Студопедия.Орг Главная | Случайная страница | Контакты | Мы поможем в написании вашей работы!  
 

Эволюция звезд



После выгорания водородного топлива звезде становится нечем поддерживать высокую температуру, а значит она на какое-то время теряет способность сопротивляться гравитационному сжатию. Это сжатие приводит к тому, что температура в центральной области звезды, состоящей теперь преимущественно из ядер гелия и свободных электронов, повышается до ~ 100 млн. градусов. При такой температуре ядра гелия обладают столь высокой энергией, что при столкновении теперь уже они могут сближаться до расстояний, при которых происходят сильные взаимодействия. При слиянии ядер гелия возникают прежде всего ядра углерода 12С6, при этом высвобождается энергия, которая поддерживает температуру звезды.

Когда запасы гелия также полностью исчерпаются, звезда вновь сжимается под действием гравитационных сил, центральные области нагреваются до еще более высокой температуры, и из ядер углерода, а также оставшихся ядер гелия возникают более тяжелые элементы. Последовательное «сжигание» легких ядер и рост температуры центральной области звезды продолжается и далее - пока не возникают стабильные ядра. К их числу, в частности, принадлежат ядра железа. Когда термоядерные превращения доходят до железа, реактор останавливается, ведь при слиянии ядер, более тяжелых чем железо, энергия уже не выделяется, а поглощается.

В действительности, эволюция звезды сопровождается всякого рода катастрофическими взрывами, выбросами вещества в космическое пространство. При этом возникают столь большие давления, что ядра химических элементов вдавливаются друг в друга. Именно так образуются ядра элементов тяжелее железа, которыми обогащается межзвездное пространство. Предполагается, что вещество нашей Галактики уже прошло по меньшей мере одну или две переплавки в недрах каких-то звезд.

На конечной стадии необратимой эволюции звезд, когда все ядерное топливо выгорело, тепловое давление cтановится не в состоянии

противодействовать гравитации и начинается процесс гравитационного сжатия, наиболее важные особенности которого отражены в таблице 11.1.

Таблица 11.1

Характеристика состояния звездного вещества Плотность, кг/куб.м Условие реализации
Нормальное звездное вещество  
Электронная оболочка атома деформируется   М<1,4М
Ядра выдавливаются из электронных оболочек Белые карлики
Электроны препятствуют дальнейшему сжатию  
Электроны вдавливаются в ядра: протоны превращаются в свободные нейтроны     1,4М < М
Плотность вещества почти достигает плотности атомного ядра. Сильные ядерные взаимодействия препятствуют дальнейшему сжатию М<2,5 М Нейтронные звезды
Релятивистский коллапс > М>2,5М
Общая теория относительности теряет силу > “Черные дыры”

Чтобы проследить за эволюцией звезд, достаточно знать две величины, которые сравнительно легко определить: собственную светимость и цвет, характеризующий температуру поверхности. Поэтому в этих координатах можно построить зависимость светимости от цвета, и поскольку каждая звезда в любой период жизни имеет определенные светимость и цвет, ее положение можно отразить точкой на этой диаграмме. Так как звезды изменяются со временем, то в течение «жизни» звезды представляющая ее точка передвигается по этой диаграмме, описывая некую кривую. Таким образом, можно проследить процесс жизни и угасания звезды.

Динамика поведения звезды зависит только от двух факторов: массы вещества, из которого она конденсировалась, и состава вещества. В начальный период жизни звезды играет роль только ее масса. Если сравнивать эволюцию звезд, химический состав которых подобен составу Солнца, т.е. звезд населения I, то окажется, что на протяжении большей части своей истории эти звезды занимают положения вблизи так называемой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (рис. 11.4). Массивные звезды оказываются более горячими и яркими, менее массивные звезды — холодные и тусклые. Так

Рис. 11.4 Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

как большую часть своей жизни звезда стабильна, диаграмма «цвет-светимость» для любой группы звезд представляет собой распределение точек вдоль главной последовательности. У звезды, масса которой не превышает 1,4массы Солнца, гравитационное сжатие останавливается, когда вещество переходит в так называемое «вырожденное» состояние с очень большой плотностью (до нескольких тонн в кубическом сантиметре). При этом ядра атомов оказываются плотно упакованными, а все электроны обобществляются, образуя вырожденный электронный газ. Звезда еще сохраняет высокую температуру (104 К), но постепенно остывает и медленно сжимается в течение многих миллионов лет. Такие очень слабые звездочки - «белые карлики» - остаются видимыми, пока окончательно не остынут и не превратятся в похожие на планеты шары из вырожденного вещества - «черные карлики».

Эволюция нашего Солнца к стадии красного гиганта приведет к тому, что оно сначала сожжет Землю из-за выделения огромного количества энергии при превращении гелия в водород, а затем в результате гигантского расширения поглотит ее останки. По расчетам астрономов до этого момента пройдет около 5 миллиардов лет. Время пребывания обычной звезды в виде красного гиганта составляет около 107 лет. Достигнув на этой стадии максимальных размеров, звезда быстро смещается влево на диаграмме «светимость—цвет» (рис. 11.4). Переход от красного гиганта до пересечения с главной последовательностью составляет примерно 1% от всего времени существования звезды (для Солнца — 100 миллионов лет.) В этот период у большинства звезд нарушается равновесие, и они начинают пульсировать, изменяя светимость. Их называют переменными звездами. К ним относятся также нестационарные пульсирующие звезды-цефеиды. Далее эволюция идет в зависимости от массы звезды.

Рис. 11.5 Диаграмма эволюции звезд

Если масса звезды после выгорания ядерного топлива превышает массу Солнца примерно в полтора раза (точнее в 1,4 раза), то такая звезда не может превратиться в белого карлика, ее ждет более драматический конец. Силы гравитационного сжатия на последнем этапе жизни звезды настолько велики, что им не может противостоять даже вырожденное вещество. Плотность вещества достигает миллиона тонн в куб. см, при этом атомные ядра раскалываются как орехи. Выделяется огромная гравитационная энергия - наступает гигантский взрыв. За несколько секунд выделяется энергия 1045 Дж, т.е. больше чем за всю предшествующую жизнь. Температура мгновенно достигает невообразимой величины 1011 К. Такой катастрофический процесс называется взрывом Сверхновой звезды. При этом большая часть массы звезды выбрасывается в космическое пространство со скоростью 1000 - 5000 км/с. Выброшенное вещество содержит тяжелые элементы, образовавшиеся в момент взрыва. В течение нескольких суток Сверхновая испускает больше света, чем целая галактика.

Под действием такого взрыва электроны вдавливаются в атомные ядра,сливаются с протонами и образуют нейтроны. Мощные потоки нейтрино охлаждают ядро звезды и превращают ее в нейтронную звезду - своеобразное гигантское атомное ядро с поперечников в десяток километров. В летописях зафиксированы несколько событий, которые можно трактовать как взрыв Сверхновой: 4 июля 1054 г., 5 ноября 1572 г., 9 октября 1604 г. После первого из упомянутых взрывов образовалась расширяющаяся Крабовидная туманность в созвездии Тельца. В центре этой туманности находится быстро вращающаяся нейтронная звезда.

Впервые нейтронные звезды наблюдались в 1967 году. Произошло это довольно неожиданно. Дело в том, что вблизи поверхности нейтронных звезд, которые обладают сильным магнитным полем, есть активные области, излучающие направленные потоки радиоволн. Такие области вращаются вместе с поверхностью звезды и излучают радиоволны как прожектор. Когда излучение этого прожектора попадает на Землю, астрономы фиксируют вспышки радиоизлучения, соответствующие периоду вращения звезды. Космические объекты, излучающие такие вспышки, назвали пульсарами. Период этих вспышек был настолько мал, всего около секунды и даже меньше, что поперечник пульсара не мог быть больше нескольких десятков километров, в противном случае звезда была бы разорвана центробежными силами. Так было доказано, что пульсар - это нейтронная звезда.

Наше Солнце (желтый карлик) в соответствии с расчетами должно находиться в наблюдаемом состоянии 9 миллиардов лет, из которых 5 уже прошло.





Дата публикования: 2015-01-23; Прочитано: 534 | Нарушение авторского права страницы | Мы поможем в написании вашей работы!



studopedia.org - Студопедия.Орг - 2014-2024 год. Студопедия не является автором материалов, которые размещены. Но предоставляет возможность бесплатного использования (0.008 с)...