Размещено на http://www.allbest.ru/

План

Введение

1. Виды звезд

2. Зарождение звезды

3. Дальнейшая эволюция и гибель звезды

Заключение

Список использованной литературы

Введение

При внимательном взгляде на ночное небо можно видеть, что звезды различаются по цвету и яркости. Большинство из них кажутся белыми, но некоторые имеют голубоватый оттенок, а другие оранжевые или красно-оранжевые.

Цвет звезд дает нам общее представление о температуре их поверхности: все знают, что белое каление горячее, чем красное. Температура поверхности нашего желтого Солнца значительно ниже 6000°. На поверхности наиболее горячих звезд температура достигает 80 000°, а самые холодные действующие звезды имеют скромную температуру 2500° или даже меньше.

Главным союзником астронома в исследовании звезд является спектроскоп. Как мы уже говорили, наше Солнце -- типичная звезда -- содержит спектр с радужным фоном (обусловленным сравнительно высоким давлением газа в фотосфере), который пересекают темные линии (обусловленные низким давлением газа в хромосфере).

Обычные звезды дают спектр одного основного класса, но есть существенные различия в подробностях. К примеру, в спектре очень горячих звезд преобладают линии гелия и водорода, а в спектре холодных красных гигантов появляются полосы, образованные молекулами, которые распадаются при более высоких температурах.

1. Виды звезд

Звезды подразделяются на несколько спектральных классов. Современная система разработана в Гарвардской обсерватории и имеет алфавитный порядок: самые горячие звезды принадлежат к классу А, за которым следуют классы В, С, D и так далее.

Неизбежно возникли осложнения, и некоторые классы оказались ненужными, а другие выпали из последовательности. В окончательном списке буквы хаотически перемешаны (W, О, В, A, F, G, К, М, R, N, S), но для его запоминания разработаны такие же мнемонические приемы, как для запоминания цветов спектра.

Каждый класс делится на подклассы, поэтому, к примеру, А5 находится на полпути между АО и FO.

Основные детали приведены в таблице 1. Звезды большей частью принадлежат к промежутку от В до М; первый и последний классы встречаются сравнительно редко, а R и N теперь часто объединяют в один класс С.

Рис. 1.

Незадолго до начала Второй мировой войны два астронома, Эйнар Херцшпрунг в Дании и Генри Норрис Рассел в Америке, независимо друг от друга разработали диаграмму, на которой звезды были размещены в соответствии с их светимостью и спектральным классом. Стало ясно, что в распределении звезд нет ничего случайного. На диаграмме «спектр -- светимость» большая часть звезд лежит на отрезке, который называется Главной последовательностью. Этот отрезок тянется от верхнего левого до нижнего правого угла диаграммы. Оранжевые и красные звезды объединяются в две обособленные группы (очень яркие гиганты и очень тусклые карлики). Такое разделение на карликов и гигантов слабее выражено у желтых звезд и вообще неприменимо к белым звездам; белые карлики (внизу диаграммы) принадлежат к совершенно другому классу.

Сначала казалось, что мы имеем дело с эволюционной последовательностью. Рождение звезды происходит в процессе конденсации из межзвездного вещества, и сначала она должна быть большой, холодной и красной, появляясь в верхнем правом углу диаграммы. По мере сжатия под воздействием гравитации она становится горячее и движется к верхнему левому углу, а затем скользит вниз по Главной последовательности, заканчивая свое существование в виде тусклого белого карлика, растратившего почти все запасы энергии. Звезды класса В и А назывались «ранними», а звезды класса М -- «поздними».

Все казалось совершенно ясным, но затем было обнаружено, что сама теория ошибочна. Проблема заключается в том, что мы не можем видеть, как звезда изменяет свое эволюционное состояние, поэтому остается лишь выбирать, какие звезды являются «молодыми» или «старыми». В дальнейшем выяснилось, что красные гиганты и сверхгиганты, такие, как Бетельгейзе, являются скорее не звездными младенцами, а космическими старожилами.

Изменение во взглядах пришло вместе с пониманием того факта, что звезды сияют из-за ядерных реакций, происходящих внутри, где главным «топливом» служит водород. Затем появилась возможность воссоздать правильную последовательность событий. Стало ясно, что главным фактором является первоначальная масса звезды: массивные звезды развиваются гораздо быстрее, чем звезды с меньшей массой. Более того, звезды гораздо меньше различаются по массе, чем по размеру или светимости; лишь очень немногие из них «весят» в 20 раз больше, чем Солнце.

2. Зарождение звезды

Мы начнем с рождения звезды из разреженного межзвездного вещества. Сначала мы увидим «глобулы Бока» (названные в честь голландского астронома Барта Бока), которые представляют собой темные пятна внутри звездной туманности.

В созвездии Ориона есть знаменитая туманность М.42, представляющая собой типичный космический «родильный дом»: она содержит много очень молодых звезд, еще нестабильных и хаотично изменяющихся.

Таблица 1

Звездные спектры

Если масса эмбриональной звезды составляет менее 1/10 массы Солнца, то ядро никогда не разогреется до такой степени, чтобы начались ядерные реакции, и звезда просто будет тускло сиять, как красный карлик, пока не растратит всю свою энергию. При еще меньшей массе температура не поднимается выше нескольких сотен градусов, и мы фактически имеем дело с «отсутствующим звеном» между звездой и планетой; тела такого рода называются коричневыми карликами, хотя название кажется мне ошибочным.

В нескольких случаях они были определены с достаточной уверенностью, но во многом остаются загадочными для нас. По-видимому, граничное значение между планетой и коричневым карликом составляет примерно десятикратную массу Юпитера, самой большой планеты Солнечной системы.

Если масса формирующегося тела составляет более 1/10 массы Солнца, то оно приобретает статус звезды. Оно начинает сиять; по мере сжатия температура поверхности остается практически неизменной, и первоначальный кокон пыли вокруг звезды уносится прочь. Продолжается хаотичное мигание, и возникает сильный «звездный ветер». Это так называемая стадия Т Тельца.

3. Дальнейшая эволюция и гибель звезды

Уплотнение до начала Главной последовательности продолжается миллионы лет, но наконец температура ядра достигает критической отметки 10 000 000°, и начинаются ядерные реакции. Вступление звезды на линию Главной последовательности снова зависит от ее массы -- чем больше масса, тем быстрее звезда появляется в верхнем левом углу диаграммы.

Превращения ядер водорода в ядра гелия достаточно, чтобы поддерживать поток излучения в течение очень долгого времени, но он не может продолжаться вечно и в конце концов начинает иссякать; теперь ядро звезды состоит в основном из гелия.

Когда запасы водорода исчерпываются, звезда сжимается и ее ядро нагревается, так что гелий вступает в ядерную реакцию и начинается накопление углерода.

Звезда покидает Главную последовательность и движется в область гигантов в верхнем правом углу диаграммы. После довольно сложной серии реакций она становится красным гигантом. Результаты этого процесса в отдаленном будущем будут катастрофическими для Земли: в течение определенного времени Солнце будет излучать по меньшей мере в сто раз больше энергии, чем сейчас, и внешние слои начнут расширяться, пока не охватят орбиты внутренних планет -- Меркурия, Венеры, а возможно, и Земли. Это означает, что у живых существ не останется никаких шансов на выживание. Впрочем, еще раньше Солнце станет слишком горячим; расчеты показывают, что условия для жизни на нашей планете станут невыносимыми примерно через миллиард лет. (Пожалуйста, не беспокойтесь. В конце концов, могло быть и хуже: скажем, всего лишь через пятьсот миллионов лет!) Звезда на этой стадии эволюции становится нестабильной и часто изменяет свой блеск.

Затем внешние слои полностью отделяются, и мы получаем так называемую планетарную туманность (опять неудачное название). От звезды остается лишь сверхплотное ядро диаметром несколько десятков тысяч миль. Она превращается в белый карлик и перемещается к нижнему левому углу диаграммы «спектр -- светимость».

Причина такой огромной плотности -- иногда в миллион раз превышающей плотность воды -- заключается в разрушении атомарной структуры. При обычных условиях атом состоит в основном из пустого пространства, но вырожденное вещество белого карлика практически не содержит пустоты, и разнообразные компоненты очень плотно упакованы.

Наиболее известным белым карликом является тусклый спутник Сириуса (который часто называли Щенком, поскольку Сириус был Собачьей Звездой). Этот спутник светит в 10 000 раз слабее, чем его ослепительный сосед, но не менее массивен, чем Солнце. Пригоршня его вещества должна весить сотни тонн.

Кто-то удачно назвал белые карлики «звездами-банкротами». У них не осталось резервов энергии, а слабое свечение обусловлено лишь остаточным сжатием. В конце концов, весь свет и тепло уходят, и звезда становится холодным, мертвым черным карликом. Естественно, тогда мы не можем видеть ее, поскольку она не излучает свет, но возраст Вселенной нельзя считать достаточно почтенным для образования черных карликов. По разным оценкам, этот возраст составляет не более двадцати миллиардов лет, а процесс перехода от белого карлика к стадии черного карлика может занять больше времени.

Теперь перейдем к эволюции еще более массивной звезды, масса которой по меньшей мере в 1,4 раза превосходит массу Солнца. Здесь все идет по сходному сценарию, но заметно быстрее, поэтому звезда тратит меньше времени на преодоление Главной последовательности и отработку водородного топлива. После того как гелиевые реакции образуют углерод, его ядра в свою очередь начинают вырабатывать более тяжелые элементы. Структура звезды временно становится похожей на луковицу, где на разных уровнях протекают различные реакции. Конечным продуктом является железо, и температура в ядре звезды достигает невероятной величины в три миллиарда градусов.

Когда вещество ядра превращается в железо, наступает настоящий кризис, поскольку железо реагирует не так, как более легкие элементы. Выделение энергии резко прекращается. В течение нескольких секунд ядро рушится вовнутрь (коллапсирует); внешние слои падают на него, и происходит чудовищный рикошет.

Ударная волна распространяется по всему телу звезды; большая часть ее вещества разлетается в Космосе по всем направлениям. Это называется взрывом сверхновой II типа. При этом звезда вспыхивает с яркостью пяти миллиардов Солнц, а когда взрыв заканчивается, остается газообразное облако, распространяющееся в пространстве. Вещество этого облака обогащено тяжелыми элементами, образованными в предыдущую фазу, и из этого обогащенного вещества формируются новые звезды.

Но что происходит с ядром умирающей звезды? Даже составные части атомов сжимаются воедино; протоны соединяются с электронами, и положительный заряд нейтрализует отрицательный заряд электронов. В результате образуется звезда, состоящая из нейтронов.

Нейтронная звезда -- настоящая диковинка. Она имеет лишь несколько миль в поперечнике, но ее плотность в миллиард раз превышает плотность воды, так что булавочная головка из вещества нейтронной звезды будет весить больше океанского лайнера.

Согласно теории, внешняя поверхность нейтронной звезды кристаллическая и богата железом; под ней находится обогащенное нейтронами жидкое вещество, в свою очередь обволакивающее ядро, состоящее из частиц, о которых мы почти ничего не знаем.

У нейтронной звезды мощное магнитное поле, и она вращается очень быстро, возможно, много раз в секунду. Этот крошечный объект -- все, что остается от некогда массивной звезды.

Заключение

звезда черный дыра сверхновая

Граница черной дыры называется горизонтом событий. Если бы Солнце стало черной дырой, то диаметр горизонта событий составил бы около четырех миль. Для Земли он менее дюйма.

Однако у Солнца и Земли нет никаких шансов стать черными дырами; даже наше светило далеко не такое массивное и обречено завершить свою ослепительную карьеру в качестве белого карлика.

Разумеется, мы не можем видеть черную дыру, но можем косвенно определить ее присутствие. Наилучшим кандидатом является система, известная как Лебедь Х-1 в созвездии Лебедя, на расстоянии 6500 световых лет. Она состоит из очень яркого сверхгиганта типа В с диаметром по меньшей мере 12 000 000 миль и массой, в 30 раз превышающей солнечную, а также спутника, в 14 раз более массивного, чем Солнце. Этот спутник остается невидимым, но выдает свое присутствие гравитационным воздействием на сверхгигант. Он слишком массивен для нейтронной звезды и предположительно является черной дырой. Он притягивает вещество соседней звезды, но прежде чем это вещество проваливается за горизонт событий, чтобы сгинуть навеки, оно испускает мощные рентгеновские лучи, регистрируемые нашей аппаратурой. Мы не можем быть совершенно уверены, что это правильное объяснение, но оно кажется очень вероятным.

Были обнаружены и другие кандидаты на роль черных дыр. Еще одно подтверждение поступило от космического телескопа Хаббла, используемого для исследования движения вещества в Галактике М.87. Особенности движения вещества указывают, что оно должно находиться под воздействием невидимого тела с колоссальной массой, и это опять свидетельствует о наличии черной дыры.

Действительно, самые последние исследования, выполненные с помощью телескопа Хаббла, дают основание полагать, что в любой крупной Галактике черная дыра в центре должна быть скорее правилом, а не исключением.

Черная дыра является самым загадочным объектом, который только можно представить. Мы не знаем, что происходит за горизонтом событий -- может быть, коллапс звезды означает ее полное исчезновение? Такие экзотические теории, как идея о проникновении в черную дыру и выходе в другой части Вселенной или вообще в другой Вселенной, довольно занимательны, но настолько спекулятивны, что дальнейшая дискуссия на эту тему представляется бессмысленной.

Список использованной литературы

1. Аткинсон С. Астрономия / Пер. с англ. /Серия "Энцикл. окружающего мира" Издательский дом РОСМЭН 1999 г. / 48 с.

2. Крапп Э. К. Астрономия / Легенды и предания о Солнце, Луне, звездах и планетах /ФАИР-ПРЕСС 1999 г. / 654 с.

3. Майлс С. Астрономия и космос / Энциклопедия /Серия "Тайны Вселенной" Росмэн-Издат 2000 г. 96 с.

4. Мур П. Астрономия с Патриком Муром/М: Фаир-пресс, 2001, 368 с.

Размещено на Allbest.ru