Солнце как звезда. Прошлое, настоящее и будущее Солнца.

Содержание
Солнце как звезда. Прошлое, настоящее и будущее Солнца
Солнце – это звезда
Некоторые характеристики Солнца.
Строение Солнца.
Прошлое, настоящее и будущее Солнца
Звездная эволюция.
В работе использована следующая литература:

Образование сверхновых звезд может происходить из молекулярного облака при столкновении друг с другом, при встрече с ударной волной на огромной скорости, образующейся при взрыве сверхновой. Наблюдали звездообразование при столкновении галактик. При разделении молекулярного облака на части образуются более мелкие сгустки, если такие фрагменты имеют массу меньше 100 солнечных масс, то возможно образование протозвезды, трансформируясь во вращающийся сферический объект. На начальной стадии образующиеся звезды скрыты в плотном облаке пыли. Если звезда имеет массу менее одной десятой массы Солнца, то такие звезды умирают довольно быстро, остывая несколько сотен миллионов лет. Если в протозвездах температура поднимается до миллионов градусов К за счет сжатия, в звездах начнется синтез гелия из водорода и звезда начинает светиться. Протекание термоядерных реакций устанавливает гидростатическое равновесие и в этом состоянии звезда уже находится в стабильном состоянии долгое время.
Источником энергии Солнца, как и других звезд, является термоядерный синтез в ядре Солнца. В процессе термоядерного синтеза изменяется состав вещества звезды. Это является движущей силой звездной эволюции Солнца и всех других звезд.
Все сформировавшиеся звезды различаются по спектру свечения, по свечению они варьируются от голубых до красных, различаясь по массе (от 0,5 до 20 солнечных масс), так как светимость звезды определяется ее массой. Солнце относится к звездам среднего размера, по главной последовательности звезд Солнце имеет около 10 млрд. лет. Жизненный цикл звезд заканчивается, когда истощается запас водорода в ядре звезды, необходимого для термоядерных реакций. Солнце находится в середине жизненного цикла.
Период, в котором происходит остановка термоядерных реакций, называется зрелость. Во время этого периода внешние слои звезды начинают сжиматься в направлении ядра, при этом происходит еще большее повышение температуры, чем при формировании протозвезды. Разогрев ядра становится причиной значительного расширения звезды, размер звезды может увеличиться примерно в 100 раз и звезда переходит в состояние красного гиганта. Поток энергии с единицы излучающей поверзности у красных гигантов становится меньше, чем у Солнца в 2-10 раз, а радиусы красных гигантов достигают 100 – 800 солнечных радиусов. Излучение красных гигантов, его максимум сдвинут в инфракрасную часть спектра. В этот период звезды достигают высокой светимости, по уровню близкой к светимости звезды на стадии звездообразования.
В процессе эволюции звезд происходит так называемое выгорание водорода – нуклеосинтез, которое заключается в том, что при росте температуры и плотностив звездном ядре происходит активация новой термоядерной реакции – выгорания гелия, при котором два ядра гелия образуют изотоп бериллия. Образующийся изотоп бериллия не устойчив и происходит взаимодействие его с альфа-частицей, заканчивающееся образованием стабильного ядра углерода. В результате реакции нуклеосинтеза звезда переходит в новое равновесие.
Дальнейшие годы жизни звезды называют поздними годами, которые ведут к гибели звезды. Рассмотривают поздние годы жизни звезд, используя компьютерное моделирование. Очевидно, что результаты компьютерного моделирования могут быть отнесены и к звезде по имени Солнце. Компьютерное моделирование позволяет предположить, что будет, если произойдет полное истощение запасов водородного топлива. Таких вариантов в природе сейчас наблюдать не возможно, поскольку вселенная существует 13,7 млрд. лет, а за это время не могло произойти полного истощения запасов водорода для термоядерных реакций.
По аналогии с туманностью, образовавшейся в результате гибели звезды среднего размера, аналогичной Солнцу можно сказать, что на стадии синтеза углерода из гелия высбобождается много энергии и звезда еще долго существует (около миллиарда лет).
В процессе эволюции звезды проходят через периоды, различающиеся размерами, температурой поверхности звезды и количеством испускаемой энергии. Выпуск энергии со временем смещается в сторону низкочастотного излучения, одновременно происходит потеря массы звезды из-за появления солнечных ветров с выбросом тяжелых элементов.
Все процессы, происходящие в нестабильном состоянии, могут привести к сильным пульсациям и даже к превращению звезды в туманность. Ядро звезды остается в центре туманности, при этом происходитостывание звезды. Описанные явления могут произозойти со звездой Солнце через промежуток времени около 5 млрд. лет.
В работе использована следующая литература:
1. Горбачев А.А. Основные концепции естествознания.
2. Шкловский И.С. Звезды их рождение, жизнь и смерть, М.: Наука, 1984.
3. Долгов А.Д. Космология ранней Вселенной. М.: МГУ, 1988
4. Ровинский Р.Е. Развивающаяся Вселенная. М., 1995.

1