Название: Концепции современного естествознания: Конспект лекций( Анциферова Л.В.)

Жанр: Гуманитарные

Просмотров: 1293


Лекция  8.  эволюция звезд

 

Характеристики звезд связаны между собой. Наибольший интерес представляет связь температуры и светимости. Незадолго до первой мировой войны американский астроном Рессел и датский ученый Герцшпрунг независимо друг от друга построили диаграмму «температура – светимость». Эту диаграмму иногда называют главной диаграммой астрономии (рис. 5).

Звезды располагаются на диаграмме определенными областями. 90 \% всех звезд – вдоль длинной полосы, называемой главной последовательностью. Самые массивные звезды находятся в ее верхней части (имеют большую светимость), менее массивные – в нижней (имеют малую светимость). Ниже главной последовательности находятся очень горячие и слабосветящиеся звезды – белые карлики. Правее главной последовательности, в верхней части диаграммы, расположена область красных гигантов – звезд низкой температуры и высокой светимости.

В ходе эволюции звезды перемещаются по диаграмме Герцшпрунга – Рессела и переходят из одной области в другую. Рассмотрим стадии эволюции звезд.

 

Рис. 5

 

1. Рождение звезд. Звезды образуются из газопылевых облаков. В месте неоднородности в результате всемирного притяжения образуется сгущение – протозвезда (будущая, рождающаяся звезда). Размеры протозвезды много больше Солнечной системы. Силы тяготения сжимают протозвезду. Внутри нее возрастают плотность и температура. Когда температура достигает 10 млн градусов, начинается термоядерная реакция. (Термоядерная реакция – это реакция слияния ядер атомов. Она происходит при очень высоких температурах и сопровождается огромным выделением энергии.) С этого момента стадия сжатия звезды прекращается: сила внутреннего давления газа уравновешивает силу тяготения. Звезда родилась. Рождение массивных звезд продолжается сотни тысяч лет, а звезд массой меньше солнечной – сотни миллионов лет. Примерно 5 млрд лет назад так родилось Солнце.

2. Жизнь на главной последовательности. Внутри звезды идет термоядерная реакция сгорания водорода и превращения его в гелий (рис. 6).

Темпы сгорания водорода очень высоки. Например, на Солнце каждую секунду сгорает 600 млн т водорода. И такой темп Солнце может выдержать около 10 млрд лет, поскольку имеет огромную массу.

На главной последовательности звезды проводят 90 \% всей своей жизни. Более массивные звезды живут на главной последовательности миллионы лет, а менее массивные – миллиарды. Меньшая продолжительность жизни массивных звезд связана с тем, что они имеют большую светимость и, значит, быстрее расходуют ядерное горючее.

         Рис.  6

 

3. Жизнь в области красных гигантов. Когда запасы водорода истощаются, начинается резкое сжатие. Давление, плотность, температура внутри звезды растут.

Когда температура достигает 100 млн градусов, начинается термоядерная реакция слияния атомов гелия в атомы углерода.

При этом выделяется такая огромная энергия, что звезда раздувается до огромных размеров. Ее светимость растет, а температура поверхности уменьшается. При некоторых размерах наступает равновесие. Звезда превращается в красный гигант. Через 6-7 млрд лет в недрах Солнца будет исчерпан весь водород, и примерно за 100 млн лет Солнце превратится в красный гигант. Оно поглотит ближайшие планеты. Жизнь на Земле станет невозможной.

4. Период неустойчивости звезды (предсмертная агония). После истощения гелия начинается еще одно стремительное сжатие. Горят тяжелые элементы – углерод, кислород, кремний. Внешние слои звезд, подобных Солнцу (массами не больше 1, 2 М), постепенно расширяются и в конце концов покидают ядро звезды. Более массивные звезды на этой стадии теряют устойчивость. Звезда колеблется по объему и светимости. Происходит взрыв (взрывающиеся звезды называют сверхновыми). При этом звезда сбрасывает часть массы, образуются планетарные туманности.

5. Конечные стадии эволюции звезды. Заключительный этап жизни звезды целиком зависит от массы звезды. Звезды типа Солнца Превращаются в белые карлики, более массивные – в нейтральные звезды, самые массивные – в черные дыры. 

 

Смерть звезды

 

 

М < 1,2 М                  1,2 М < М < 2 М                  М > 2 М

 

Белые карлики – звезды размером порядка 10 000 км и огромной плотности, порядка 1 т/см3. Если бы мы имели горошину такой плотности и уронили ее на поверхность Земли, она пробила бы земной шар насквозь и вылетела с другой стороны. Внутренних источников энергии в белых карликах нет, и они светятся, медленно остывая, за счет запасенного в них тепла.

Нейтронные звезды – звезды размером 15 – 20 км и плотностью порядка миллиардов тонн на кубический сантиметр. Они состоят из нейтронов – нейтральных частиц, входящих в состав атомного ядра. Нейтронные звезды очень быстро вращаются (один оборот за время порядка одной секунды) и обладают мощнейшими магнитными полями (в миллиарды раз больше, чем на Солнце). С Земли нейтронные звезды наблюдаются как пульсары – источники радиоизлучения, состоящего из отдельных импульсов, которые повторяются с периодом около 1 с (рис. 7).

 

Интенсивность 

в радио-

диапазоне

 

                                                                                                    t

 

Рис. 7

 

Черные дыры. Для звезд массой больше 2–3 масс Солнца физика не знает сил, которые могли бы сдержать гравитационное сжатие. Происходит неограниченное сжатие (коллапс) звезды. В процессе коллапса наступает момент, когда даже луч света не способен выйти из черной дыры. Поверхность, за которой все события пропадают из виду, называют горизонтом событий. Никакой информации из области, находящейся за горизонтом событий (могилы информации), получить нельзя. Звезда, ушедшая за горизонт событий, продолжает сжиматься и прекращает свое существование в центре черной дыры. Эту точку называют сингулярностью (рис. 8).

Подпись:  
                       Рис. 8
Существование черных дыр было предсказано на основе общей теории относительности А. Эйнштейна. Непосредственно наблюдать их нельзя, однако как человека-невидимку можно обнаружить по его действиям, как и черные дыры – по эффектам, с ними связанными. Так, если черная дыра входит в состав двойной звезды (две звезды, обращающиеся вокруг одной точки – центра масс), то газ соседней звезды засасывается гравитационным полем черной дыры. Газ с поверхности обычной звезды будет непрерывно падать на черную дыру, образуя вокруг нее диск. Газ в этом диске разогревается до огромной температуры – 10 миллионов градусов и излучает в рентгеновском диапазоне. Это излучение можно обнаружить. Возможные кандидаты в черные дыры: Лебедь IX, Циркуль XI, Кассиопея А (рис. 9).

 

 

Рис. 9