Строение и эволюция звезд

Государственное образовательное учреждение высшего  
профессионального образования  
Московский Городской Педагогический Университет

Институт  иностранных языков

Кафедра китайского языка 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Строение  и эволюция звезд 

Реферат по дисциплине «Концепции современного естествознания» 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Выполнила: Белюсенко Анастасия Сергеевна  
группа 101ВК

Руководитель: Козаренко Александр Емельянович 
 
 
 
 
 
 

Москва, 2011 
 
 
 

Введение

     Большая часть звезд меняет свои основные характеристики очень медленно. В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся в состоянии равновесия — обстоятельство, которым широко пользуются для выяснения природы звездных недр. Но медленность изменений еще не означает их отсутствие. Все дело в сроках эволюции, которая для звезд должна быть совершенно неизбежной.

     Проблема эволюции звезд принадлежит к числу фундаментальных проблем астрономии. По существу, вопрос заключается в том, как рождаются, живут, «стареют» и умирают звезды. Эта проблема по своей сущности является комплексной. Она решается целеустремленными исследованиями представителей разных отраслей астрономии — наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, нельзя сразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Эта проблема оказалась довольно трудной и несколько десятилетий совершенно не поддавалась решению.

     Постепенно  вопрос о путях эволюции звезд  прояснился, хотя отдельные детали проблемы все еще далеки от решения. Особая заслуга в понимании процесса эволюции звезд принадлежит астрофизикам — теоретикам, специалистам по внутреннему строению звезд и прежде всего американскому ученому М. Шварцшильду и его школе.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Понятие эволюции звезды

     Эволюция  звезд — изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. Важнейшие задачи теории эволюции звезд — объяснение образования звезд, изменения их наблюдаемых характеристик, исследование генетической связи различных групп звезд, анализ их конечных состояний.

     Поскольку в известной нам части Вселенной  около 98-99% массы наблюдаемого вещества содержится в звездах или прошло стадию звезд, объяснение эволюции звезд является одной из наиболее важных проблем астрофизики.

     Звезда  в стационарном состоянии — это газовый шар, который находится в гидростатическом и тепловом равновесии (т. е. действие сил тяготения уравновешено внутренним давлением, а потери энергии на излучение компенсируются энергией, выделяющейся в недрах звезды). "Рождение" звезды — это образование гидростатически равновесного объекта, излучение которого поддерживаются за счет собственных источников энергии. "Смерть" звезды — необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

     Для понимания эволюции звезд принципиальное значение имеет вопрос об источниках их энергии. Потери энергии на излучение с поверхности могут восполняться за счет охлаждения недр, выделения гравитационной потенциальной энергии при сжатии и ядерных реакций. Охлаждение и гравитационное сжатие способны, например, поддерживать светимость Солнца в течение ~ 10⁷ лет, звезды с массой 30 и — в течение ~ 10⁵ лет, а ядерные реакции соответственно ~ 10¹⁰ и ~ 10⁶ лет. Геологические данные свидетельствуют о том, что светимость Солнца была практически неизменной в течение ~ 10⁹ лет. Отсюда следует, что основным источником энергии могут быть только ядерные реакции.

     Выделение гравитационной энергии может играть определяющую роль лишь тогда, когда  температура недр звезды недостаточна для того, чтобы ядерное энерговыделение могло компенсировать потери энергии, и звезда в целом или ее часть должна сжиматься для поддержания равновесия. Высвечивание тепловой энергии становится важным лишь после исчерпания запасов ядерной энергии. Таким образом, эволюцию звезд можно представить как последовательную смену источников энергии звезд.

     Характерное время эволюции звезд слишком  велико для того, чтобы можно было всю эволюцию проследить непосредственно. Поэтому основным методом исследования эволюции звезд является построение последовательностей моделей звезд, описывающих изменения внутреннего строения и химического состава звезд со временем. Эволюционные последовательности затем сопоставляются с результатами наблюдений, например, с Герцшпрунга-Ресселла диаграммой, суммирующей наблюдения большого числа звезд, находящихся на разных стадиях эволюции. Особо важную роль играет сравнение с Герцшпрунга-Ресселла диаграммой для звездных скоплений, поскольку все звезды скопления имеют одинаковый начальный химический состав и образовались практически одновременно. По Г.-Р.д. скоплений различного возраста удалось установить направление эволюции звезд. Детально эволюционные последовательности рассчитываются путем численного решения системы дифференциальных уравнений, описывающих распределение массы, плотности, температуры и светимости по звезде, к которым добавляются уравнение состояния, законы энерговыделения и непрозрачности звездного вещества и уравнения, описывающие изменение химического состава звезды со временем.

     Ход эволюции звезды зависит в основном от ее массы и исходного химического состава. Определенную, но не принципиальную роль могут играть вращение звезды и ее магнитное поле, однако роль этих факторов в эволюции звезд еще недостаточно исследована. Химический состав звезды зависит от времени, когда она образовалась, и от ее положения в Галактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав которого определялся космологическими условиями. По-видимому, в нем было примерно 70% по массе водорода, 30% гелия и ничтожная примесь дейтерия и лития. В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы (следующие за гелием), которые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались уже из вещества, содержавшего до 3-4% (по массе) тяжелых элементов.

     Наиболее  непосредственным указанием на то, что звездообразование в Галактике  происходит и в настоящее время, является существование массивных ярких звезд спектральных классов O и B, время жизни которых не может превосходить ~ 10⁷ лет. 
 
 
 
 

 Образование звезд, стадия гравитационного  сжатия

     Согласно  наиболее распространенной точке зрения, звезды образуются в результате гравитационной конденсации вещества межзвездной  среды. Необходимое для этого разделение межзвездной среды на две фазы — плотные холодные облака и разреженную среду с более высокой температурой — может происходить под воздействием тепловой неустойчивости Рэлея-Тейлора в межзвездном магнитном поле. Газово-пылевые комплексы с массой , характерным размером (10-100) пк и концентрацией частиц n~10² см^-3. действительно наблюдаются благодаря излучению ими радиоволн. Сжатие (коллапс) таких облаков требует определенных условий: гравитационная энергия связи частиц облака должна превосходить сумму энергии теплового движения частиц, энергии вращения облака как целого и магнитной энергии облака (критерий Джинса). Если учитывается только энергия теплового движения, то с точностью до множителя порядка единицы критерий Джинса записывается в виде: , где — масса облака, T — температура газа в К, n — число частиц в 1 см³. Критерий Джинса указывает, что для образования звезд реально наблюдаемого спектра масс концентрация частиц в коллапсирующих облаках должна достигать (10³-10⁶) см^-3, т. е. в 10-1000 раз превышать наблюдаемую в типичных облаках. Однако такие концентрации частиц могут достигаться в недрах облаков, уже начавших коллапс. Отсюда следует, что звездообразование происходит путем последовательной, осуществляющейся в несколько этапов, фрагментации массивных облаков. В этой картине естественно объясняется рождение звезд группами — скоплениями. При этом все еще неясными остаются вопросы, относящиеся к тепловому балансу в облаке, полю скоростей в нем, механизму, определяющему спектр масс фрагментов.

     Коллапсирующие объекты звездной массы называются протозвездами. Коллапс сферически-симметричной невращающейся протозвезды без магнитного поля включает несколько этапов. В начальный момент времени облако однородно и изотермично. Оно прозрачно для собств. излучения, поэтому коллапс идет с объемными потерями энергии, главным образом за счет теплового излучения пыли, которой передают свою кинетическую энергию частицы газа. В однородном облаке нет градиента давления и сжатие начинается в режиме свободного падения с характерным временем , где G — гравитационная постоянная, — плотность облака. С началом сжатия возникает волна разрежения, перемещающаяся к центру со скоростью звука, а т. к. коллапс происходит быстрее там, где плотность выше, протозвезда разделяется на компактное ядро и протяженную оболочку, в которой вещество распределяется по закону . Когда концентрация частиц в ядре достигает ~ 10¹¹ см^-3 оно становится непрозрачным для ИК-излучения пылинок. Выделяющаяся в ядре энергия медленно просачивается к поверхности благодаря лучистой теплопроводности. Температура начинает повышаться почти адиабатически, это приводит к росту давления, и ядро приходит в состояние гидростатического равновесия. Оболочка продолжает падать на ядро, и на его периферии возникает ударная волна. Параметры ядра в это время слабо зависят от общей массы протозвезды:

     По  мере увеличения массы ядра за счет аккреции (падения вещества на космическое тело из окружающего пространства) его температура изменяется практически без теплообмена с окружающей средой, пока не достигнет 2000 К, когда начинается распад молекул H₂. В результате расхода энергии на диссоциацию, а не на увеличение кинетической энергии частиц, значение показателя адиабаты становится меньше 4/3, изменения давления не способны компенсировать силы тяготения и ядро повторно коллапсирует. Образуется новое ядро с параметрами , окруженное ударным фронтом, на которое аккрецируют остатки первого ядра. Подобная же перестройка ядра происходит при ионизации водорода.

     Дальнейший  рост ядра за счет вещества оболочки продолжается до тех пор, пока все вещество упадет на звезду либо рассеется под действием давления излучения или звездного ветра, если ядро достаточно массивно. У протозвезд характерное время аккреции вещества оболочки t_a >t_кн, поэтому их светимость определяется энерговыделением сжимающихся ядер.

     Звезда, состоящая из ядра и оболочки, наблюдается  как ИК-источник из-за переработки  излучения в оболочке (пыль оболочки, поглощая фотоны УФ-излучения ядра, излучает в ИК-диапазоне). Когда оболочка становится оптически тонкой, протозвезда начинает наблюдаться как обычный объект звездной природы. У наиболее массивных звезд оболочки сохраняются до начала термоядерного горения водорода в центре звезды. Продолжительность стадии коллапса и рассеяния протозвездной оболочки того же порядка, что и время свободного падения для родительского облака, т. е. 10⁵-10⁶ лет. Освещенные ядром сгустки темного вещества остатков оболочки, ускоренные звездным ветром, отождествляются с объектами Хербига-Аро (звездообразными сгущениями, имеющими эмиссионный спектр). Звезды малых масс, когда они становятся видимыми, находятся в области Г.-Р.д., занимаемой звездами типа Т Тельца (карликовыми вспыхивающими звездами), более массивные — в области, где находятся эмиссионные звезды Хербига (неправильные переменные звезды ранних спектральных классов с эмиссионными линиями в спектрах).

     У звезд малых масс в момент, когда устанавливается гидростатическое равновесие, условия в ядрах таковы, что энергия в них переносится конвекцией (видом теплопередачи, при котором тепло передается благодаря перемешиванию достаточно больших объемов вещества). Расчеты показывают, что температура поверхности полностью конвективной звезды почти постоянна. Радиус звезды непрерывно уменьшается, т. к. она продолжает сжиматься. При неизменной температуре поверхности и уменьшающемся радиусе светимость звезды должна падать, и на Г.-Р.д. этой стадии эволюции соответствуют вертикальные участки треков.

     По  мере продолжения сжатия температура  в недрах звезды повышается, вещество становится более прозрачным, и у звезд с возникают лучистые ядра, но оболочки остаются конвективными. Менее массивные звезды остаются полностью конвективными. Их светимость регулируется тонким лучистым слоем в фотосфере. Чем массивнее звезда и чем выше ее эффективная температура, тем больше у нее лучистое ядро (в звездах с лучистое ядро возникает сразу). В конце концов, практически вся звезда переходит в состояние лучистого равновесия, при котором вся выделяющаяся в ядре энергия переносится излучением.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Эволюция  на основе ядерных  реакций 

     При температуре в ядрах ~ 10⁶ К начинаются первые ядерные реакции — выгорают дейтерий, литий, бор. Первичное количество этих элементов настолько мало, что их выгорание практически не выдерживает сжатия. Сжатие прекращается, когда температура в центре звезды достигает ~ 10⁶ К и загорается водород, т. к. энергии, выделяющейся при термоядерном горении водорода, достаточно для компенсации потерь на излучение. Однородные звезды, в ядрах которых горит водород, образуют на Г.-Р.д. начальную главную последовательность (НГП). Массивные звезды достигают НГП быстрее звезд малой массы, т. к. у них скорость потерь энергии на единицу массы, а следовательно, и темп эволюции выше, чем у маломассивных звезд. С момента выхода на НГП эволюция звезд происходит на основе ядерного горения. Ядерное горение может происходить до образования элементов группы железа, у которых наибольшая среди всех ядер энергия связи. При К основным источником энергии является реакция водородного цикла, при больших T — реакции углерод-азотного (CNO) цикла. Побочным эффектом CNO-цикла является установление равновесных концентраций нуклидов ¹⁴N, ¹²C, ¹³C — соответственно 95%, 4% и 1% по массе. Преобладание азота в слоях, где происходило горение водорода, подтверждается результатами наблюдений Вольфа-Райе звезд, у которых эти слои оказываются на поверхности в результате потери внешних слоев. У звезд, в центре которых реализуется CNO-цикл, возникает конвективное ядро. Причина этого в очень сильной зависимости энерговыделения от температуры. Поток же лучистой энергии ~ T⁴, следовательно, он не может перенести всю выделяющуюся энергию, и должна возникнуть конвекция, более эффективная, чем лучистый перенос. У наиболее массивных звезд конвекцией охвачено более 50% массы звезд. Значение конвективного ядра для эволюции определяется тем, что ядерное горючее равномерно истощается в области, значительно большей, чем область эффективного горения, в то время как у звезд без конвективного ядра оно вначале выгорает лишь в малой окрестности центра, где температура достаточно высока. Время всех последующих стадий ядерного горения не превосходит 10% времени горения водорода, поэтому звезды на стадии горения водорода образуют на Г.-Р.д. густонаселенную область — главную последовательность (ГП). У звезд с температура в центре никогда не достигает значений, необходимых для загорания водорода, они неограниченно сжимаются, превращаясь в "черные" карлики. Выгорание водорода приводит к увеличению средней молекулярной массы вещества ядра, и поэтому для поддержания гидростатического равновесия давление в центре должно возрастать, что влечет за собой увеличение температуры в центре и градиента температуры по звезде, а следовательно, и светимости. К увеличению светимости приводит также и уменьшение непрозрачности вещества с ростом температуры. Ядро сжимается для поддержания условий ядерного энерговыделения с уменьшением содержания водорода, а оболочка расширяется из-за необходимости перенести возросший поток энергии от ядра. На Г.-Р.д. звезда перемещается вправо от НГП. Уменьшение непрозрачности приводит к отмиранию конвективных ядер у всех звезд, кроме наиболее массивных. Темп эволюции массивных звезд наиболее высок, и они первыми покидают ГП. Время жизни на ГП составляет для звезд с около 10 млн. лет.