Эволюция звезд (260)

Посмотреть архив целиком

План


Введение

  1. Понятие эволюции звезд

  2. Образование звезд, стадия гравитационного сжатия

  3. Эволюция на основе ядерных реакций

  4. Конечные стадии эволюции

Заключение

Список литературы


Введение


Подавляющее большинство звезд меняет свои основные характеристики (светимость, радиус) очень медленно. В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся в состоянии равновесия — обстоятельство, которым мы широко пользовались для выяснения природы звездных недр. Но медленность изменений — это еще не означает отсутствие их. Все дело в сроках эволюции, которая для звезд должна быть совершенно неизбежной.

Проблема эволюции звезд, несомненно, принадлежит к числу фундаментальнейших проблем астрономии. По существу, вопрос заключается в том, как рождаются, живут, «стареют» и умирают звезды. Эта проблема по самой своей сущности является комплексной. Она решается целеустремленными исследованиями представителей разных отраслей астрономии - наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, никак нельзя сразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще эта проблема оказалась очень 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.

Цель контрольной работы – рассмотреть эволюцию звезд.


1. 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 (масса г, светимость эрг/с) 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 хим. состава звезд со временем. Эволюционные последовательности затем сопоставляются с результатами наблюдений, напр., с Герцшпрунга-Ресселла диаграммой (Г.-Р.д.), суммирующей наблюдения большого числа звезд, находящихся на разных стадиях эволюции. Особо важную роль играет сравнение с Г.-Р.д. для звездных скоплений, поскольку все звезды скопления имеют одинаковый начальный хим. 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. Скорость звездообразования в современную эпоху оценивается в 5 в год.


2. 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. При типичных для современных межзвездных облаков температурах К могут сколлапсировать лишь облака с массой, не меньшей . 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: 


Случайные файлы

Файл
131980.rtf
89841.rtf
ogdruda.doc
137231.rtf
10777.rtf




Чтобы не видеть здесь видео-рекламу достаточно стать зарегистрированным пользователем.
Чтобы не видеть никакую рекламу на сайте, нужно стать VIP-пользователем.
Это можно сделать совершенно бесплатно. Читайте подробности тут.