Файл: Конспект урока "Внутреннее строение Солнца и звёзд".docx
ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 11.12.2023
Просмотров: 122
Скачиваний: 1
, то есть конвекции.
Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца — атмосферы.
Конечно, мы не можем заглянуть внутрь Солнца и убедится в правильности модели его строения. Однако знание физики элементарных частиц позволило убедиться в её правильности. Дело в том, что при термоядерных реакциях синтеза гелия из водорода, наряду с выделением энергии происходит рождение элементарных частиц — нейтрино. Как мы помним, нейтрино практически не задерживается веществом. Поэтому, возникая в недрах Солнца и распространяясь со скоростью, близкой к скорости света, они буквально через 2 секунды покидают его поверхность. А спустя ещё 8 мин 19 с достигают Земли. Для наблюдений солнечных нейтрино в 1960 году был построен специальный нейтринный телескоп, который в 1970 году впервые в мире смог зарегистрировать солнечные нейтрино. Это и стало подтверждением теоретической модели строения Солнца как звезды. Поэтому мы в полной мере можем использовать полученные результаты для разработки моделей других звёзд.
Итак, взглянем на диаграмму спектр — светимости. Как мы уже вспоминали, в верхней части главной последовательности располагаются горячие массивные звёзды. Возьмём, к примеру, звезду, масса которой примерно в 10 раз больше массы Солнца, а светимость превышает солнечную в 3000 раз.
Расчёты показывают, что в центре такой звезды располагается конвективное ядро, размером примерно в 0,2 радиуса звезды. Оставшуюся же часть звезды занимает лучистая оболочка, где перенос энергии осуществляется посредством излучения. Такая звезда примерно на 90 % состоит из водорода и на 9 % из гелия. Основным источником энергии таких звёзд является углеродный цикл, в котором происходит превращение водорода в гелий под действием трёх катализаторов: углерода, азота и кислорода.
Посмотрим теперь, что представляют собой звезды, расположенные в нижней части главной последовательности. Во-первых, у этих звёзд нет конвективного ядра, но есть внешняя конвективная зона. Она начинается на расстоянии примерно в 0,65 полного радиуса звезды и продолжается практически до самой её поверхности. Источником энергии таких звёзд является известный нам протон-протонный цикл.
Переместимся в верхний правый угол диаграммы. Как мы помним, здесь располагаются очень массивные красные звёзды. Для примера рассмотрим гиганта, радиус которого примерно в 20 раз больше радиуса Солнца. Пусть масса гиганта лишь слегка превышает массу Солнца (1,3
М⨀), а его светимость будет в 230 раз больше солнечной. При расчётах структуры такой звезды выяснилась удивительная вещь: в центре звезды нет водорода, он весь выгорел.Там находится маленькое ядро (0,001R), почти целиком состоящее из гелия. Как следствие, в ядре таких звёзд термоядерные реакции не идут, а его температура остаётся постоянной. Поэтому ядра красных гигантов и сверхгигантов называют изотермическими.Ядро окружает тонкий энерговыделяющий слой, в котором происходят термоядерные реакции углеродного цикла. Далее идёт слой, в котором энергия переносится излучением. Его толщина составляет примерно 1/5 радиуса звезды. А наружные слои гиганта охвачены бурной конвекцией. Эти слои содержат около 70 % массы всей звезды. Но тогда мы приходим к удивительному выводу: маленькое ядро гиганта весит почти одну третью его часть. А чайная ложка вещества ядра весит почти тонну.Возникает закономерный вопрос: неужели вещество ядра красного гиганта можно считать газом? Оказывается, что можем. Но газ этот особенный, и, чтобы объяснить все его свойства, мы должны рассмотреть строение звёзд, расположенных под главной последовательностью — белых карликов.Их светимость очень мала (иногда в тысячу раз меньше светимости Солнца). Однако при массе, сравнимой с массой Солнца, их размеры сравнимы с размерами планет. Это приводит к тому, что средняя плотность вещества белых карликов (105—109 г/см³) почти в миллион раз больше плотности звёзд главной последовательности. И вот тут самое интересное. Дело в том, что в природе не существует веществ, плотность которых может превышать 20 г/см3. При такой плотности атомы вещества уже предельно тесно расположены друг к другу. Значит, внутри белых карликов нет атомов!Это натолкнуло учёных на мысль о том, что вещество таких звёзд — это очень плотный ионизированный газ, состоящий из атомных ядер и отдельных электронов. Такой газ в физике называется вырожденным электронным газом. Его давление определяется только плотностью и не зависит от температуры. Снаружи белый карлик покрыт тонкой оболочкой идеального газа.
Но на этом чудеса Вселенной не заканчиваются. Оказывается в ней существуют звёзды, состоящие в основном из сверхтекучей нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1—2 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Это нейтронные звёзды.При массе, сравнимой с массой Солнца, радиус нейтронной звезды чаще всего не превышает и 10—20 км. Поэтому средняя плотность их вещества в несколько раз больше плотность атомного ядра! Из чего состоит ядро нейтронной звезды нам до сих пор неясно, но вероятно оно представляет собой кварк-глюонную плазму.Если нейтронная звезда обладает очень быстрым вращением и мощным магнитным полем, то её называют пульсаром. Пульсар представляет собой источник строго периодических радиоимпульсов с периодом от 0,0014 до 11,8 с. Интересно, что первый пульсар был открыт в 1967 года, но результаты открытия несколько месяцев хранились в тайне. А первому открытому пульсару присвоили имя LGM-1 (от английского Little Green Men — «маленькие зелёные человечки»). Такое название было связано с предположением, что эти строго периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение.Наиболее замечательный и самый известный пульсар в точности совпадает с одной из звёздочек в центре Крабовидной туманности в созвездии Тельца. Интересен он тем, что Крабовидная туманность является остатками сверхновой звезды, вспыхнувшей в 1054 году. Её наблюдали китайские и японские астрономы в виде внезапно появившейся «звезды-гостьи», которая казалась ярче Венеры и была видна даже днём.В 1998 году был обнаружен ещё один тип нейтронных звёзд — магнетар. Такое название звезда получила из-за того, что она обладает сильнейшим магнитным полем во Вселенной (до 1011 Тл). По состоянию на ноябрь 2019 года известно всего 23 магнетара, ещё шесть кандидатов ожидают подтверждения.В конце XVIII века известный математик и астроном Пьер Лаплс, анализирую теорию тяготения Ньютона, пришёл к удивительным выводам, которые позволили предсказать существование необычных объектов во Вселенной —чёрных дыр.
Чёрная дыра — это область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что даже свет не может его преодолеть.Критический радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда. Для массивных звёзд гравитационный радиус может быть определён, как отношение удвоенного произведения гравитационной постоянной и массы звезды к квадрату скорости света:Как правило, для массивных звёзд этот радиус составляет всего несколько десятков километров.Из-за того, что чёрные дыры непосредственно наблюдать нельзя, их поиски во Вселенной сопряжены с очень большими трудностями. Поэтому обнаружить такой объект пока возможно лишь двумя способами. Проще всего найти чёрную дыру можно тогда, когда она является одним из компонентов тесной двойной звёздной пары. В этом случае наблюдается обращение второго компонента вокруг массивного «пустого места».Второй способ предполагает, что в тесных двойных системах мощное гравитационное поле чёрной дыры вызывает падение на неё газа из атмосферы звезды-спутника, сопровождающееся мощным рентгеновским излучением. Примером может служить двойная звезда Лебедь Х-1. Она представляет собой массивную двойную систему, одним из компонентов которой является чёрная дыра массой около 14,8 масс Солнца, а второй компонент — это голубой сверхгигант.Понять, как связаны между собой различные типы звёзд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звёзд, образующих огромные звёздные системы — галактики. Но о них мы с вами поговорим в одном из следующих уроков. А сейчас давайте подводить итоги урока сегодняшнего. Итак, сегодня мы с вами выяснили, что размеры звёзд лежат в очень широком диапазоне: от небольших белых карликов и нейтронных звёзд до огромных красных гигантов и гипергигантов.