Звезды

Введение
Звезды и галактика
Физика Солнца. Источник энергии звезд
Эволюция звезд: от рождения до смерти
Разнообразие звезд
Заключение
Список литературы
Словарь терминов

Звезды

Эволюция звезд — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло.
Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке. Большая часть «пустого» пространства в галактике содержит от 0,1 до 1 молекулы на см³. Пока облако свободно вращается вокруг центра галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нем могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды. По мере сжатия длина свободного пробегафотонов уменьшается и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления.
Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. Масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды.
Последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце звёздной эволюции свою роль может сыграть химический состав.
Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца), находящиеся на подходе к главной последовательности, полностью конвективны; процесс конвекции охватывает все области светила. Всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. По мере сжатия звезды начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и при достижении определенного радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста центральной температуры, вызываемого сжатием, а затем и к ее понижению.
Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.
Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и достигли такой скорости ядерных реакций, чтобы они компенсировали потери энергии на излучение, пока накапливалась масса гидростатического ядра. У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливает коллапсирование еще не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, отталкивает их прочь.
Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе.
Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, в то время как массивные сверхгиганты уйдут с главной последовательности уже через несколько миллионов лет после формирования. Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет.
По прошествии определенного времени звезда истощает водородные ресурсы ядра, что приводит к остановке термоядерных реакций. Звезда снова начинает сжатие, как уже было раньше, в процессе ее формирования. Температура и давление снова повышаются, но, в отличие от стадии протозвезды, до гораздо более высокого уровня. Коллапс продолжается до тех пор, пока не начнутся термоядерные реакции с участием гелия. Звезда «разрыхляется», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Таким образом, звезда становится красным гигантом, а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет.
Звезды с массой менее 0,5 солнечной после прекращения в их ядре термоядерных реакций постепенно остывая, продолжают слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.
При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в ее ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку, размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра.
Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды); в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда; если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых [14].
Разнообразие звезд
Окружающий нас звездный мир является очень многообразным. Звезды различаются между собой по яркости, имеют неодинаковый цвет.
Так, эффективные температуры различных звезд находятся в пределах от 3000 до 50000К, хотя эти пределы являются весьма условными. Звезды существенно различаются между собой по светимости. Наиболее мощные излучают в единицу времени в два-три миллиона раз больше, а наиболее слабые — в сотни тысяч раз меньше, чем Солнце. Наибольшую светимость в Галактике имеет звезда HD 93 129 А, находящаяся в комплексе α Киля: ее болометрическая абсолютная звездная величина а — 11,5m и светимость на три миллиона выше чем у Солнца [8].
То же можно сказать и о размерах звезд. Есть звезды-гиганты и сверхгиганты, радиусы которых в тысячи и десятки тысяч раз больше солнечного. И наоборот, радиусы звезд-карликов в десятки и сотни, а если иметь в виду еще и нейтронные звезды, то и в десятки тысяч раз меньше радиуса Солнца. Несколько меньше «разнобой» в массах звезд.
Как только были определены параметры не­скольких сотен звезд, возник вопрос: а нет ли между ними определенных физических связей, которые можно было бы вскрыть статистическими методами? Такие физические зависимости и в самом деле были обнаружены. Это, прежде всего, последовательности звезд, которые они образуют на диаграмме спектр — светимость.
Спектры большинства звезд, как и спектр Солнца, представляют собой спектры поглощения: на фоне непрерывного спектра видны темные линии.
Сходные между собой спектры звезд, сгруппированы в семь основных спектральных классов. Они обозначаются прописными буквами латинского алфавита: О-В-А-F-G-K-M, и располагаются в такой последовательности, что при переходе слева направо цвет звезды меняется от близкого к голубому (класс О), к белому (класс А), желтому (класс О), красному (класс М). Следовательно, в том же направлении от класса к классу происходит убывание температуры звезд. Внутри каждого класса существует разделение еще на десять подклассов. Например, спектральный класс F имеет такие под классы: F0-F1-F2-F3-F4-F5-Fб-F7-F8-F9.
В основном атмосферы звезд имеют сходный химический состав: самыми распространенными элементами в них, как и на Солнце, оказались водород и гелий. Разнообразие звездных спектров объясняется прежде всего тем, что звезды имеют разную температуру. От температуры зависит физическое состояние, в котором находятся атомы вещества в звездных атмосферах по виду спектра, при невысоких температурах (красные звезды) в атмосферах звезд могут существовать нейтральные атомы и даже простейшие молекулярные соединения (С2 , СN, ТiО, ZrO и др.). В атмосферах очень горячих звезд преобладают ионизованные атомы.
Кроме температуры, вид спектра звезды определяется давлением и плотностью газа ее фотосферы, наличием магнитного поля, особенностями химического состава [2].
Так как размеры звезд различаются значительно больше, чем их массы, то и средние плотности звезд сильно отличаются друг от друга. У гигантов и сверхгигантов плотность очень мала. Вместе с тем существуют чрезвычайно плотные звезды. К ним относятся небольшие по размерам белые карлики (их цвет обусловлен высокой температурой). Огромные плотности белых карликов объясняются особыми свойствами вещества этих звезд, которое представляет собой атомные ядра и оторванные от них электроны. Расстояния между атомными ядрами в веществе белых карликов должны быть в десятки и даже сотни раз меньше, чем в обычных твердых и жидких телах, с которыми мы встречаемся в земных условиях. Агрегатное состояние, в котором находится это вещество, нельзя назвать ни жидким, ни твердым, так как атомы белых карликов разрушены.
Заключение
В настоящей работе были рассмотрены вопросы звезд и Галактики, энергии звезд, их физики и эволюции, а также разнообразия звезд.
Галактика представляет собой систему из звёзд, межзвёздного газа, пыли и тёмной материи. Все объекты в составе галактик участвуют в движении относительно общего центра масс. У Галактики имеются звездные скопления, диск, ядро, границы.
Солнце — звезда Солнечной системы, вокруг которой обращаются другие объекты этой системы. Солнце можно отнести как к постоянным, так и к переменным звездам. Атмосфера Солнца состоит из фотосферы, хромосферы и короны. Источником энергии Солнца и других звезд являются ядерные реакции, ведущие к превращению водорода в гелий.
Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке при возникших неоднородностях, когда газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды. Последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы. По прошествии определенного времени звезда истощает водородные ресурсы ядра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик, как нейтронная звезда или как чёрная дыра.
Окружающий нас звездный мир является очень многообразным. Звезды различаются между собой по яркости, имеют неодинаковый цвет, массу. Сходные между собой спектры звезд, сгруппированы в семь основных спектральных классов. В основном атмосферы звезд имеют сходный химический состав: самыми распространенными элементами в них, как и на Солнце, являются водород и гелий.
Список литературы
1. Агекян Т.А. Звезды, галактики, Метагалактика. – М.: Наука, 1981.
2. Виленкин А. Мир многих миров. Физики в поисках параллельных вселенных. – М., 2010.
3. Воронцов-Вельяминов Б.Д. Очерки о Вселенной. – 8-е изд. – М.: Наука, 1980.
4. Ерпылев Н.П. Энциклопедический словарь юного астронома. – М.: "Педагогика", 1986.
5. Засов А.В., Постнов К.А. Общая астрофизика. — Фрязино: Век 2, 2006.
6. Каплан С.А. Физика звезд. – 3-е изд. – М.: Наука, 1977.
7. Кононович Э.В, Мороз В.И. Общий курс астрономии. – М., 2004.
8. Маран С. Астрономия для «чайников». — М.: «Диалектика», 2006.
9. Новиков И.Д. Эволюция Вселенной. – 2-е изд. – М.: Наука, 1983.
10. Повитухин Б. Г. Астрометрия. Небесная механика: Учебное пособие. — Бийск: НИЦ БиГПИ, 1999.
11. Степанян Н.Н. Наблюдаем Солнце. – М.: Наука, 1992.
12. Сухонос С. Масштабная гармония Вселенной. – М., 2002.
13. Шакура Н.И. Нейтронные звезды и "черные дыры" в двойных звездных системах. – М.: Знание, 1986.
14. Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, Главная редакция физико-математической литературы, 1984. — 384 с.
Словарь терминов
Белый карлик – малые звезды с массами меньше 1.4 M и с радиусами в 100 раз меньшими солнечного (примерно радиус Земли), вследствие чего имеют очень высокую плотность (106 г/cм3). Имеют низкие светимости и являются конечным этапом эволюции массивных звезд.
Балдж галактики – внутренняя, наиболее яркая часть сферической составляющей галактик
Газ межзвездный – разреженная газовая среда, заполняющая пространство между звездами.
Галактика – это гигантская звёздная система. В ней также содержится значительное количество газа и пыли; галактика пронизана магнитными полями, заполнена частицами высоких энергий – космическими лучами.
Галактический центр – центральная область Галактики радиусом 1 кпк с отличными от её остальных частей характеристиками.