Строение звезд

Введение
Глава 1. Происхождение и эволюция звезд
Глава 2. Классификации и строение звезд
2.1. Внутреннее строение звезд
Заключение
Список литература

Водород попадает на белый карлик с нормальной звезды. Термоядерное “горючее” накапливается и взрывается после достижения некоторой критической величины. Вспышки могут повторяться. Интервал между ними от 10000 до 1000000 лет.
Ближайшие родственники новых звезд - карликовые новые звезды. Их вспышки в тысячи раз слабее вспышек новых звезд, но происходят они в тысячи раз чаще. По виду новые звезды и карликовые новые в спокойном состоянии не отличаются друг от друга. И до сих пор не известно, какие физические причины приводят к столь разной взрывной активности этих внешне похожих звезд.
Сверхновые звезды - самые яркие звезды из тех, которые появляются на небе в результате звездных вспышек. Вспышка сверхновой - катастрофическое событие в жизни звезды, так как она уже не может вернуться в исходное состояние. В максимуме блеска она светит, как несколько миллиардов звезд, подобных Солнцу. Полная энергия, выделяемая при вспышке, сопоставима с энергией, излученной Солнцем за время своего существования (5 млрд. лет). Энергия расходится на ускорение вещества: оно разлетается во все стороны с огромными скоростями (до 20000 км/с). Остатки вспышек сверхновых звезд наблюдаются сейчас в виде расширяющихся туманностей с необычными свойствами (Крабовидная туманность). Их энергия равна энергии вспышки сверхновой. После вспышки на месте сверхновой остается нейтронная звезда или пульсар.
До сих пор окончательно не ясен механизм вспышек сверхновых. Скорее всего такая звездная катастрофа возможна только в конце “жизненного пути” звезды. Наиболее вероятны следующие источники энергии: гравитационная энергия, выделяющаяся при катастрофическом сжатии звезды. Вспышки сверхновых имеют важные последствия для Галактики. Вещество звезды, разлетающееся после вспышки, несет энергию, которая питает энергию движения межзвездного газа. Это вещество содержит новые химические соединения. В определенном смысле все живое на Земле обязано своим существованием сверхновым звездам. Без них химический состав вещества галактик был бы весьма скудным.
Двойные звезды - пары звезд, связанные в одну систему силами тяготения. Компоненты таких систем описывают свои орбиты вокруг общего центра масс. Есть тройные, четверные звезды; их называют кратными звездами.
Системы, в которых компоненты можно разглядеть в телескоп называют визуально-двойными. Но иногда они лишь случайно расположены в одном направлении для земного наблюдателя. В пространстве их разделяют огромные расстояния. Это оптические двойные звезды.
Другой тип двойных составляют те звезды, которые при движении попеременно загораживают друг друга. Это затменно-двойные звезды.
Двойными являются и звезды с одинаковым собственным движением (при отсутствии других признаков двойственности). Это так называемые широкие пары. При помощи многоцветной фотоэлектрической фотомерии можно обнаружить двойные звезды, которые иначе ничем себя не проявляют. Это фотомерические двойные.
Звезды с невидимыми спутниками также могут быть причислены к двойным.
Спектрально-двойные звезды - звезды, двойственность которых обнаруживается лишь при исследовании их спектров.
Это группы звезд, связанных между собой силой притяжения и общностью происхождения. Они насчитывают от нескольких десятков до сотен тысяч звезд. Различают рассеянные и шаровые скопления. Различие между ними определяется массой и возрастом этих образований.
Рассеянные звездные скопления объединяют десятки и сотни, редко тысячи звезд. Их размеры составляют обычно несколько парсек. Концентрируются к экваториальной плоскости Галактики. В нашей Галактике известно более 1000 скоплений.
Шаровые звездные скопления насчитывают сотни тысяч звезд, имеют четкую сферическую или эллипсоидальную форму с сильной концентрацией звезд к центру. Все шаровые скопления расположены далеко от Солнца. В Галактике известно 130 шаровых скоплений, а должно быть около 500.
Шаровые скопления, по-видимому, образовались из огромных газовых облаков на ранней стадии формирования Галактики, сохранив их вытянутые орбиты. Образование рассеянных скоплений началось позднее из газа, “осевшего” к плоскости Галактики. В наиболее плотных облаках газа образование рассеянных скоплений и ассоциаций продолжается и сейчас. Поэтому возраст рассеянных скоплений неодинаков, тогда как возраст больших шаровых скоплений примерно одинаков и близок к возрасту Галактики.
Это рассеянные группы звезд спектральных классов О и В и типа Т. Тельца. По своим характеристикам звездные ассоциации похожи на большие очень молодые рассеянные скопления, но отличаются от них, по-видимому, меньшей степенью концентрации к центру. В других галактиках есть комплексы горячих молодых звезд, связанные с гигантскими облаками ионизированного их излучением водорода - сверхассоциации.
2.1. Внутреннее строение звезд
Мы рассматриваем звезду как тело, подверженное действию разных сил. Сила тяготения стремится стягивать вещество звезды к центру, газовое же и световое давления, направленные изнутри, стремятся оттолкнуть его от центра. Так как звезда существует как устойчивое тело, то, следовательно, между борющимися силами есть какое-то равновесие. Для этого температура разных слоев в звезде должна устанавливаться такая, чтобы в каждом слое поток энергии наружу уводил к поверхности всю энергию, возникшую под ним. Энергия образуется в небольшом центральном ядре. Для начального периода жизни звезды ее сжатие является источником энергии. Но лишь до тех пор, пока температура не поднимется настолько, что начнутся ядерные реакции.
Поскольку недра звезд недоступны непосредственным наблюдениям, их внутреннее строение изучается путём построения теоретических звёздных моделей, которым соответствуют значения масс, радиусов и светимостей, наблюдаемые у реальных звезд. В основе теории внутреннего строения обычных звезд лежит представление о них как о газовом шаре, находящемся в механическом и тепловом равновесии, в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся. Механическое равновесие поддерживается силами гравитации, направленными к центру звезды, и газовым давлением в недрах, действующим наружу и уравновешивающим силы гравитации. Давление растет с глубиной, а вместе с ним увеличиваются и плотность и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды - во всех её элементарных объёмах - практически не меняется со временем, т. е. что количество энергии, уходящей из каждого такого объёма, компенсируется приходящей в него энергией, а также энергией, вырабатываемой там ядерными или др. источниками.
Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс. градусов на поверхности до десяти млн. градусов и более в центре. При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомов, благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа. При исследованиях внутреннего строения звезд существенное значение имеют предпосылки об источниках энергии, химическом составе и о механизме переноса энергии.
Основным механизмом переноса энергии в является лучистая теплопроводность. При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей звезды наружу происходит посредством квантов ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются в др. частях звезды и снова излучаются; по мере перехода во внешние, более холодные слои частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средней величиной пробега кванта, которая зависит от прозрачности звёздного вещества, характеризуемой коэффициент поглощения. Основными механизмами поглощения в звезде являются фотоэлектрическое поглощение и рассеяние свободными электронами.
Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства звезд. Однако в некоторых частях звезд, а в звездах с малой массой - почти во всём объёме, существенную роль играет конвективный перенос энергии, т. е. перенос тепла массами газа, поднимающимися и спускающимися под влиянием различия температуры. Конвективный перенос, если он действует, гораздо эффективнее лучистого, но конвекция возникает только там, где водород или гелий ионизованы частично: в этом случае энергия их рекомбинации поддерживает движение газовых масс. У Солнца зона конвекции занимает слой от поверхности до глубины, равной около 0,1 его радиуса: ниже этого слоя водород и гелий ионизованы уже полностью. У холодных звезд полная ионизация наступает на большей глубине, так что конвективная зона у них толще и охватывает большую часть объёма. Наоборот, у горячих водород и гелий полностью ионизованы, начиная почти от самой поверхности, поэтому у них нет внешней конвективной зоны. Однако они имеют конвективное ядро, где движения поддерживаются теплом, выделяющимся при ядерных реакциях.
Звёзды-гиганты и сверхгиганты устроены иначе, чем звезды главной последовательности. Маленькое плотное ядро их (1% радиуса) содержит 20-30% массы, а остальная часть представляет собой протяжённую разреженную оболочку, простирающуюся на расстояния, составляющие десятки и сотни солнечных радиусов. температуры ядер достигают 100 млн. градусов и более. Белые карлики по существу представляют собой те же ядра гигантов, но лишённые оболочки и остывшие до 8-10 тыс. градусов. Плотный газ ядер и белых карликов обладает особыми свойствами, отличными от свойств идеального газа. В нём энергия передаётся не излучением, а электронной теплопроводностью, как в металлах. Давление такого газа зависит не от температуры, а только от плотности, поэтому равновесие сохраняется даже при остывании звезды, не имеющей источников энергии.
Химический состав вещества недр звезды, на ранних стадиях их развития сходен с химическим составом звёздных атмосфер, который определяется из спектроскопических наблюдений (диффузионное разделение может произойти лишь за время, значительно превосходящее время жизни звезд). С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннее строение меняется.
Заключение
Изучение звезд было вызвано потребностями и необходимостью в ориентации при путешествиях, создании календаря, определении точного времени. Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время звезды считались неподвижными точками, по отношению к которым наблюдались движения планет и комет. Со времён Аристотеля (4 в. до н. э.) в течение многих столетий господствовали взгляды, согласно которым звёздное небо считалось вечной и неизменной хрустальной сферой, за пределами которой находилось жилище богов. В конце 16 в. итальянский астроном Джордано Бруно учил, что звезды - это далёкие тела, подобные нашему Солнцу. В 1596 (немецкий астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная звезда а в 1650 (италийский учёный Дж. Риччоли) - первая двойная. В 1718 английский астроном Э. Галлей обнаружил собственные движения трёх звезд. В середине и во 2-й половине 18 в. русский учёный М. В. Ломоносов, немецкий учёный И. Кант, английские астрономы Т. Райт и В. Гершель и др. высказывали правильные идеи о той звёздной системе, в которую входит Солнце. В 1835-39 русский астроном В. Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессель и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких звезд. В 60-х гг. 19 в. для их изучения применили спектроскоп, а в 80-х гг. стали пользоваться и фотографией. Русский астроном А. А. Белопольский в 1900 экспериментально доказал для световых явлений справедливость принципа Доплера, на основании которого по смещению линий в спектре небесных светил можно определить их скорость движения вдоль луча зрения. Накопление наблюдений и развитие физики расширили представления о звездах.
В начале 20 в., особенно после 1920, произошёл переворот в научных представлениях об этих космических объектах. Их начали рассматривать как физические тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества, источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики, которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения звезд (наиболее важные результаты были получены немецкими учёными Р. Эмденом, К. Шварцшильдом, Х. Бете, английскими учёными А. Эддингтоном, Э. Милном, Дж. Джинсом, американскими учёными Г. Ресселом, Р. Кристи, советским учёным С. А. Жевакиным). В середине 20 в. исследования приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин (американские учёные М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский учёный Ф. Хойл, японский учёный С. Хаяси и др.). Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосферах звезд (советские учёные Э. Р. Мустель, В. В. Соболев, американский учёный С. Чандрасекар) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (голландский учёный Я. Оорт, советские учёные П. П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).
Список литературы
1. Бабушкин А. Н. Современные концепции естествознания, 2000 г.
2. Шкловский И. С. Вселенная. Жизнь. Разум., 1987 г.
3. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть., 1984 г.
4. Воронцов- Вельяминов Б. А. Очерки о Вселенной М. «Наука» 1976 г.
5. Климишин И. А. Открытие Вселенной М. « Наука» 1987 г.
6. Новиков И.Д. Эволюция Вселенной, М. 1983 г.
7. Комаров В. Н. Пановский Б. Н. Занимательная астрономия М. «Наука»
1984 г.
Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть., 1984 г. С. 76.
Новиков И.Д. Эволюция Вселенной, М. 1983 г. С. 173.
Воронцов- Вельяминов Б. А. Очерки о Вселенной М. «Наука» 1976 г. С. 46-63.
Воронцов- Вельяминов Б. А. Очерки о Вселенной М. «Наука» 1976 г. С 96.
Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть., 1984 г. С. 87-95.
Климишин И. А. Открытие Вселенной М. « Наука» 1987 г. С. 74.
Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть., 1984 г. С. 126.
30