизи   Солнца   на одного сверхгиганта приходится около 1000 гигантов и около 10 000 000 звезд главной последовательности.

Параллельно главной последовательности, но несколько  ниже ее расположены звезды, образующие последовательность субкарликов. Примечательным является факт, что содержание металлов в атмосферах этих звезд значительно меньше, чем у их соседей тех же спектральных классов – звезд главной последовательности.

И, наконец, в левом нижнем углу диаграммы  находятся белые карлики – небольшая группа звезд, светимости которых в сотни раз меньше, чем у Солнца.