ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 21.04.2024
Просмотров: 39
Скачиваний: 1
ФЕДЕРАЛЬНОЕ АГЕНТСТВО ПО ОБРАЗОВАНИЮ РФ
ЕЛЕЦКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. И.А. БУНИНА
Реферат по дисциплине «Естественно - научная картина мира»
на тему:
«Этапы эволюции звёзд. Солнечная система».
Выполнила:
студентка факультета
иностранных языков
группы ИН-21
Бессонова Т.М.
Проверила:
Соловьёва Е.А.
Елец-2012г.
Содержание.
Введение. В темное время суток мы видим на небе бесчисленное количество звезд. Даже невооруженным глазом видно, что они отличаются друг от друга размерами и яркостью. Ученые не могут изучать звезды непосредственно. Единственным методом познания даже для современных ученых остается наблюдение. В настоящее время на помощь приходят достижения науки и техники, мощные телескопы и компьютеры для сложнейших расчетов и построения моделей. Эволюция звезд является одной из основных тем в астрономии. Изменения в звездах протекают слишком медленно для жизни человека и даже для всего человечества, поэтому звездную эволюцию невозможно изучать на примере одной звезды. Ученые изучают множество звезд, находящихся на разных этапах жизненного цикла. Несмотря на то, что наблюдения за звездами проводили еще античные ученые, тема является актуальной до сих пор, т.к. многие вопросы остаются нерешенными и на сегодняшний день. В любом учебнике по астрономии есть соответствующие разделы. Звездную эволюцию изучают и отечественные и зарубежные ученые, теме посвящаются научные работы, статьи и публикации в газетах и журналах, выпускаются книги, много информации в интернете.
Основное понятие звёздной эволюции.
Ученые насчитывают в нашей галактике около 100 млрд. звезд, при этом всего наблюдаемых галактик примерно 10 млрд. По существу, звезды – это газовые шары, вещество которых удерживается вместе гравитационными силами притяжения. Звездный газ в основном состоит из водорода (70...75%) и гелия, а также содержит следы более тяжелых элементов (неон, углерод, кислород). [2] Звездной эволюцией в астрономии называют последовательность изменений в течении жизни звезды пока она излучает свет и тепло. Звезды образуются из холодного облака межзвездного газа. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла . [6] Главным вопросом в теме эволюции звезд был вопрос об источнике их энергии. Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов Кельвинов). [3] Когда в ядре звезды весь водород выгорает, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии. Звезда превращается в красный гигант. Со временем гелий накапливается в ядре, и, когда его масса становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься. В случае, когда звезда довольно массивна, может продолжиться термоядерное превращение гелия в более тяжелые элементы.
Таким образом основными движущими силами звездной эволюции являются термоядерный синтез, который изменяет вещественный состав звезды, гравитация, стремящаяся сжать звезду, что тоже сопровождается выделением энергии, а также излучение с поверхности, уносящее выделяемую энергию.
2.Этапы эволюции звёзд. 2.1. Рождение звёзд. Ранний этап эволюции звезд связан с процессом их конденсации из межзвездной среды. Протозвезды, непрерывно сжимаясь под действием силы тяжести, становятся все более компактными объектами. [4] Наступает гравитационный коллапс. Поскольку давление и плотность нарастают к центру, коллапс центральной части происходит быстрее, чем на периферии. В конце концов, градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро. Дальнейшая эволюция протозвезды— это аккреция продолжающего падать вещества. Торможение происходит на поверхности ядра. В конце концов масса вещества исчерпается. Этим заканчивается фаза протозвезды и начинается фаза молодой звезды. 2.2. Молодые звёзды. Дальнейший путь развития звезды почти полностью зависит от ее массы. Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца) полностью конвективные. По сути, это еще протозвезды. Ядерные реакции в их центре еще только начинаются, и всё излучение происходит в основном из-за гравитационного сжатия. Затем сжатие замедляется. У звезд с массой больше, чем 0,8 масс Солнца, ядро становится прозрачным для излучения, и возобладает лучистый перенос энергии в ядре, а наверху оболочка остаётся конвективной. Эволюция звезд меньшей массы превышает возраст галактики, вот почему они мало изучены. У звезд с массой меньше 0,08 масс Солнца выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций никогда не хватит, чтобы покрыть расходы на излучение. Они постоянно сжимаются, пока давление вырожденного газа не остановит его, а затем остывают. Их называют коричневыми или бурыми карликами. Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) эволюционируют также, но в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности. Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс пропускают все промежуточные стадии. Ядерные реакции в ядре компенсируют потери на излучение. У данных звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливает коллапсирование оставшихся внешних областей, но толкает их обратно. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака.
2.3. Середина жизненного цикла звезды. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательностисогласно своему химическому составу и массе. Маленькие, холодные красные карлики медленно сжигают запасы водорода и остаются на главной последовательности сотни миллиардов лет, а массивные сверхгигантывсего лишь несколько миллионов. Звёзды среднего размера, такие как Солнце, остаются на главной последовательности в среднем 10 миллиардов лет. Как только звезда истощает запас водорода в ядре, она уходит с главной последовательности. 2.4. Зрелость. Истощение запаса водорода приводит к остановке термоядерных реакций. Внешние слои начинают сжиматься к ядру. Температура и давление повышаются и начинаются термоядерные реакции с участием гелия. Размер звезды увеличивается примерно в 100 раз, и звезда становится красным гигантом. По такому сценарию будет развиваться и наше Солнце. Примерно через 10 млрд. лет его радиус начнет быстро увеличиваться, возрастет и светимость. Все планеты земной группы окажутся внутри Солнца, и условия существования не только жизни на Земле, но и самой Земли станут критическими. [5]
2.5. Поздние годы и гибель звёзд. Дальнейшая эволюция также зависит от массы звезды. Возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в звездах с малой массой. Современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах. Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных участках, что вызывает нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше чем коричневый карлик. У звезд с массой меньше 0,5 солнечной оболочка недостаточно массивна, чтобы преодолеть давление, производимое ядром, поэтому они не в состоянии преобразовывать гелий. К таким звёздам относятся красные карлики. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра. Когда звезда средней величины достигает фазы красного гиганта, ее внешние слои продолжают расширяться, а ядро сжиматься, начинаются реакции синтеза углеродаизгелия. Периоды нестабильности сопровождаются изменениями размеров, температуры поверхности и выпусками энергии. Выбрасываемый газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды. Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточно кинетической энергии, чтобы быть выброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся ядро звезды, которое, остывая, превращается в гелиевый белый карлик.После гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. 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(пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова— какчёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых звёзд. Если звезда имела сверхкрупные размеры, то в конце ее эволюции частицы и лучи, едва покинув поверхность, тут же попадают обратно из-за сил гравитации, т.е. образуется «черная дыра», переходящая затем в «белую дыру» [1] 3. Современные теории происхождения Солнечной системы.
Из гипотез происхождения солнечной системы наиболее известна электромагнитная гипотеза шведского астрофизика X. Альвена, усовершенствованная Ф. Хойлом.. Альвен исходил из предположения, что некогда Солнце обладало очень сильным электромагнитным полем. Туманность, окружавшая светило, состояла из нейтральных атомов. Под действием излучений и столкновений атомы ионизировались. Ионы попадали в ловушки из магнитных силовых линий и увлекались вслед за вращающимся светилом. Постепенно Солнце теряло свой вращательный момент, передавая его газовому облаку.
Слабость предложенной гипотезы заключалась в том, что атомы наиболее легких элементов должны были ионизироваться ближе к Солнцу, атомы тяжелых элементов - дальше. Значит, ближайшие к Солнцу планеты должны были бы состоять из наилегчайших элементов - водорода и гелия, а более отдаленные - из железа и никеля. Наблюдения говорят об обратном. Чтобы преодолеть эту трудность, английский астроном Ф. Хойл предложил новый вариант гипотезы. Солнце зародилось в недрах туманности. Оно быстро вращалось, и туманность становилась все более плоской, превращаясь в диск. Постепенно диск начинал тоже разгоняться, а Солнце тормозилось. Момент количества движения переходил к диску. Затем в нем образовались планеты. Если предположить, что первоначальная туманность уже обладала) магнитным полем, то вполне могло произойти перераспределение углового момента [11, c.141-143].
Трудностями и противоречиями гипотезы Хойла являются следующие: во-первых, нелегко представить, как могли "отсортироваться" избыточный водород и гелий в первоначальном газовом диске, из которого образовались планеты, поскольку химический состав планет явно отличен от химического состава Солнца; во-вторых, не совсем ясно, каким образом легкие газы покинули Солнечную систему (процесс испарения, предлагаемый Хойлом, сталкивается со значительными трудностями); в-третьих, главной трудностью гипотезы Хойла является требование слишком сильного магнитного поля у "протосолнца", резко противоречащее современным астрофизическим представлениям.
Более многочисленные и надежные экспериментальные данные о Солнечной системе были получены в послевоенные годы. Методы, которыми были исследованы метеориты и поверхность Луны, нельзя было бы даже представить во времена Лапласа.
Речь идет о веществе, которое образовалось на самой ранней стадии жизни Солнечной системы или даже было частью первичной туманности.
Исследования послевоенных лет привели к некоторому прояснению нашего происхождения. Как уже считается доказанным, Вселенная родилась примерно 15-20 млрд. лет назад в результате "большого взрыва". Спустя миллиард лет из смеси водорода и гелия, заполнявших все пространство, началось образование галактик. Первые звезды, образовавшиеся в те времена, все еще видны в шаровых скоплениях и в центрах галактик. Вслед за ними образовались спиральные рукава.
Наиболее массивные звезды, сформировавшиеся в самом начале, прошли очень быструю эволюцию, при которой водород превращался в более тяжелые элементы (в том числе углерод и кислород), а вновь образованное вещество выбрасывалось в окружающее пространство. Такие превращения и сейчас происходят в термоядерных реакциях, поставляющих всю энергию, излучаемую звездами.
Этот "пепел" в свою очередь подвергался локальному сжатию, приводящему к рождению новых звезд, и цикл повторялся.
Как полагают ученые, наше Солнце образовалось одновременно с другими звездами. Оно представляет собой звезду второго или третьего поколения.
Существуют две принципиальные точки зрения на происхождения звезд и, в частности, Солнца.
Первая гипотеза основывается на предположении, что звезды формируются из газовой материи - той самой, которая и в настоящее время наблюдается в Галактике [10].
Предполагается, что газовая материя в тех местах, где ее масса и плотность достигают некоторой величины, начинает под действием своего собственного притяжения сжиматься и уплотняться, образуя сначала холодный газовый шар. В результате продолжающегося сжатия температура газового шара начнет подниматься. Потенциальная энергия частиц в поле притяжения газового шара при приближении к центру становится меньше, а это означает, что часть потенциальной энергии переходит в тепловую энергию. Совершенно тот же переход энергии происходит, когда лежавший на краю пропасти камень, упав на ее дно, теряет часть потенциальной энергии в силовом поле земного притяжения, и приобретает тепловую энергию, разогревшись от удара о дно пропасти.
Когда газовый шар нагреется, он станет отдавать тепловую энергию через излучение с поверхностных слоев, которые вследствие этого будут охлаждаться и посредством теплопроводности вызывать охлаждение более глубоких слоев. Поэтому если бы в газовом шаре, теперь уже звезде, не появились новые источники энергии, то процесс сжатия, сопровождающийся излучением энергии, довольно быстро привел бы к исчерпанию энергии и угасанию звезды. Эволюция таких звезд, формирующихся из водорода, была бы очень простой. Однако процесс сжатия приводит к тому, что центральные области звезды разогреваются до очень высоких температур. Они расположены очень глубоко и почти не испытывают влияния охлаждения, вызываемого излучением с поверхностных слоев. Когда температура центральной области достигает нескольких миллионов градусов, в ней начинаются термоядерные реакции, сопровождающиеся выделением большого количества энергии. Период, в течение которого звезда, сжимаясь из газового облака, достигнет состояния, когда в ее центральных областях начнут действовать термоядерные реакции, называется периодом сжатия. После возникновения термоядерных реакций сжатие звезды прекращается. Некоторое время звезда будет сохранять неизменными свои основные физические характеристики. При этом главными из термоядерных реакций являются реакции, которые приводят к превращению водорода в гелий. Как показывают расчеты, исчерпание водорода должно сопровождаться увеличением радиуса звезды и уменьшением ее температуры.