Реферат на тему: Звезды

Оглавление:

У вас нет времени на реферат или вам не удаётся написать реферат? Напишите мне в whatsapp — согласуем сроки и я вам помогу!

В статье «Как научиться правильно писать реферат», я написала о правилах и советах написания лучших рефератов, прочитайте пожалуйста.

Собрала для вас похожие темы рефератов, посмотрите, почитайте:

Введение

С древних времен люди видели звезды на небе и хотели понять, что они такое. Объяснить природу звезд пытались еще с древних времен, но понять, что же такое звезда могла только в XX веке, но сейчас существует множество загадок.

Звезды — одна из основных форм материи во вселенной. В них содержится большая часть вещества вселенной. Звезды обычно встречаются в галактиках, но вне галактик звезды встречаются редко.

Многие небесные «туманности», если смотреть на них с помощью телескопа, являются также группами звезд. Млечный Путь, например, это наша галактика, состоящая из сотен миллиардов звезд. До недавнего времени считалось, что звезды содержат почти всю материю во вселенной. В Солнечной системе, например, масса центральной звезды — Солнца — намного превышает общую массу всех остальных тел: планет, астероидов, комет, пыли, ледяных шапок. В середине 20-го века казалось, что мы понимаем структуру Вселенной: многие галактики состоят из звезд, вокруг некоторых из них расположены планетарные системы, и в этой иерархии доминирует сила гравитации, притяжения. Даже редкие двойные звезды, планеты, облака газа и пыли должны подчиняться этой великой силе. Но изучая распределение и движение звезд в Солнечной системе и в галактике, ученые обнаружили один неожиданный факт за другим.

В Солнечной системе есть правило: чем ближе планета к Солнцу, тем быстрее она вращается вокруг Солнца. То же правило должно применяться и к галактике: Звезды вблизи центра галактики должны вращаться вокруг галактики намного быстрее, чем звезды на ее периферии. Однако звезды на крайнем крае галактики движутся так же быстро, как и звезды вблизи центра галактики. Это не соответствует законам Кеплера, ньютоновской механике и, в конечном счете, закону гравитации. Чем внимательнее ученые наблюдали за движением звезд, тем незнакомее это выглядело. Оказалось, что группы звезд, которые должны были распространяться в разных направлениях, застряли вместе на миллиарды лет. Некоторые звезды изменили свое направление в пространстве без видимой причины, как куклы. Казалось, что звезды перестали подчиняться гравитации. Кто-то невидимый оказался истинным хозяином Вселенной. Как будто звезды, источники света, имеют тени. Появилась удивительная истина: свет и масса не обязательно идут рука об руку, вселенная полна ярких и сияющих объектов малой массы и слегка сияющих массивных тел.

Краткая история изучения звезд

Изучение звезд определялось потребностями материальной жизни общества (необходимость ориентации на путешествия, создание календаря, определение точного времени). Уже в древности звездное небо делилось на созвездия. Долгое время звезды считались неподвижными точками, относительно которых наблюдалось движение планет и комет. Со времен Аристотеля (IV в. до н.э.) на протяжении многих веков преобладали взгляды, согласно которым звездное небо считалось вечным и неизменным хрустальным шаром, за которым обитали боги. В конце 16 века итальянский астроном Джордано Бруно учил, что звезды — это далекие тела, как наше Солнце. В 1596 году (немецкий астроном И. Фабрициус) была открыта первая переменная звезда, а в 1650 году (итальянский ученый Г. Риччоли) — первая двойная звезда.

В 1718 году английский астроном Э. Галлей открыл собственные движения трех звезд. В середине и второй половине 18 века здесь были русский ученый М. В. Ломоносов, немецкий ученый И. Кант, английские астрономы Т. В. Ломоносов и другие. Райт и В. Гершель и другие высказали правильные представления о звездной системе, которая включает в себя Солнце. В 1835-39 годах русский астроном В. Я. Струве, немецкий астроном Ф. Бессел и английский астроном Т. Гендерсон впервые определили расстояния до трех близлежащих звезд. В 1960-х годах их изучали с помощью спектроскопа, а в 1980-х годах использовали и фотографию. В 1900 году российский астроном А. А. Белопольский экспериментально доказал для световых явлений доплеровский принцип, по которому смещение линий в спектре небесных светильников может определять их скорость вдоль зрительного луча. Накопление наблюдений и развитие физики расширили наше понимание звезд.

В начале 20 века, особенно после 1920 года, произошел переворот в научном понимании этих космических объектов. Их начали рассматривать как физические тела; исследовали строение звезды, состояние равновесия их вещества, источники энергии.

Эта революция была связана с успехом атомной физики, который привел к количественной теории звездных спектров, и с достижениями в области ядерной физики, которые позволили провести аналогичные вычисления источников энергии и внутреннего строения звезд (наиболее важные результаты были получены немецким ученым Р. Г. Бергером. Эмден, К. Шварцшильд, Х. Бете, английские ученые А. Эддингтон, Э. Милн, Дж. Джинс, американские ученые Г. Рессел, Р. Кристи, советский ученый С. А. Жевакин). В середине 20 века исследования, связанные с развитием наблюдательных возможностей и использованием электронных компьютеров, приобрели еще большую глубину (американские ученые М. Шварцшильд, А. Сандидж, английский ученый Ф. Хойл, японский ученый С. Хаяси и т.д.). Большие успехи достигнуты также в изучении процессов переноса энергии в фотосфере звезд (советские ученые Е.Р. Мустел, В.В. Соболев, американский ученый С. Чандрасеккар) и в изучении структуры и динамики звездных систем (голландский ученый Я.А. Мюстел, В.В. Соболев), а также в изучении структуры и динамики звездных систем (голландский ученый Я.А. Мюстел, В.В. Чандрасеккар). Оорт, советский ученый П. Паренаго, Б. В. Кукаркин и др.).

Классификация, характеристики звезд

В результате большой работы, проделанной астрономами нескольких стран за последние десятилетия, мы многое узнали о различных свойствах звезд, природе их излучения и даже об их эволюции. По иронии судьбы, сегодня мы гораздо лучше понимаем образование и эволюцию многих типов звезд, чем наша собственная планетарная система. В какой-то степени это понятно: астрономы наблюдают большое количество звезд на разных стадиях эволюции, в то время как другие планетарные системы мы пока не можем наблюдать непосредственно.

Мы упомянули о «свойствах» звезд. Это их основные свойства, такие как масса, общее количество энергии, которое звезда излучает за единицу времени (это значение называется «светимость» и обычно обозначается L), радиус и температура поверхностных слоев. Температура определяет цвет звезды и ее спектр. Например, если температура поверхностных слоев звезды составляет 3.000-4.000 K, то ее цвет красноватый, 6.000-7.000 K желтоватый. Очень горячие звезды с температурой выше 10-12 тыс. K бело-голубые. В астрономии существуют достаточно объективные методы измерения цвета звезд. Последнее определяется так называемым «индексом цвета», который является разницей между фотографическим и визуальным размером звезды.

Каждое значение цветового индикатора соответствует определенному типу спектра. В холодно-красных звездах спектры обозначаются линиями поглощения атомов нейтральных металлов и полосами некоторых простых соединений (например, CN, СН, H2O и т.д.). С повышением температуры поверхности молекулярные полосы в спектрах звезд исчезают, многие линии нейтральных атомов ослабевают, появляются линии ионизированных атомов и линии нейтрального гелия. Характер самого спектра радикально меняется. Например, у горячих звезд с температурой поверхности выше 20.000 K в основном линии нейтрального и ионизированного гелия, в то время как непрерывный спектр в ультрафиолетовом диапазоне очень интенсивный. Звезды с температурой поверхностного слоя около 10 000 K имеют наиболее интенсивные водородные линии, в то время как звезды с температурой около 6 000 K имеют линии ионизированного кальция на границе между видимой и ультрафиолетовой частями спектра. Следует отметить, что этот вид имеет спектр нашего Солнца.

Последовательность спектров звезд в результате непрерывного изменения температуры их поверхностных слоев обозначается следующими буквами: О, Б, А, Ф, Г, К, М, от самого горячего до самого холодного. Каждая из этих букв описывает спектральный класс. Спектры звезд настолько чувствительны к изменениям температуры их поверхностных слоев, что оказалось полезным ввести 10 подклассов внутри каждого класса. Например, если звезда должна иметь спектр B9, это означает, что она ближе к спектру A2, чем, например, спектр B1.

Светимость звезды L часто выражается в единицах солнечной светимости. Последнее соответствует 3,8*1026 Вт. Светимость звезд варьируется в очень широких пределах. Существуют звезды (хотя и относительно немногочисленные), светимость которых в десять, а то и сто тысяч раз превышает светимость Солнца. Подавляющее большинство звезд — «карлики», чья яркость намного ниже яркости Солнца, часто в тысячи раз. Характерной чертой светимости является так называемая абсолютная яркость звезды. Видимая яркость звезды зависит, с одной стороны, от ее яркости и цвета, а с другой — от расстояния до нее. Если мы уменьшаем звезду до обычного стандартного расстояния в 10 пс, то ее значение называется «абсолютным». Давайте объясним это на примере. Если видимая (относительная) звездная величина Солнца (определяемая излучающим потоком) равна -26.8, то на расстоянии 10 пс (что примерно в 2 миллиона раз больше истинного расстояния от Земли до Солнца) ее звездная величина составляет около +5. На этом расстоянии наш дневной свет выглядел бы как звезда, едва видимая невооруженным глазом (помните, что самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, равны +6). Звезды с высокой яркостью имеют отрицательные абсолютные значения, например, -7, -5; звезды с низкой яркостью имеют большие положительные абсолютные значения, например, +10, +12 и т.д.

Важной особенностью звезды является ее вес. В отличие от светимости, массы звезд варьируются в относительно узких пределах. Существует очень мало звезд, масса которых в 10 раз больше или меньше массы Солнца. Масса Солнца составляет 1,989*1030 кг, что в 330 раз больше массы Земли.

Еще одной существенной особенностью звезды является ее радиус. Радиусы звезд меняются в очень широком диапазоне. Есть звезды, которые не больше земной сферы (так называемые «белые карлики»), есть огромные «пузыри», в которые орбита Марса могла бы свободно вписаться. Не случайно мы назвали такие гигантские звезды «пузырьками». Из того, что звезды относительно мало отличаются по массе, следует, что на очень большом радиусе средняя плотность вещества должна быть незначительной. Если средняя плотность солнечной материи составляет 1410 кг/м3 , то такие «пузырьки» могут иметь плотность в миллион раз меньшую, чем воздух. В то же время белые карлики имеют огромную среднюю плотность, достигающую десятков и даже сотен миллионов килограммов на кубометр. Важно изучать химический состав звезд, тщательно анализируя их спектры. Необходимо учитывать температуру и давление в поверхностных слоях звезд, которые также получаются из спектров. В целом, спектрографические наблюдения дают наиболее полную информацию об условиях, преобладающих в звездной атмосфере.

По химическому составу звезды обычно состоят из водорода и гелиевой плазмы. Остальные элементы присутствуют в виде относительно небольших «примесей». Средний химический состав внешних слоев звезды примерно следующий. На каждые 10 тысяч атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 атом углерода, 0,3 атома железа. Относительное содержание других элементов еще ниже. Хотя количество атомов так называемых «тяжелых элементов» (т.е. элементов с большей атомной массой, чем у гелия) занимает очень скромное место во Вселенной, их роль очень велика. Прежде всего, они во многом определяют характер эволюции звезд, поскольку непрозрачность звездной оболочки для излучения во многом зависит от содержания тяжелых элементов. В то же время светимость звезды, похоже, также зависит от ее непрозрачности.

Спектроскопические исследования показали, что существуют удивительные различия в химическом составе звезд. Например, горячие массивные звезды, сконцентрированные в галактической плоскости, относительно богаты тяжелыми элементами, в то время как звезды в составе шаровых скоплений имеют в десять раз меньше относительно тяжелых элементов. Этот важный факт находит свое оправдание в современных теориях эволюции звезд и звездных систем.

Наконец, мы должны сказать несколько слов о магнетизме звезд. Этот же метод спектроскопии был использован для доказательства наличия сильных магнитных полей в атмосфере некоторых звезд. В некоторых случаях интенсивность этих полей достигает 10 000 Е (эрстед), т.е. в 20 000 раз больше, чем магнитное поле Земли. Отметим, что в солнечных пятнах интенсивность магнитных полей достигает 3-4 тысяч Е. В целом, магнитные явления играют значительную роль в физических процессах, происходящих в солнечной атмосфере, как это было показано в последние годы. Есть все основания полагать, что то же самое относится и к звездной атмосфере.

Вращение звезд. Вращение звезд изучается с использованием их спектров. Во время вращения один край диска отходит от нас, в то время как другой приближается с той же скоростью. В результате линии в спектре звезды, получаемые одновременно со всего диска, расширяются и приобретают характерный контур по доплеровскому принципу, который может быть использован для определения скорости вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/с и более. Скорость вращения охладителя значительно ниже (несколько км/с). Снижение скорости вращения, по-видимому, связано с передачей части момента величины движения на окружающий его газо-пылевой диск под действием магнитных сил. Благодаря быстрому вращению звезды она принимает форму сплющенного сфероида. Излучение звездного фона просачивается в сторону полюсов, а не экватора, поэтому температура на полюсах выше. Поэтому на поверхности звезд существуют меридиональные потоки от полюсов к экватору, которые замкнуты в глубоких слоях космического тела. Такие движения играют существенную роль в перемешивании вещества в слоях, где не происходит конвекции.

Зависимости между звездными параметрами

Масса звезд находится в пределах от 0,04 до 100 масс Солнца, светимость от 5Ї10-4 до 105 солнечной светимости, радиусы от 2Ї10-1 до 103 солнечных радиусов. Эти параметры связаны определенными зависимостями. Наиболее важные из них показаны на диаграммах «Спектр — Светимость» (Herzsprung — Ресселла диаграммах) или «Эффективная температура — Светимость» и др. Почти все звезды расположены на таких диаграммах по нескольким полосам и соответствуют разным последовательностям или классам яркости. Большинство из них расположены в основной последовательности (класс яркости V). Левый конец образован звездами класса О с температурой 30 000-50 000°, правый конец — красными карликовыми звездами класса М с температурой 3000-4000°. На диаграмме показана последовательность гигантов (класс III), в которую входят звезды высокой светимости (т.е. с большими радиусами). Выше приведены последовательности еще более ярких супергигантов Ia, Ib и II. (Членство Z. в числе карликов, гигантов и супергигантов ранее обозначалось буквами d, g и с перед спектральным классом). По нижнему краю диаграммы находятся белые карлики (VII), размеры которых сопоставимы с размерами Земли при плотности около 106 г/см3. В дополнение к этим основным сериям отмечены субгиганты (IV) и субкарлики (VI).

Внутренняя структура звезд

Поскольку кишки звезд недоступны для прямого наблюдения, их внутреннее строение изучается путем построения теоретических моделей звезд, которые соответствуют значениям массы, радиуса и яркости, наблюдаемым в реальных звездах. Теория внутренней структуры обычных звезд основана на идее, что они являются шаром газа в механическом и тепловом равновесии, который не расширяется и не сжимается в течение длительного периода времени. Механическое равновесие поддерживается гравитационными силами, направленными в центр звезды, и давлением газа в подповерхностных слоях, которое действует наружу для уравновешивания гравитационных сил. Давление увеличивается с глубиной, а вместе с ним и плотность, и температура. Тепловое равновесие заключается в том, что температура звезды — во всех ее элементарных объемах — практически не изменяется во времени, т.е. количество энергии, выходящее из каждого из этих объемов, компенсируется энергией, поступающей в соответствующий объем, и энергией, вырабатываемой там ядерными или иными источниками.

Температура обычных звезд колеблется от нескольких тысяч градусов на поверхности до десяти и более миллионов градусов в центре. При таких температурах материя состоит из почти полностью ионизированных атомов, что позволяет применять уравнения идеального газового состояния в расчетах звездных моделей. При изучении внутренней структуры звезд большое значение имеют условия источников энергии, химический состав и механизм передачи энергии.

Основным механизмом передачи энергии в энергию является лучистая теплопроводность. В этом случае диффузия тепла из теплых внутренних областей звезды наружу происходит через кванты ультрафиолетового излучения, испускаемого горячим газом. Эти кванты поглощаются и повторно излучаются в других частях звезды; по мере переноса внешних, более холодных слоев, частота излучения уменьшается. Скорость диффузии определяется средним значением квантового пробега, которое зависит от прозрачности звездного вещества, характеризующегося коэффициентом поглощения. Основные механизмы поглощения в звезде — фотоэлектрическое поглощение и рассеяние на свободных электронах.

Радиантно-излучающая теплопроводность является основным видом передачи энергии для большинства звезд. Однако в некоторых частях звезд и в звездах с небольшими массами, почти во всех из них, важную роль играет конвективный перенос энергии, т.е. передача тепла через массы газа, которые поднимаются и опускаются из-за разницы температур. Конвективный транспорт, когда он работает, намного эффективнее радиационного, но конвекция происходит только там, где водород или гелий частично ионизированы: В этом случае энергия их рекомбинации удерживает газовые массы в движении. На Солнце зона конвекции занимает слой от поверхности до глубины около 0.1 ее радиуса: Под этим слоем водород и гелий уже полностью ионизированы. В холодных звездах полная ионизация происходит на большей глубине, так что зона конвекции толще и охватывает большую часть объема. Напротив, горячие звезды полностью ионизированы, почти с самой поверхности, так что у них нет зоны внешней конвекции. Однако они имеют конвективное ядро, в котором движения поддерживаются теплом, образующимся при ядерных реакциях.

Гигантские звезды и супергигантские звезды имеют другую структуру, чем основные звезды последовательности. Маленькое плотное ядро из них (1% от радиуса) содержит 20-30% массы, остальное — длинная разреженная оболочка, простирающаяся на расстояния в десятки и сотни солнечных радиусов. Температура сердечников достигает 100 миллионов градусов и более. Белые карлики — по сути одни и те же ядра гигантов, но лишены раковин и охлаждаются до 8-10 тысяч градусов. Плотный газ сердечников и белые карлики обладают особыми свойствами, отличающимися от свойств идеального газа. В нем энергия передается не излучением, а электронной теплопроводностью, как в металлах. Давление такого газа зависит не от температуры, а только от плотности, так что равновесие поддерживается даже в том случае, если звезда остывает и не имеет источников энергии.

Химический состав подповерхностного вещества звезды. на ранних стадиях ее эволюции аналогичен составу звездной атмосферы, что определяется спектроскопическими наблюдениями (диффузионное разделение может происходить только в течение времени, значительно превышающего время жизни звезд). Со временем ядерные реакции изменяют химический состав звездной атмосферы и внутреннюю структуру.

Происхождение и эволюция звезд

В настоящее время хорошо известно, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст — от примерно 1010 лет (шаровые скопления) до 106 лет для самых молодых (рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации). Мы подробно обсудим это ниже. Многие исследователи предполагают, что звезды образуются из диффузной межзвездной среды. Это подтверждается положением молодых звезд в космосе — они концентрируются в спиральных ветвях галактик, где присутствует межзвездное газово-пылевое вещество. Диффузная среда удерживается в спиральных ветвях галактическим магнитным полем. Звезды не могут сдерживаться этим слабым полем. Поэтому старые звезды меньше привязаны к спиралям. Молодые звезды часто образуют комплексы, например, комплекс «Орион», в который входят несколько тысяч молодых звезд. Помимо звезд, комплексы содержат большое количество газа и пыли. Газ в этих комплексах быстро расширяется, а значит, раньше он был более плотной массой.

Реальный процесс образования звезды из диффузной среды еще не до конца ясен. Если масса диффузного вещества в объеме, заполненном газом и пылью, почему-то превышает определенное критическое значение, то вещество в этом объеме начинает сжиматься под действием гравитационных сил. Это явление называется гравитационной конденсацией.

Значение критической массы зависит от плотности, температуры и средней молекулярной массы. Расчеты показывают, что необходимые условия могут быть созданы только в исключительных случаях, когда плотность диффузного вещества становится достаточно высокой. Такие условия могут создаваться случайными колебаниями, но не исключено, что увеличение плотности происходит и в результате некоторых регулярных процессов. Самыми плотными участками рассеянного вещества оказываются сферы и стволы слонов — темные компактные, непрозрачные образования, наблюдаемые на фоне светлых туманностей. Сферы имеют форму круглых пятен, а стволы слонов представляют собой узкие полоски светлого вещества (рис. 243). Сферы и хоботы слонов являются наиболее вероятными предками звезд, хотя у нас нет прямых доказательств этого. Кометно-подобные туманности можно рассматривать как косвенное доказательство. Эти туманности похожи на конус хвоста кометы. Во главе такой туманности обычно находится звезда, похожая на Тельца, молодая зажимающая звезда. Считается, что звезда образовалась внутри туманности. В то же время сама туманность по форме и положению напоминает «хобот слона».

Многие вещи в процессе образования звезд неясны. Например, не все исследователи согласны с тем, что звезды образуются из диффузного межзвездного вещества. Советские астрономические макады. V. Амбарцумян считает, что звезды образуются в результате расширения плотных тел неизвестной природы, которые не наблюдаются непосредственно.

Предположим, что по каким-то причинам облако межзвездной материи достигло критической массы и начался процесс гравитационной конденсации. Частицы пыли и молекулы газа попадают в центр облака, потенциальная гравитационная энергия превращается в кинетическую энергию, а кинетическая энергия от столкновений — в тепло. Облако нагревается, а его излучение увеличивается за счет повышения температуры. Она превращается в протозвезду (звезду на ранних стадиях своей эволюции). Если предположить, что молодые звезды наблюдаются в группах, то можно предположить, что в начале процесса гравитационной конденсации облако межзвездной материи разбивается на несколько частей и одновременно образуются несколько протозвезд.

Суммарный поток энергии, излучаемый протозвездой, как можно показать, определяется обычным законом массы — светимости, но размер протозвезды намного больше.

Поэтому температура его поверхности значительно ниже, чем у обычной звезды той же массы, а на диаграмме спектр — светимость протозвезды — должен находиться справа от основной последовательности. По мере того, как протозвезда сжимается, ее температура повышается, и она движется по диаграмме Герцшпрунг/Рессель, сначала вниз, затем влево, почти параллельно оси абсциссы. Когда температура на заднем плане звезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции.

Сначала сгорает дейтерий, затем литий, бериллий и бор. Сжатие, получаемое за счет дополнительной энергии, замедляется, но не останавливается вовсе, так как эти элементы быстро потребляются. Если температура продолжит повышаться, начнутся реакции протонов (для звезд с массой менее 1,5 Мг) или углеродно-азотный цикл (для звезд с большей массой). Эти реакции могут продолжаться в течение длительного времени, сжатие прекращается и протонная звезда становится нормальной звездой в основной последовательности. Давление внутри звезды уравновешивает притяжение, и звезда находится в стабильном состоянии.

Время гравитационного сжатия звезд относительно невелико. Это зависит от массы протозвезды. Чем больше масса, тем быстрее происходит процесс гравитационной конденсации. Протозвезды, имеющие такую же массу, что и Солнце, конденсируются через 108 лет. Поскольку сжатие происходит быстро, трудно наблюдать звезды на этой первой ранней стадии эволюции. Предполагается, что на этой стадии находятся ложные переменные звезды типа Телец.

Известно несколько рассеянных звездных скоплений, состоящих из звезд О и В-класса и переменных типа Тельца. Такие звезды еще не находятся в состоянии равновесия, и это, вероятно, объясняет их типичное смещение блеска. Эти звезды связаны с пылевыми туманностями, которые являются остатками первоначальных кластеров диффузного вещества.

Поскольку они находятся в основной последовательности, звезды излучают энергию в течение длительного времени за счет термоядерных реакций, практически без каких-либо внешних изменений: Радиус, светимость и масса остаются почти постоянными. Положение звезды в основной последовательности определяется ее массой. Ниже основной последовательности на спектральной диаграмме светимость представляет собой последовательность ярких субкарликов. Они отличаются от звезд основной последовательности своим химическим составом: содержание тяжелых элементов в подкарликах в несколько десятков раз ниже. Причина этой разницы заключается в том, что подкарликовые звезды — это звезды со сферической составляющей.

В результате термоядерных реакций, происходящих в недрах звезды, водород постепенно перерабатывается в гелий или, как его называют, «выгорание» водорода. Время, затрачиваемое на основную последовательность, зависит от скорости термоядерных реакций, в то время как скорость реакций зависит от температуры. Чем больше масса звезды, тем выше температура в ее основании, чтобы давление газа уравновешивало вес вышележащих слоев. Поэтому в звездах большей массы ядерные реакции протекают быстрее, а время, необходимое для основной последовательности, для них короче, так как энергия расходуется быстрее.

Звезды B0 остаются на основной последовательности менее 107 лет, в то время как для Солнца и звезд более поздних спектральных классов время пребывания на основной последовательности превышает 1010 лет.

Ядерные реакции происходят только в центральной части звезды. В этой области (конвективное ядро звезды) вещество постоянно перемешивается. При выгорании водорода радиус и масса конвективного сердечника уменьшаются. Расчеты показывают, что звезда движется вправо по диаграмме яркости спектра. Более массивные звезды движутся быстрее, в результате чего вершина основной последовательности постепенно отклоняется вправо.

Когда весь водород в ядре звезды превращается в гелий, заканчивается вторая стадия эволюции (стадия основной последовательности). Реакция водорода на гелий продолжается только на внешней границе ядра. Расчеты показывают, что это сжимает ядро, увеличивая плотность и температуру в центральной части звезды, а также увеличивая светимость и радиус звезды. Звезда спускается из основной последовательности и становится красным гигантом, входящим в третью стадию эволюции.

Все это — результаты теоретических работ по внутренней структуре звезд. Эти результаты можно проверить, сравнив их с диаграммами спектра — яркости для звездных скоплений. Можно предположить, что звезды в одном и том же скоплении образовались вместе и имеют один и тот же возраст, иначе было бы трудно объяснить существование скоплений.

Мяч и старые разбросанные кучи имеют хорошо представленную ветвь красных гигантов. Это означает, что большинство наблюдаемых звезд этих скоплений находятся в третьей эволюционной стадии.

Ветвление красных гигантов в звездах рассеянных скоплений ниже, чем в шаровых звездах, но основная последовательность выше. Теоретически это можно объяснить более низким содержанием тяжелых элементов в шаровидных звездах. Фактически, наблюдения показывают, что относительная численность тяжелых элементов в звездах сферической подсистемы, к которой относятся шаровые скопления, ниже, чем в звездах плоской подсистемы. Таким образом, наблюдения согласуются с теоретическими представлениями о звездной эволюции и подтверждают их. Таким образом, теория внутреннего строения звезд, на которой базируются эти концепции, также проходит наблюдательный тест.

Предполагается, что на красной гигантской (или супергигантской) стадии в плотном ядре звезды может произойти реакция гелия, который превращается в углерод. Для этого температура в центральной части звезды должна достигать 1,5 108 °К. Расчеты показывают, что такие звезды должны располагаться слева от основной ветви красных гигантов на диаграмме цветности и яркости. Когда реакция гелия внутри ядра и реакции водорода на его границе исчерпаны, заканчивается третья стадия эволюции (стадия красного гиганта). Натянутая оболочка гиганта расширяется, его внешние слои не удерживаются под действием силы тяжести и начинают распадаться. Звезда теряет свое вещество, а ее масса уменьшается. Наблюдения показывают, что красные гиганты и супергиганты действительно иногда гаснут из атмосферы. В этом случае процесс идет медленно. Однако при определенных условиях, которые еще не ясны, звезда может быстро высвободить значительную часть своей массы, и процесс будет иметь характер взрыва, катастрофы. Именно такой взрыв мы видим, когда вспыхивают сверхновые звезды.

Когда материя медленно вытекает из красных гигантов, появляются планетарные туманности. Когда длинная оболочка гиганта растворяется, только его центральное ядро остается полностью свободным от водорода. В случае звезд с массой, не превышающей в 2-3 раза массу Солнца, вещество ядра находится в дегенеративном состоянии, как и вещество белых карликов. Поэтому весьма вероятно, что белые карлики являются четвертой и последней стадией эволюции таких звезд после стадии красных гигантов. Действительно, в старых звездных скоплениях есть белые карлики, но в молодых скоплениях их не хватает. В белых карликах, как мы знаем, нет никаких ядерных реакций. Белые карлики светятся теплоэнергией, накопленной в прошлом, постепенно охлаждаются и превращаются в незамеченных «черных» карликов.

Белые карлики холодные, умирающие звезды. Звезды, численно превосходящие по массе Солнце, не могут войти в белую карликовую фазу, потому что их ядра гелия не дегенерируют. Предполагается, что в этом случае третья стадия эволюции заканчивается образованием нейтронной звезды и взрывом сверхновой.

Так что теперь у нас есть возможность проследить эволюцию звезд в целом, от плотного облака газа и пыли до сжимаемой протозвезды, затем через обычную звезду основной последовательности до красного гиганта и, наконец, до белого карлика. В этой картине еще многое предстоит прояснить, но она кажется вполне разумной по своим основным характеристикам.

Выше мы рассмотрели, как звезды меняют свою массу, радиус, светимость, температуру в процессе эволюции, и ничего не сказали о такой важной особенности, как вращение. Известно, что звезды спектральных классов O, B, A вращаются очень быстро — скорость их экваториального вращения обычно превышает 100 км/сек. Скорость вращения звезд класса F в среднем составляет менее 100 км/с, а звезды холоднее F вращаются настолько медленно, что доплеровская линия слишком мала, и скорость вращения невозможно измерить. Верхний предел скорости вращения звезд классов G, K, M, которые относятся к основной последовательности, составляет несколько десятков км/с, но на самом деле вращение может быть значительно медленнее. Например, Солнце, типичная звезда G-класса, имеет скорость вращения в точке экватора всего около 2 км/сек.

Заключение

Из наблюдений за диффузными туманностями следует, что отдельные куски материи в них движутся относительно друг друга со скоростью около 1 км/с. Поэтому первичная туманность, из которой образуется звезда, всегда должна иметь начальный импульс. Расчеты показывают, что если бы этот импульс сохранялся в величине движения, звезды не могли бы сформироваться, потому что туманность при сжатии увеличивала бы скорость вращения и лопалась задолго до этого. Очевидно, что момент в движении должен быть как-то удален из туманности. Конденсированная туманность связана с окружающим менее плотным магнитным полем, а поскольку межзвездное вещество «прилипает» к магнитным силовым линиям, вращение конденсированной туманности переносится в окружающую среду, и туманность теряет момент своего движения. Детальное наблюдение этого процесса показывает, что передача импульса прекращается, когда плотность протозвезды становится достаточно высокой и окончательно конденсированная звезда должна иметь экваториальную скорость несколько сотен километров в секунду, независимо от ее массы.

Для горячих звезд это скорость вращения. Холодные звезды имеют гораздо более низкую скорость вращения. В Солнечной системе 98% импульса принадлежит планетам и только 2% — Солнцу. Солнце вращалось бы со скоростью около 100 км/с в экваториальном направлении, если бы у него был весь момент движения Солнечной системы. Конечно, мысль о том, что медленное вращение холодных звезд можно объяснить наличием планетарных систем, похожих на Солнечную систему. Если так, то число планетарных систем в галактике очень велико.

Наконец, я хотел бы представить таблицу с расчетной длительностью гравитационного сжатия и временем пребывания на основной последовательности для звезд различных спектральных классов.

Список литературы

Бабушка А. Н. Современные концепции естествознания, 2003.
Шкловский И.С. Вселенная. Жизнь. Причина. 1985.
Звезды Шкловского И.С.: их рождение, их жизнь и смерть. 1986.
Интернет-источники.